宇宙年齡研究的最新進(jìn)展

李志宏

(1.中國(guó)原子能科學(xué)研究院 核物理研究所，北京 102413; 2.中國(guó)科學(xué)院大學(xué) 核科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，北京 101408)

宇宙年齡是大爆炸宇宙學(xué)中一個(gè)關(guān)鍵問(wèn)題，是宇宙模型的基本參數(shù)。對(duì)它的研究可幫助人們認(rèn)識(shí)宇宙的起源、結(jié)構(gòu)和演化過(guò)程，也有助于理解當(dāng)前物理學(xué)中最重要的兩個(gè)重大疑難問(wèn)題，即暗物質(zhì)和暗能量問(wèn)題。傳統(tǒng)的測(cè)定宇宙年齡的方法有3種，第1種方法是尋找宇宙中年齡最大的天體，并以其年齡作為宇宙年齡的下限；第2種方法是分析構(gòu)成宇宙的核素豐度，利用長(zhǎng)壽命的放射性核素的衰變規(guī)律確定宇宙核素誕生的年齡；第3種方法是通過(guò)探測(cè)宇宙大爆炸的遺跡，通過(guò)測(cè)量結(jié)果與宇宙模型預(yù)言的比較來(lái)確定宇宙年齡。每種研究方法都有大量的研究論文，測(cè)量結(jié)果也出現(xiàn)很多矛盾。但進(jìn)入21世紀(jì)后，現(xiàn)代物理宇宙學(xué)進(jìn)入了一個(gè)黃金時(shí)期，大量的觀測(cè)和實(shí)驗(yàn)豐富了人們對(duì)宇宙年齡的認(rèn)識(shí)，人們對(duì)宇宙的年齡認(rèn)識(shí)也逐漸趨于一致。

本文將綜述3種方法的最新研究進(jìn)展，并探討進(jìn)一步準(zhǔn)確測(cè)定宇宙年齡可開展的研究工作，最后介紹幾種新興的宇宙年齡測(cè)量方法。

1 尋找宇宙中古老的星體

確定宇宙年齡的一種方法是根據(jù)恒星誕生、進(jìn)化和死亡的知識(shí)，找到最古老的恒星并解讀它們的年齡[15]。恒星的年齡主要由其在主序星階段的氫燃燒過(guò)程決定，因此必須準(zhǔn)確測(cè)定氫燃燒持續(xù)的時(shí)間。質(zhì)量大的恒星靠CNO循環(huán)來(lái)提供抵抗引力收縮和穩(wěn)恒向外輻射的能量，CNO循環(huán)的時(shí)標(biāo)較小，因而大質(zhì)量的恒星演化速度較快，壽命也相對(duì)較短。多數(shù)大質(zhì)量恒星在死亡后收縮成中子星或黑洞，在天文學(xué)上很難觀測(cè)，一般不用于研究宇宙的年齡。質(zhì)量較小的恒星靠pp反應(yīng)鏈進(jìn)行氫燃燒，其中的第1個(gè)反應(yīng)為1H(p，e+ν)2H。該反應(yīng)由弱相互作用控制，反應(yīng)截面異常小，現(xiàn)有實(shí)驗(yàn)條件無(wú)法測(cè)量，只能依靠理論估算。在太陽(yáng)的核心溫度(1.5×107K)下，該反應(yīng)的天體物理S因子約為4.0×10-24MeV·b(1 b=10-28m2)[16]，由此可計(jì)算出太陽(yáng)核心區(qū)氫燃燒的時(shí)間約為100億年。結(jié)合太陽(yáng)的光度L⊙=3.8×1026W，可算出太陽(yáng)在主序星階段燒掉了它所有氫的10%。利用該數(shù)值，并假定處于主序星階段的恒星光度不變，天文學(xué)家采用下式來(lái)推算恒星的年齡tms(Gyr，10億年)：

tms≈Etot/L*≈0.000 7c2M*/L*≈

10(M*/M⊙)(L⊙/L*)

(1)

