اخترشناسان تخمین می‌زنند که انفجار بزرگ بین 10 تا 20 میلیارد سال پیش اتفاق افتاده باشد. آنها سن عالم را به دو روش برآورد می‌کنند: 1. با جستجوی پیرترین ستارگان و 2. با اندازه‌گیری آهنگ انبساط عالم و برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ.


پیرترین ستارگان

اخترشناسان می‌توانند سن بعضی از پیرترین ستارگان عالم را با بررسی خوشه‌های کروی به دست آورند. یک خوشه کروی مجموعه‌ای متراکم از نزدیک به یک میلیون ستاره است که همگی تقریبا در یک زمان شکل گرفته‌اند. چگالی ستارگان در نزدیکی مرکز یک خوشه کروی بسیار زیاد است. اگر ما نزدیک مرکز یک خوشه کروی زندگی می‌کردیم، چند صد هزار ستاره نزدیک‌تر از آلفای قنطورس به ما وجود می‌داشت ( آلفای قنطورس اکنون نزدیک‌ترین ستاره به ماست ).
چرخه زندگی یک ستاره به جرم آن بستگی دارد. ستارگانی با جرم زیاد ، بسیار پر نور‌تر از ستارگان کم جرم‌اند. بنابر‌این به سرعت ذخیره سوخت هیدروژن خود را مصرف می‌کنند. در هسته ستاره‌ای مثل خورشید آنقدر سوخت وجود دارد که می‌تواند با روشنایی فعلی‌اش تقریبا 9 میلیارد سال " بسوزد ". ستاره‌ای با دو برابر جرم خورشید ذخیره سوخت خود را فقط در 800 میلیون سال مصرف می‌کند. ستاره‌ای با 10 جرم خورشیدی ( ستاره‌ای که 10 برابر خورشید جرم داشته باشد ) نزدیک به 1000 برابر پر نور‌تر است و فقط برای 20 میلیون سال ذخیره سوخت دارد. بر عکس، ستاره‌ای که نصف جرم خورشید را داشته باشد آنقدر آرام می‌سوزد که سوخت آن بیش از 20 میلیارد سال دوام می‌آورد.
از آنجا که همه ستارگان در یک خوشه کروی تقریبا همزمان شکل گرفته‌اند، این خوشه‌ها به عنوان ساعت‌های کیهانی به کار می‌آیند. اگر یک خوشه کروی بیش از 10 میلیون سال سن داشته باشد، همه ستارگان هیدروژن سوز آن کمتر از 10 برابر خورشید جرم خواهند داشت. این مستلزم آن است که هیچ ستاره هیدروژن سوزی بیش از 1000 برابر پر نور‌تر از خورشید نباشد. اگر یک خوشه کروی بیش از 2 میلیارد سال سن داشته باشد، هیچ ستاره هیدروژن سوزی که بیش از 2 برابر خورشید جرم داشته باشد نخواهد داشت.
پیرترین خوشه‌های کروی فقط ستارگانی با جرم کمتر از 0.7 جرم خورشید را در بر دارند. این ستارگان کم جرم بسیار کم نورتر از خورشیدند. این حاکی از آن است که پیرترین خوشه‌های کروی بین 11 تا 18 میلیارد سال سن دارند. عدم قطعیت در این برآورد ناشی از دشواری تعیین دقیق فاصله یک خوشه کروی است ( که سبب بروز عدم قطعیتی در روشنایی ( و جرم ) ستارگان در خوشه می‌شود ). یک منشا دیگر عدم قطعیت در این برآورد، عدم آگاهی ما از بعضی از جزئیات دقیق‌تر تکامل ستاره‌ای است.


برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ

روش دیگر برآورد سن عالم، اندازه‌گیری " ثابت هابل " است. ثابت هابل ( H0 ) معیاری از آهنگ فعلی انبساط عالم است. کیهان‌شناسان از اندازه‌گیری این ثابت برای برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ استفاده می‌کنند. این برون‌یابی بستگی به چگالی فعلی عالم و ترکیبات آن دارد. (توضیح: برون‌یابی به طور کلی به معنی استفاده از معلومات موجود به عنوان نقطه آغازی برای استنتاج و یا برآورد مجهولات است.)
اگر عالم تخت و بیشتر متشکل از ماده باشد، سن عالم 0H3/2 است. اگر عالم چگالی بسیار کمی از ماده داشته باشد، سن برون‌یابی شده آن بیشتر خواهد بود: 0H/1 . اگر نظریه نسبیت عام طوری اصلاح شود که ثابتی به نام " ثابت کیهانشناختی " را شامل شود، سن تعیین شده می‌تواند حتی بزرگ‌تر از این مقدار باشد.
بسیاری از اخترشناسان به شدت در تلاش‌اند که ثابت هابل را با استفاده ازتکنیک‌های گوناگونی اندازه بگیرند. بهترین برآوردهای 0H در حال حاضر بین km/s/Mpc 50 تا km/s/Mpc 100 بوده‌است. اگر از واحدهای آشناتری استفاده کنیم، اخترشناسان تصور می‌کنند که 0H/1 بین 10 تا 20 میلیارد سال باشد. اگر ما دو مقدار تعیین شده سن را مقایسه کنیم معضل بالقوه‌ای وجود خواهد داشت. اگر نظر اخترشناسانی که 0H/1 را کوچک برآورد می‌کنند- در حد 10 میلیارد سال- واقعا درست باشد، سن عالم کمتر از سن پیرترین ستارگان خواهد شد. این تناقض یا دال بر آن است که نظریه انفجار بزرگ نادرست است یا این که نیاز است نسبیت عام با اضافه کردن ثابت کیهانشناختی اصلاح شود.
برخی اخترشناسان معتقدند که این معضل با بهتر شدن اندازه‌گیری‌های ما رفع خواهد شد. اگر نظر اخترشناسانی که مقادیر بزرگ‌تر 0H/1 را اندازه‌گیری کرده‌اند درست باشد و مقادیر کوچک‌تر برآورد شده برای سن خوشه‌های کروی نیز صحیح باشد، ممکن است اوضاع برای نظریه انفجار بزرگ مطلوب باشد.               
اخترشناسان تخمین می‌زنند که انفجار بزرگ بین 10 تا 20 میلیارد سال پیش اتفاق افتاده باشد. آنها سن عالم را به دو روش برآورد می‌کنند: 1. با جستجوی پیرترین ستارگان و 2. با اندازه‌گیری آهنگ انبساط عالم و برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ.


پیرترین ستارگان

اخترشناسان می‌توانند سن بعضی از پیرترین ستارگان عالم را با بررسی خوشه‌های کروی به دست آورند. یک خوشه کروی مجموعه‌ای متراکم از نزدیک به یک میلیون ستاره است که همگی تقریبا در یک زمان شکل گرفته‌اند. چگالی ستارگان در نزدیکی مرکز یک خوشه کروی بسیار زیاد است. اگر ما نزدیک مرکز یک خوشه کروی زندگی می‌کردیم، چند صد هزار ستاره نزدیک‌تر از آلفای قنطورس به ما وجود می‌داشت ( آلفای قنطورس اکنون نزدیک‌ترین ستاره به ماست ).
چرخه زندگی یک ستاره به جرم آن بستگی دارد. ستارگانی با جرم زیاد ، بسیار پر نور‌تر از ستارگان کم جرم‌اند. بنابر‌این به سرعت ذخیره سوخت هیدروژن خود را مصرف می‌کنند. در هسته ستاره‌ای مثل خورشید آنقدر سوخت وجود دارد که می‌تواند با روشنایی فعلی‌اش تقریبا 9 میلیارد سال " بسوزد ". ستاره‌ای با دو برابر جرم خورشید ذخیره سوخت خود را فقط در 800 میلیون سال مصرف می‌کند. ستاره‌ای با 10 جرم خورشیدی ( ستاره‌ای که 10 برابر خورشید جرم داشته باشد ) نزدیک به 1000 برابر پر نور‌تر است و فقط برای 20 میلیون سال ذخیره سوخت دارد. بر عکس، ستاره‌ای که نصف جرم خورشید را داشته باشد آنقدر آرام می‌سوزد که سوخت آن بیش از 20 میلیارد سال دوام می‌آورد.
از آنجا که همه ستارگان در یک خوشه کروی تقریبا همزمان شکل گرفته‌اند، این خوشه‌ها به عنوان ساعت‌های کیهانی به کار می‌آیند. اگر یک خوشه کروی بیش از 10 میلیون سال سن داشته باشد، همه ستارگان هیدروژن سوز آن کمتر از 10 برابر خورشید جرم خواهند داشت. این مستلزم آن است که هیچ ستاره هیدروژن سوزی بیش از 1000 برابر پر نور‌تر از خورشید نباشد. اگر یک خوشه کروی بیش از 2 میلیارد سال سن داشته باشد، هیچ ستاره هیدروژن سوزی که بیش از 2 برابر خورشید جرم داشته باشد نخواهد داشت.
پیرترین خوشه‌های کروی فقط ستارگانی با جرم کمتر از 0.7 جرم خورشید را در بر دارند. این ستارگان کم جرم بسیار کم نورتر از خورشیدند. این حاکی از آن است که پیرترین خوشه‌های کروی بین 11 تا 18 میلیارد سال سن دارند. عدم قطعیت در این برآورد ناشی از دشواری تعیین دقیق فاصله یک خوشه کروی است ( که سبب بروز عدم قطعیتی در روشنایی ( و جرم ) ستارگان در خوشه می‌شود ). یک منشا دیگر عدم قطعیت در این برآورد، عدم آگاهی ما از بعضی از جزئیات دقیق‌تر تکامل ستاره‌ای است.


برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ

روش دیگر برآورد سن عالم، اندازه‌گیری " ثابت هابل " است. ثابت هابل ( H0 ) معیاری از آهنگ فعلی انبساط عالم است. کیهان‌شناسان از اندازه‌گیری این ثابت برای برون‌یابی تا زمان انفجار بزرگ استفاده می‌کنند. این برون‌یابی بستگی به چگالی فعلی عالم و ترکیبات آن دارد. (توضیح: برون‌یابی به طور کلی به معنی استفاده از معلومات موجود به عنوان نقطه آغازی برای استنتاج و یا برآورد مجهولات است.)
اگر عالم تخت و بیشتر متشکل از ماده باشد، سن عالم 0H3/2 است. اگر عالم چگالی بسیار کمی از ماده داشته باشد، سن برون‌یابی شده آن بیشتر خواهد بود: 0H/1 . اگر نظریه نسبیت عام طوری اصلاح شود که ثابتی به نام " ثابت کیهانشناختی " را شامل شود، سن تعیین شده می‌تواند حتی بزرگ‌تر از این مقدار باشد.
بسیاری از اخترشناسان به شدت در تلاش‌اند که ثابت هابل را با استفاده ازتکنیک‌های گوناگونی اندازه بگیرند. بهترین برآوردهای 0H در حال حاضر بین km/s/Mpc 50 تا km/s/Mpc 100 بوده‌است. اگر از واحدهای آشناتری استفاده کنیم، اخترشناسان تصور می‌کنند که 0H/1 بین 10 تا 20 میلیارد سال باشد. اگر ما دو مقدار تعیین شده سن را مقایسه کنیم معضل بالقوه‌ای وجود خواهد داشت. اگر نظر اخترشناسانی که 0H/1 را کوچک برآورد می‌کنند- در حد 10 میلیارد سال- واقعا درست باشد، سن عالم کمتر از سن پیرترین ستارگان خواهد شد. این تناقض یا دال بر آن است که نظریه انفجار بزرگ نادرست است یا این که نیاز است نسبیت عام با اضافه کردن ثابت کیهانشناختی اصلاح شود.
برخی اخترشناسان معتقدند که این معضل با بهتر شدن اندازه‌گیری‌های ما رفع خواهد شد. اگر نظر اخترشناسانی که مقادیر بزرگ‌تر 0H/1 را اندازه‌گیری کرده‌اند درست باشد و مقادیر کوچک‌تر برآورد شده برای سن خوشه‌های کروی نیز صحیح باشد، ممکن است اوضاع برای نظریه انفجار بزرگ مطلوب باشد.