我們 愈來愈 遠 ， 所以 雖然 我們 可以 觀察到 它 在 138億 年 前 發出 的 光 ， 但是 根據 宇宙 膨脹 的 理論 速度 來 計算 ， 它 現在 其實 已經 距離 我們 460億 光年 遠 了 。 那 ， 所以 宇宙 的 大小 是 半徑 460億 光年 囉 ？ 還是 不 對 ！ 為什麼 呢 ？ 那 是 因為 「 可見 宇宙 」 和 「 宇宙 大小 」 是 不同 的 。 對 我們 來 說 ， 可見 宇宙 是 我們 周 遭 半徑 460億 光年 的 範圍 ， 但是 如果 宇宙 的 另 一 個 角落 有 另 一 位 觀測 者 （ 比如說 外星人 ） ， 他 的 可見 宇宙 就 是 以 他 為 中心 、 半徑 460億 光年 的 範圍 ， 跟 我們 的 是 不同 的 範圍 。 就 好比 在 黑暗 的 大 房間 中 ， 每 個 人 手 上 拿 著 一 個 發光 的 燈泡 站 在 房間 中 不同 位置 。 如果 這 個 燈泡 可以 照亮 的 距離 是 30 公分 ， 那 每 個 人 都 可以 看見 房間 中 半徑 30 公分 的 圓球 範圍 ， 但是 每 個 人 可以 看見 的 範圍 卻 是 不同 的 ， 而 這 更 不能 代表 房間 的 真實 大小 。 宇宙 的 真實 大小 ， 目前 只 能 用 各 種 對 宇宙 的 假設 理論 來 推算 。 科學家 針對 宇宙 建立 了 許多 不同 的 理論 模型 ， 其中 的 變因 包括 宇宙 的 形狀 、 宇宙 的 膨脹 速度 和 宇宙 的 組成 等 。 不同 的 模型 所 計算出 的 宇宙 大小 也 就 不同 ， 因此 要 藉由 不斷 精進 的 觀測 技術 來 確認 其中 的 參數 或是 去除 錯誤 的 假設 。 目前 認為 宇宙 至少 是 可 見 宇宙 的 250 倍 ！ 我 有 問題 ！ 要 怎麼 知道 宇宙 的 年齡 ？ 1 .
 
利用 哈伯 定律 哈伯 提出 ， 星系 遠離 的 速度 和 距離 成 正比 ， 所以 可以 寫成 V=H0D （ V ： 遠離 速度 ， H0： 哈伯 常數 ， D ： 距離 ） 如果 宇宙 的 最 遠 處 距離 為 R ， 而且 遠離 速度 保持 不變為 V ， 那麼 需要 的 時間 t=D/V=1/H0 所以 藉由 觀測 宇宙 膨脹 的 情形 ， 求得 哈伯 常數 ， 可以 推測 宇宙 的 年齡 。 2. 如果 我們 找到 愈 古老 的 恆星 ， 就 可以 知道 宇宙 的 年齡 至少 有 多久 ， 因為 宇宙 的 年齡 一定 比 恆星 老 。 目前 已 知 最 古老 恆星 為 編號 HD 140283 的 恆星 __UNDEF__ 。 3 .
