这听上去令人难以置信，也确实是一个极大的挑战。不过从原理上来讲却非常简单，我们只需要找出一种同时满足以下两个条件的东西就能够通过它去研究几千万年甚至几十亿年前的事情：
・这种东西从古老的时代开始就已经存在，且保存至今
・这种东西随会时间的推移发生有规律的变化
一个简单的例子：树木的年轮。不过现在发现的寿命最长的树木也就数千年，因此我们需要寻找一些年代更加久远的事物。
幸运的是，这样的东西也是存在的，比如：光。
下面我们就去看看科学是如何利用“光”去研究恒星、星系乃至整个宇宙的历史。
光的精彩之处在于：光本身就是历史。
由于光是具有速度（每秒 3 亿米）而非瞬时传播的，当光被人类视网膜接收时会不可避免地产生延迟。这种延迟在生活中几乎不可能被我们感知，因为对于我们来说光的传播速度几乎是无限快的，但是对于宇宙来说，光的速度可就太慢了。以下这个小视频有助于理解光的速度到底有多慢：
“缓慢”的光速 https://www.zhihu.com/video/1431316480810524672
回到正文来，答主希望读者从现在开始就一定要意识到一个事实：即使是您此刻看到的眼前的事物也只是这个事物的历史，您永远也无法看到“当前”。
这意味着收集越远距离的光就可以研究到越早的历史。那么如果我们能找到一束宇宙诞生时发出的光，就相当于我们直接看到了宇宙诞生的时代？正是这样，而且我们真的找到了这样的亘古之光。
当然这是后话了，我们还需要从地球开始一点一点地说起。
开始之前，请再次默念以下的基本事实：
距离=历史 看得越远=看到越早的过去
于是，我们第一个需要解决的问题就是如何辨别远方的距离，这里的远方当然指的是宇宙空间级别的远方。不要忘了答主开篇提到的方法：寻找有规律变化的特殊的“光”。
好的，启程。
图 1 中的白点表示从地球位置观测到的规模与我们的银河系相同或更大的星系在天球上的位置。图中几乎没有星系分布的带状区域，是被我们银河的星系盘中存在的星际物质以及恒星遮挡，而难以观测到远方星系的区域。除此之外的区域中遍布着密密麻麻的星系，虽然是投影在天球上的分布，但可以看出星系密度大和小的地方。
但是为了观察包括纵深在内的三维分布，有必要知道地球到各个星系的距离（这也是为了了解它们的历史）。而要想测量到远方星系的距离，我们还得一步一个脚印，首先从太阳系中的维纳斯（金星）测起。
以下就是我们测定宇宙空间距离的基本思路。
- 到金星的距离（约 4050 万公里）：雷达测距法
- 到太阳的距离（约 1.5 亿公里≈0.0000158 光年）：金星凌日法（需已知到金星的距离）
- 到邻近恒星的距离（~100 光年）：周年视差法（需已知到太阳的距离）
- 到银河系边缘的距离（~10 万光年）：主序重叠法（需已知大量邻近恒星的距离）
- 到邻近星系的距离（~1000 万光年）：造父变星测距法（需已知到银河系的距离）
- 到星系团的距离（~100 亿光年）：Ia 型超新星测距法（需已知邻近星系的距离）
- 更遥远的地方（～宇宙的诞生）：哈勃定律
可以看出，为了测定远方星星的距离（历史），我们需要采用多种不同的测距方法。而几乎每一个测量方法都是建立在上一个测量方法的基础上的，而它自身又是下一个测量方法的跳板。这个类似爬楼梯的过程被称为“宇宙测距阶梯”（Cosmic distance ladder；图 2）。下面我们就来看看这些测距方法是如何研究宇宙历史的。需要提醒的一点是：这里的任何一种方法利用的信息都只有一个，那就是：光。
周年视差
利用周年视差测距时的最基本的已知距离单位是天文单位（AU）。1AU 等于太阳和地球之间的平均距离（约 1.5 亿公里）。通过对邻近恒星测量周年视差并与天文单位组合，就可以算出邻近恒星的距离。周年视差测距的界限约为 100 pc（pc，即“秒差距”，是天文学常用距离单位，1 pc 表示周年视差为 1''的恒星与地球的距离；1 pc≈206265 AU≈3.26 光年），不过现在通过 GAIA 卫星等的观测，可以将这个极限大幅延长。
主序重叠法
首先我们需要知道什么是“主序星”，这在答主以下的回答中有简要的介绍。
