Imaxe do Universo na súa infancia obtida con datos do WMAP. As diferenzas de cor indican as flutuacións da temperatura, que corresponden ás sementes que darían lugar ás galaxias.
En cosmoloxía física, a **idade do Universo** é o tempo que vai desde o Big Bang ata agora. As medicións actuais da idade do Universo dan un valor de aproximadamente trece mil oitocentos millóns de anos, concretamente 13 799 ±21 millóns de anos segundo o modelo de concordancia Lambda-CDM. A incerteza indicada de 21 millóns de anos obtívose polo acordo de varios proxectos de investigación científica, como as medidas da radiación de fondo de microondas feitas polo satélite Planck, a Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson e outras sondas. As medidas da radiación de fondo cósmica dan un tempo de arrefriamento do universo desde o Big Bang, e as medidas da velocidade de expansión do Universo poden utilizarse para calcular a súa idade aproximada ao extrapolalas cara atrás no tempo.

Explicación
-----------

O modelo de concordancia Lambda-CDM describe a evolución do Universo a partir dun estado primordial quente moi uniforme ata o seu estado actual nun lapso de tempo duns 13,8 miles de millóns de anos de tempo cosmolóxico. Este modelo compréndese ben teoricamente e está fortemente apoiado por observacións astronómicas recentes de gran precisión como as da WMAP. En contraste, as teorías sobre a orixe do estado primordial seguen sendo aínda bastante especulativas. Se extrapolamos o modelo Lambda-CDM cara atrás desde o estado máis antigo ben coñecido, rapidamente (nunha pequena fracción de segundo) alcanza unha singularidade chamada "singularidade do Big Bang". Esta singularidade non se entende que teña significado físico no sentido habitual, pero é conveniente para citar os tempo medidos "desde o Big Bang" aínda que non se corresponda cun tempo fisicamente medible. Por exemplo, "10−6 segundos despois do Big Bang" é unha era ben definida na evolución do Universo. Se nos referimos á mesma era como "hai 13,8 miles de millóns de anos menos 10−6 segundos", a precisión do significado perderíase porque o minúsculo intervalo de tempo final está saturado pola incerteza do primeiro.

Aínda que o Universo podería en teoría ter unha historia máis longa, a Unión Astronómica Internacional usa actualmente o termo "idade do Universo" co significado de duración da expansión Lambda-CDM, ou de xeito equivalente o tempo que pasou desde o Big Bang no Universo observable actual.

Límites observacionais
----------------------

Como o Universo debe ser polo menos tan vello como a cousa máis antiga que haxa nel, hai varias observacións que poñen un límite inferior á idade do Universo; entre estas están a temperatura das estrelas ananas brancas máis frías, que arrefrían gradualmente co tempo, e os puntos de saída da secuencia principal máis débiles das estelas da secuencia principal nos cúmulos (as estrelas de menor masa pasan unha gran cantidade de tempo na secuencia principal, polo que as estrelas de menor masa que evolucionaron saíndo da secuencia principal establecen unha idade mínima).

Parámetros cosmolóxicos
-----------------------

A idade do Universo pode ser determinada medindo hoxe a contante de Hubble e extrapolando cara atrás no tempo co valor observado dos parámetros de densidade (Ω). Antes do descubrimento da enerxía escura, críase que o Universo estaba dominado pola materia e así a Ω neste gráfico correspóndese con Ω*m*. Nótese que o Universo en aceleración ten a maior idade, mentres que o Universo no Big Crunch ten a menor idade.
O valor do factor de corrección da idade, *F*, móstrase como unha función de dous parámetros cosmolóxicos: a densidade de materia fraccionaria actual Ω*m* e a densidade da constante cosmolóxica Ω*Λ*. Os valores mellor axustados destes parámetros móstranse no cadro da parte superior esquerda; o Universo dominado na materia móstrase pola estrela na parte inferior dereita.
O problema de determinar a idade do Universo está estreitamente ligado ao problema de determinar os valores dos parámetros cosmolóxicos. Hoxe isto realízase fundamentalmente no contexto do modelo ΛCDM, onde se asume que o Universo contén a materia (bariónica) normal, materia escura fría, radiación (incluíndo tanto fotóns coma neutrinos), e unha constante cosmolóxica. A contribución fraccionaria de cada un á densidade de enerxía actual do Universo 
vén dada polos parámetros de densidade Ω*m*, Ω*r* e ΩΛ. O modelo ΛCDM completo descríbese por outros varios parámetros, pero para o propósito de computar a súa idade, estes tres, xunto co parámetro de Hubble {\displaystyle H\_{0}}, son os máis importantes.

