我们怎么知道宇宙有138亿岁？

#宇宙到底诞生多少年了#

关于宇宙最具启发性的事实之一是，我们实际上知道它的年龄：138亿岁。

如果我们能回到过去，我们会发现我们所知的宇宙在早期是一个非常不同的地方。

我们今天看到的现代恒星和星系是由更年轻、更原始的恒星组成的一系列小质量天体的引力合并而成的。

在最早的阶段，没有恒星或星系。

再往前看，我们就会看到炽热的大爆炸。

今天，研究早期宇宙的天文学家和天体物理学家自信地陈述了宇宙的年龄，其不确定度不超过1%，这一非凡的成就反映了我们宇宙生日的发现。

但是我们是怎么做到的呢？

下面是我们如何知道宇宙大爆炸已经过去了多久。

回溯时间和距离(在“今天”的左边)可以告诉我们宇宙将如何演化并加速/减速到遥远的未来。

根据目前的数据，我们可以了解到加速度在大约78亿年前开启，但也可以了解到，没有暗能量的宇宙模型要么哈勃常数太低，要么年龄太小，无法与观测结果相匹配。

这种关系使我们能够通过测量宇宙的膨胀历史来确定宇宙中有什么。

方法一：追溯宇宙的历史。

我们估计宇宙年龄的第一种方法实际上是最有力的。

它的起点可以一直追溯到20世纪20年代，当时我们第一次发现了宇宙的膨胀。

在物理学中，如果你能发现支配你的系统的方程式--也就是告诉你你的系统如何随时间演变的方程式--那么你所需要知道的就是那个系统在任何特定时刻都在做什么，你可以根据你的喜好把它追溯到过去或未来。

只要物理定律和你系统的内容都不改变，你就会得到正确的结果。

在天体物理学和宇宙学中，支配不断膨胀的宇宙的规则来自于解决宇宙的广义相对论问题，这个宇宙平均而言在任何地方和各个方向都充满了等量的“物质”。

我们称这是一个宇宙，它既是同质的，意味着所有地方都是相同的，也是各向同性的，意思是在所有方向都是相同的。

你得到的方程被称为弗里德曼方程。

这些方程式告诉你，一个充满“物质”的宇宙要么膨胀，要么收缩。

扩张(或收缩)速率随时间变化的方式只取决于两件事：

在任何一个时间点，比如今天，这个速度有多快？

确切地说，你的宇宙在那个特定的点上充满了什么？

无论今天的膨胀率是多少，再加上你们宇宙中存在的物质和能量的任何形式，都将决定我们宇宙中河外天体的红移和距离是如何相关的。

早在宇宙学的早期，人们常常开玩笑说“宇宙学就是寻找两个数字”，这意味着如果我们能测量今天的膨胀率(我们所知的哈勃参数)以及膨胀率如何随时间变化(我们称之为减速参数，这是一个可怕的误称，因为它是负的；宇宙正在加速，而不是减速)，那么我们就能够准确地确定宇宙中有什么。

换句话说，我们可以知道其中有多少是正常物质，有多少是暗物质，有多少是辐射，有多少是中微子，有多少是暗能量，等等。这是一个非常好的方法，因为它们只是反映了方程式的两个方面：宇宙的膨胀和它是如何变化的，一边是宇宙的物质和能量密度，另一边是万物的物质和能量密度。

原则上，测量等式的一边就会告诉你另一边。

然后你就可以把你所知道的东西推回到过去，追溯到宇宙处于非常热、稠密和小体积的状态，这与炎热的大爆炸的最早时刻相对应。

从现在到那时，让时钟倒转所需的时间告诉你宇宙的年龄。

有许多可能的方法来拟合数据，这些数据告诉我们宇宙是由什么组成的，它膨胀的速度有多快，但这些组合都有一个共同点：它们都导致了一个年龄相同的宇宙，因为膨胀较快的宇宙必然有更多的暗能量和更少的物质，而扩张较慢的宇宙需要更少的暗能量和更多的物质。

然而，在实践中，我们使用多条证据相互补充。

通过把多条线的证据放在一起，我们可以把所有这些测量结果放在一起，形成一幅一致的图景。

其中一些特别重要。

宇宙的大尺度结构告诉我们存在的物质总量，以及正常的物质与暗物质之比。

宇宙微波背景中的波动与宇宙膨胀到宇宙中的各种成分(包括总能量密度)的速度有多快有关。

直接测量单个物体，如Ia型超新星，在不同的距离和红移可以告诉我们今天的膨胀率是多少，并有助于测量膨胀率是如何随时间变化的。

我们最终得到的是一幅图，今天的宇宙似乎正在以大约67公里/秒/分钟的速度膨胀，由68%的暗能量，27%的暗物质，4.9%的正常物质，大约0.1%的中微子组成，以及不到0.01%的其他一切，比如辐射，黑洞，空间曲率，以及这里没有考虑到的任何外来形式的能量。

