所有的恆星都是有固定的壽命的。恆星是什麼？恆星實際上是靠核聚變的輻射壓維持的一個等離子體。這個等離子體由於萬有引力造成的塌縮壓力和核聚變產生的輻射壓正好處於一個動態平衡。在恆星的核心，由於巨大的壓力和很高的溫度，氫原子核（即質子）克服彼此之間的靜電排斥而聚合到一起形成氦原子核。由於氦原子核的質量比4個氫原子核要少一點，這虧損的質量就變成能量釋放出來。由於每個恆星的質量都是有限的，能用來聚合的氫原子核也是有限的。當恆星內部的氫耗盡之後，恆星就脫離主序列，變成一顆巨星，開始把氦原子核聚變成碳原子核，氧原子等等。

那麼恆星的壽命取決於什麼呢？其實，唯一決定恆星壽命的因素就是這個恆星的質量。你可能會認為質量越大的恆星擁有的核燃料越多，壽命就越長。其實，正好相反。質量越大的恆星要產生更大的輻射壓來跟引力來平衡，所以壽命反而越短。恆星的壽命大約跟恆星的質量的平方成反比。太陽的壽命是100億年左右（現在太陽大概正好46～50億歲，所以太陽還有一半壽命可以活）。 而比太陽質量大的恆星壽命就短多了。比方說我們可以觀測到的最大質量的恆星，ETA CARINA（我們中國人管他叫海山二），質量大概是太陽的100多倍。它的壽命只有1百萬年左右。而質量比太陽小的恆星，壽命就長得多。有些紅矮星，質量只有太陽的10分之一，而壽命會有上萬億年！我們把主序列的恆星（即仍然在以氫聚變為主的恆星）標在一個對數表上，橫坐標為質量，縱坐標為壽命，可以畫一條直線。所有主序列的恆星大致都在這個直線上。根據這個圖，你可以求出任何給定質量恆星的壽命。

那麼恆星的質量如何估算呢？上面說到，恆星是出於一個由內向外的輻射壓和由外向內的引力塌縮壓之間的平衡。質量越大的恆星，其表面的色溫就越高。太陽表面的色溫處於6000卡爾文左右，而兩倍太陽質量的天狼星，表面的色溫就有10000卡爾文左右。色溫越高，其光譜中藍光的成分就越多（這就是為啥有些星星看起來比較發紅，有些則看起來比較發藍的緣故）。所以，從一個恆星的光譜就可以大致推算出來它的質量，進而推算出它的壽命。

下面我就要談到宇宙壽命的下限是如何推算的。

首先我們要講一下什麼是球狀星團（GLOBULAR CLUSTER). 銀河系中有很多這樣的球狀星團。所謂球狀星團，就是在不大的一片區域內，有很多恆星，這些恆星有一個共同的引力中心。所有球狀星團的恆星都圍繞這個引力中心邉櫻�宰廆個基礎上再圍繞銀河系的中心邉印Ｇ驙鈈菆F中所有的恆星都來自於同一團原始的氣體雲，而且所有的恆星基本上都是同時形成的。這些恆星有些質量比較大，有些中等，有些比較小，形成一個正態分布。由於球狀星團中恆星基本都是同時塌縮而成，但是質量有大有小。根據上面所述恆星質量和壽命的關系，我們可以推算出大質量的恆星很快就會耗盡它的燃料，脫離主序列。而質量小的恆星可能還處於其生命的早期。所以，我們只要隨便找一個球狀星團，看看這個星團中所剩的質量最大的恆星（根據光譜決定）的質量是多大，在表中換算出它相應的壽命是多少，就可以推算出這個球狀星團的壽命至少應該為多少。這樣推算出來銀河系中我們找到的最古老的球狀星團壽命大概在100～120億年之間。

由此可以推斷，宇宙的壽命的下限應該為120億年。即我們這個宇宙至少已經存在了120億年。因為，所有的球狀星團都是在宇宙形成之後過了一段時間才由原始氣體雲中形成。它們都是宇宙的子孫。宇宙的年齡，不可能比自己的子孫的年齡還要小。