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宇宙冷卻到變得透明後的一段時間，被天文學家們稱為黑暗時代(Dark ages)。黑暗時代指的是原初大火球之後，最古老的恆星和星系形成之前的一段時間。關於宇宙的這段歷史，天文學家們所知甚少，因為那時候的物質大部分都是以氣體雲的形式存在。幾億年後，初代恆星和星系才開始形成。
從黑暗時代開始，隨著宇宙的演化，大尺度結構不斷增長，且規模越來越大。當然是引力導致了這一切，所以我們可以通過研究周圍的天文結構來獲得關於引力的信息。現在，我們先來看看人們是如何利用宇宙中的天體來研究宇宙膨脹的歷史。 哈勃於1929年發表的那篇論文使他成為這一領域的開者。和其他偉大的科學發現一樣，一代又一代的後來者在他工作的基礎上加以擴充。所有這些工作的目的就是為了解決兩個問題：天體離我們多遠？它們遠離我們的速度有多快？這些信息可以用來確定宇宙膨脹的速率。實際上，第二個問題更直接一些。
恆星，以及其他大多數天體只發出特定頻率的光，此頻率和它們的化學組成相關。現在，如果一個物體發生運動，就像大多數天體那樣，那麼我們接收到它們發出的光的頻率就會由於都卜勒效應發生頻移。這種現象和救護車靠近或遠離你時你聽到的警報聲變化是一樣的：當救護車朝你駛來時警報的頻率比遠離你時要高一些。在靠近或遠離這兩種情況下，頻率的變化和物體的運動速度直接相關。這意味著如果我們知道一個天體的化學組成(大部分情況下我們是知道的)，那麼計算物體遠離我們的速度就相對來說比較容易。
然而，精確地測量天體的距離是更加有挑戰性的任務。比較常用的方法是去觀測一些離我們比較近的天體。如果可以確定這些鄰近天體的距離(一般來說也比較容易)，那麼我們就能利用它們去校準更遠處的同類天體。這一方法的其中一個例子就是哈勃在他的論文中使用的造父變星(Cepheids)。造父變星是一類亮度呈周期性變化的天體。人們很早就知道造父變星的光變周期和它們的光度(也就是它的實際亮度。這和視亮度不同，視亮度還取決於它到我們的距離)相關。
這個結論是基於對已知距離的鄰近恆星的研究得出的。哈勃利用這一信息去測量更遠的造父變星的距離。其中的邏輯非常直接：你可以持續觀測造父變星並測量它的周期，然後利用周期信息去計算它輻射的光度，最後把光度和你的相機膠捲上實際拍到的造父變星的亮度作對比。有一個簡單的定律告訴你一個已知光度的天體在給定距離下有多亮，你就可以利用這個定律，用測得的亮度和算出的造父變星的光度來計算它的距離。
不幸的是，這個方法裡面有很多步驟都可能出錯。用來確定天體距離的一些定律(比如造父變星光變周期和光度的關係)可能僅僅是近似正確。你還需要假設這些定律同時適用於遙遠的天體和近處的天體。這不一定總是正確，因為當一個天體很遠的時候人們很難弄清楚它到底是什麼天體，另一種可能性是那些定律在隨著時間變化(注意，你看遠處時，看到的是遠處物體很久以前的樣子)。人們需要仔細考慮這些問題，因為它們有時候會導致錯誤的推斷。比如說，哈勃在1929年的論文中推測的宇宙膨脹速度是現在測量結果的10倍左右。
這一錯誤是由於哈勃利用造父變星估算出的星系距離有誤。 測量天體距離領域現在有了很大的進步，人們利用超新星觀測來測距，這個方法本質上和哈勃的方法還是一致的。我們在第3章討論過，超新星是爆炸的恆星，單個超新星的亮度可以和整個星系的亮度相同。所以人們可以相對容易地看到它。現在人們知道超新星爆發有好幾種方式，天文學家們已經給它們都起好了名字。對於研究宇宙膨脹最有用的一類超新星叫做I a型(Type Ia)超新星。
這類超新星爆發的源頭是吸積伴星物質的白矮星。當白矮星上聚集了足夠的質量，它就不可能繼續抵抗自身引力的壓力，於是產生坍縮和爆炸。Ia型超新星的好處在於，無論它發生在哪裡，發生在什麼時候，其發生的方式都是非常相似的。這意味著如果人們能夠確定一個天體是Ia型超新星，就能利用它們的亮度來很好地估計其距離。 第一批利用Ia型超新星研究宇宙膨脹歷史的結果在20世紀90年代末才開始出現。
超新星宇宙學項目(Supernova Cosmology Project)和高紅移超新星搜尋小組(High-Z Supernova Search Team)兩個研究組都參與了這項工作，他們大約在同一時間發表了各自的結果。利用對超遠距離的超新星(也就是幾十億年前爆發的超新星)的觀測，他們有了一些令人驚訝的發現。他們確認了宇宙膨脹的速度並沒有減慢，而是在加速。這一結果完全出乎意料，因為理論上在引力作用下相互遠離的物體只會減速遠離，整個物理學界都被震驚了。當然對於理解引力來說，這其實是非常迷人的結果。