科学家如何测量宇宙的年龄-

网上有关“科学家如何测量宇宙的年龄?”话题很是火热，小编也是针对科学家如何测量宇宙的年龄?寻找了一些与之相关的一些信息进行分析，如果能碰巧解决你现在面临的问题，希望能够帮助到您。

20世纪关于宇宙最伟大的故事，就是我们为宇宙的起源问题提出了一个看似合理的理论，我们认为宇宙诞生于炽热、稠密、快速膨胀的状态，并经过冷却发展到了今天的状态。这是一个随时间演化的漫长过程，因此这就又给我们提出了一个新的问题：既然宇宙是从无到有的，就像一个人从诞生到成年，那么宇宙现在的年龄是多少？也就是说，我们可以用多少种独立的方法来测量宇宙的年龄？

其实有很多种测量方法和证据都指向了138亿年的宇宙年龄，可以说跟指向暗物质的证据一样多。但事实上只有两个证据看起来比较靠谱。

根据宇宙的膨胀率就可以宇宙的年龄

既然我们认为宇宙是从热大爆炸的状态膨胀到今天的模样的，那么我们就可以根据它的膨胀率来得出宇宙的年龄。

我们知道当今的宇宙一直在膨胀冷却，那么我们就可以很容易想到宇宙的过去的时候体积更小、温度更高、密度更大，因为很明显，你不断地压缩一个东西就会导致这样地结果。这是时候不仅是物质粒子之间挨得更近，而且单个光子的能量也会不断地增加。因为膨胀的空间既然可以拉长光子的波长，那么收缩的空间光子波长会更短，而波长又决定了光子的能量，因此我们认为早期的宇宙炽热、稠密。

如果我们不断回溯宇宙的历史，这种能量的增加会让我们达到一个宇宙诞生的早期时刻。

也就是我们所说的热大爆炸当时的状态和阶段！

我们经常会说宇宙的早期阶段有一个“奇点”，但我们要正确理解这个“奇点”说的是什么意思，它并不是一个无限小的质点，而是一个物理学崩溃的阶段，这个时期的宇宙已经膨胀到非常大的范围了。因为我们知道，在此之前宇宙还经历了暴涨阶段（空间呈指数膨胀，宇宙被迅速拉伸），正是这个过程诞生了热热大爆炸的状态。

由于宇宙的暴涨阶段抹去了一些可观测的信息，所以这个阶段中宇宙发生了什么我们并不是很清楚，它什么时候开始，什么时候结束的也不确定。因此我们说“宇宙年龄”的时候，一般就指从热大爆炸状态到今天我们看到的宇宙经历了多长的时间。

根据广义相对论，我们知道宇宙的组成成分可以影响宇宙的膨胀历史，而宇宙膨胀的历史又可以告诉我们宇宙的年龄是多少。

换句话说，如果我们知道今天的宇宙是怎样膨胀的，并且了解宇宙的组成分成，我们就能知道宇宙在其整个历史上是怎样膨胀的。我们从大量的观测事实中了解到了当今宇宙的膨胀率和组成成分，包括：

要想知道宇宙今天的膨胀率以及宇宙中的天体离我们距离，我们可以通过测量宇宙中的恒星、星系和超新星的光度变化得出它们离我们距离，然后通过星光红移得出宇宙的膨胀状态，这告诉我们宇宙中可能存在这一种未知的能量形式。

通过测量宇宙中大尺度结构的聚集方式，以及对星系、星系团质量、旋转特性的测量，我们就可以知道宇宙中存在着一种未知形式的暗物质。

通过对宇宙微波辐射温度波动的测量，我们就能更加确定的知道这些组成成分的比例是怎样的。

当然这个过程肯定比较复杂，但是仅仅是以上的方式，我们就能知道当今的宇宙中有：

68%暗能量，27%暗物质，4.9%普通物质，大约0.1%的中微子，大约0.01%的辐射粒子

现在我们知道了当今宇宙的膨胀方式，也知道了宇宙中所有形式的能量密度，还知道这些不同形式的能量是如何影响宇宙的膨胀率，因此我们就能知道宇宙在其历史上的每个阶段是如何膨胀的，以及宇宙的年龄是多少。

