從概念上講，確定宇宙的年齡似乎是最簡單的想法。一旦你發現宇宙正在膨脹，你所要做的就是測量今天的膨脹率，並使用物理定律來確定膨脹速率如何隨時間而改變。你不需要向前推斷來決定宇宙的命運，而是向後計算，然後一直向後，直到你達到熱大爆炸環境。
圖註：我們的整個宇宙歷史在理論上是很清晰的，因為我們了解構成它的引力理論，也因為我們知道宇宙目前的膨脹率和能量組成，光總會繼續在這膨脹的宇宙中傳播，我們將繼續接受光，直到未來，但就我們所知，時間是有限的。我們對宇宙起源仍有未解之謎，但宇宙的年齡是已知的。這種顯而易見的方法不僅有效，而且它仍然是我們計算宇宙年齡的最好方法。然而，這很容易出錯，因為有許多簡化的假設，我可以給你一個簡單的答案，不一定是正確的，包括今年早些時候諾貝爾獎得主所犯錯誤。下面是你如何計算出宇宙的年齡。
圖註：標準蠟燭（L）和標準標尺（R）是天文學家過去用來測量不同時間/距離空間擴展的兩種不同的技術。根據光度或角大小等數量如何隨距離變化，我們可以推斷宇宙的膨脹歷史。使用蠟燭方法是距離梯的一部分，產生73公裡/s/Mpc。使用標尺是早期信號方法的一部分，產生67公裡/s/Mpc。首先，需要的是膨脹的宇宙本身，以及我們努力測量的一個參數比其他任何參數都長：哈勃常數。在最大的尺度上，我們在宇宙中找到的星系遵循兩個可觀測的距離和紅移量之間的一種非常簡單的關係，其中物體離我們越遠，其測得的紅移就越大。
值得注意的是，它們相關的定律非常直接：從星系的紅移中推斷出的衰退速度等於到該星系的距離乘以哈勃常數。更值得注意的是，這個常數對於我們測量的每個星系都具有相同的價值，尤其是對於我們幾十億光年以內的星系。儘管每個星系都因引力效應而固有的宇宙運動，但當你對所有你可以找到的星系進行平均時，這個定律仍然適用。
圖註：遙遠星系的紅移距離關係。不完全落在線上的點由於特殊速度的差異而略有不匹配，這僅與整體觀測到的擴展有輕微的偏差。埃德溫·哈勃（Edwin哈勃）的原始數據，最初用來顯示宇宙正在膨脹，全部裝在左下角的小紅盒子裡。那麼，我們測量哈勃常數是什麼呢？這取決於你如何測量它，因為：
如果你使用在大爆炸的最初階段一直印記的信號來測量它，你會得到哈勃常數67公裡/s/Mpc的值，不確定性為1~2%，但是，如果你測量到單個光源，直到宇宙已經到達數十億年，你得到一個價值的哈勃常數73公裡/s/Mpc，不確定性只有2~3%。為什麼這兩個值不匹配——為什麼它們給出如此不同、相互不一致的答案——是現代宇宙學的主要難題之一。
圖註：一系列不同的群體試圖測量宇宙的膨脹率，以及他們的彩色編碼結果。請注意，早期（前兩個）和後期（其他）結果之間存在很大差異，每個後期選項的誤差欄都大得多。受到質疑的唯一值是 CCHP，經過重新分析後發現其值接近 72 km/s/Mpc，高於 69.8。然而，你們中間非常精明的人會注意到哈勃常數本身：它的單位單位是每單位距離的速度（公裡/秒）（Mpc，其中百萬秒差距約為3.26百萬光年）。如果你看一個距離100Mpc的星系，你會期望它退去的速度比1000Mpc遠的星系快10倍，但速度只有1000Mpc外的星系的十分之一。這就是紅移距離關係的簡單力量。
但還有另一種計算哈勃常數的方法：識別速度（按時間距離）單位距離（除以）與反向時間單位相同。"反向時間"的物理含義可以對應什麼？也許，你可能有理由想像，它可以對應於宇宙的年齡。
圖註：宇宙的不同可能的命運，與我們實際的，加速的命運顯示在右邊。宇宙組成的細節會影響宇宙的年齡，正如你所看到的，通過觀察過去不同宇宙的不同值發生的"起始點"，即使今天膨脹率完全相同。百萬秒差距大約有3.1 ×10^19公裡，這意味著如果你把哈勃常數變成逆時，你會發現一些有趣的東西。
值為 67 km/s/Mpc 對應的"時間"等效於 146 億年。值為 73 km/s/Mpc 對應的"時間"等效於 134 億年。
這些都幾乎等於宇宙的公認年齡，但不完全。此外，它們幾乎相等，但相差大約相同，哈勃常數的兩個估計值相差9%左右。
然而，你不能簡單地改變宇宙的年齡，改變哈勃常數，有一個微妙但至關重要的原因，為什麼會是這樣。
圖註：美國天文學會的超級牆上的照片，以及右邊的第一個弗裡德曼方程。第一個弗裡德曼方程詳細介紹了哈勃膨脹速率在左側的平方，它控制著時空的演變。右側包括所有不同形式的物質和能量，以及空間曲率（在最後一個術語中），它決定了宇宙在未來如何演變。這被稱為宇宙學中最重要的方程，由弗裡德曼在1922年以現代形式推導出來。今天的哈勃常數值不僅僅是宇宙年齡值的反面，即使這些單位都為你量定了時間。相反，你測量的膨脹速率——今天的哈勃常數——必須平衡對宇宙組成作出貢獻的每種能量的總和，包括：
