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从黑暗时代开始，随着宇宙的演化，大尺度结构不断增长，且规模越来越大。
当然是引力导致了这一切，所以我们可以通过研究周围的天文结构来获得关于引力的信息。
现在，我们先来看看人们是如何利用宇宙中的天体来研究宇宙膨胀的历史。
哈勃于1929年发表的那篇论文使他成为这一领域的开者。
和其他伟大的科学发现一样，一代又一代的后来者在他工作的基础上加以扩充。
所有这些工作的目的就是为了解决两个问题：天体离我们多远？它们远离我们的速度有多快？这些信息可以用来确定宇宙膨胀的速率。
实际上，第二个问题更直接一些。
恒星，以及其他大多数天体只发出特定频率的光，此频率和它们的化学组成相关。
现在，如果一个物体发生运动，就像大多数天体那样，那么我们接收到它们发出的光的频率就会由于多普勒效应发生频移。
这种现象和救护车靠近或远离你时你听到的警报声变化是一样的：当救护车朝你驶来时警报的频率比远离你时要高一些。
在靠近或远离这两种情况下，频率的变化和物体的运动速度直接相关。
这意味着如果我们知道一个天体的化学组成（大部分情况下我们是知道的），那么计算物体远离我们的速度就相对来说比较容易。
然而，精确地测量天体的距离是更加有挑战性的任务。
比较常用的方法是去观测一些离我们比较近的天体。
如果可以确定这些邻近天体的距离（一般来说也比较容易），那么我们就能利用它们去校准更远处的同类天体。
这一方法的其中一个例子就是哈勃在他的论文中使用的造父变星（Cepheids）。
造父变星是一类亮度呈周期性变化的天体。
人们很早就知道造父变星的光变周期和它们的光度（也就是它的实际亮度。
这和视亮度不同，视亮度还取决于它到我们的距离）相关。
这个结论是基于对已知距离的邻近恒星的研究得出的。
哈勃利用这一信息去测量更远的造父变星的距离。
其中的逻辑非常直接：你可以持续观测造父变星并测量它的周期，然后利用周期信息去计算它辐射的光度，最后把光度和你的相机胶卷上实际拍到的造父变星的亮度作对比。
有一个简单的定律告诉你一个已知光度的天体在给定距离下有多亮，你就可以利用这个定律，用测得的亮度和算出的造父变星的光度来计算它的距离。
不幸的是，这个方法里面有很多步骤都可能出错。
用来确定天体距离的一些定律（比如造父变星光变周期和光度的关系）可能仅仅是近似正确。
你还需要假设这些定律同时适用于遥远的天体和近处的天体。
这不一定总是正确，因为当一个天体很远的时候人们很难弄清楚它到底是什么天体，另一种可能性是那些定律在随着时间变化（注意，你看远处时，看到的是远处物体很久以前的样子）。
人们需要仔细考虑这些问题，因为它们有时候会导致错误的推断。
比如说，哈勃在1929年的论文中推测的宇宙膨胀速度是现在测量结果的10倍左右。
这一错误是由于哈勃利用造父变星估算出的星系距离有误。
测量天体距离领域现在有了很大的进步，人们利用超新星观测来测距，这个方法本质上和哈勃的方法还是一致的。
我们在第3章讨论过，超新星是爆炸的恒星，单个超新星的亮度可以和整个星系的亮度相同。
所以人们可以相对容易地看到它。
现在人们知道超新星爆发有好几种方式，天文学家们已经给它们都起好了名字。
对于研究宇宙膨胀最有用的一类超新星叫做Ia型（TypeIa）超新星。
这类超新星爆发的源头是吸积伴星物质的白矮星。
当白矮星上聚集了足够的质量，它就不可能继续抵抗自身引力的压力，于是产生坍缩和爆炸。
Ia型超新星的好处在于，无论它发生在哪里，发生在什么时候，其发生的方式都是非常相似的。
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