نمایش مبدأ برای پش‌نویس:گاه‌شمار تشکیل جهان و پیدایش حیات

'''گاه‌شمار جهان''' تاریخ جهان  را بر اساس کیهان‌شناسی [[مهبانگ|مه‌بانگ]] توصیف می‌کند. 

نخستین مراحل وجودی جهان تقریباً ۱۳.۸ میلیارد سال با عدم قطعیتی در حدود ۲۱ میلیون سال در [[بازه اطمینان]] ۶۸٪ تخمین زده می‌شود.<ref name="Planck 2015">{{cite journal|author=Planck Collaboration|date=October 2016|title=''Planck'' 2015 results. XIII. Cosmological parameters|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=594|page=Article A13|arxiv=1502.01589|bibcode=2016A&A...594A..13P|doi=10.1051/0004-6361/201525830|s2cid=119262962}} The [[Planck (spacecraft)#2015 data release|Planck Collaboration]] in 2015 published the estimate of 13.799 ± 0.021 billion years ago (68% confidence interval). See PDF: page 32, Table 4, Age/Gyr, last column.</ref>

ساده‌تر است که گاه‌شماری جهان را از لحظه‌ پیدایش آن به پنج بخش تقسیم نمود.

== جهان بسیار جوان ==
نخستین [[پیکوثانیه|پیکوثانیه‌های]] [[زمان کیهانی]]. این مرحله شامل [[دوره پلانک]] است که طی آن قوانین فعلی فیزیک ممکن است برقرار نباشند؛ پیدایش [[نیروهای بنیادی]] چهارگانه (نخست گرانش و سپس الکترومغناطیس و هسته‌ای قوی و ضعیف؛ و [[انبساط جهان|انبساط فضا]] و [[فراسرمایش]] جهان همچنان بسیار داغ بر اثر [[تورم کیهانی]].

لرزش‌های بسیار کوچک جهان در این مرحله، اساس تشکیل ساختارهای بزرگی هستند که بعداً شکل گرفتند. میران درک مراحل مختلف جهان بسیار جوان متفاوت است. مراحل نخستین آن از دسترس آزمون‌های عمل در [[فیزیک ذرات]] خارج است اما می‌تواند از طرق دیگری مورد بررسی قرار بگیرد.

== جهان اولیه ==
طی حدود ۳۷۰۰۰۰ سال، نخست انواع [[ذرات زیراتمی]] در مراحلی بوجود آمدند. تعداد ذرات [[ماده (فیزیک)|ماده]] و [[ضدماده]] تقریباً برابر بود بنابراین اکثر ذرات به سرعت یکدیگر را نابود کردند و تنها میزان اندکی ماده اضافی در جهان باقی‌ماند.

پس از حدود یک ثانیه نوترینوها واجفتیده شدند؛ این نوترینوها [[نوترینوی زمینه کیهانی]] (CνB) را شکل دادند. اگر [[سیاه‌چاله‌های نخستین]] وجود داشته‌باشند، آنها نیز می‌بایست در حدود ثانیه یکم زمان کیهانی بوجود آمده باشند. ذرات زیراتمی مرکب مثل [[پروتون|پروتون‌ها]] و [[نوترون|نوترون‌ها]] پدید آمدند و از حدود دقیقه دوم، شرایط برای [[هسته‌زایی (فیزیک)|هسته‌زایی]] مساعد شد: در حدود ۲۵٪ پروتون‌ها و همه نوترون‌ها با [[همجوشی هسته‌ای|همجوشی]] به [[هسته‌زایی مه‌بانگ|هسته‌های عناصر سنگین‌تر]] تبدیل شدند (ابتدا [[دوتریوم]] که خود به [[هلیوم-۴|هلیم-۴]] همجوشی می‌شود).

پس از بیست دقیقه جهان دیگر برای همجوشی هسته‌ای به اندازه کافی داغ نبود، اما همچنان برای بوجود آمدن اتمهای خنثی یا اینکه فوتون‌ها بتوانند مسیری طولانی را طی کنند، بسیار داغ بود. به همین دلیل جهان یک [[پلاسما (فیزیک)|پلاسمای]] [[کدری|کدر]] بود.

