宇宙の年齢
その場合、宇宙膨張は減速するだけなので、係数は1より小さい。つまり、宇宙年齢はハッブル時間より短い。もし宇宙が平坦なら、つまり Ω = Ω m = 1 {\displaystyle \Omega =\Omega _{\mathrm {m} }=1} なら、その係数は2/3となる。
WMAPの観測によれば、 ( Ω m , Ω λ ) = ( 0.266 , 0.732 ) {\displaystyle (\Omega _{\mathrm {m} },\Omega _{\mathrm {\lambda } })=(0.266,0.732)} で、これから計算される係数は0.996である。結局、宇宙年齢はハッブル時間とほとんど同じとなる。
小松英一郎ら (2008) のWMAP等に基づく計算では、宇宙年齢は (137.2 ± 0.12) 億年である。
あらゆる天体は宇宙より若いはずであり、天体を観測して年齢を推定することで、宇宙年齢の下限が導き出せる。
宇宙年齢の観測については多くの方法があり、最も低温な白色矮星の温度と赤色矮星のターンオフポイントを含んでいる。これには観測限界があるがそれは多くが宇宙年齢と同じか同程度と考えられている。
宇宙は膨張するに従い徐々に冷えていくので電磁波の放射が弱くなることも観測方法のひとつとして数えられる。
年齢が測定されている中で最も古い天体は、てんびん座にあるHD 140283の (144.6 ± 8.0) 億年である。下限値に近い値ならば上記の宇宙年齢とも矛盾しない。
Λ-CDMモデルは、宇宙初期の一様で高温・高密度の状態から現在までの138億年にわたる進化を記述する。このモデルは理論的によく調べられており、最近のWMAPのような高精度の宇宙観測によって強く支持される。
Λ-CDMモデルに従う膨張の時間、すなわちビッグバン以来の時間よりも、宇宙の歴史は理論上は長い可能性があるが、宇宙理論家はこれを「宇宙年齢/宇宙の年齢」としている。