根据爱因斯坦的相对论，重力会造成时空弯曲，而时空弯曲的程度与质量成正比。我们日常生活中所接触的事物质量很小，所造成的时空弯曲微乎其微。但当质量达到银河系、星系团的等级时，时空弯曲非常显著，可以将来自背景星系的光聚焦放大，好似拿着放大镜般，因此又称“重力透镜效应”。
超新星是恒星演化的最终阶段，爆炸而绽放出的绚烂烟火。超新星爆炸的亮度可以超越整个星系恒星的总和，即便是在遥远的距离也可以观测得到，因此可用来量测遥远星系的距离。超新星依光变曲线以及光谱中氢线的有无可分为I型及II型，其中II型为单一巨质量的恒星爆炸而来，而 Ia 型超新星则是双星系统，由白矮星逐渐吸积伴星的物质，达到白矮星质量上限后爆炸。
也因此，Ia 型超新星爆炸时的质量几乎一致，而爆炸时的最大光度也一致。此特性使得 Ia 型超新星可以用作标准烛光，来测量遥远星系的距离。透过 Ia 型超新星的观测，天文学家发现宇宙正在加速膨胀，并因此获得 2011 年诺贝尔物理奖！
借由超新星准确量测哈伯常数，并与宇宙诞生时的微波背景辐射的结果相比较，让天文学家们得以一窥暗能量的本质、微中子的质量以及宇宙的曲度。目前所量测到的哈伯常数，与宇宙微波背景辐射的结果并不吻合。一方面，量测宇宙背景辐射的普朗克卫星可能存在系统性误差。另一方面，天文学家所采用的宇宙模型或许并不精确。如果是后者，那么精准量测哈伯常数将可以让我们修正宇宙模型，并进一步探究暗能量的状态方程序、宇宙的曲度以及微中子的质量。
除了超新星外，另一个量测哈伯常数的方式，是透过重力透镜所造成的时间延迟。当遥远的星体受到前景星系或星系团的重力透镜作用而形成多重影像时，每个影像上的光子所经过的时空路径并不相同，因此到达观测者（地球上的我们）眼中时，会有时间差。这个时间差只跟空间曲度有关，因此我们能由此测得哈伯常数。
舒尔·雷夫斯达尔（Sjur Refsdal）在 1964 年首先提出使用超新星来量测时间差。可惜当时尚未有大规模的巡天计划，所发现的超新星甚少，因此天文学家转而使用类星体来量测重力透镜时间延迟。但重力透镜时间延迟包含了透镜星系的质量分布以及哈伯常数两个相关变量，因此无法单独准确量测哈伯常数。第一个多重影像的超新星直到去年才由哈伯望远镜发现，并命名为雷夫斯达尔超新星，以纪念雷夫斯达尔的贡献。可惜此超新星为 II 型超新星，我们对于其距离及爆炸时的最大光度未能有精准的测量，因此无法测量哈伯常数。
令人惊喜的是，在过去几天内，天文学家首次观测到多重影像的 Ia 型超新星！这是由加州理工学院所主导的帕洛玛瞬变天体巡天计划（PTF）所发现的 iPTF16geu（见下图）。与类星体以及 II 型超新星的不同点在于，我们能准确的计算出 Ia 型超新星的最大光度，并因此得出重力透镜的放大率，可打破透镜星系质量分布及哈伯常数的相依性，让天文学家得以单独且准确的量测哈伯常数！
▲ 夏威夷毛纳基峰（Mauna Kea）凯克（Keck）望远镜所观测的超新星（SN）iPTF16geu、宿主星系（Lensed SN host galaxy）及重力透镜星系（Lensing galaxy）的影像。
目前 iPTF16geu 的后续光度观测仍持续进行中，相信在不久的将来，我们便能透过其时间延迟量测哈伯常数！