式中：0.000 7為由pp反應(yīng)鏈的產(chǎn)能效率0.7%乘以氫的燃燒效率10%得到；M⊙為太陽(yáng)質(zhì)量；M*和L*分別為恒星的質(zhì)量和光度。根據(jù)恒星的質(zhì)光關(guān)系，小于太陽(yáng)質(zhì)量的恒星可使用10(L⊙/L*)2/3計(jì)算，大于太陽(yáng)質(zhì)量的恒星用10(L⊙/L*)3/4計(jì)算它的年齡?？煽闯?，質(zhì)量越大的恒星其光度越大，演化也就越迅速，壽命因而就越短；反之，質(zhì)量越小的恒星，其光度越小，壽命越長(zhǎng)。

1.1 以最古老的紅矮星年齡作為宇宙年齡下限

按照式(1)，質(zhì)量越小的恒星壽命越長(zhǎng)。因此，尋找年齡最大的恒星首先是尋找質(zhì)量較小的恒星。紅矮星的質(zhì)量為太陽(yáng)的0.075～0.5倍，最小紅矮星的內(nèi)部溫度剛好能引發(fā)核反應(yīng)。由于紅矮星的核心溫度較低，pp鏈的反應(yīng)速率相當(dāng)慢，導(dǎo)致其駐留在主序星階段的時(shí)間相當(dāng)長(zhǎng)，甚至超過(guò)宇宙的年齡。因此，可尋找最古老的紅矮星來(lái)研究宇宙年齡的下限。盡管紅矮星在宇宙中很多，但由于它的光度很小，不借助光學(xué)儀器在地球上無(wú)法看到紅矮星。即使借助高倍的望遠(yuǎn)鏡，對(duì)遠(yuǎn)處的紅矮星觀測(cè)也有很大的難度，許多紅矮星是靠其伴星的異常表現(xiàn)才被注意到，盡管如此，仍發(fā)現(xiàn)了一定數(shù)量的紅矮星。經(jīng)分析發(fā)現(xiàn)，這些紅矮星均有一定的金屬性[17]。金屬性是指恒星中較4He重的所有核素質(zhì)量和占恒星總質(zhì)量的比例。金屬性越大，說(shuō)明該恒星經(jīng)歷的演化時(shí)代越多，它的誕生時(shí)間與宇宙誕生的時(shí)間間隔就越長(zhǎng)。所以，那些金屬性最小的第1代紅矮星是人們研究宇宙年齡時(shí)最為關(guān)注的。

近年來(lái)，隨著人們對(duì)外星生命興趣的提升，人們開始有意識(shí)地尋找更多的紅矮星。2018年8月美國(guó)約翰·霍普金斯大學(xué)的科學(xué)家在《天文學(xué)》雜志報(bào)道，在距地球2 000光年的位置偶然發(fā)現(xiàn)了整個(gè)宇宙中最古老的恒星之一[18]。該恒星處于銀河系的1個(gè)雙星系統(tǒng)中，編號(hào)為J18082002-51 04378 B，是1顆紅矮星，質(zhì)量?jī)H為太陽(yáng)的14%。金屬含量非常低，幾乎不含重核素，這表明它是在大爆炸后不久由近乎原始的物質(zhì)云構(gòu)成的。根據(jù)金屬豐度與銀盤年齡的關(guān)系，得到這顆紅矮星的年齡為(135.35±0.21)億年，屬于宇宙形成后的第1代恒星。鑒于這顆非凡的恒星的年齡，天文學(xué)家認(rèn)為銀河系環(huán)境可能較以前的估算要老得多。這一年齡可作為宇宙年齡的下限，宇宙的年齡還應(yīng)考慮到物質(zhì)云的形成與演化成雙星系統(tǒng)的時(shí)間。

1.2 利用白矮星估算宇宙年齡

白矮星是質(zhì)量小于8倍太陽(yáng)的恒星演化到末期階段的殘余物，幾乎耗盡了氫和氦等燃料。白矮星靠電子簡(jiǎn)并氣體的壓強(qiáng)來(lái)抵抗重力引起的進(jìn)一步塌縮，它們的密度很高、光度低。白矮星的冷卻時(shí)標(biāo)很長(zhǎng)，隨著它們的年齡增加，白矮星會(huì)變得更冷更暗。因此，可使用微弱的白矮星的光度來(lái)估計(jì)其年齡。這個(gè)年齡是基于理論計(jì)算的白矮星冷卻曲線[19]，最冷暗的白矮星通常有著最大的年齡。

