我們早已知道宇宙正在膨脹。1929年，艾德溫·哈伯基於維斯托·斯利弗、米爾頓·胡瑪森和亨麗Eta·勒維特的觀測，發表了第一篇證實宇宙膨脹的論文。因此，宇宙膨脹的速率被稱為哈伯常數，或H0。透過這個參數，我們可以計算宇宙自大爆炸以來的年齡，所以了解H0的值對我們理解現代宇宙學至關重要。
早期，測量的哈伯參數值差異很大。哈伯最初的值約為500（公裏/秒）/兆帕秒。到了20世紀60年代，這個值穩定在50到90（公裏/秒）/兆帕秒之間，這個值在20世紀的大部份時間裏保持不變。由於我們計算它的方法有限，很難得到更精確的數值。所有這些都是基於宇宙距離階梯，它使用一系列觀測來計算越來越大的宇宙距離，每種方法都建立在前一種方法的基礎上。但在過去幾十年裏，我們在這方面做得相當好，哈伯值似乎穩定在70（公裏/秒）/兆帕秒左右。之後，事情開始變得……有問題。
隨著WMAP和普朗克等衛星的發射，我們開始得到宇宙微波背景的高分辨率地圖。從這個背景的波動中，我們有了新的測量H0的方法，並得到了67-68（公裏/秒）/兆帕秒的值。同時，對遙遠超新星和宇宙距離階梯的觀測將值確定為73-75（公裏/秒）/兆帕秒。兩種方法都非常精確，然而它們完全不一致。這種不一致現在被稱為哈伯張力問題，是宇宙學中最煩人的謎團。
我們不確定是什麽導致了哈伯張力。這可能意味著我們的一種或多種觀測方法存在根本性的缺陷，或者可能意味著關於暗能量和宇宙膨脹有一些我們真的不理解的東西。但天文學家普遍認為，解決這個謎團的方法之一是尋找獨立於宇宙背景和宇宙距離階梯的測量H0的方法。其中一種方法涉及重力透鏡。
重力透鏡是因為重力彎曲空間，這意味著光的路徑可以被大質素的存在所偏轉。例如，如果一個遙遠的星系碰巧位於一個較近的星系後面，我們會看到一個因重力而扭曲的遙遠星系的檢視，甚至可能是星系的多個影像。關於多重影像效應的有趣之處在於，每個影像的光沿著不同的路徑繞過較近的星系，每個路徑的距離都不同。由於光速是有限的，這意味著每個影像讓我們在歷史上的不同時間看到了星系。
對於星系來說，這沒什麽大不了的，但對於超新星來說，這意味著重力透鏡可以讓我們多次觀測到同一個超新星。透過計算每個超新星影像的路徑，我們可以確定每條路徑的相對距離，透過計時每個影像的出現，我們可以確定實際距離。這為我們提供了一種獨立於宇宙距離階梯的測量方法，為我們提供了一種新的測量哈伯參數的方法。這種方法已經使用過幾次，但它們的哈伯值的不確定性不足以解決哈伯張力。然而，一項使用這種方法的新研究足夠精確。
這項研究基於JWST對一顆名為SN H0pe的Ia型超新星的影像。這是觀測到的最遠的超新星之一，由於較近的星系團G165，團隊捕捉到了SN H0pe的三個透鏡影像。透過它們的時間、觀測亮度和計算路徑，團隊計算出H0為70-83（公裏/秒）/兆帕秒。這仍然比其他方法有更高的不確定性，但它與通常的距離階梯方法一致。它也明顯與宇宙微波背景方法不一致。
盡管有H0pe，哈伯張力是非常真實的。如果有什麽不同的話，這個新結果使問題變得更加麻煩。關於宇宙膨脹有一些我們不理解的東西，現在很明顯，更好的觀測本身不會解決這個謎團。