Se temos medidas precisas destes parámetros, entón a idade do Universo pode determinarse usando a ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona a velocidade de cambio no factor escala *a*(*t*) con respecto ao contido de materia do Universo. Transformando esta relación, podemos calcular o cambio no tempo por cambio no factor escala e así calcular a idade total do Universo integrando esta fórmula. A idade *t*0 vén dada entón por unha expresión da forma

{\displaystyle t\_{0}={\frac {1}{H\_{0}}}F(\Omega \_{r},\Omega \_{m},\Omega \_{\Lambda },\dots )}
onde {\displaystyle H\_{0}} é o parámetro de Hubble e a función *F* depende só da contribución fracionaria do contido da enerxía do Universo que procede de varios compoñentes. A primeira observación que se pode facer a partir desta fórmula é que o parámetro de Hubble é o que controla a idade do Universo, cunha corrección debida ao contido de enerxía e materia. Así unha estimación aproximada da idade do Universo procede do tempo de Hubble, o inverso do parámetro de Hubble. Cun valor para {\displaystyle H\_{0}} duns 68  km/s/Mpc, o tempo de Hubble estímase en {\displaystyle 1/H\_{0}} = 14,4 miles de millóns de anos.

Para obter unha cifra máis precisa, debe computarse o factor de corrección *F*. En xeral isto debe facerse numericamente, e na figura móstranse os resultados para un rango de valores de parámetros cosmolóxicos. Para os valores de Planck (Ω*m*, Ω*Λ*) = (0,3086, 0,6914), mostrados no cadro da esquina superior esquerda da figura, este factor de corrección é duns *F* = 0,956. Para un Universo plano sen ningunha constante cosmolóxica, mostrado para a estrela da esquina inferior dereita, *F* = 2/3 é moito menor e así o Universo é máis xove para un valor fixo do parámetro de Hubble. Para facer estra figura, mantense constante Ω*r* (aproximadamente equivalente a manter constante a temperatura do CMB) e o parámetro de densidade de curvatura queda fixado polo valor dos outros tres.

Ademais do satélite Planck, a Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP, *Wilkinson Microwave Anisotropy Probe*) foi outro instrumento utilizado para establecer a idade precisa do Universo, aínda que deben realizarse outras medidas para aumentar a precisión da cifra. As medicións CMB son moi boas para restrinxir o contido de materia Ω*m* e o parámetro de curvatura Ω*k*. Non é directamente sensible ao ΩΛ, en parte porque a constante cosmolóxica só se fai importante con desprazamentos ao vermello baixos. As determinacións máis precisas do parámetro de Hubble *H*0 proceden das supernovas de tipo Ia. Combinando estas medidas obtense o valor xeralmente aceptado da idade do Universo citada antes.

A constante cosmolóxica fai que o Universo sexa "máis vello" ao fixarmos os valores dos outros parámetros. Isto é significativo, xa que antes de que a constante cosmolóxica fose aceptada xeralizadamente, o modelo do Big Bang facía difícil explicar por que os cúmulos globulares da Vía Láctea parecían ser máis vellos que a idade total do Universo calculada a partir do parámetro de Hubble e do universo de só materia. A introdución da constante cosmolóxica permite que o Universo sexa máis antigo que ditos cúmulos, e tamén explica outras características que o modelo do universo de só materia non podía explicar.