球狀星團(tuán)被認(rèn)為是宇宙中最古老的天體，它的年齡可作為銀河系乃至宇宙年齡的下限。加利福尼亞·洛杉磯大學(xué)的Richer研究小組用哈勃太空望遠(yuǎn)鏡深入觀察距離太陽(yáng)系7 000光年的天蝎座球狀星團(tuán)M4，以確定最暗、最冷，因此也是最古老的白矮星[21]。這些30星等的天體被認(rèn)為是宇宙中最早形成的恒星之一。Richer等[22]利用垂死恒星余燼的溫度截止點(diǎn)來(lái)確定它們的年齡。根據(jù)對(duì)600個(gè)白矮星的測(cè)量，發(fā)現(xiàn)最古老的矮星年齡為(127±7)億年，這個(gè)年齡較接近銀河系的年齡。

1.3 球狀星團(tuán)的主序轉(zhuǎn)折點(diǎn)

同考古學(xué)家使用化石來(lái)重建地球的歷史一樣，天文學(xué)家利用球狀星團(tuán)來(lái)重建星系的歷史。球狀星團(tuán)是由大量恒星組成的球狀致密恒星集團(tuán)，它有以下特性：所有的恒星都在同一時(shí)間出生；恒星的化學(xué)成分和豐度基本相同；沒(méi)有任何進(jìn)一步的恒星形成事件，避免了產(chǎn)生恒星事件對(duì)年齡的干擾。這些特性說(shuō)明球狀星團(tuán)是一個(gè)極好的恒星時(shí)鐘。球狀星團(tuán)的成員因質(zhì)量不同，演化快慢也不一樣。質(zhì)量大的恒星演化快，很早就離開主序星階段，變得不可見。質(zhì)量小的恒星會(huì)一直留守在主星序帶上。只有那些剛好走完主序星階段的恒星會(huì)在赫羅圖上拐偏離主星序。這些處于主序轉(zhuǎn)折點(diǎn)的恒星年齡代表球狀星團(tuán)的年齡。因而，可通過(guò)測(cè)量轉(zhuǎn)折點(diǎn)附近恒星的光度和核素豐度，由下式擬合球狀星團(tuán)的年齡tGC[23]。

lgtGC=-0.51+0.37MV-0.13[Fe/H]

(2)

式中：MV為轉(zhuǎn)折點(diǎn)處恒星的絕對(duì)星等；[Fe/H]=lg(Fe/H)*-lg(Fe/H)⊙，(Fe/H)*和(Fe/H)⊙分別為恒星和太陽(yáng)中的鐵-氫豐度比。

銀河系中只有約150個(gè)球狀星團(tuán)，因此每個(gè)球狀星團(tuán)均是銀河系暈圈和銀河系形成的重要示蹤物。研究發(fā)現(xiàn)，球狀星團(tuán)的年齡彌散很大，原因之一就是恒星事件的污染。第1代恒星形成時(shí)只有氫、氦和少量的鋰，隨著宇宙的演化，后期形成的恒星會(huì)積累前期恒星死亡時(shí)的噴射物，其金屬含量會(huì)變大。為減少年齡測(cè)定的誤差，需對(duì)球狀星團(tuán)年齡與金屬豐度的相關(guān)性進(jìn)行分析。圖1示出了Correnti等[24]由數(shù)個(gè)銀河系球狀星團(tuán)得到的年齡與鐵-氫豐度比關(guān)系曲線。通過(guò)基準(zhǔn)線和等時(shí)線之間的比較，得出銀河系最佳擬合年齡為(126±7)億年。該結(jié)果與最古老白矮星的年齡符合很好。

圖1 球狀星團(tuán)的年齡-[Fe/H]關(guān)系曲線Fig.1 Age-[Fe/H] relation for globular cluster

目前有關(guān)星系和恒星形成的理論表明，從大爆炸到銀河系中大量恒星誕生，約經(jīng)過(guò)10億年的時(shí)間，因此可估算宇宙年齡應(yīng)接近140億年。