当恒星处于星团中时，可以测出超过周年视差测量极限的更远距离。其方法就是将其与 HR 图上的主序星进行匹配。将已知距离的邻近恒星绘制在纵轴表示绝对星等、横轴表示表面温度或颜色指数(B-V)的图上，就得到了主序星的 HR 图（主序星的绝对星等与表面温度的关系）。
另一方面，对于不知道距离但属于某个星团的恒星来说，在纵轴表示实际观测到的视星等的 HR 图上绘图，也能得到一个主序。但在这种情况下，描绘出的是视星等和表面温度的关系。如果将这两个 HR 图的横轴通用，那么星团的主序和基准邻近恒星的主序就会大致平行。对于某一表面温度的星团主序视星等与近邻恒星主序的绝对星等之差——被称为“距离模数” ( distance modulus； 参见图 3)——与到星团的距离有关。距离模数越大，表示距离这个星团越远。
根据视星等定义，每百倍亮度的差为 5 等：
在这里，
表示每秒单位面积从恒星接收的能量，
表示相对 Vega（织女星；视星等= 0 等）的量。
用
表示恒星每秒发射的能量，用
表示到该恒星的距离。恒星向四面八方释放能量，离我们距离为 D 的地方，其能量扩展到
表面积的球面上。因此，我们每单位面积每秒从那颗恒星接收的能量
可以表示为
将这个关系代入上面视星等的式子，得到
显然，距离 D 越远，视星等数值约大，恒星越暗。
一方面，绝对星等定义为从 10 pc （约 32.6 光年）距离看恒星时的星等，因此根据上式
于是距离模数为：
这里，D 表示以 pc 为单位的距离。显然，对于 10 pc 的距离，距离模数为 0。例如，昴星团（Pleiades; 图 3 右）的距离模数为 5.6 等，约为 130pc（430 光年）。这个方法可以用于我们银河系内的星团。大麦哲伦云由于很远，主序重叠的方法并不适用，不过我们也可算出其距离模数为 18.5 等（约 5 万 pc=16 万光年）。
造父变星的光变周期测距法
一般来说，脉动变星的半径越大，其脉动周期就越长。而其中一类被叫做“造父变星”的变星具有特殊的性质：其表面温度几乎没有变化。这意味着造父变星的半径越大，其固有光度就越亮。 因此，存在着这样的周期光度关系：即固有光度越亮的造父变星，光变周期越长。根据距离已知的造父变星（可以测量周年视差(如北极星)或者位于疏散星团中），我们得到了绝对星等和脉动周期的关系（图 4 左）。利用该基准光变周期关系，如果求出其他星系中存在的造父变星的周期，就可以知道该变星的绝对星等，然后根据与其平均视星等的差，就可以知道到该造父变星所属星系的距离。
图 4 右是哈勃空间望远镜在旋涡星系 M100 中发现的造父变星的照片。通过将所发现的 70 颗造父变星的周期与视星等的关系与基准光变周期关系相结合，推算出到该星系的距离为 6600 万光年。
旋涡星系的 Tully-Fisher 关系
Tully-Fisher 关系是 1977 年发现的旋涡星系的绝对星等与旋转速度的最大值（距中心十分远的位置的旋转速度）之间的关系。这完全是经验关系，至于为什么会有这样的关系还没有被理解。根据通过造父变星测距法已知距离的旋涡星系得到的基准 Tully-Fisher 关系，结合通过分光观测测量到的未知距离的星系的旋转速度，可以知道该星系的视星等和绝对星等之间的差，从而求出距离。Tully-Fisher 关系也可以适用于无法分离观测各个恒星的远方星系。
Ia 型超新星测距法
上述 Tully-Fisher 关系只适用于旋涡星系，而利用 Ia 型超新星进行的距离测量则与星系的类型无关，适用于 Ia 型超新星出现的各种星系。由于 Ia 型超新星的亮度与其所属星系的亮度相当，所以可以测量比 Tully-Fisher 关系的适用极限更远的星系的距离。Ia 型超新星爆炸是由极限质量（M=1.4M☉）的白矮星中心的爆炸性碳核燃烧引起的。因为所有 Ia 型超新星的特征都类似，所以它们的最高光度几乎相同，绝对星等约为 -19 等，可谓异常明亮，所以可以用来测量非常非常遥远的星系（造父变星法的 500 倍）距离（图 6）。
关于超新星爆发，答主已经在很多回答中提到过，这里就不赘述了，可以参考以下回答：
超新星爆炸的威力有多大？最亮的超新星是哪一颗？超新星爆炸形成重元素的具体原理是什么？
星系的红移
