Откъде знаем възрастта на Вселената

През първите стотици хиляди години Вселената е била гореща и непрозрачна. Когато се е охладила достатъчно, за да може светлината да се движи свободно, този проблясък се е разпространил във всички посоки и оттогава се разтяга заедно с пространството. Днес той се вижда като слабо излъчване по цялото небе.

В него има миниатюрни неравномерности: петна, които са малко по-топли или по-студени. Размерът на тези петна зависи от това колко материя има във Вселената, каква е тя и колко бързо се е разширявало всичко. Като се въведе измерената картина в уравненията, се получава набор от параметри, включително и възрастта.

Вторият начин е по-прост като идея: измерва се с каква скорост галактиките се отдалечават, а после се връща назад във времето. Сложността е, че скоростта се е променяла, затова е нужен и модел на състава на Вселената. Измерванията обаче се правят директно, по избухванията на свръхнови в далечни галактики.

Третият начин изобщо не зависи от космологията. В най-старите звездни купове възрастта може да се оцени по това кои звезди вече са напуснали главната последователност. Получава се долна граница: Вселената не може да е по-млада от най-старите си звезди.

Именно съвпадението между тези три независими оценки прави резултата надежден. Грешка в единия метод не би се повторила в другите два, които работят по напълно различен начин.

Скоростта на разширяване, измерена по древното излъчване, и същата величина, измерена по близки галактики, се разминават с приблизително няколко процента. Разминаването е устойчиво и не може да се обясни с грешки в измерванията, затова се нарича напрежение.

Това влияе слабо на самата възраст, но означава, че в модела нещо липсва. Обсъждат се различни възможности: от неотчетени систематични грешки до нова физика. Засега въпросът остава открит и това е нормално работно състояние на науката.