[[دوره بازترکیبی (مه‌بانگ)|دوره بازترکیبی]] پس از حدود ۱۸۰۰۰ سال، با ترکیب الکترون‌ها با هسته [[هلیوم|هلیم]] و تشکیل {{chem|He|+}} آغاز شد. پس از حدود ۴۷۰۰۰ سال<ref name="Ryden2006eq.6.41">{{harvnb|Ryden|2006|loc=eq. 6.41}}</ref> با سرد شدن جهان، رفتار آن بیشتر در تسلط ماده بود تا تابش. و پس از گذشت ۱۰۰۰۰۰ سال  و تشکیل هلیم خنثی، نخستین [[مولکول|مولکولی]] که به وجود آمد [[یون هلیم هیدرید|هیدرید هلیم]] بود (بسیار بعدتر [[هیدروژن]] و هیدرید هلیم با هم واکنش دادند و هیدروژن مولکولی که سوخت لازم برای نخستین [[ستاره|ستارگان]] بود). بعد از تقریباً ۳۷۰۰۰۰ سال<ref name="Olive_Peacock2017">{{harvnb|Tanabashi, M.|2018|p=[http://pdg.lbl.gov/2018/reviews/rpp2018-rev-bbang-cosmology.pdf 358]|loc=chpt. 21.4.1: "Big-Bang Cosmology" (Revised September 2017) by [[Keith Olive|Keith A. Olive]] and [[John A. Peacock]].}}

* Notes: [[Edward L. Wright]]'s [http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html Javascript Cosmology Calculator] (last modified 23 July 2018). With a default <math>H_0</math>&nbsp;=&nbsp;{{val|69.6}} (based on [[arxiv:1406.1718|''WMAP''9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+''H''<sub>0</sub>/Riess)]] parameters, the calculated age of the universe with a redshift of ''z''&nbsp;=&nbsp;1100 is in agreement with Olive and Peacock (about 370,000 years).
* {{harvnb|Hinshaw|Weiland|Hill|2009}}. See PDF: page 45, Table 7, Age at decoupling, last column. Based on ''WMAP''+BAO+SN parameters, the age of decoupling occurred {{val|376971|+3162|-3167}} years after the Big Bang.
* {{harvnb|Ryden|2006|pp=194–195}}. "Without going into the details of the non-equilibrium physics, let's content ourselves by saying, in round numbers, ''z''<sub>dec</sub> ≈ 1100, corresponding to a temperature ''T''<sub>dec</sub> ≈ 3000 K, when the age of the universe was ''t''<sub>dec</sub> ≈ 350,000 yr in the Benchmark Model. (...) The relevant times of various events around the time of recombination are shown in Table 9.1. (...) Note that all these times are approximate, and are dependent on the cosmological model you choose. (I have chosen the Benchmark Model in calculating these numbers.)"</ref> تشکیل اتمهای خنثای هیدروژن به پایان رسید و در نتیجه جهان برای نخستین بار [[شفاف]] شد. اتمهای خنثای تشکیل شده (عمدتاً هیدروژن و هلیم و کمی لیتیم) به سرعت با آزاد کردن [[فوتون|فوتون‌]]<nowiki/>ها (واجفتیدگی فوتون) به پایین‌ترین سطح انرژی ([[حالت پایه]]) رسیدند و این فوتون‌ها همچنان به شکل [[تابش زمینه کیهانی|ریزموج زمینه کیهانی]] (CMB) قابل تشخیص هستند.

== عصر تاریکی ==
پس از حدود ۳۷۰۰۰ سال تا ۱ میلیارد سال، پس از دوره بازترکیبی و واجفتیدگی، جهان شفاف بود اما ابرهای هیدروژنی بسیار به کندی [[رمبش گرانشی|رمبش]] می‌کردند تا ستاره‌ها تشکیل شوند، به همین دلیل هیچ منبع نور جدیدی وجود نداشت. تنها فوتونهای (تابش الکترومغناطیسی، یا نور) موجود درجهان آنهایی بودند که طی واجفتیدگی آزاد شده‌بوند (که امروزه به شکل تابش زمینه کیهانی قابل مشاهده‌اند) و اتمهای هیدروژن گاهی [[خط هیدروژن|تابش رادیویی ۲۱ سانتی‌متری]] داشتند. فوتون‌های جدا شده ابتدا سراسر جهان را پر از درخششی نارنجی  کردند و سپس بر اثر پدیده [[انتقال به سرخ]]،  پس از سه میلیون سال به طول موجهای نامرئی تغییر یافتند و جهان از نور مرئی تهی شد. این دوره به نام عصر تاریکی کیهانی شناخته می‌شود.

حدوداً در بازه بین ۱۰ تا ۱۷ میلیون سال  پس از پیدایش دمای جهان برای تشکیل آب مایع مناسب بود(۰ - ۱۰۰ درجه سلسیوس) و بنا بر برخی نظرات، سیاره‌های سنگی و حیات ممکن است اندکی شکل گرفته باشد.