虽然我们知道今天的宇宙的膨胀率，但我们不能直接通过这个碰撞率和天体的目前离我们的距离来算宇宙的年龄，因为宇宙的膨胀率在其历史上是一个变化的过程，有物质和辐射掌控的宇宙是一个减速的过程，而有暗能量掌控的宇宙是一个加速的过程。但是我们知道了宇宙中的各个组成成分如何影响宇宙的膨胀率，以及如何随着宇宙的膨胀其能量密度会发生怎样的变化。

所以我们就可以系统的去测算宇宙的年龄，当然这个过程是很复杂的。

但根据以上的不同的阶段我们确定出来的宇宙有138.1亿年的历史。这是从理论中的出来的宇宙年龄。

但是我们还有另外一种直接测算宇宙中古老天体年龄的方法，来对以上的理论年龄进行检验。

虽说我们无法直接算宇宙的年龄，但我们可以算宇宙中最古老天体的年龄，而且这些天体的年龄一定不会超过宇宙的年龄。

我们目前对宇宙中的恒星的演化十分了解，知道它们发光发热的方式，以及这些恒星如何在其一生中消耗燃料、演化和死亡。在一个恒星的壮年时期也就是主序星阶段，它燃烧的主要过程就是将氢聚变为氦，颜色、光度和大小都十分稳定。

但是当恒星耗尽氢燃料以后，恒星就会脱离主序星阶段，演化为红巨星或红超巨星。

我们知道单个恒星的运作方式，也就是我们可以根据其光度、质量这些信息确定单个恒星的年龄。

因此我们就可以观察星团中所有已经脱离主序星阶段的恒星，我们就可以计算出这个星团的年龄。通过观察那些重元素含量低、质量小的球状星团，我们发现最古老的星团有132亿年的历史。

在宇宙中，星团的年龄在120亿以上的十分普遍，但年龄在140亿年的目前我们根本没有发现。总之，这两种方法是确定宇宙年龄最好的办法，一个是通过宇宙的演化历史，一个是通过宇宙中现存最古老的恒星。第二种方法可以给我们一个参考，不论你算出的宇宙年龄是多少，都不可能比这些星团还要小。

科学家们是如何计算宇宙尺寸的？请业内人士回答!

很多人都听说过我们的可观测宇宙有930亿光年大，但它诞生至今却只有138亿年， 你可能会感到困惑，这是怎么一回事呢？不是说光速是恒定的吗？它只有那么快，我们是怎么看得到930亿光年外的宇宙的？

首先说明一下，930亿光年指的是可观测宇宙的直径，半径是465亿光年。 可观测宇宙是指以我们地球为中心，向各个方向所能看到的最远距离，这就是我们的可观测宇宙的半径范围，这个半径大约是465亿光年，超过这个半径以外的宇宙我们是观测不到的。而这个半径在三维空间里就构成了一个以地球为中心的球体，这个球体就是我们的可观测宇宙的全部，它的直径就是930亿光年。

实际上我们的宇宙的直径是肯定不止930亿光年的，自然它的半径也肯定不止465亿光年。 但是即使是这465亿光年，也并不是实际观测到的距离值，也就是说，它并不是我们现在能观测到的距离，而是一个理论计算值，而这个理论计算值是根据宇宙的年龄和用于计算宇宙膨胀速率的哈勃常数按照理论模型确定的。

