宇宙的膨胀历史已广泛被一些观测探针，如Ⅰa型超新星、重子声波震荡、弱引力透镜及星系团等所研究，这些探针都有各自的优势与不足，都会有各种不同的系统误差。任何一个新提出的观测探针都将是非常有价值的，因为它能与其它探针所得结果进行交叉检验，增进我们对宇宙膨胀历史的了解。本论文的研究就是基于这样一个新的探针来测量哈勃参量。绝大多数的大质量早型星系都被认为是形成于红移1之前并且此后成为被动演化的星系，因此这类星系的相对年龄随红移的变化（年龄微分法）可用于测量哈勃参量H(z)。　　我们从SDSSDR7中选出了一个非常亮且红的早型星系样本（亮红星系）并与MPA/JHU数据交叉获得了一个0.03＜z＜0.39范围的大的宁静的亮红星系样本。进一步，依据速度弥散，23，883个亮红星系被分为四个子样本并且对每一个子样本又进一步分成了12个红移bin。为了获得高信噪比的光谱，我们将每个红移bin中的光谱进行合并。采用GalexEV/SteLib模板，我们利用全光谱拟合的方法估计了每条合并谱的平均年龄，并利用蒙特卡罗模拟的方法确认了所获得年龄的可靠性。假设每个速度弥散子样本中的星系都大致形成于同一时间，现在的哈勃参量就可以通过每个速度弥散bin中的年龄-红移关系得到。我们详细分析了利用合并谱的年龄-红移关系测量哈勃参量可能引入的系统误差，该系统误差的来源主要是z≤0.4后的主并合导致的新的恒星形成。我们展示了这个系统误差可高达～20％，但对于那些非常大速度弥散bin的样本而言，该误差可以忽略。利用最大的速度弥散子样本的年龄-红移关系，在假设是平直的ΛCDM模型的情况下，我们测得H0=65+7-3kms-1Mpc-1，该值与前不久Planck公布的结果(H0=67.8±0.77kms-1Mpc-1)非常吻合。因此那些非常大质量的亮红星系将是我们探测宇宙膨胀历史的强有力工具。随着巡天数据不断增多(比如BOSS，eBOSS)，我们可以获得更多的大质量的宁静亮红星系样本，利用它们的年龄-红移关系将能给出哈勃参量较为精确的限制。　　通常人们都认为亮红星系是被动演化的星系，可以作为宇宙时钟，基于它们的相对年龄可限制哈勃参量。然而，根据星系的形成理论我们知道环境在星系的形成过程中起着很重要的作用。那么对处于不同环境中的亮红星系，比如中心星系、卫星系、场星系，哪一类型的亮红星系更适合作为宇宙时钟呢？或者亮红星系对环境的依赖较弱，三种类型的星系都具有同样的资格？为了探讨这一问题，我们从SDSSDR8中选出了一个亮红星系样本，并与Wenetal.(2012)的星系团表交叉，获得了处于不同环境中的亮红星系子样本，如中心星系，卫星系和场星系。我们从三方面对这些子样本进行了研究。(1)中心星系的年龄和恒星形成历史是否与所处的宿主星系团的质量有关？(2)中心星系、卫星系和场星系的年龄和恒星形成历史有无区别？对同种类型星系，其年龄是否与自身质量有关？(3)中心星系与对应的卫星系的年龄和恒星形成历史有无区别？我们发现亮红星系对环境的依赖很弱，但对质量（速度弥散）有依赖。随着速度弥散增大，星系的年龄也有所增加。因此非常大质量的星系形成得更早，更适合作为宇宙时钟使用。同时，我们还将我们的观测结果与Guo2011半解析模型给出的结果进行了比较，发现观测结果与模拟结果比较一致，证明了我们关于亮红星系对环境依赖很弱的结论是可信的。　　前面两个工作都是利用星族分析的方法获得星系的特征，然而两个工作中，我们使用了两种不同的全光谱拟合的工具，即STARLIGHT和ULySS。光谱拟合结果与我们所使用的拟合技巧有关系吗？为解答这一疑问，我们将这两种工具用于分析同一个亮红星系的样本。我们发现，光谱信噪比较高时，两种工具给出的结果比较一致，当光谱信噪比较低时，ULySS容易陷入局域最小化，从而给出不真实的结果。　　总的说来，本论文的核心工作是围绕利用早型星系的年龄-红移关系限定哈勃参量而展开的。关于这方面已有的工作几乎都是基于单条谱的年龄-红移关系，并且几乎都是该方法的提出者Jimenez团队做出的，而我们创造性的提出利用合并谱的年龄-红移关系来限制哈勃参量，我们是目前除Jimenez团队外唯一一个做出有价值结果的团队。我们期待将该方法进一步用于更高红移的数据集中以获得哈勃参量更精确的限制，并进一步对宇宙学模型或宇宙学参数做出限制。