关于宇宙加速膨胀，让我们从哈勃定律说起。在爱因斯坦广义相对论发表（1916年）的十多年后，哈勃根据对遥远天体的观测发现：星系离我们而去的退行速度v，与其到地球的距离r成正比；即v = H₀ r , 这里H₀ 是哈勃常数。以r 为纵坐标，v为横坐标作图，按照哈勃定律应该得到一条直线，而直线的斜率应为1/H₀ 。H₀可以被粗略地理解为代表宇宙膨胀的相对速率,  H₀ = v / r = (dr/dt)/r = (dr/r) / dt，它的值约为：0.07/(10亿年)。在r ~v 图上，大的r ，或大的v代表宇宙的过去，而原点附近则代表现在。如果在宇宙的历史上，膨胀的速率发生过变化，则r (v) 直线会发生弯曲。特别是，如果宇宙加速膨胀（即过去的膨胀速率较小，H₀ 较小），则在大r附近，斜率1/H₀ 将逐步有所增大，结果r (v)表现为下凹曲线。 

　　上述关系，体现在观测上，是要作“星体的表观亮度~红移量Z ”的双lg（对数）图。表观亮度 = 发光强度 / r² , 显然，lg（星体的表观亮度）正比于 - lg（r），而lg (Z) 正比于lg (v)。1998年，两个独立的国际合作天文观测组，基于他们对Ia型超新星的观测研究，得出结论：宇宙或许正在加速膨胀。研究者的证据是：离我们越远的Ia型超新星，看上去比它们应有的亮度更暗；或者说，在高红移Z（即高v）处，Ia型超新星通过其表观亮度定出的距离r，比按照r (v) 直线所预期的要大——r (v)表现为下凹曲线。 

　　有关测量，要求有发光强度固定不变的“标准灯”，这就是Ia型超新星。这类超新星的光变曲线有明显的规律，在爆发后的三星期其发光强度达到最大。此外，还有一些特征（如光谱）可用于对Ia型超新星加以辨认，并且对可能产生的误差做出修正。既然Ia型超新星是我们测量宇宙膨胀速率的标准灯，就有必要对其起源以及爆发过程进行深入的研究。一种有效的方法是仿真模拟。比较公认的模型认为：Ia型超新星是“碳-氧”白矮星的热爆炸事件；要想点燃碳的热核聚变，白矮星事先必须从附近恒星吞食质量（附近恒星外层的氢），或者通过与另一颗白矮星的融合大大增加质量。最近，来自德国马克斯-普朗克天体物理研究所的Pakmor等，在Nature 周刊上撰文，报告了他们所完成的一个模拟——“等质量白矮星融合引发亚光度Ia型超新星”。 

　　Pakmor等的工作在在光变周期和光谱方面与观察到的情况十分接近，不过发光强度比正常Ia型超新星要弱，只能算是亚光度Ia型超新星。有关专家认为，Pakmor等的工作首次从理论的角度证实：通过白矮星融合引爆Ia型超新星的方案，是可行的。然而，也有令人担心的问题：宇宙加速膨胀的测量结果是基于对Ia型超新星表观亮度的观察，现在Ia型超新星的发光强度分布不均，是否会对加速膨胀的结论产生影响? 要回答这个问题，现在为时尚早。为此，对天文学界的要求是，通过更全面的物理机制分析，完善对Ia型超新星的分类；使我们关于宇宙膨胀的研究，用上更为可靠的标准灯。 

　　（戴闻 编译自 Nature 463(2009) :35 和 61）