至于这个理论计算值的具体含义我们稍后再说，我们从最简单也是最常见的距离讲起。

我们知道，按照现有的物理理论，光速是一个恒定的值，因此它可以用于计算距离，现在我们在计算宇宙天体的距离时常用的单位光年就是指光一年所经过的距离。 而按照目前的宇宙大爆炸理论和测量得到的哈勃常数计算，宇宙的年龄约为138.2亿年。也就是目前我们所能接收到的最远的信息，传播到地球的时间也就是138.2亿年，它们经过的距离就是138.2亿光年了。

你会发现这个时候出现了两个观察极限的距离，一个是465亿光年，一个是138.2亿光年。

138.2亿光年这个距离就是我们第一个要介绍的宇宙学距离——光行距离。光行距离顾名思义就是光行进的距离，由于光速是一个恒定值，因此，光行距离只要以光速乘上一个具体的时间就能得到具体的距离。（比如以光速乘上1年，得到的就是一光年的距离，他大约相当于365.25x24x3600x299792458=9460730472580800m=9460730472580.8km）

因此，也就是说， 由于我们宇宙的年龄所限，我们能看到的最远距离就是光行距离138.2亿光年，这就是我们的可观测极限。然而我们所处的宇宙并非是静态的，它从诞生开始就一直在不停地膨胀，因此当我们看到这些光行距离138.2亿年的天体时（假装这个距离上有天体吧，比较好理解），它们早已经不在原来的位置上了，也就是它们现在并不在138.2亿光年处。

在上世纪20年代末，美国天文学家爱德文·哈勃利用对Ia型超新星的光谱分析，发现宇宙中所有方向上的远方星系都在远离我们，而且远离的速度与距离存在比例关系，距离地球越远，远离的速度越快。

这种现象让已经从地球中心说和太阳中心说里解脱出来的科学家相当困惑，因为这意味着地球处在一个特殊的位置，类似于一个爆炸的中心，所有的远方星系都在远离我们这个中心。

不过很快，科学家就给出了一个最为简洁的解释： 宇宙正在膨胀。

我们可以试想象这样一种情况：在一个膨胀的气球表面，随着气球膨胀，气球上的a、b、c三个点会互相远离，我们假设b处在a和c之间，那么同一时间内ac之间膨胀的距离将等于ab之间膨胀的距离加上bc之间膨胀的距离，这样，在a看来，c远离的速度就会比b更快。这样，地球就无需处在一个特殊的位置。

但是问题来了，宇宙在膨胀，宇宙就不再是静态的了，它是一个动态宇宙。如果空间在膨胀，光速就没法代表真实的距离了……

试想一下，当一束光从a射向c，但这传播的过程中，a与c之间的空间一直在膨胀，当a到达c的时候，ac的距离早已不是原来的距离了。

这就使距离变得比较复杂了，可以说根本没法确定距离，因为宇宙一直在膨胀，你想知道某个距离得先确定那是什么时候的距离，因为ac之间的实际距离随着空间的膨胀，每时每刻都不一样，它是随时间变化的……

既然观察到的空间膨胀是各向同性而均匀的，那能不能把尺子固定下来呢？也就是说随着空间膨胀，我们用来测量空间的尺子也一起膨胀，这样距离就不会随时间发生变化了，我们就可以定义任意时刻天体间的距离，甚至宇宙的大小了。

答案是肯定的，而这种尺子随空间膨胀的距离就叫共动距离。

那么问题来了，这把尺子的数值是什么时候确定下来的呢？当然是现在了。因为我们对空间距离的定义是基于现在的，这意味着所有尺子的测量和定义都是基于现在的。

当尺子被固定下来后，宇宙的大小和星系距离就不会再随时间变化了，那么它现在多大呢？答案就是前面所说的：465亿光年。这个就是我们可观测宇宙的实际半径，实际的直径也就是930亿光年。

这个值是怎么得到的呢？前面已经简单说过，就是 在确定了宇宙年龄后，光速138.2亿年时间所经过的距离，也就是138.2亿光年的光行距离，根据理论模型、哈勃常数得到的宇宙膨胀率计算在这138.2亿年里，这段光行距离距离现在膨胀到多大，计算结果就是465亿光年。