2 放射性紀(jì)年法

恒星中的核素是組成恒星的材料，多數(shù)在恒星形成時(shí)就已存在，因此它們的年齡應(yīng)大于恒星的年齡，甚至更逼近宇宙的年齡。核素的放射性是一種完美的宇宙“秒鐘”，能精確地測(cè)量這些放射性核素的形成時(shí)間[25-26]。為推算宇宙的年齡，通常需使用長(zhǎng)壽命的放射性時(shí)鐘，如187Re、232Th、235U和238U等。這些核素都是在r-過(guò)程事件中產(chǎn)生的。通過(guò)這些核素僅能得出宇宙中第1次r-過(guò)程發(fā)生的時(shí)間。r-過(guò)程發(fā)生的天體場(chǎng)所是超新星爆炸或中子星并合。在漫長(zhǎng)的宇宙歷史中，銀河系中平均每百年就會(huì)有2次左右的超新星爆炸事件。每次爆發(fā)均會(huì)噴射許多r-過(guò)程核素。銀河系的原始星云會(huì)逐步積累r-過(guò)程核素。隨著宇宙的演化，那些具有放射性的r-過(guò)程核素就如同超新星爆炸時(shí)甩出的時(shí)鐘，記錄了星系的演化過(guò)程。放射性年齡的計(jì)算可由兩種核素的豐度比得到[27]，也可利用放射性核素的豐度隨時(shí)間的變化關(guān)系計(jì)算[28-29]，即：

(3)

式中：Pi為r-過(guò)程事件生成該核素的豐度；Ψ(t)為單位時(shí)間母星云吸收的r-過(guò)程噴射物的質(zhì)量；等式左邊為核素豐度的變化率；Ni(t)為時(shí)間為t時(shí)某核素的豐度；等式右邊第1項(xiàng)為該核素的衰變率，第2項(xiàng)為星系的質(zhì)量丟失率(通常認(rèn)為很小而忽略不計(jì))，第3項(xiàng)為r-過(guò)程的產(chǎn)生率。假定在百億年的歷史長(zhǎng)河中，Ψ(t)有均勻的統(tǒng)計(jì)分布，標(biāo)記為re，表示單位時(shí)間內(nèi)r-過(guò)程的核素產(chǎn)率。則方程(3)的解為：

(4)

從式(3)可看出，若放射性核素的半衰期和t時(shí)刻的核素豐度已知，通過(guò)r-過(guò)程的網(wǎng)絡(luò)計(jì)算獲得核素的初始豐度Pi，即可得到產(chǎn)率re與時(shí)間t的關(guān)聯(lián)曲線。為獲得太陽(yáng)系原始核素的年齡，使用太陽(yáng)系形成初期核素的豐度觀測(cè)值，以及利用新半衰期公式[30]計(jì)算的r-過(guò)程核素豐度Pi，得到4個(gè)純r(jià)-過(guò)程核238U、235U、232Th和187Re的事件率隨時(shí)間t的關(guān)聯(lián)曲線(圖2)。

圖2 純r(jià)-過(guò)程核素的產(chǎn)率與年齡關(guān)系圖Fig.2 Relationship between yield rate and age of pure r-process nuclei

這些關(guān)聯(lián)曲線的交點(diǎn)就是太陽(yáng)系剛形成時(shí)這些核素的年齡。從圖2可看出，238U、235U和187Re的關(guān)聯(lián)曲線交于7.8 Gyr。232Th核素的曲線由于級(jí)聯(lián)衰變的干擾稍微顯得復(fù)雜一些，但它與另外3條曲線交點(diǎn)的平均值也在7.8 Gyr附近。因此可確定，太陽(yáng)系原始核素的累計(jì)時(shí)間為(7.8±2.0) Gyr?？紤]太陽(yáng)系形成后持續(xù)到現(xiàn)在的時(shí)間4.6 Gyr，可推算太陽(yáng)系r-過(guò)程核素積累的時(shí)間長(zhǎng)達(dá)(124±20)億年。該方法與Cayrel等[8]使用鈾釷光譜法對(duì)恒星CS31082-001的年齡研究結(jié)果(125±30)億年符合很好。這顆恒星是研究人員在一大型高分辨率光譜研究中偶然發(fā)現(xiàn)的。它是一個(gè)非常貧金屬的恒星，其鐵含量較太陽(yáng)的低1 000倍，被認(rèn)為是最古老的恒星之一，在大爆炸發(fā)生后約10億年形成。隨著r-過(guò)程模型計(jì)算精度的提高，配合高精度的光譜測(cè)量技術(shù)，人們會(huì)越來(lái)越準(zhǔn)確地獲得恒星中核素的壽命。

