我们早就知道宇宙在膨胀。1929年，埃德温·哈勃发表了第一篇证明宇宙膨胀的论文，论文的基础是维斯托·斯利弗、米尔顿·休马森和亨丽埃塔·莱维特的观测结果。

　　正因为如此，宇宙膨胀的速度被称为哈勃常数，或哈勃参数，H0。从这个参数，你可以计算出宇宙大爆炸以来的年龄，所以知道H0的值是我们理解现代宇宙学的核心。

　　早期，哈勃参数的测量值变化很大。哈勃的初始值约为500 (km/s)/Mpc。到20世纪60年代，这个数值稳定在50到90 (km/s)/Mpc之间，在20世纪的大部分时间里都保持在这个水平。由于我们的计算方法有限，所以很难得到更精确的结果。

　　所有这些都是基于宇宙距离阶梯，它使用一系列的观测来计算更大的宇宙距离，每一个都建立在之前的方法之上。但在过去的几十年里，我们做得很好，哈勃值似乎稳定在70 (km/s)/Mpc左右。在那之后，事情开始变得……有问题。

　　有了WMAP和普朗克这样的卫星，我们开始获得宇宙微波背景的高分辨率地图。从这个背景的波动中，我们有了一种新的测量H0的方法，得到了67-68 (km/s)/Mpc的值。与此同时，对遥远超新星的观测和宇宙距离阶梯将数值确定为73-75 (km/s)/Mpc。

　　两种方法都相当精确，但它们完全不一致。这种分歧现在被称为哈勃张力问题，它是宇宙学中最令人烦恼的谜题。

　　我们不确定是什么导致了哈勃望远镜的张力。这可能意味着我们的一种或多种观测方法从根本上是有缺陷的，或者它可能意味着我们真的不了解暗能量和宇宙膨胀。

　　但天文学家普遍认为，解决这个谜团的一种方法是寻找独立于宇宙背景和宇宙距离阶梯的方法来测量H0。其中一种方法涉及引力透镜效应。

　　引力透镜的发生是因为重力扭曲了空间，这意味着光的路径会被大质量的存在所偏转。所以，例如，如果一个遥远的星系碰巧在我们的有利位置上靠近一个星系的后面，我们看到的是一个遥远星系的引力扭曲视图，甚至是多个星系的图像。

　　多幅图像效应的有趣之处在于，每张图像发出的光在距离较近的星系周围走的路径不同，距离也不同。由于光速是有限的，这意味着每张图像都向我们展示了银河系在不同历史时期的景象。

　　这对星系来说并不重要，但对超新星来说，这意味着引力透镜可以让我们多次观察同一颗超新星。通过计算每个超新星图像的路径，我们可以确定每个路径的相对距离，通过计时每个图像的出现，我们可以确定实际距离。这给了我们一个独立于宇宙距离阶梯的测量，给了我们一个测量哈勃参数的新方法。

　　这种方法已经被使用了几次，但是它们的哈勃值的不确定度不够小，不足以解决哈勃张力。然而，一项使用这种方法的新研究足够精确。该作品发表在arXiv预印本服务器上。

　　这项研究是基于JWST拍摄的Ia型超新星SN H0pe的图像。它是迄今为止观测到的最遥远的超新星之一，由于距离较近的星系团G165，研究小组拍摄了三张SN ho0pe的镜头图像。根据他们的时间、观测到的亮度和计算出的路径，研究小组计算出H0为70-83 (km/s)/Mpc。该方法的不确定性仍高于其他方法，但与常用的距离阶梯法一致。它也明显不符合宇宙微波背景法。

　　除了“希望号”，哈勃望远镜的张力是真实存在的。如果说有什么不同的话，那就是这个新结果使问题变得更加棘手。关于宇宙膨胀，有一些我们不了解的东西，现在很明显，更好的观测本身并不能解开这个谜团。