这个距离就是我现在我们所能观察到的可观测宇宙边界的真实距离，这个距离就称为固有距离。它代表实际的距离，而由于前面提到的定义的缘故，现在的可观测宇宙的固有距离就等于共动距离。

我们来总结一下上面介绍的三种距离。我们最熟悉的大概就是光行距离了，我们常常听到的某颗星星距离我们多少光年，比如我们太阳系距离银河系约2.6万光年这样的距离用的就是光行距离，它是最直观最容易理解的距离。

实际上在很多的书籍中结束遥远星系所用的也是光行距离，比如前些年报道科学家发现一个最遥远的星系距离我们132亿光年，你很容易就能知道这个星系在宇宙大爆炸后6亿年后就已经诞生了。

但光行距离实际上既不代表这些光发出时与我们的距离，也不代表这些光到达时跟我们的距离 ……这就很尴尬了……

实际上那些光发出时，这些星系距离银河系所在的空间位置远小于132亿光年，而光到达时，这些星系距离银河系又远大于132亿光年。这就是光行距离……一种本来很精确结果被宇宙膨胀坑惨了的距离……

至于共动距离，主要是方便研究星系相对位置和物质密度，由于它一经确定，就不再受宇宙膨胀的影响，因此可以确定任意星系间的距离，也可以确定一定区域内星系的密度。但它本身只是一个定义值，不具有真实性，只不过它本定义为现在的真实值。

固有距离顾名思义就是本来的距离。它是一个静态宇宙下定义出来的真实值，是此刻让宇宙定格不再膨胀时所能测量到的距离值。 这就是我们日常使用的距离，诸如上海到北京的距离就是固有距离。 但由于我们的宇宙是动态膨胀的，因此固有距离的值是会随时间变化的。

我们可观测宇宙半径465亿光年指的就是这个固有距离。也就是光行距离138.2亿光年外的星系的现在距离我们的真实距离是465亿光年，但此时的这个星系我们是看不见的，即使现在宇宙不再膨胀，它现在在465亿光年外所发的光也要465亿年后我们才能看到。

因此，虽然说可观测宇宙是465亿光年，但你千万不要以为我们现在能看到465亿光年外的光。

宇宙里到底有多少个星系？又是怎么知道的呢

计算宇宙的距离单位常用的有两种：光年和秒差距。

通常我们说的宇宙的尺寸是指可观测的宇宙的尺寸，即能观测到的宇宙的最大的范围。一般这个范围的大小是与我们能观测到的最远的天体的为可观测宇宙的最大的范围。一般来说，不管什么什么天体，它都是属于某个星系的，对于非常遥远的天体，我们说的距离一般来说都是其所在的星系离我们的大致的距离。要测量遥远的星系的距离，一般都是用造父变星来测量的。

造父变星是一种不稳定的恒星，是恒星演化的一个阶段。该类型的恒星发生周期性的膨胀，使得它的亮度也发生周期性的变化，恒星的变光周期和它的发光能力成正比，所以测量造父变星的变光周期，就可以得到恒星的绝对星等，再经由距离模数mv，Mv=5 log d - 5，就可以得出恒星以秒差距为单位的距离d，从而就可以知道该造父变星所在的星系的距离，也就大致知道该星系的天体的距离。

宇宙中有数千亿甚至上万亿个星系，但这个数量是通过观测与统计估算得出的。科学家通过各种先进的望远镜和探测手段，对可观测宇宙中的星系进行研究，逐步了解了星系的数量和分布。

1. 宇宙中星系的数量

估算星系数量：目前，科学家估计可观测宇宙中有大约1万亿到2万亿个星系。这个估计是基于对宇宙中一部分区域的深度观测，再通过数学方法进行外推得到的。

可观测宇宙：可观测宇宙的直径大约为930亿光年，这个范围内的星系是我们目前通过望远镜能够探测到的，但可能在更远的地方还有很多我们看不到的星系，因为光还未传播到我们这里。