一般来说，对远方星系的光进行分光观测时，各原子、离子的吸收线波长都会大于实验室的测量值。也就是说，吸收线的位置会往波长的更长的方向偏移，这被称为吸收线的“红移” (因为红色在可见光里属于长波长) 。这个观测结果意味着远方的星系正在远离我们，由于退行速度的多普勒效应，导致光谱线向长波长的方向发生偏移。
多普勒效应引起的谱线波长的移动，多数情况主要与联星系统内恒星的运动以及恒星的振动等相关联。由于这些情况下的速度与光速 c 相比非常小，因此在波长的偏移Δλ、发光的天体与我们的视线方向的相对速度 v 之间有如下简单关系成立：
( 当 |v|≪c 时 )
但是，也存在远方星系的退行速度接近光速的情况，普适的公式是
图 7 显示了从星系光谱中得到的退行速度的例子。光速为每秒 30 万千米，所以在图 7 中退行速度最大的星系中，v/c = 0.204，Δλ/λ=0.230（当然我们本来应该是通过测量Δλ去求退行速度 v） 。将星系的红移用 z 代替Δλ/λ，即在上例中表示红移量 z=0.23 的星系。 由上式可知，v/c 越接近 1，红移 z 会越急剧变大。
事实上天文学家已经发现了红移量 7 以上的星系（活动星系核）。而当 z 趋近于无穷大时，v/c 趋近于 1，这意味着光的波长被拉伸到无限大，以光速远离我们的星系发出的光将永远无法抵达我们的视野。
哈勃定律
将通过造父变星或 Tully-Fisher 关系获知的星系距离与其退行速度绘制在图表上可知它们成正比，即距离越远的星系以越快的速度远离我们（图 8），这种关系被称为哈勃定律，由爱德文·哈勃于 1929 年确立（不过当时还不知道 Tully-Fisher 关系，所以使用的都是通过造父变星获知距离的星系） 。这张图中出现的最高速度为 3500 km/s 左右，约为光速的百分之一，z = 0.011 左右。
哈勃定律由下式表示：
这里，D 的单位是 Mpc（1Mpc=326 万光年）。H0 为哈勃常数，单位是 km/(s Mpc)。
这里需要注意的是退行速度与离我们的距离成比例增大，并不意味着我们处于宇宙的中心。由于星系间的宇宙空间均匀膨胀，无论从哪个星系都可以观测到相同的关系 (存在于星系内的天体受星系自身重力束缚，因此不膨胀)。哈勃常数 H0 ≈ 71km/(s Mpc )表示宇宙膨胀的速度，这个值意味着宇宙 1 亿年膨胀约 0.73%。（71×3.16×10^7×10^8×100%/(10^6×3.09×10^13))
设从某星系发出光的谱线波长为
，在地球观测到波长为
时，可以将红移加 1 表示为观测到的波长与刚从星系发出时的波长之比的形式：
星系的红移是由空间的膨胀引起的，所以这个波长之比可以理解为光从星系发出至抵达我们时空间膨胀的比率。
利用哈勃定律，可以从遥远星系的光谱观测得到的谱线红移直接得知该星系的距离。由于红移 z 和距离呈一对一的关系，所以有时用红移 z 代替距离。
以上就是对目前最常用的宇宙测距法的介绍。下面，我们将利用这些距离去构建整个宇宙的大规模构造，并试图通过这些信息去探索宇宙的历史，直到追溯到宇宙的诞生。
星系团
通过对遥远星系的分光观测来测量谱线的红移，就可以用哈勃定律算出我们到该星系的距离。图 10 是对在沿着天球上大圆的带状区域观测到的星系，测量了所有可能进行光谱观测的星系的红移，并对各个方向和距离描点绘制而成。每个白点都代表一个星系（左右无星系的扇状区域为因我们的银河星系盘阻挡而无法观测星系的方向）。这样的观测让我们认识到星系的分布并不均一，而是聚集成网状，其间存在着星系稀少的被称为“空地（void）”的区域，这种结构不断延伸开来。
图 11 是我们周围星系分布的 3 维结构图。图 10 中的 2 维网状结构在图 11 中的 3 维上反而呈现出类似肥皂泡一样的结构，在相当于泡膜的薄区域形成星系聚集的星团，更进一步在与其他膜的接合部形成多个星系团聚集而成的超星系团。这些结构被认为是由星系和与之相伴的暗物质的引力形成的。
距离我们最近的星系团是 Virgo (织女座)星系团。其中心离我们约为 5300 万光年，约包括 1500 个椭圆星系旋涡星系。椭圆星系分布在星团的中心，旋涡星系呈延展的分布。