WMAP
----

O proxecto da NASA Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP, *Microwave Anisotropy Probe*) de nove anos de duración estimou en 2012 que a idade do Universo era (13,772 ±0,059)·109 anos, é dicir, 13 772 millóns de anos, cunha incerteza de máis menos 59 millóns de anos.

Porén, esta idade estaba baseada na asunción de que o modelo utilizado no proxecto era correcto; outros métodos de estimación da idade do Universo poden dar idades diferentes. Asumindo un fondo extra no Universo de partículas relativistas, por exemplo, poden aumentarse as barras de erro da restrición do WMAP nunha orde de magnitude.

Esta medición faise usando a localización dos primeiros picos acústicos do espectro de potencias do fondo de microondas para determinar o tamaño da superficie de desacoplado (tamaño do Universo no tempo da recombinación). O tempo de viaxe da luz a esta superficie (dependendo da xeometría usada) dá unha idade fiable do Universo. Asumindo a validez dos modelos usados para determinar esta idade, a precisión residual dá unha marxe de erro de case o 1%.

Planck
------

En 2015, o Planck Collaboration estimou que a idade do Universo era de (13,813 ±0,038)·109 anos, lixeiramente maior que a estimada polo WMAP pero dentro das incertezas da cifra derivada dos datos da WMAP. Combinando os datos da Planck con datos externos, a mellor estimación combinada da idade do Universo é (13,799 ±0,021)×109 anos.


|
|  |
Parámetros cosmolóxicos dos resultados da Planck 2015
**límites do 68%**: parámetro de 68% de límites de confianza para o modelo ΛCDM base
**TT, TE, EE**: potencia espectral do fondo cósmico de microondas (CMB, *Cosmic microwave background*) de Planck
**lowP**: datos de polarización de Planck na probabilidade baixa-ℓ
**lentes** (*lensing*): reconstrución das lentes do CMB
**ext**: datos externos (BAO+JLA+H0). BAO: *Baryon Acoustic Oscillations*, JLA: *Joint Light curve Analysis*, H0: constante de Hubble| Parámetro | Símbolo | TT+lowP límites do 68% | TT+lowP +lensing límites do 68% | TT+lowP +lensing+ext límites do 68% | TT,TE,EE+lowP límites do 68% | TT,TE,EE+lowP +lensing límites do 68% | TT,TE,EE+lowP +lensing+ext límites do 68% |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Idade do Universo (Ga) | {\displaystyle t\_{0}} | 13,813 ±0,038 | 13,799 ±0,038 | 13,796 ±0,029 | 13,813 ±0,026 | 13,807 ±0,026 | 13,799 ±0,021 |
| Constante de Hubble (km/Mpc•s) | {\displaystyle H\_{0}} | 67,31 ±0,96 | 67,81 ±0,92 | 67,90 ±0,55 | 67,27 ±0,66 | 67,51 ±0,64 | 67,74 ±0,46 |

Fortes asuncións previas
------------------------

O cálculo da idade do Universo só é preciso se as asuncións que se adoptan nos modelos usadas para estimala son tamén precisas. Estas asuncións previas fortes implican esencialmente o *stripping* dos erros potenciais noutras partes do modelo para dar precisión aos datos observacionais reais directamente nos resultados finais. Aínda que isto non é un procedemento válido en todos os contextos (como se indica na advertencia habitual que se fai "baseado no feito de que asumimos que o modelo subxacente que utilizamos é correcto"), a idade proporcionada é precisa para o erro especificado (xa que este erro representa o erro no instrumento usado para recoller a entrada dos datos brutos no modelo).

