miniatura|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 a 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 a 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 estrelas 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
miniatura|400px|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 Ωm. Nótese que o Universo en aceleración ten a maior idade, mentres que o Universo no Big Crunch ten a menor idade. miniatura|400px|O valor do factor de corrección da idade, F, móstrase como unha función de dous parámetros cosmolóxicos: a densidade de materia fraccionaria actual Ωm e a densidade da constante cosmolóxica ΩΛ. 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 Ωm, Ωr 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 , 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 t0 vén dada entón por unha expresión da forma
onde 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 duns 68 km/s/Mpc, o tempo de Hubble estímase en = 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 (Ωm, ΩΛ) = (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 Ωr (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 Ωm e o parámetro de curvatura Ωk. 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 H0 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 2015límites do 68%: parámetro de 68% de límites de confianza para o modelo ΛCDM baseTT, TE, EE: potencia espectral do fondo cósmico de microondas (CMB, Cosmic microwave background) de PlancklowP: datos de polarización de Planck na probabilidade baixa-ℓlentes (lensing): reconstrución das lentes do CMBext: 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) 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) 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