图 12 是哈勃望远镜拍摄的 Virgo 星系团中心的照片。存在于以中心部为中心的同心圆状处的圆弧状蓝白色天体，是属于比 Virgo 星系团更远的星系团的星系，受到 Virgo 星系团（暗物质）的引力作用而产生引力透镜效果，使形状发生扭曲，被增光观测到。
深宇宙
图 13 的照片是位于比 Virgo 星系团还要远 20 亿光年的星系团 Abell2218 的照片。照片中黄色星系都是其成员，我们看到的是它们在 20 亿年前发出的光。蓝白弧状的天体存在于更远处，是因 Abell2218 星团的引力透镜效果扭曲、增光后观测到的星系。在那当中有已知距离为 130 亿光年的星系。也就是说这个星系的光是距今 130 亿年前，即宇宙刚诞生 7 亿年的时候发出，直到现在才抵达我们视野。
通过观测更远处的星系，可以看到宇宙更早期的状态，以及刚诞生的星系的样子。用哈勃望远镜对北天和南天狭窄的区域（即哈勃深空视场 Hubble Deep Field； HDF）进行长时间曝光，观测到了非常远的星系。 图 14 为北天深空和南天深空的照片，包含了非常多（约 3000 个）的星系。 另外，由照片可知南天和北天区域的星系分布情况很相似，我们认识到了宇宙的各向同性。图 15 显示了在哈勃深空视场和下述哈勃超深空视场上可以观测到多久以前的宇宙的样子。
与 HDF 相比，用更长时间曝光观测到的区域称为 HUDF（哈勃超深空视场 Hubble Ultra DeepField）(图 16)。 在这个领域中可以观测到约 1 万个星系，其中也可以观测到 130 亿光年的远方，也就是宇宙刚诞生 7 亿年左右时代的星系。这样的星系因巨大的红移而呈红色，且并不像我们周围观测到的形状大而规整，而是规模小且呈不规则的形状。 科学家认为它们大量合并，而成长为现在的大星系。
宇宙的初始
哈勃定律表明宇宙在 1 亿年内以 0.73%的比例持续膨胀。一直往回追溯的话，就能推测出宇宙是诞生于 137 亿年前(100/0.73)的了。根据粒子物理理论，宇宙在最初的
秒内的时间里，经历了从粒子的大小急剧膨胀到 1 米程度的“暴胀”过程，之后一直持续膨胀至今。由于当初宇宙比现在的小很多，因此能量密度与温度极高。
Big bang 元素合成
虽然宇宙初期温度异常高，但因膨胀，温度会急剧冷却。在短时间内（约 5 分钟），从质子和中子到现在宇宙中的大部分氦和所有重氢(氘；H-2；1 个质子 + 1 个中子)、约一半的超重氢(氚；H-3；1 个质子 + 2 个中子)，以及约三分之一的锂被合成。比氦重的原子核几乎无法合成是因为不存在质量数(质子数 + 中子数)为 5 的稳定原子核。氦虽然也可以之后在恒星内部制造，但能不被聚变成其他元素而离开恒星表面的量是很少的，所以可以说现在太阳系中存在的氦的约 80%左右是宇宙诞生 5 分钟以内被合成的。
铍 7 (Be-7；4 个质子 +3 个中子)是不稳定的原子核，半衰期为 53 天，之后衰变为稳定的原子核锂 7 (Li-7；3 个质子 + 4 个中子)。 (锂 6 (Li-6；3 个质子 +3 个中子)虽然也是稳定的原子核，但生成量小于锂 7 的十分之一。铍的稳定原子核为 4 个质子 +5 个中子的铍 9，Be-9）
宇宙微波背景辐射(CMB; Cosmic Microwave Background)
还记得答主在前面提到过我们观察到宇宙创世的第一束光吗？我们将要揭开谜底。
宇宙诞生初期温度非常高，整个宇宙和恒星内部一样，含量最多的氢被电离成质子和电子。致密的电离气体与光子的相互作用很强，让光子无法自由移动，因此那个时代的宇宙不透明的。
但是，随着宇宙的膨胀，温度逐渐下降，到了约 3000K 后（宇宙诞生约 38 万年后），电子与质子终于稳定结合（重新结合），大部分变成了中性的氢原子。因此，与光的相互作用消失，充满宇宙的气体变得透明，光辉终于照亮了宇宙。而当时发射出的大部分光子直到现在为止都没有再与气体发生相互作用，充满了我们居住的整个宇宙空间，并且可以让我们以一种特殊的方式观察到。