2. 如何知道宇宙中的星系数量

要估算宇宙中的星系数量，科学家主要依靠天文望远镜的观测，通过对一部分天空的深度探测，然后进行统计和外推。以下是几个重要的步骤和方法：

2.1 哈勃深空观测

哈勃太空望远镜对宇宙的深空区域进行了详细观测，特别是**哈勃深空（Hubble Deep Field）和哈勃超深空（Hubble Ultra Deep Field）**等项目。

在这些观测中，哈勃望远镜对一个非常小的天区进行了长时间的曝光，结果在该小天区中观测到了成千上万的星系，即使是最暗淡的星系也被探测到。通过这种对微小区域的观测，科学家可以推测整个天空中可能存在的星系数量。

例如，在哈勃超深空的观测中，科学家在一个类似手指甲大小的天区中观测到大约1万个星系。通过将这个数字外推至整个天空的面积，得出了可观测宇宙中星系的数量估计。

2.2 詹姆斯·韦布太空望远镜（JWST）

詹姆斯·韦布太空望远镜比哈勃望远镜更强大，尤其是它的红外观测能力使得它能够探测到宇宙中更远、更暗的星系。

通过詹姆斯·韦布望远镜的观测，科学家们发现了许多早期宇宙中的星系，这些星系以前由于过于遥远和暗淡而无法观测到。这也使得科学家对星系数量的估计得到了修正，从最初的1000亿到2000亿个星系提升到现在的1万亿到2万亿个星系。

2.3 大规模天文调查

通过地面上的大口径望远镜，如斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey, SDSS），科学家可以对宇宙中的星系进行大规模的统计。

SDSS项目对天空的很大一部分进行了扫描，记录了数百万个星系的位置、亮度和光谱信息。这些观测帮助科学家建立宇宙星系的分布模型，并对星系的总数量进行进一步的估算。

3. 星系数量的估算过程

样本外推：科学家通过对某个特定区域的深度观测，得到一个小区域中的星系数量，然后使用统计方法将这个数量外推到整个天空。这种方法类似于通过小样本来估算整个群体的大小。

红移测量：通过红移测量，科学家能够确定星系的距离。宇宙中星系的光会由于宇宙的膨胀而发生红移，红移越大，星系的距离越远。通过测量不同距离上的星系数量，可以对宇宙中的星系分布做出推断。

宇宙演化模型：科学家还使用宇宙演化模型来推断星系的数量。这些模型考虑了宇宙的膨胀、星系的形成和合并过程，以及恒星的形成率等因素。通过对模型的运行，科学家可以更准确地估算宇宙中星系的数量。

4. 宇宙中星系的分布与演化

宇宙中的星系并不是均匀分布的。它们通常聚集成星系群、星系团，并进一步组成超星系团。这些星系形成了类似宇宙网的结构，星系和星系团沿着宇宙网中的丝状结构分布。

星系在宇宙演化中也会相互作用、合并。例如，银河系和仙女座星系预计将在未来的数十亿年内发生合并，形成一个更大的星系。这样的合并和相互作用在宇宙中非常普遍，并且对星系的数量和形态有着重要影响。

5. 观测的局限性

观测范围有限：当前我们只能观测到可观测宇宙的部分，即那些光在138亿年内能到达地球的区域。可能在可观测宇宙之外还有大量的星系，但它们的光由于宇宙膨胀的速度超过了光速，无法到达我们这里。

暗星系的存在：还有一些星系由于它们的恒星数量较少或者光度太暗，或者主要由暗物质组成，无法被传统的光学望远镜直接观测到。科学家推测，可能存在数量庞大的“暗星系”，这些星系难以通过直接的观测手段发现。

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