类似地，宇宙可以膨胀得更慢，但需要更少的暗能量，更多的物质，以及(对某些模型而言)不可忽略的空间曲率。

请注意，更高的哈勃常数是可以接受的，但前提是要以拥有一个暗能量更多、暗物质更少的宇宙为代价。

把这些碎片放在一起--今天的膨胀率和宇宙中的各种物质--你就得到了宇宙年龄的答案：138亿年。

(WMAP给出的膨胀速度略高，宇宙的暗能量略多，暗物质略少，这就是他们得出早些时候的137亿个不太精确的值的原因。)。

然而，当您了解到这些参数都是相互关联的时，您可能会感到惊讶。

例如，我们可能弄错了膨胀率；它可能更接近于~73 km/s/Mpc，而不是通过早期的遗迹信号方法(如宇宙微波背景和重子声振荡)获得的~67 km/s/mpc，这是使用晚期距离阶梯测量(如超新星)的小组所青睐的。

这将改变目前的扩张速度，使其从首选数值下降约9%。

但这不会改变宇宙的年龄最多9%；为了符合其他限制，你必须相应地改变你的宇宙的内容。

今天膨胀得更快的宇宙需要更多的暗能量和更少的整体物质，而膨胀得慢得多的宇宙需要大量的空间曲率，而这是没有观测到的。

四种不同的宇宙观导致了CMB中相同的涨落模式，但独立的交叉检查可以独立准确地测量这些参数中的一个，打破了简并性。

通过独立测量单个参数(如H_0)，我们可以更好地约束我们所生活的宇宙的基本组成属性。

然而，即使还有一些重要的回旋余地，宇宙的年龄也是毋庸置疑的。

尽管我们仍然试图通过我们所有的组合方法来确定这些不同的参数，但它们之间的相互关系确保了如果一个参数不同，那么其他一系列参数也必须改变，以保持与全套数据的一致性。

虽然允许宇宙膨胀得更快，但它需要更多的暗能量和更少的整体物质，这意味着宇宙总体上只会稍微年轻一些。

类似地，宇宙可以膨胀得更慢，但需要更少的暗能量，更多的物质，以及(对某些模型而言)不可忽略的空间曲率。

如果你把我们的不确定性推到边缘，宇宙有可能像136亿年一样年轻。

但是，没有一种方法可以获得一个更年轻的宇宙，而不会与数据发生太严重的冲突：超出我们的误差栏的限制。

同样，138亿年并不是宇宙最古老的年龄；也许139亿年甚至140亿年仍在可能的范围内，但任何年龄更大的人都会突破宇宙微波背景所允许的极限。

除非我们在某个地方做出了不正确的假设--比如宇宙的内容在遥远的过去某一时刻发生了戏剧性的突然变化--否则对于这个138亿年的值来说，“宇宙大爆炸发生在多久之前”实际上只有大约1%的不确定性。

幸运的是，我们不仅仅依赖于宇宙的争论，因为还有另一种方法，即使不是完全衡量，至少也可以限制宇宙的年龄。

哈勃拍摄的疏散星团NGC290。

这些恒星，如图中所示，只能拥有它们拥有的属性、元素和行星(以及潜在的生命机会)，因为所有的恒星都是在它们诞生之前死亡的。

这是一个相对年轻的疏散星团，主宰其外观的大质量亮蓝色恒星就证明了这一点。

然而，疏散星团的寿命永远不会像宇宙的年龄那么长。

方法二：测量最老恒星的年龄。

这里有一个你可能会同意的说法：“如果宇宙有138亿年的历史，那么我们最好不要在其中发现任何超过138亿年的恒星。”

这种说法的问题在于，很难确定宇宙中任何一颗恒星的年龄。

当然，我们知道关于恒星的各种各样的事情：它们的核心第一次点燃核聚变时它们的性质是什么，它们的生命周期是如何取决于它们与生俱来的元素比例的，它们的寿命取决于它们的质量有多长，以及它们在燃烧核燃料时是如何进化的。