最初发射出的光是 3000K 的黑体辐射，但是由于后续宇宙膨胀带来的多普勒效应，光的波长被拉伸，现在变成了绝对温度仅为 2.7K 的黑体辐射，被称为“宇宙的背景辐射”。这个辐射来自各个方向，但辐射峰值的波长约为 2 mm 的电波，所以我们能用射电望远镜观测到。该辐射于 1964 年由 Arno Penzias 和 Robert Wilson 偶然发现，后被 COBE 卫星拍摄下全貌，得到的数据与 2.73K 黑体辐射的理论数据惊人的吻合（图 19）。事实上，我们能用一种更简单的方法“看到”这束创世之光：当我们打开收音机并把频率调到没有信号时听到的“杂音”的一部分，或者我们打开带有天线的电视在没有电视节目时看到屏幕上显示的”雪花“的一部分，它们，就是在 137 亿年前宇宙经历大爆炸诞生时所发出的创世之光的“余辉”。
而 3000K 黑体辐射的峰值波长(λ)约为 0.002 mm，由于其受多普勒效应的红移而波长延伸至 2 mm，因此红移 z = Δλ/λ≈1000，可见大部分质子和电子通过重新结合变成氢原子时代的宇宙大小是现在的千分之一左右。
背景辐射强度从任何方向观测均为 2.73K 的黑体辐射， COBE 卫星发现，其温度仅有 10 万分之一度左右的波动。
这个极小的温度波动通过后来发射的 WMAP 卫星进行的更高精度的观测得到了确认（图 20）。背景辐射的微小温度波动对我们的存在有重要意义。温度波动意味着存在密度波动。密度稍大的地方，由于引力稍强，会聚集周围的物质，让密度波动演化，形成恒星、星系，进而形成星系团、超星系团。也就是说，背景辐射中发现的微弱波动是形成宇宙大尺度结构的种子。
图 21 是通过计算机模拟宇宙诞生初期的密度涨落在引力的作用下演化，形成了类似肥皂泡的被称为"宇宙大尺度结构"的星系分布结构（这个模拟是将星系作为一个质点计算，所以没有涉及星系的形成）。随着宇宙的膨胀，形成了几乎不存在星系的“空地”(Void)空间及其周围由星系集合而成的超星系团。下面的一个视频是对整个宇宙大尺度结构更精细的模拟。
计算机模拟的宇宙大尺度结构 https://www.zhihu.com/video/1431657224184164352
回顾一下。
我们从地球到太阳的距离出发，通过利用各种特殊的“光”——例如光的亮度与表面温度相关的主序星的光、光度呈周期变化的变星的光、最大光度几乎一致的 Ia 型超新星的光、被引力透镜扭曲的光、被宇宙膨胀拉长的光——采取精妙的测定方法一步一步地将能够测定的距离从 1AU 拓展到几百、几千万、甚至几十亿光年外的遥远天体和星系，对宇宙的宏观结构有了最大程度的认识。不要忘了，观察到几十亿光年远的光就等同于看到了几十亿年前的历史。
通过观察遥远天体发出的光的红移现象，我们了解到宇宙正在膨胀的事实。于是我们将宇宙的时钟不断往回拨，推断出宇宙诞生于一个奇点，并经过暴胀过程不断膨胀至今。我们还建立了足够完善的理论来试图阐述宇宙初期基本粒子的诞生和元素的合成以及恒星、星系的演化过程。
现在我们知道，第一颗恒星诞生并发出光是在宇宙膨胀约 4 亿年之后。虽然与宇宙的年龄 137 亿年相比时间很短，但在此之前由于没有明亮的光源，被称为宇宙的“黑暗时代"（Dark Ages）。之后，更大的气体团聚集形成星系，再形成星系团、超星系团等更大结构。宇宙历史就是这样通过观测更遥远的天体（久远的光）而获得的。
如前文所述，在宇宙诞生的前几分钟内重氢、氦和微量的锂被合成出来，但构成我们身体和地球的碳、氧、铁元素等却只能在恒星内部合成。恒星诞生于几乎只由氢和氦组成的气体分子云的重力坍缩。恒星形成后可以在内部合成更重的原子核，然后通过超新星爆发以及演化时发生的质量释放进入到星际空间，与星际物质混合。而星际物质又进一步孕育出恒星，释放出恒星合成的重原子。这样的循环反复进行，当星际空间中的某片与现在的太阳的元素成分相同的分子云坍缩的时候，太阳被点燃，地球以及太阳系行星诞生了。随后，在地球上进化出了生命与人类。
现在我们知道，构成我们身体的碳、氧、钙、铁等主要元素都是在恒星内部合成的，所以我们都是恒星的孩子，而宇宙的历史就是我们的历史。这就是我们必须要去探寻几千万年甚至几十亿年前的历史的原因，因为这关乎着作为人类的我们想要知道的最重要的事情：我们从哪里来，我们又将去往何处？