有一個宇宙學的難題是「宇宙膨脹的速度有多快」，而它是以一個叫做哈伯常數的數字來衡量的。
在明尼蘇達大學教授 Patrick Kelly 帶領的兩篇新論文中，他們成功地使用了一項新技術來測量哈伯常數——利用來自一顆爆炸恆星的光，它的光線在膨脹的宇宙中千里迢迢才到達地球。這些論文發表在《科學 (Science) 》和《天文物理期刊 (The Astrophysical Journal) 》上。
自 1920 年代以來，我們就知道宇宙正在膨脹。
1908 年左右，美國天文學家 Henrietta Leavitt 找到了一種方法來測量一種稱為「造父變星 (Cepheid variable stars) 」的恆星的固有光度——不是它們從地球上看起來有多亮，這取決於距離和其他因素，而是它們真正的光度。造父變星會在一個規律的周期中變亮和變暗， Leavitt 表示其固有光度與這個週期的長度有關。
科學家們將造父變星以「標準燭光 (standard candles) 」做為基礎，也就是說其固有光度是已知的，因此可以計算距離。
這是如何運作的？想像一下，現在是晚上，你站在一條又長又黑的街道上，沿路上只有幾根路燈。接著再想像一下，每個燈桿都有相同類型的燈泡，具有相同的功率。你會發現遠處的燈看起來比近處的更暗。
我們知道，光的漸弱與其距離成正比，這就是光的平方反比定律。現在，如果你可以量化測量每盞燈對你來說有多亮，並且如果你已經知道它應該有多亮，那麼你就可以算出每個燈桿的距離。
1929 年，另一位美國天文學家 Edwin Hubble 在其他星系中發現了許多這樣的造父變星並測量了它們的距離——根據這些距離和其他測量結果，他可以確定宇宙正在膨脹。
標準燭光法是一種很有效的方法，使我們能夠測量浩瀚的宇宙。我們一直在尋找可以更好地測量並能看到更遠距離光度的方法。
最近有一些研究計畫是在距離地球更遠的地方測量宇宙的大小，比如由諾貝爾獎獲得者 Adam Riess 領導的 SH0ES 項目，已經將造父變星與一種稱為 Ia 型超新星的爆炸恆星一起使用，它也可以作為一種標準燭光。
還有其他方法可以測量哈伯常數，例如使用宇宙微波背景的方法——這是在大爆炸後不久開始在宇宙中傳播的遺留光線或輻射。
問題是這兩種測量方法，一個在附近使用超新星和造父變星，另一個在更遠的地方使用微波背景，產生的數值相差近 10%。天文學家將這種差異稱為哈伯張力，並一直在尋找新的測量技術解決這個問題。
最近科學家已經成功使用了一項新技術來測量宇宙的膨脹率。這項技術是基於一顆名為雷夫斯達爾 (Refsdal) 的超新星。
2014 年，澳大利亞國立大學天體物理學家 Brad Tucker 的團隊發現了同一顆超新星的多張圖像——這是第一顆被檢測到的多重透鏡超新星。哈伯太空望遠鏡看到的不是一顆超新星，而是五顆！
這種情況是怎麼發生的？來自超新星的光向四面八方射出，但它穿過被巨大星系團的巨大引力場扭曲的空間，引力使光的路徑彎曲，最終通過多條路徑到達地球。也就是說超新星的每一次出現都是沿著宇宙中的不同路徑到達我們這裡。
想像一下，有三列火車同時離開同一個車站。然而，一列直接開往下一站，一列穿過山區，另一列經過海岸，最後它們都到達相同的車站，但是因為路線不同，因此雖然他們在同一時間離開，結果是在不同的時間抵達。
因此，我們的鏡頭圖像顯示的是同一顆超新星，它在某個特定時間點爆炸，但每張圖像都經過不同的路徑。通過觀察超新星每次出現到達地球的時間——其中一次發生在 2015 年，在這顆爆炸的恆星已經被發現之後——我們能夠測量它們的旅行時間，從而測量宇宙在我們拍攝圖像時增長了多少。
「重力透鏡效應」為我們提供了一種獨特的宇宙增長測量方法。在論文中，科學家發現這種測量方式更接近於宇宙微波背景測量，而不是造父變星和超新星測量。然而，根據它的位置，它實際上應該更接近造父變星和超新星測量。
雖然這根本不能解決爭論，但它的確為我們提供了另一條線索。一切都還有很多不確定性，包括超新星的數值可能有問題，或者我們對星系團的理解以及應用於透鏡的模型有問題。因此目前我們仍然不能保證測量宇宙膨脹最適合的方法。
