爆发比预想暗了一些
1998 年，研究遥远 Ia 型超新星的天文学家遇到一个意外：按原先简单的减速膨胀模型比较，这些爆发偏暗。校正亮度、与附近同类天体相比后，High-Z 超新星搜索团队推得的距离更远。另一支超新星宇宙学项目团队，用不同样本也得到相同的大方向：宇宙膨胀曾进入加速阶段。
他们原本想用明亮爆发测量宇宙怎样减速。普通物质和暗物质都有引力，理应拖慢膨胀。望得越远，看见的年代越早；把那些年代的距离与红移排在一起，就能比较不同膨胀历史。意外藏在一条具体关系里：同样红移，校正后的超新星究竟有多亮？
能当宇宙路灯，也得先校正
Ia 型超新星与白矮星的热核爆发有关。白矮星是一类致密恒星遗骸，这种爆发会将它破坏。天文学家用光谱与亮度随时间变化的方式辨认它们。它们足够明亮，能在很远的星系里被看见；但每次爆发的峰值亮度并不完全相同。
附近观测发现了一条好用的规律：通常较亮的 Ia 型超新星，暗下去也较慢。把亮度怎样升降画出来，叫光变曲线，曲线形状能帮助校正峰值。颜色还提供尘埃消光等差异的线索。“标准烛光”在这里是一种校正后的距离工具，可靠程度取决于这些校正能否从近处用到远处。
观测本身也很费工夫。爆发要尽早发现，随后在多个波段反复拍摄，还得判断类型、扣除宿主星系的光。红移较大时，同一个观测滤光片对应的源端波长也变了。标定、光变校正、样本怎样被选中，都可能影响距离比较。原始研究花了大量篇幅逐一处理。
亮度和红移提供两种线索
已知本来有多亮的物体，放得越远，看起来就越暗。在膨胀宇宙中，光子波长被拉长，到达节拍也变慢，这些效应一同影响亮度。天文学家用光度距离概括它们：给定源的光度，这个距离能换算出我们收到的光通量。光度距离越大，校正后的超新星就越暗。
红移告诉我们，发出的波长到今天被拉长了多少，也就是那时与今天的宇宙尺度相差多少。同样红移对应多远，要看光传播期间整段膨胀历史。研究者因而比较整条距离—红移曲线。一群远近不同的爆发，才能让某种膨胀历史比另一种更合适。
两组样本都偏离了简单的减速图景
Riess、Schmidt 和同事在 1998 年论文里报告十颗新观测的遥远 Ia 型超新星，与早先结果合在一起，比较了十六颗高红移天体和三十四颗附近天体。相对于所采用的低物质密度、零宇宙学常数模型，远处距离平均大约多出百分之十到十五。Perlmutter 团队的 1999 年论文则分析了四十二颗遥远超新星，并配上附近参照样本。
尘埃会让光变暗，不同年代的爆发群体若本来不同，也会改动距离。两队检查颜色、光变、选择效应等可能偏差。独立样本和不同分析方法给出了相近方向，增加了说服力。后来样本继续扩大，对共同标定误差也处理得更细。一项标定偏差能把许多点一起推偏，不能把它当成每多一个点就独立缩小一次的随机误差。
在被检验的均匀膨胀宇宙模型中，数据偏好一段加速阶段。正的宇宙学常数是一种解释；在广义相对论里，它对应平滑分布的能量成分，其引力效应能推动膨胀加速。“暗能量”则称呼更广泛的可能成因。超新星距离限制膨胀历史，背后的具体物理还须结合更多观测与理论研究。
获奖之前，研究问题已经变了
2011 年诺贝尔物理学奖授予 Saul Perlmutter、Brian Schmidt 和 Adam Riess，表彰遥远超新星揭示加速膨胀的发现。宇宙学家随后要追问，加速成分怎样随时间改变，超新星距离又是否与其他宇宙观测吻合。几次遥远爆发的亮度偏移，把问题带到了更深一层：空间的膨胀，究竟由什么支配？