我们如何给宇宙称重呢？现在科学家们有两种称重的方法，这两种完全不同的的方法会产生不同的结果。如果未来更精确的测量不能解决差异，物理学家可能必须修改宇宙学的标准模型，因为这是我们对宇宙的最佳描述了。在过去的几年中，通过两次独立计算过程的哈勃常数，引起了宇宙学界对标准模型的正确性的类似性担忧。哈勃常数的两个测量值也不一致，产生了所谓的哈勃张力。

　　宇宙重量之间的差异也被称为西格玛张力，第一种方法涉及测量宇宙中物质的密度以及其聚集的程度，而不是均匀分布的程度。为了计算西格玛张力，科学家团队转向了一种称为弱引力透镜的效应，由于来自银河系和地球之间物质的引力，来自遥远星系的光会偏转会很小。产生的畸变是如此之小，以至于几乎不会改变单个星系的形状。天文学家使用该信号来估计沿视线到大片天空中星系密集区域的介入物质（正常和深色星系变体）的数量和分布，简单说，他们设法测量了物质的宇宙密度。

　　但是，这样做需要更多的信息，通常，天文学家通过发现它的光谱红移来计算一个星系到另一个星系的距离，但是，在处理数百万个星系时，测量单个光谱的红移效率极低。因此，科学家团队转向了一种称为光度红移的技术，该技术涉及以不同波长在光学和近红外范围内拍摄同一片天空同个区域的多个图像。研究人员使用这些图像来估计每个星系中单个星系的红移。希尔德布兰特说：“它们不如传统的光谱红移那样好。但是就望远镜时间而言，这种方法的效率要高得多。”

　　在整个分析过程中，研究小组使用了九个波段（分别是四个光学波段和五个近红外波段）分析了几百个天空的高分辨率图像。欧洲南方天文台的KiDS和VISTA千度红外银河调查团队VIKING使用该组织位于智利的Paranal天文台的两台小型望远镜收集了大约1500万个星系的这些观测数据。

　　VIKING数据通过在近红外波长下对天空的同一区域进行多次观测，从而增强了KiDS数据集。一个星系的距离越远，它离开我们的速度就越高。这导致更多的星系被红移，因此仅依靠光学观察是不够的。红外测量结果捕获了来自这些星系的光，从而更好地估计了它们的光度红移。

　　为了确保光度红移尽可能准确，这些观测值是根据Paranal 8米超大型望远镜和Mauna Kea的10米Keck望远镜对相同星系的光谱红移测量值进行校准的。约翰·霍普金斯大学的天体物理学家和诺贝尔奖获得者Adam Riess批准了KiDS研究人员的工作。他说：“他们的最新结果使用了红外数据，这可能在星系光度红移数据方面做得更好。”