如果我们能够足够精确地测量一颗恒星--我们可以对银河系几千光年内的大多数恒星这样做--那么我们就可以追溯到恒星诞生的那一刻。

这是真的--但前提是且仅当这颗恒星在其一生中没有与另一个大质量天体发生重大的相互作用或合并。

恒星和恒星尸体可能会对彼此做一些非常卑鄙的事情。

它们可以剥离物质，使恒星看起来或多或少比实际情况更进化。

多颗恒星可以合并在一起，使新星看起来比实际年龄更年轻。

恒星间的相互作用，包括与星际介质的相互作用，可以改变我们观察到的元素在它们体内的比例，而不是它们一生中大部分时间存在的元素比例。

这是一张数字化的天空勘测图像，拍摄的是我们银河系中年龄确定的最古老的恒星。

这颗年迈的恒星，编号为HD 140283，距离我们超过190光年。

NASA/ESA哈勃太空望远镜被用来缩小恒星距离的测量不确定性，这有助于更精确地计算出145亿年(正负8亿年)的年龄。

这可以与一个138亿岁的宇宙(在不确定的范围内)调和，但不能与一个年轻得多的宇宙调和。

当我们谈论整个宇宙时，我们需要明确指出，只有在宇宙的过去没有发生重大的、突然的变化的情况下，这种方法才是有效的。

同样，对于恒星，我们必须记住，我们只能获得恒星在我们观察到的时间尺度上的行为的快照：几年、几十年或最多几个世纪。

但恒星的寿命通常为数十亿年，这意味着我们只是在宇宙的一眨眼之间看到它们。

因此，我们永远不应该过于看重单星的测量；我们必须意识到，任何这样的测量都伴随着很大的不确定性。

例如，所谓的玛土撒拉之星在很多方面都非常不寻常。

据估计，它大约有145亿年的历史：比宇宙的年龄早约7亿年。

但这一估计伴随着近10亿年的不确定性，这意味着它很可能是一颗古老的恒星，但对于我们目前的估计来说，它并不是一颗太老的恒星。

相反，如果我们想要进行更精确的测量，我们需要看看我们能找到的最古老的恒星集合：球状星团。

球状星团梅西耶69非常不寻常，因为它既非常古老，有迹象表明它只形成于宇宙现在年龄的5%(大约130亿年前)，而且金属含量也非常高，是太阳的22%。

较亮的恒星正处于红巨星阶段，刚刚耗尽了它们的核心燃料，而少数蓝色恒星则是合并的结果：蓝色掉队恒星。

球状星团存在于每个大星系中；有些星团包含数百个星团(比如我们的银河系)，另一些星团，比如M87，可以包含超过10,000个星团。

每个球状星团是许多恒星的集合，从几万颗到几百万颗不等，其中的每一颗恒星都有一种颜色和一种光度：这两种属性都很容易测量。

当我们将球状星团内每颗恒星的颜色和星等画在一起时，我们会得到一条特殊形状的曲线，从右下角(红色，低亮度)到左上角(蓝色，高亮度)。

现在，让这些曲线变得如此有价值的关键是：随着星团年龄的增长，更大、更蓝、更亮的恒星会从这条曲线上演化出来，因为它们已经燃烧完了核心的核燃料。

星团年龄越长，这条曲线的蓝色、高亮度部分就变得越“空”。

当我们观察球状星团时，我们发现它们的年龄差异很大，但只有一个最大值：12亿年到130亿年。

许多球状星团都属于这个年龄段，但重要的是：没有一个更老。

恒星的生命周期可以在这里所示的颜色/星等图的上下文中理解。

当恒星的数量老化时，它们就会“关闭”图表，这样我们就可以计算出该星团的年龄。

最古老的球状星团，如右图所示的较老星团，至少有132亿年的年龄。

从单个恒星和恒星数量到我们不断膨胀的宇宙的整体性质，我们可以得出一个非常一致的宇宙年龄估计：138亿年。

如果我们试图让宇宙变得更老或更年轻，我们在这两个方面都会遇到冲突。

年轻的宇宙不能解释最古老的球状星团；更老的宇宙不能解释为什么没有更古老的球状星团。

同时，一个明显更年轻或更老的宇宙无法适应我们在宇宙微波背景中看到的波动。

简而言之，回旋余地太小了。

如果你是一名科学家，这是非常诱人的，试图在我们目前理解的任何方面和每一个方面都挖洞。

这有助于我们确保我们目前理解宇宙的框架是稳健的，也有助于我们探索替代方案及其局限性。

我们可以尝试构建一个更古老或更年轻的宇宙，但我们的宇宙信号和对恒星数量的测量都表明，我们只能容纳少量的回旋空间-可能在~1%的水平上。

我们所知的宇宙始于138亿年前的热大爆炸，任何早于136亿年或140亿年前的宇宙，除非有某种疯狂的替代方案(我们没有证据)在某个时候开始发挥作用，否则已经被排除在外。

冬哥普科编译