 
放射性 元素 會 隨 時間 衰變 減少 ， 而且 衰變 的 速度 是 已 知 的 ， 我們 可以 藉由 量測 重 元素 的 比例 ， 來 估計 重 元素 是 在 多久 以前 藉由 核 融合 形成 的 。 例如 鈾238 這 種 元素 ， 約 每 45億 年 就 會 有 一半 衰變為 比較 穩定 的 元素 鉛 206 。 當 我們 找到 古老 的 恆星 ， 分析 它 的 成分 裡 鈾 238 和 鉛 206 的 比例 ， 就 可以 推估 恆星 的 年齡 。 就 好比 如果 你 有 100 元 ， 但是 每隔 10 分鐘 就 要 給 我 一半 的 錢 ， 那 20 分鐘 後 ， 你 只 剩下 25 元 ， 我 會 有 75 元 ， 所以 從 我們 擁有 的 錢 的 比例 ， 就 可以 知道 時間 經過 了 多久 。 宇宙 成長史 那 大 霹靂 之後 ， 是 怎樣 演變成 現在 的 宇宙 的 呢 ？ 大 霹靂 剛 發生 時 ， 只有 基本 粒子 和 能量 ， 連 原子 都 沒有 ， 當然 也 還 沒有 恆星 形成 ， 所以 不會 發光 。 一 開始 宇宙 的 膨脹 速度 非常 快 ， 約 在 10 - 35 ~ 10 - 33 秒 間 迅速 膨脹 了 1050 倍 ， 稱為 暴脹 。 暴脹 結束 後 ， 宇宙 膨脹 的 速度 減慢 ， 大致 維持 穩定 。 關於 宇宙 暴脹 理論 的 證據 ， 有 個 可能 的 尋找 方法 ： 科學家 認為 宇宙 早期 能量 很 強 ， 暴脹 的 過程 擾動 時空 結構 ， 形成 初始 重力波 ， 並且 會 影響 宇宙 微波 背景 輻射 。 今年 3月 ， 由 郭兆林 博士 在 美國 帶領 的 研究 團隊 偵測到 重力波 的 訊號 ， 引起 了 大眾 的 注意 ， 有 可能 證實 暴脹 理論 ， 但是 相關 的 數據 還 需要 更 進一步 確認 。 那 要 怎麼 形成 恆星 呢？ 2003年 美國 航太 總署 的 威金森 微波 異向性 探測器 （ WMAP ） 以及 後來 歐洲 太空 總署 的 普朗克 衛星 ， 針對 CMB 做 了 精確 的 測量 ， 結果 發現 ， CMB 並 不如 原本 想 的 完全 均勻 ， 而是 有 微小 的 擾動 （ 溫度 的 分布 不 均勻 ， 擾動 的 幅度 約 是 10萬分之一 ） 。 這 擾動 雖 小 ， 卻 非常 重要 。 科學家 認為 ， 在 大霹靂 之後 ， CMB 的 微小 擾動 使得 物質 向 外 擴散 時 ， 有 微小 的 密度 不 均勻 ， 密度 稍微 較 高 的 地方 ， 會 因為 萬有引力 而 逐漸 聚集 收縮 ， 先 是 在 大 霹靂 後 四 秒 產生 了 質子 、 中子 和 電子 等 次 原子 粒子 ， 在 爆炸 後 三 分鐘 形成 了 氫 和 氦 原子核 ， 在 40萬 年 時 ， 電子 才 和 原子核 結合 形成 氫原子 和 氦原子 。 在 這 之後 ， 光子 才 能 自由 穿梭 （ 否則 會 因為 和 電子 碰撞 而 轉變為 輻射 能量 ） ， 這 就 是 我們 觀測到 的 CMB 。 接下來 ， 宇宙 開始 了 一 段 沒有 光 的 時期 ， 稱為 「 黑暗 時期 」 ， 這 段 時期 的 宇宙 樣貌 始終 是 個 謎 。 幸好 ， 在 恆星 形成 之前 ， 因為 已經 有 氫原子 存在 ， 氫原子 會 發出 一 種 波長 21 公分 的 電磁波 ， 藉由 精密 的 儀器 偵測 這 個 波段 的 電磁波 ， 也 有助於 我們 了 解 黑暗 時期 發生 了 什麼 事 。 天文學家 最近 也 利用 觀測 遙遠 氣體 雲 的 成份 ， 來 窺探 黑暗 時期 的 宇宙 樣貌 ， 這些 氣體 雲 是 第一 代 恆星 死亡 爆炸 後 產生 的 雲氣 ， 藉由 氣體 雲 的 元素 組成 ， 可以 推測 第一 代 恆星 形成 時 的 宇宙 。 由 氫 和 氦 原子 組成 的 氣體 雲氣 因 萬有引力 而 聚集 收縮 ， 當 壓力 大 到 足以 使 內部 進行 核 融合 反應 ， 約 在 大霹靂 後 1 ~ 2億 年 ， 第一 代 恆星 開始 發光 誕生 。 這些 第一 代 恆星 的 質量 都 很 大 ， 壽命 只 有 數百萬 年 ， 但 它們 死亡 時 會 產生 劇烈 爆炸 ， 稱為 「 超 新星 爆炸 」 ， 也 會 促成 新 恆星 誕生 。 根據 估計 ， 銀河系 中 有 數千億 顆 恆星 ， 而 宇宙 中 約 有 數千億 個 像 銀河系 這樣 的 星系 ， 所以 宇宙 中 的 恆星 數量 是 數千億 再 乘以 數千億 ， 目前 認為 應該 約 有 7 × 1022 ， 也 就 是 7 的 後面 有 22 個 零 這麼多