A idade do Universo baseada só no mellor axuste aos datos de Planck 2015 é 13,813 ±0,038 miles de millóns de anos (a estimación de 13,799 ±0,021 miles de millóns de anos usa asuncións a priori gaussianas baseadas en estimacións anteriores doutros estudos para determinar a incerteza combinada). Esta cifra representa unha medida exacta "directa" da idade do Universo (outros métodos implican normalmente o uso da lei de Hubble e a idade das estrelas máis antigas nos cúmulos globulares etc.). É posible usar diferentes métodos para determinar o mesmo parámetro (neste caso, a idade do Universo) e chegar a diferentes respostas sen ningún solapamento nos "erros". Para evitar este problema da mellor maneira posible, é común mostrar dous conxuntos de incertezas; unha relacionada coa medida real e a outra relacionada cos erros do sistema do modelo utilizado.

Un importante compoñente para a análise dos datos usados para determinar a idade do Universo (por exemplo, dos datos de Planck) é, por tanto, usar unha análise estatística bayesiana, que normaliza os resultados baseándose en asuncións previas (é dicir, o modelo). Isto cuantifica calquera incerteza na exactitude dunha medida debida ao uso dun determinado modelo.

Historia
--------

Liña do tempo da naturezaver • conversa • editar-13 —–-12 —–-11 —–-10 —–-9 —–-8 —–-7 —–-6 —–-5 —–-4 —–-3 —–-2 —–-1 —–0 —***expansión cósmica*****Primeira luz*****aceleración cósmica*****Sistema solar*****auga*****vida unicelular*****fotosíntese*****Vida   
multicelular****vida na terra****Inicio da gravidade****Enerxía escura****Materia escura**←Universo inicial (-13.800 Ma)←Primeira galaxia←Primeiro quásar←fórmase Omega Centauri←fórmase a galaxia de Andrómeda←Vía Láctea  
con brazos espirais←cúmulo estelar NGC 188←fórmase Alpha Centauri←Primeira Terra  
(-4.540 Ma)←Primeira vida←primeiro oxíxeno←oxíxeno atmosfñerico←Primeiras reproducións sexuais←Explosión cámbrica←Primeiros humanosV  
i  
d  
a P  
r  
i  
m  
o  
r  
d  
i  
a  
lEscala do eixe en miles de millóns de anos.
No século XVIII empezou a formularse o concepto de que a idade da Terra era de millóns ou miles de millóns de anos. Porén, a maioría dos científicos ao longo do século XIX e nas primeiras décadas do XX asumían que o Universo era un estado estable e eterno, no que podía haber estrelas que ían e viñan pero non cambios que ocorresen na grande escala coñecida do tempo.

As primeiras teorías científicas que indicaban que a idade do Universo podería ser finita foron os estudos de termodinámica, formalizados a mediados do século XIX. O concepto de entropía determina que se o universo (ou calquera outro sistema pechado) era infinitamente vello, entón todo o que estaba dentro del estaría á mesma temperatura, e así non habería estrelas nin vida. Daquela non se presentou ningunha explicación científica a esta contradición.

En 1915 Albert Einstein publicou a teoría da relatividade xeral e en 1917 construíu o primeiro modelo cosmolóxico baseado na súa teoría. Para que seguise sendo consistente cun estado estable do Universo, Einstein engadiu ás súas ecuacións unha constante cosmolóxica, como se chamaría despois. Porén, xa en 1922, tamén utilizando a teoría de Einstein, Alexander Friedmann e independentemente cinco anos despois Georges Lemaître, mostraron que o Universo non podía ser estático e debía estar en expansión ou en contracción. Ademais, Arthur Eddington probou que o modelo de Einstein dun Universo estático era inestable.

