宇宙究竟有多老？作为浩瀚宇宙中的一个生灵，我们理应对于我们存在的这个宇宙倾注更多的关心，下面我们逐一介绍宇宙年龄测量的常用方法。
衰变元素测年龄
几乎所有的化学元素在恒星的高热高密内部，或超新星中通过原子能熔化反应形成或合成。氢气到氦气然后再到碳的变化过程中释放能量，该能量用于提供为了对抗恒星内在的拉引力，而使恒星内部稳定的必需的外在压力，也提供了恒星发出的光。日益增多的核子要求更多的能量去形成，这使核聚变变得愈加困难。铁的核子是目前所有核子中结合最紧密的，那些具有比铁重的核子的元素变得不稳定，并且很难通过核聚变形成。所以巨大的恒星通过核聚变得到燃料，直到它们形成一个铁核，铁核由于不平衡的引力引起核的向内破裂，这引起外层凹陷，直到外层遇到中层然后回弹，释放能量——这叫做一个超新星。
一个超新星的极端的温度和密度创造了巨大但是短暂的中子流。这些中子流产生了非凡的富中子的核子，这些核子为了更加稳定存在已经进行了自身重排。这种机制被叫做“中子捕获”，它们对重的、寿命长的放射性元素，如（232Th的半衰期是141亿年）和铀（238U的半衰期是45亿年；235U有更短的半衰期，所以在此不作讨论）的产生负有责任。这些元素对天文学家来说是特别有用的，因为它们的半衰期是宇宙年龄的当前估计值的相当大的一部分。这些估计值范围是从90亿～160亿年。
一个高质量地出生在我们银河系的历史上的早期的恒星，一般会在超新星爆炸中结束它的短暂的生命。如果超新星喷涌出由中子捕获产生的元素，并且这些元素进入了星际介质，那么它们中的一部分就会放射出钍和铀，而那些钍和铀中的大部分因为半衰期很长，所以现在应该还存在。随后的恒星的产生能扫除超新星的喷出物，我们应该能够通过测量被电离的核素的吸收谱，监测到它们的存在。
幸运的是，在位于银河系外围——银河晕圈的一些恒星上已经发现了这些元素。肯定存在一些古老的恒星，它们与我们相对年轻的太阳相比含有少多的铁和类似的金属。在某些情况下，这些贫金属的恒星比太阳所含金属的千分之一还少地多——它们吸收很少的超新星喷出物，因为当它们出生的时候，那些富含元素的恒星几乎还没有开始死亡。要发现贫金属的恒星是很困难的，因此在适度的光度计和分光计的分辨率下，对我们的银河系进行一次统计是必须的一步。
来自于超新星喷出物的地球所缺乏的金属的电离出的核素，很容易在贫金属的恒星上检测到，那些恒星含有丰富的中子捕获的元素。但是，钍的含量不太突出。尽管如此，钍已经在几个贫金属的恒星上被检测到，但是含量比在我们太阳系附近的恒星上少，这暗示着贫金属的恒星是非常老的。钍和中子捕获量研究的细节信息表明，钍的合成出现在140亿～160亿年之前，但是这个值的误差估计非常大，大约为40亿年。
球状星团测年龄
测量球状星团的年龄还有三个相互独立的途径，分别是：根据放射性元素的丰度测量来推算星团年龄，根据白矮星冷却后的光度测量来推算星团年龄，根据星团的主星序分支点的光度来推算星团年龄。
运用放射性元素来测定年龄的方法应用非常广泛，无论是考古发掘出土的人类文物，古代生物的化石，还是遥远的发光天体，只要它们在结构形成的时候从外界吸纳了放射性元素，就有可能使用这种方法来确定其结构持续存在的年龄，关键是结构物所吸纳的放射性元素要具有适当的半衰期，还得具有与测量能力相关的最低限度的含量。例如，对于人类考古遗迹，一般年龄在1万年以下，那么合适的放射性元素就是碳十四；而对于球状星团，则一般选择钍232和铀238，它们的半衰期分别是140亿年和45亿年，不过相对来说，钍232的衰变太慢，丰度变化不如铀238的大，因此依靠钍的数据所得到的年龄数据的误差也比较大，而铀238的半衰期就更加合适些。