== پیدایش ساختارهای بزرگ ==
در نقطه‌ای بین ۲۰۰ تا ۵۰۰ میلیون سال، نخستین نسلهای ستارگان و کهکشانها تشکیل شدند (زمان دقیق آن همچنان در حال تحقیق و بررسی است) و نخستین ساختارهای بزرگ به تدریج شکل گرفتند. نخستین نسل ستارگان هنو رصد نشده‌اند. این ستارگان احتمالاً بسیار بزرگ (۱۰۰-۳۰۰ [[جرم خورشیدی]]) و [[فلزینگی|غیر فلزی]] بودندو طول عمری بسیار کوتاهتر از ستارگانی که امروزه مشاهده می‌کنیم، داشتند. سوخت هیدروژنی آنها به سرعت به اتمام می‌رسید و به شکل یک [[ابرنواختر ناپایداری جفتی]]  پس از چند میلیون سال منفجر می‌شدند.<ref>{{cite journal|last1=Chen|first1=Ke-Jung|last2=Heger|first2=Alexander|last3=Woosley|first3=Stan|author3-link=Stanford E. Woosley|last4=Almgren|first4=Ann|last5=Whalen|first5=Daniel J.|last6=Aumont|first6=J.|last7=Baccigalupi|first7=C.|last8=Banday|first8=A. J.|last9=Barreiro|first9=R. B.|display-authors=3|date=1 September 2014|title=Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=792|issue=1|page=Article 44|arxiv=1402.5960|bibcode=2014ApJ...792...44C|doi=10.1088/0004-637X/792/1/44|first23=J. R.|first24=J.|last25=Bouchet|first25=F. R.|last26=Boulanger|first26=F.|last27=Bucher|first27=M.|last28=Burigana|first28=C.|last29=Butler|first29=R. C.|last30=Calabrese|first30=E.|last24=Borrill|first18=M.|last23=Bond|first15=A.|last10=Bartlett|first10=J. G.|last11=Bartolo|first11=N.|last12=Battaner|first12=E.|last13=Battye|first13=R.|last14=Benabed|first14=K.|last15=Benoit|last16=Benoit-Levy|first22=L.|first16=A.|last17=Bernard|first17=J. -P.|last18=Bersanelli|last19=Bielewicz|first19=P.|last20=Bock|first20=J. J.|last21=Bonaldi|first21=A.|last22=Bonavera|s2cid=119296923}}</ref> برخی نظریات معتقدند که ممکن است ستارگان کوچکی نیز شکل گرفته باشند که همچنان در حال سوختن باشند اما به هر حال نسل اولیه [[ابرنواختر|ابرنواخترها]] بیشتر [[عنصر شیمیایی|عناصر شیمیایی]] که امروزه می‌بینیم را بوجود آوردند.

[[خوشه کهکشانی|خوشه‌های کهکشانی]] و [[ابرخوشه کهکشانی|ابرخوشه‌ها]] با گذشت زمان پدید آمدند. در نقطه‌ای از زمان، فوتون‌های پرانرژی ساطع شده از ستارگان، [[کهکشان کوتوله|کهکشان‌های کوتوله]] و شاید [[اختروش|اختروش‌ها]] منجر به دوره‌ای از [[بازیونیده‌شدن|بازیونیدگی]] شد که به تدریج پس از ۲۵۰ تا ۵۰۰ میلیون سال آغاز شد و پس از حدود ۷۰۰ تا ۹۰۰ میلیون سال کامل شد و پس از ۱ میلیارد سال رو به کاهش گذاشت. جهان به تدریج تبدیل به جهانی شد که امروزه می‌بینیم و دوران تاریکی پس از حدود ۱ میلیارد سال به پایان رسید.

== جهان به شکل کنونی آن ==
از حدود یک میلیارد سال پس از پیدایش به مدت تقریباً ۱۲.۸ میلیارد سال جهان بسیار شبیه شکل امروزی آن بوده‌است و تا میلیاردها سال دیگر تقریباً به همین شکل خواهد ماند. دیسک نازک [[راه شیری|کهکشان ما]] پس  از حدود ۵ میلیارد سال شروع به تشکیل شدن نمود <ref name="Peloso20052">{{cite journal|last1=del Peloso|first1=Eduardo F.|last2=da Silva|first2=Licio|last3=Porto de Mello|first3=Gustavo F.|last4=Arany-Prado|first4=Lilia I.|display-authors=3|date=5 September 2005|title=The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology - III. Extended sample|url=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/36/aa3307-05.pdf|department=Stellar atmospheres|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=440|issue=3|pages=1153–1159|arxiv=astro-ph/0506458|bibcode=2005A&A...440.1153D|doi=10.1051/0004-6361:20053307|archive-url=https://web.archive.org/web/20190502022820/https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/36/aa3307-05.pdf|archive-date=2 May 2019|s2cid=16484977|url-status=live}}</ref>و [[منظومه شمسی]] پس از حدود ۹.۲ میلیارد سال و نخستین رد [[سیر زمانی تاریخ فرگشتی حیات|حیات]] روی زمین پس از حدود ۱۰.۳ میلیارد سال بوجود آمدند.

