现在，韦伯太空望远镜已经投入使用，天文学家可以研究一些有史以来最遥远、最黯淡的星系。据说，我们可能已经捕捉到了其中的一个，该星系形成于宇宙只有3亿年的时候，但是还不能完全确定它的距离。确定一个天体距离我们有多远，这在天文学上从来是个棘手的问题。
如何测量一个最遥远星系的距离呢?如果你是一名天文学家，你会知道，除了观测它的红移，别无他法。因为根据哈勃定律，一个星系离开我们的速度与它的距离成正比(V=HD，V为速度，D为距离，H为哈勃常数)。星系的速度是容易算的，因为它与光谱的红移量成正比。哈勃常数呢，如果宇宙自诞生以来一直在以匀速膨胀，那倒好办，我们只要找一个可作为标准烛光的天体(所谓标准烛光，就是可以通过比较它的视亮度和真实亮度来确定其距离)，计算出它的哈勃常数，再把这个哈勃常数应用于任何星系即可。
宇宙“量天尺”如何建立?
但遗憾的是，我们的宇宙并非在匀速膨胀，至少现在是在加速膨胀，因此没有一个放之全宇宙而皆准的哈勃常数，这个常数通常随着距离而有所变化。
伽马射线暴或可扩展“量天尺”
在这种情况下，天文学家采用了数学家在微积分中常用的一种近似办法，即：以地球为中心，沿纵向把宇宙的距离分成尽可能小的一段一段;每一段的起点和终点各选取两个可作为标准烛光的天体;标准烛光的距离是容易测量的，知道了两者距离我们有多远，同时通过测量其红移量确定它们各自的速度，我们就可以计算出两个标准烛光的哈勃常数;然后把两个哈勃常数取平均值，就可以近似地当作介于两个标准烛光之间的任何天体的哈勃常数;用这个哈勃常数结合红移量，就可以计算出该天体的距离。我们的“量天尺”就是这样一步步建立起来的。至于最遥远的天体的距离，我们只能用最遥远的两个标准烛光外推。
至于标准烛光，由一系列距离不等的变星和Ia型超新星来充当，因为它们的真实亮度或亮度变化理论上是可以预测的，这样就可以与其视亮度进行比较，从而准确地确定它们的距离。
什么是伽马射线暴?
不过，虽然变星和超新星在宇宙中算是一类比较明亮的天体，但一旦涉及宇宙中极其遥远的距离，甚至连它们也太暗淡了。我们迫切需要更明亮的标准烛光。最近，天文学家发现，神秘的伽马射线暴(GRB)或许可以充当这样的角色。
伽马射线爆发时，产生的能量被射入两个狭窄的、方向相反的喷射流中。
当其中一股喷流指向地球时，我们就会看到这些爆发（艺术图）。
GRB，即伽马射线的短暂爆发。它们可能是由巨型恒星的超新星爆发引起的。GRB是宇宙中最明亮的天体之一，一个GRB所释放的能量比太阳在其整个100亿年的寿命中所释放的能量还要多。
GRB的主体是伽马射线，这是一种高能量、肉眼不可见的电磁波，需要用伽马射线望远镜才能探测到。GRB的主体伽马射线，其亮度变化很复杂，很难找到一个共同的模式，当然也就不合适可作标准烛光。
伽马射线暴或可扩展 “量天尺”
但是在GRB的辐射中，除了伽马射线，还有其他波长的电磁波，其中也包括可见光。
最近，日本天文家在检查了500个伽玛射线暴中的可见光部分之后，发现其中179个伽玛射线暴的真实亮度(这些GRB中的许多都离我们足够近，它们的距离是已知的，所以能够用它们的视亮度来计算出真实亮度)的变化表现出高度的一致——可能是由快速旋转的新生中子星引起的，因此具有高度可预测性。如此一来，GRB的可见光部分就可以充当标准烛光了。
这个发现意义重大。首先，这意味着，在极其遥远的地方，假如能探测到这种类型的GRB，天文学家就可以用它们来扩展我们的“量天尺”范围。现在有了韦伯太空望远镜，这一点也许很快就能实现。
其次，目前天文学家对最近距离内的哈勃常数值争论不休。现有两个哈勃常数值，一个是通过标准烛光测量得到的，一个是通过把宇宙微波背景输入到标准模型中计算得到的，两个值在误差范围内无法达成一致。这就迫切需要由第三者来裁决。而GRB就可以充当此角色。