3 大爆炸的遺跡

前文提到，通過(guò)純r(jià)-過(guò)程核素的放射性衰變，僅能追蹤到第1次r-過(guò)程事件發(fā)生的時(shí)間。要獲得更早的年齡，可研究大爆炸后3 min所產(chǎn)生的氫、氘、氚、氦以及鋰等。除少量短壽命的核素外，大爆炸原初核合成產(chǎn)生的核素均相當(dāng)穩(wěn)定，因而無(wú)法使用放射性紀(jì)年法來(lái)追蹤它們產(chǎn)生的時(shí)間。需結(jié)合其他大爆炸的蹤跡來(lái)綜合研究大爆炸發(fā)生的時(shí)間。宇宙大爆炸有3個(gè)重要的蹤跡[31-32]，即原初核素豐度、星系退行速度和微波背景輻射。原初核素豐度與核合成發(fā)生時(shí)的溫度以及重子密度參數(shù)Ωb有關(guān)[33]；當(dāng)前星系的退行速度由哈勃常數(shù)確定，但在宇宙演化歷史中，星系的退行速度會(huì)受到物質(zhì)密度參數(shù)ΩM和宇宙常數(shù)ΩΛ的控制[34]；微波背景輻射被認(rèn)為是宇宙大爆炸的余輝，對(duì)其測(cè)量可確定當(dāng)前宇宙的平均溫度，而宇宙溫度的演化曲線也會(huì)受到星系紅移z、物質(zhì)密度和輻射密度的影響[35]。綜合分析當(dāng)前測(cè)量的原初核素豐度、哈勃常數(shù)和微波背景輻射，可提供準(zhǔn)確的宇宙年齡信息。

假設(shè)宇宙是平坦的，即ΩΛ+ΩM=1，求解含宇宙常數(shù)的弗雷德曼方程，可得到宇宙年齡t0計(jì)算的公式：

(5)

其中，H0為哈勃常數(shù)，它直接描述了今天宇宙的膨脹速率，是確定宇宙模型的最重要參數(shù)之一。它的倒數(shù)被稱為哈勃年齡，是假定宇宙按均勻線性膨脹推算得到的年齡，可作為宇宙年齡的上限。哈勃常數(shù)也與宇宙的物質(zhì)密度參數(shù)和宇宙常數(shù)有關(guān)系，能幫助了解宇宙的結(jié)構(gòu)和組分。20世紀(jì)90年代以來(lái)，測(cè)量的哈勃常數(shù)由500 km·s-1·Mpc-1下降到50 km·s-1·Mpc-1，幾乎下降了1個(gè)量級(jí)。曾經(jīng)有兩個(gè)研究小組為哈勃常數(shù)究竟是50 km·s-1·Mpc-1還是100 km·s-1·Mpc-1爭(zhēng)論長(zhǎng)達(dá)30年之久[36]。當(dāng)前，科學(xué)家測(cè)到的哈勃常數(shù)較接近了。2018年以來(lái)基于各種空間望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)結(jié)果，科學(xué)家們公布8次哈勃常數(shù)的測(cè)量數(shù)據(jù)[37-44]，它們的平均值為(70.6±3.0) km·s-1·Mpc-1。在紅移較小時(shí)，ΩΛ和ΩM可由式(6)擬合Ia超新星定出的紅移-距離(d)關(guān)系得到(圖3)。

(6)