A primeira observación directa que indicaba que o Universo tiña unha idade finita procedía das observacións das 'velocidades de recesión', principalmente feitas por Vesto Slipher, combinadas coas distancias ás 'nebulosas' (galaxias) feitas por Edwin Hubble nun traballo publicado en 1929. A inicios do século XX, Hubble e outros distinguiron estrelas individuais dentro de certas nebulosas, determinando así que eran en realidade galaxias, similares, pero exteriores, á nosa galaxia a Vía Láctea. Ademais, estas galaxias eran moi grandes e moi distantes. Os espectros captados desas galaxias distantes mostraban un desprazamento ao vermello nas súas liñas espectrais presumiblemente causado polo efecto Doppler, indicando así que estas galaxias se estaban a separar da Terra. Ademais, canto máis lonxe estaban esas galaxias (o débiles que vían desde aquí) maior era o seu desprazamento ao vermello, e máis rapidamente se separaban de nós. Esta foi a primeira evidencia directa de que o Universo non é estático senón que está en expansión. A primeira estimación da idade do Universo procede do cálculo do momento en que todos os obxectos do Universo deberon de empezar a acelerar desde un mesmo punto. O valor inicial de Hubble para a idade do Universo era moi baixa, xa que se consideraba que as galaxias estaban moito máis próximas do que as posteriores observacións demostraron que estaban.

A primeira medida precisa razoable da velocidade de expansión do Universo, un valor numérico que agora se coñece como constante de Hubble, fíxoa por primeira vez en 1958 o astrónomo Allan Sandage. O valor que el mediu para a constante de Hubble era moi próximo ao rango de valores que se acepta xeralizadamente hoxe.

Porén, Sandage, igual que Einstein, non cría nos seus propios resultados na época en que os descubriu. O seu valor para a idade do Universo era demasiado curto para reconciliarse cos 25 mil millóns de anos estimados nesa época para as estrelas máis vellas coñecidas. Sandage e outros astrónomos repetiron estas medidas moitas veces, intentando reducir a constante de Hubble e así incrementouse a idade resultante para o Universo. Sandage mesmo propuxo novas teorías cosmogónicas para explicar esta discrepancia. Este asunto resolveuse finalmente con melloras nos modelos teóricos usados para estimar as idades das estrelas. En 2013, utilizando os últimos modelos de evolución estelar, a idade estimada da estrela máis vella coñecida era 14,46 ±0,8 miles de millóns de anos.

O descubrimento da radiación de fondo de microondas cósmica anunciado en 1965 puxo definitivamente fin á incerteza científica que quedaba sobre o Universo en expansión. As sondas lanzadas recentemente ao espazo como WMAP, lanzada en 2001, e Planck, lanzada en 2009, obtiveron datos que determinan a constante de Hubble e unha idade do Universo independente das distancias das galaxias, eliminando a maior fonte de erro.

