但是 ， 在整个银河系(以及大多数大型星系)的光环中都发现了球状星团 ， 它更大 ， 更重且更孤立 。当我们观察它们时 ， 我们可以测量内部许多恒星的颜色和亮度 ， 从而使我们(只要我们了解恒星的工作和演化方式)就可以确定这些恒星团的年龄 。尽管这里也存在不确定性 ， 但即使是在银河系内 ， 也存在大量球状星团 ， 年龄在120亿年以上 。
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图注：球状星团Messier 69因其非常古老而极为不寻常 ， 这表明它仅占宇宙当前年龄的5%(约130亿年前) ， 但金属含量却很高 ， 其金属含量仅为22% 。我们的太阳 。明亮的恒星处于红色巨星相 ， 刚刚耗尽其核心燃料 ， 而一些蓝色恒星则是这些不寻常的蓝色离散星 。
我们对这些数字有多确定?很难说 。 虽然几乎可以保证 ， 这些星团中最古老的一定是在125亿到130亿年之间 ， 但围绕太阳质量的恒星开始转变为亚巨星 ， 然后转变为成熟的红巨星所需的时间仍然存在很大的不确定性 。 可能是100亿年;可能是120亿年;可能是介于两者之间的一些价值 。 多年来 ， 许多研究球状星团的天文学家认为最古老的星团有140亿年 ， 至160亿年 。
今天 ， 我们可以可靠地得出结论 ， 从我们测量的恒星来看 ， 宇宙的年龄有一个大约125亿至130亿年的下限 ， 但这并不能精确地确定年龄 。 这是一个很好的约束条件 ， 但是为了得到一个实际的数字 ， 我们需要一个更好的方法 。
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幸运的是 ， 宇宙给了我们一个 。 你看 ， 爱因斯坦的广义相对论 ， 对于一个到处都是(大致)均匀的物质和能量的宇宙(就像我们的宇宙) ， 给出了两个量之间的直接关系：
宇宙中存在的物质和能量的数量和类型 ，
以及今天宇宙膨胀的速度 。
这种关系最早是在1922年由亚历山大弗里德曼(Alexander Friedmann)推导出来的 ， 使我们能够得出宇宙的年龄的方程式被称为弗里德曼方程 。 我们花了很多年的时间来测量宇宙的组成部分 ， 但是我们现在已经有了一个共识 。
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亚历山大弗里德曼(Alexander Friedmann)
从轻元素的丰度到星系群的聚集 ， 到星系团如何碰撞到遥远的超新星 ， 再到宇宙微波背景的起伏 ， 这些观测都指向同一个宇宙 。 特别是 ， 它包括：
68%暗能量 ，
27%暗物质 ，
4.9%正常物质(质子、中子和电子) ，
0.1%中微子 ，
0.01%光子(光粒子或辐射) ，
而不到0.4%的其他东西 ， 包括空间曲率、宇宙弦、域壁和其他奇特的成分 。
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图注：在宇宙微波背景(CMB)到的E模式极化数据的波动 ， 特别是在小角度范围内的波动 ， 编码了关于宇宙的内容和历史的大量信息 。在这里 ， 显示了来自大片天空的起伏 ， 这些起伏是由阿塔卡马宇宙望远镜拍摄的数据构成的 。这是迄今为止获得的小角度尺度CMB的最佳数据集 。
这张照片与我们的一整套观察结果一致;你必须非常认真地挑选你的证据过分强调具有很大模糊性的测量值 ， 同时忽略大量的数据集最终得出与此相差很大的一组值 。
所以 ， 你可能会认为一切都取决于膨胀率 。 如果你能精确地测量 ， 你就可以简单地计算出宇宙的年龄 。 从21世纪初开始 ， 从那时起 ， 我们获得的最好的数据来自宇宙微波背景：首先来自WMAp ， 然后来自普朗克 ， 到2020年7月14日 ， 也来自阿塔卡玛宇宙望远镜 。
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