紅移較大時(shí)，紅移-距離關(guān)系需由求解宇宙學(xué)方程得到。在20世紀(jì)90年代，科學(xué)家們發(fā)現(xiàn)根據(jù)哈勃常數(shù)估計(jì)的宇宙年齡較最古老的恒星年齡小幾十億年。1998年，勞倫斯伯克利國(guó)家實(shí)驗(yàn)室的研究人員[45]找到了問(wèn)題的根源：宇宙并不是以穩(wěn)定的速度擴(kuò)張，它正在加速膨脹。從圖3可看出，ΩM=0.3、ΩΛ=0.7較ΩM=1、ΩΛ=0有更好的擬合效果。精確測(cè)定河外星系的紅移-距離關(guān)系可提高密度參數(shù)和宇宙年齡的測(cè)量精度。

圖3 由Ia超新星定出的紅移-距離關(guān)系Fig.3 Redshift-distance relation determined by Ia type supernovae

2003年，科學(xué)家們利用美國(guó)宇航局的威爾金森微波各向異性探測(cè)器，創(chuàng)建了一詳細(xì)的CMB溫度波動(dòng)圖，然后將觀測(cè)得到的波動(dòng)模式與不同宇宙理論模型預(yù)測(cè)的CMB圖像進(jìn)行比較，得到了宇宙的形狀、宇宙的密度及其組成部分。科學(xué)家們利用這些測(cè)量數(shù)據(jù)估計(jì)宇宙的年齡為(137.72±0.59)億年[46]。該結(jié)果與通過(guò)最古老恒星獲得的宇宙年齡一致，標(biāo)志著長(zhǎng)期存在的宇宙年齡問(wèn)題得到解決。除此之外，威爾金森微波各向異性探測(cè)器還發(fā)現(xiàn)宇宙在加速膨脹，普通物質(zhì)約占宇宙總量的4%，暗物質(zhì)約占23%，暗能量占73%。

2015年，歐洲航天局的普朗克太空望遠(yuǎn)鏡創(chuàng)建了一個(gè)更詳細(xì)的CMB溫度波動(dòng)圖，估計(jì)宇宙的年齡為(138.13±0.38)億年[47]。該年齡較威爾金森微波各向異性探測(cè)器的估計(jì)更古老。普朗克太空望遠(yuǎn)鏡獲得的宇宙成分比例也有所改變，暗物質(zhì)的比例升高至27%，暗能量的比例減少為68%。

4 討論與展望

宇宙年齡是人們認(rèn)識(shí)宇宙的關(guān)鍵參數(shù)。21世紀(jì)以來(lái)，隨著觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)步，人們對(duì)宇宙年齡的認(rèn)識(shí)越來(lái)越深入，研究進(jìn)入了精確宇宙學(xué)時(shí)代。近年來(lái)，這些不同方法給出的結(jié)果越來(lái)越接近。以前從球狀星團(tuán)獲得的相對(duì)較高的宇宙年齡與由哈勃常數(shù)確定的相對(duì)較低的宇宙年齡之間的矛盾似乎得到了緩解。隨著威爾金森微波各向異性探測(cè)器和普朗克太空望遠(yuǎn)鏡的使用，人們得到了較精確的宇宙年齡(137.97±0.22)億年(兩者測(cè)量結(jié)果的平均值)，不確定度僅0.2%，因而，絕大多數(shù)宇宙學(xué)家認(rèn)為現(xiàn)已基本解決了宇宙年齡問(wèn)題。