Notas
-----

1. 1 2 3  Planck Collaboration (2015). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See PDF, page 32, Table 4, Age/Gyr, last column).". arXiv:1502.01589.
2. 1 2  Lawrence, C. R. (18 de marzo de 2015). "Planck 2015 Results" (PDF). Arquivado dende o orixinal (PDF) o 24 de novembro de 2016. Consultado o 24 de novembro de 2016.
3. 1 2  Bennett, C.L.; et al. (2013). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results". arXiv:1212.5225 [astro-ph.CO].
4. ↑  "Cosmic Detectives". European Space Agency. 2 April 2013. Consultado o 2013-04-15.
5. ↑  
Chang, K. (9 March 2008). "Gauging Age of Universe Becomes More Precise". *The New York Times*.
6. ↑  
Liddle, A. R. (2003). *An Introduction to Modern Cosmology* (2nd ed.). Wiley. p. 57. ISBN 0-470-84835-9.
7. ↑  Hu, W. "Animation: Matter Content Sensitivity. The matter-radiation ratio is raised while keeping all other parameters fixed.". University of Chicago. Arquivado dende o orixinal o 23 de febreiro de 2008. Consultado o 2008-02-23.
8. 1 2  Hu, W. "Animation: Angular diameter distance scaling with curvature and lambda". University of Chicago. Arquivado dende o orixinal o 23 de febreiro de 2008. Consultado o 2008-02-23.
9. ↑  "Globular Star Clusters". SEDS. 1 de xullo de 2011. Arquivado dende o orixinal o 24 de febreiro de 2008. Consultado o 2013-07-19.
10. ↑  Iskander, E. (11 de xaneiro de 2006). "Independent age estimates". University of British Columbia. Arquivado dende o orixinal o 06 de marzo de 2008. Consultado o 2008-02-23.
11. ↑  
Ostriker, J. P.; Steinhardt, P. J. (1995). "Cosmic Concordance". arXiv:astro-ph/9505066.
12. ↑  
de Bernardis, F.; Melchiorri, A.; Verde, L.; Jimenez, R. (2008). "The Cosmic Neutrino Background and the Age of the Universe". *Journal of Cosmology and Astroparticle Physics* **2008** (3): 20. Bibcode:2008JCAP...03..020D. arXiv:0707.4170. doi:10.1088/1475-7516/2008/03/020.
13. 1 2 3  
Spergel, D. N.; et al. (2003). "First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters". *The Astrophysical Journal Supplement Series* **148** (1): 175–194. Bibcode:2003ApJS..148..175S. arXiv:astro-ph/0302209. doi:10.1086/377226.
14. ↑  
Loredo, T. J. (1992). "The Promise of Bayesian Inference for Astrophysics" (PDF). En Feigelson, E. D.; Babu, G. J. *Statistical Challenges in Modern Astronomy*. Springer-Verlag. pp. 275–297. Bibcode:1992scma.conf..275L. ISBN 978-1-4613-9292-7. doi:10.1007/978-1-4613-9290-3\_31.
15. ↑  
Colistete, R.; Fabris, J. C.; Concalves, S. V. B. (2005). "Bayesian Statistics and Parameter Constraints on the Generalized Chaplygin Gas Model Using SNe ia Data". *International Journal of Modern Physics D* **14** (5): 775–796. Bibcode:2005IJMPD..14..775C. arXiv:astro-ph/0409245. doi:10.1142/S0218271805006729.
16. ↑  
Einstein, A. (1915). "Zur allgemeinen Relativitätstheorie". *Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften* (en German): 778–786. Bibcode:1915SPAW.......778E.
17. ↑  
Hubble, E. (1929). "A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae" (PDF). *Proceedings of the National Academy of Sciences* **15** (3): 168–173. Bibcode:1929PNAS...15..168H. PMC 522427. PMID 16577160. doi:10.1073/pnas.15.3.168.
18. ↑  
Sandage, A. R. (1958). "Current Problems in the Extragalactic Distance Scale". *The Astrophysical Journal* **127** (3): 513–526. Bibcode:1958ApJ...127..513S. doi:10.1086/146483.
19. ↑  
Bond, H. E.; Nelan, E. P.; Vandenberg, D. A.; Schaefer, G. H.; Harmer, D. (2013). "HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang". *The Astrophysical Journal* **765** (12): L12. Bibcode:2013ApJ...765L..12B. arXiv:1302.3180. doi:10.1088/2041-8205/765/1/L12.
20. ↑  
Penzias, A. A.; Wilson, R .W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". *The Astrophysical Journal* **142**: 419–421. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307.

Véxase tamén
------------

### Outros artigos

* Idade da Terra
* Principio antrópico
* Cosmoloxía
* Dark Ages Radio Explorer (DARE)
* Campo profundo do Hubble
* Universo observable
* Desprazamento ao vermello

### Ligazóns externas

* Tutorial de Cosmoloxía de Ned Wright
* Wright, Edward L. (2 July 2005). "Age of the Universe".
* Aanimacións de parámetros cosmolóxicos de Wayne Hu
* Ostriker; Steinhardt (1995). "Cosmic Concordance". arXiv:astro-ph/9505066.

* SEDS page on "Globular Star Clusters"
* Douglas Scott "Independent Age Estimates"
* KryssTal "The Scale of the Universe" Espazo e tempo escalados para principiantes.
* iCosmos: Calculadora cosmolóxica (con xeración de gráficos)
* O Universo en expansión (American Institute of Physics)

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q500699
* MAG: 125860484

 |