正常物質，暗物質，中微子，輻射，暗能量，空間曲率，和其他任何你可以煮熟的東西。
控制膨脹宇宙的方程（如上圖所示）可以在某些簡單的情況下完全求解。
圖註：宇宙的大小，在y軸上被繪製成X軸上的時間函數。無論宇宙是由物質（紅色）、輻射（藍色）還是空間本身固有的能量（黃色）構成的，當你向後推算時間時，它都減小到0的大小/比例。宇宙的年齡乘以哈勃常數，對於由不同組成的宇宙來說，將出現不同的值。
如果宇宙完全由輻射組成，你會發現哈勃常數乘以宇宙的年齡，因為大爆炸等於1/2。如果你的宇宙完全由物質（正常和/或黑暗）組成，你會發現哈勃常數按宇宙的年齡倍數等於2/3。如果你的宇宙完全由暗能量構成，你會發現沒有確切的答案；哈勃常數的值乘以宇宙的年齡，隨著時間的推移，它的值總是繼續增加（向無窮大）。
這意味著，如果我們想要準確地計算宇宙的年齡，我們可以做到這一點，但只有哈勃常數是不夠的。此外，我們還需要知道宇宙是由什麼構成的。今天，兩個想像中的宇宙以相同的膨脹速度，但由不同形式的能量組成，將有不同的膨脹歷史，因此，宇宙的年齡也不同。
圖註：測量時間和距離（在"今天"的左邊）可以告知宇宙將如何演變和加速/減速遠至未來。我們可以了解到，加速在大約78億年前以當前數據打開，但也了解到，沒有暗能量的宇宙模型要麼哈勃常數太低，要麼年齡太小，無法與觀測結果相匹配。如果暗能量隨著時間而演變，無論是加強還是削弱，我們將不得不修正我們目前的情況。這種關係使我們能夠通過測量宇宙的膨脹歷史來確定宇宙中的是什麼。因此，要找出宇宙自熱大爆炸開始以來的實際有多老，我們要做的就是確定宇宙的膨脹率和宇宙是由什麼構成的。我們可以使用多種方法進行這種決定，但有一件重要的事情我們必須記住：我們測量一個參數（如膨脹速率）的許多方法，都取決於我們對宇宙是由什麼構成的假設。
換句話說，我們不能假設宇宙是由一定量的物質、一定量的輻射和一定量的暗能量構成的，其方式與膨脹速率本身無關。也許最有力的說明方式是看看大爆炸本身遺留下來的餘輝：宇宙微波背景(CMB)。
圖註：宇宙微波背景(CMB)的大爆炸留下的輝光並不均勻，但有微小的瑕疵和溫度波動，規模只有幾百微開爾文。雖然這在後期起著很大的作用，但經過引力增長之後，重要的是要記住，早期的宇宙和今天的宇宙規模只是在低於0.01%的水平上是非均勻的。普朗克已經發現並測量了這些波動，其精度比以往任何時候都要高，並且可以利用產生的波動模式來限制宇宙的膨脹速率和組成。上面是宇宙微波背景的波動圖。總體而言，宇宙中的每個方向都顯示與其他方向相同的平均溫度：大約 2.725 K。如果減去該平均值，您將獲得上面看到的模式：波動或偏離平均溫度。
在您看到深藍色或深紅色斑點時，這些區域的溫度波動最大：大約 200 微凱爾文冷（藍色）或比平均值更熱（紅色）。這些波動在各種角尺度上表現出特定的幅度形態，波動幅度上升到大約 1 度的特定角尺度，然後以振蕩方式減小和增加。這些振蕩告訴我們一些關於宇宙的重要統計數據。
圖註：四種不同的宇宙導致CMB中相同的波動模式，但獨立的交叉檢查可以獨立準確地測量其中一個參數，打破簡併性。通過獨立測量單個參數（如H_0），我們可以更好地約束我們居住的宇宙的基本組成特性。然而，即使還剩下一些重要的擺動空間，宇宙的年齡也毫無疑問。最重要的一點要認識到，有許多可能的值組合可以適合任何特定的圖形。例如，鑑於我們看到的波動，我們可以有一個宇宙與：
4%正常物質，21%暗物質，75%暗能量和哈勃常數72，5%正常物質，30%暗物質，65%暗能量和哈勃常數65，或8%的正常物質，47%的暗物質，49%的暗能量，-4%的曲率和哈勃常數51。
你會發現這裡有一個模式：如果你有更少的物質和更多的暗能量，你可以有一個更大的哈勃常數；如果你有更多的物質和更少的暗能量，你可以有一個較小的哈勃常數。然而，這些組合的顯著之處是，自大爆炸以來，它們都導致宇宙的年齡幾乎完全相同。
我們可以聲稱宇宙有138億年的歷史，如此精確的原因是我們擁有的全套數據所驅動。一個膨脹得更迅速的宇宙需要更少的物質和更多的暗能量，而它的哈勃常數乘以宇宙的年齡將具有更大的價值。一個緩慢膨脹的宇宙需要更多的物質和更少的暗能量，而它的哈勃常數乘以宇宙的年齡得到一個較小的值。
然而，為了與我們觀察到的一致，宇宙不能小於136億年，不超過140億年，超過95%的信心。宇宙的許多特性確實值得懷疑，但其年齡不是其中之一。只要確保你考慮到宇宙的組成，你就會得出一個正確的答案。