現(xiàn)在，通過(guò)恒星和球狀星團(tuán)獲取宇宙年齡的精度已被通過(guò)宇宙大爆炸測(cè)定年齡的方法超越。為使前者有更好的測(cè)量精度，一些對(duì)宇宙年齡起關(guān)鍵約束作用的核天體物理數(shù)據(jù)需進(jìn)一步提高精度。如1H(p,e+ν)2H和14N(p,γ)15O天體物理反應(yīng)率決定了恒星在主序星階段的演化時(shí)標(biāo)，其準(zhǔn)確程度將直接影響獲取的宇宙年齡。當(dāng)前，1H(p,e+γ)2H的反應(yīng)率僅有理論計(jì)算結(jié)果，需更多的工作進(jìn)行確認(rèn)。14N(p,γ)15O反應(yīng)在恒星溫度下的截面很小，測(cè)量相當(dāng)困難。近年來(lái)科學(xué)家們通過(guò)改進(jìn)實(shí)驗(yàn)技術(shù)修正了該反應(yīng)的天體物理反應(yīng)率，從而得到恒星HD 140283的年齡為(144.6±8.0)億年[48]，較原有結(jié)果增加7～10億年[49]。豐中子核β衰變半衰期的不確定性會(huì)影響r-過(guò)程核素的豐度，并干擾通過(guò)放射性紀(jì)年法研究宇宙年齡，因此需進(jìn)行高精度的實(shí)驗(yàn)與理論研究。大爆炸核合成的計(jì)算精度不僅會(huì)影響人們對(duì)原初核合成的理解，也會(huì)因其計(jì)算的氫氦豐度進(jìn)一步影響第1代甚至后代恒星的演化進(jìn)程。

關(guān)于宇宙中的暗物質(zhì)和暗能量還有許多需了解，美國(guó)威爾金森微波各向異性探測(cè)器和歐洲普朗克太空望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果還存在5%的差別。這一差別顯然超過(guò)了實(shí)驗(yàn)測(cè)量誤差，其中的原因目前科學(xué)家們?nèi)晕凑业?。如果這種不一致持續(xù)下去，將成為當(dāng)代宇宙學(xué)天空中出現(xiàn)的一條裂縫。約翰·霍普金斯大學(xué)教授亞當(dāng)·里斯說(shuō)：“這可能表明我們并不完全了解宇宙的物理特性，或在兩次測(cè)量中都可能出現(xiàn)誤差。我們對(duì)這5%的差異感到不安，這或許是宇宙學(xué)研究將取得巨大進(jìn)步的一個(gè)跡象?！蓖ㄟ^(guò)更精確的年齡測(cè)量，可對(duì)宇宙中的暗物質(zhì)和暗能量有本質(zhì)的了解，并有可能導(dǎo)致新物理學(xué)的誕生。

近年來(lái)，科學(xué)家們又發(fā)明了一些新的宇宙年齡測(cè)量方法。如日本的1個(gè)聯(lián)合研究小組正在使用引力透鏡引起的類星體雙像來(lái)推算宇宙年齡[50]。類星體的光線經(jīng)1個(gè)星系簇后到達(dá)地球，由于引力透鏡的作用會(huì)在天空中形成兩個(gè)幾乎全同的像。如果能測(cè)量這兩個(gè)不同像的光信號(hào)之間的時(shí)間差別，就能計(jì)算哈勃常數(shù)，并進(jìn)而獲得宇宙年齡。2017年8月17日的中子星并合事件，也給科學(xué)家們提供了一種新的測(cè)量哈勃常數(shù)的方法[51]。通過(guò)引力波的波形和在不同探測(cè)器的相對(duì)強(qiáng)度，就可獲得波源的質(zhì)量和幾何位形，以及它發(fā)出的引力波的絕對(duì)強(qiáng)度。根據(jù)地面接收的引力波強(qiáng)度確定目標(biāo)距離，再由光學(xué)觀測(cè)獲取退行速度，就可計(jì)算哈勃常數(shù)。最近，F(xiàn)ermi-LAT合作組[44]發(fā)現(xiàn)，河外背景光由于光子-光子相互作用對(duì)非常高能量的光子具有不透明性的性質(zhì)，因此可通過(guò)觀測(cè)沿視線的γ射線衰減量來(lái)推算宇宙的膨脹率和物質(zhì)含量。目前，這些新方法給出的宇宙年齡誤差還有些大，隨著研究的深入，宇宙年齡的測(cè)量誤差會(huì)越來(lái)越小。這將幫助科學(xué)家們修補(bǔ)宇宙學(xué)天空的裂縫，也會(huì)提升人們對(duì)暗物質(zhì)、暗能量的探究能力。多樣化的實(shí)驗(yàn)工作，結(jié)合天文測(cè)量和引力波觀測(cè)，是在暗物質(zhì)問(wèn)題上取得進(jìn)展的最大希望[52]。