不过选择好合适的放射性元素后，要测定年龄还面临两个很大的困难，一个是实验方面的困难，无论是钍232还是铀238，它们在恒星的含量都太小，使得它们的光谱信息极其微弱，甚至一直到2001年，天文学家们还没有能够在恒星的光谱里面找到铀238的谱线。另外一个困难是理论方面的困难，即要想通过测量铀和钍目前的丰度来计算天体年龄，就必须知道天体成形时，形成天体的介质所含这些元素的初始丰度，而这个数值只能基于对钍232和铀238的核合成过程的了解而经过理论计算得到。问题恰恰在于我们还不是很了解像钍和铀这样的重核的合成过程，因为这种核合成过程是一种远离平常的核稳定状态的快速中子俘获过程，目前这个方面的理论还很不成熟。
幸运的是在2001年，一组国际天文学家利用欧洲南方天文台建在智利的超级望远镜（VLT），首次在一颗含金属元素比较多的，属于球状星团的恒星CS31082-001的光谱里面，终于找到铀238的谱线。这“台”超级望远镜由4台口径8米的望远镜组成，相当于一台口径16米的望远镜，是现在世界上口径最大的光学望远镜。通过测量该恒星的铀238丰度，计算得到其年龄为125±30亿年。随后在2002年，又发现一颗恒星BD+17°3248，可能同时含有钍232和铀238，计算得到其年龄为138±40亿年。
哈勃常数测年龄
在20世纪初，美国天文学家哈勃利用当时世界上最大的望远镜，发现遥远的天体都在背向地球的方向上飞行，离开地球的速度与到地球的距离成正比，其比例系数称为哈勃常数。如果我们能够测量哈勃常数，就可以推算出宇宙需要花多少时间才能够膨胀到现在的大小，也就得到了宇宙的年龄。不幸的是哈勃受到当时技术的制约，测量得到的哈勃常数的误差太大，他在1929年得到的结果是宇宙年龄只有15亿年，而当时人们已经比较确切地知道了至少地球的年龄就要超过15亿年，正是这个显然的矛盾一直使得宇宙膨胀理论得不到广泛的承认。
一直到20世纪60年代，由于偶然探测到了宇宙微波背景辐射的存在，宇宙膨胀理论才获得坚强的支持，同时哈勃常数的测量误差范围也在缩小，现在依据哈勃常数所得到的宇宙年龄是100亿到150亿年，当然这个数据的误差范围还是很大。一直到最近，通过对宇宙微波背景辐射的精确测量，而得到了迄今为止最为精确的宇宙年龄是134±3亿年。这个数据和球状星团测得的宇宙年龄相当接近。
白矮星测年龄
这种方法是最近几年才发展出来的。天文学家们利用“哈勃”太空望远镜，观测到了迄今所发现的银河系中最古老的白矮星，这些古老白矮星是在位于天蝎星座，距地球7 000光年的一个名为Ｍ４的球状星团中发现的。这为确定宇宙年龄提供了一种全新的途径。白矮星是宇宙中早期恒星燃尽后的产物，它会随着年龄的增长而逐渐冷却，因而被视为测量宇宙年龄的理想“时钟”。天文学家们比喻说，借助白矮星来估算宇宙的年龄，就好似通过余烬去推测一团炭火是何时熄灭的，原理上比较简单。但问题是白矮星会由于不断冷却而越来越黯淡，这是实际观测中需要克服的困难。
在观测Ｍ４球状星团的过程中，“哈勃”太空望远镜的观测能力发挥到了极限。望远镜上的照相机在６７天中累计用了８天的曝光时间，才拍摄下迄今最黯淡、温度最低的白矮星照片。这些白矮星光线极其微弱，亮度不及人的肉眼所能看到的最暗星体的１０亿分之一。
新发现的白矮星前身是宇宙中的第一批恒星，诞生于距今120亿～130亿年之间。“哈勃”太空望远镜早先的观测结果显示，宇宙中的首批恒星，最早可能是在诞生宇宙的“大爆炸”后不到１０亿年间形成的。因此，将这１０亿年考虑进去，结合最新的白矮星观测结果，推算出宇宙的年龄应该为１３０亿年至１４０亿年之间，这与上面所说的基本相符。