نازک شدن ماده در گذر زمان توانایی گرانش در کاستن از سرعت انبساط جهان را کاهش داد؛ در مقابل، [[انرژی تاریک]] (که گمان می‌رود یک [[میدان نرده‌ای]] موجود در سراسر جهان است) فاکتور ثابتی است که تمایل به تسریع انبساط جهان دارد. انبساط جهان در حدود ۵ تا ۶ میلیارد سال قبل از [[نقطه عطف|نقطه عطفی]] گذر کرد و وارد دوره نوین «تسلط انرژی تاریک» شد که در آن اکنون [[جهان شتاب‌دار|انبساط جهان در حال شتاب گرفتن است]] تا کند شدن. جهان امروز تقریباً به خوبی فهمیده شده اما فراتر از حدود ۱۰۰ میلیارد سال از زمان کیهانی (در حدود ۸۶ میلیارد سال آینده)، عدم قطعیت در دانش کنونی بشر بدین معناست که در مورد اینکه جهان در چه مسیری پیش خواهدرفت، اطمینانی نداریم

=== خلاصه جدولی ===

: ''نکته: دمای تابش در جدول زیر مربوط به تابش زمینه کیهانی است.''

{| class="wikitable"
!دوره
!زمان
![[انتقال به سرخ]]
!دمای
تابش{{سخ}}(انرژی){{سخ}}<!--1eV = 11.6K; T = 2.725K × (1 + z)-->{{verify source|date=March 2018}}
!توضیح
|-
|[[یکاهای پلانک#کیهان‌شناسی|دوره پلانک]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|−۴۳}}s>}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۳۲}}K<}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۰{{sup|۱۹}}GeV<)}}
|[[یکاهای پلانک|مقیاس پلانک]] مقیاس فیزیکی است که اگر از آن فراتر رویم ممکن است نظریه‌های فعلی فیزیکی صادق نباشند و نتوان از آنها برای تحلیل آنچه رخ داده‌است استفاده نمود. چنین پنداشته می‌شود که در حین دوره پلانک، کیهان‌شناسی و فیزیک در تسخیر آثار [[گرانش کوانتومی]] بوده است.
|-
|[[دوره وحدت بزرگ]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|−۳۶}}s>}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۲۹}}K<}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۰{{sup|۱۶}}GeV<)}}
|سه نیروی [[مدل استاندارد (ذرات بنیادی)|مدل استاندارد]] همچنان یکپارچه هستند(با این فرض که طبیعت با [[نظریه وحدت بزرگ]] بدون توصیف شود)
|-
|[[دوره تورمی]]{{سخ}}[[دوره الکتروضعیف]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|−۳۲}}s>}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۲۸}}K ~ ۱۰{{sup|۲۲}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۰{{sup|۹}}~۱۰{{sup|۱۵}}GeV)}}
|[[تورم کیهانی]] جهان را با فاکتوری در مرتبه ۱۰{{sup|۲۶}} در طول زمانی در مرتبه  <sup>۳۶-</sup>۱۰ تا <sup>۳۲-</sup>۱۰ ثانیه [[انبساط جهان|منبسط]] می‌کند
|-
|پایان [[دوره الکتروضعیف]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|−۱۲}}s}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۱۵}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۵۰GeV)}}
|
|-
|[[دوره کوارک]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|-۱۲}}s ~ ۱۰{{sup|-۵}}s}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۱۵}}K ~ ۱۰{{sup|۱۲}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۵۰Gev~۱۵۰MeV)}}
|نیروهای مدل استاندارد به شکل «دما-پایین» سازماندهی می‌شوند: برهم‌کنش‌های هیگز و الکتروضعیف به صورت  بوزون پرجرم هیگز H{{sup|0}}, نیروی هسته‌ای ضعیف که توسط بوزنهای W{{sup|+}}, W{{sup|-}}, وZ{{sup|0}} حمل می‌شوند، و الکترومغناطیس که با فوتونهای بدون جرم حمل می‌شود. انرژی [[کوارک|کوارک‌]]<nowiki/>ها بسیار بالاتر ا آن است که [[هادرون|هادرون‌]]<nowiki/>ها تشکیل شوند؛ در عوض تشکیل [[پلاسمای کوارک گلوئون|پلاسمای کوارک-گلوئون]] می‌دهند.
|-
|[[دوره هادرون]]
|{{nowrap|۱۰{{sup|-۵}}s ~ ۱s}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۱۲}}K ~ ۱۰{{sup|۱۰}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۵۰Mev~۱MeV)}}
|
|-
|[[واجفتیدگی نوترینو]]
|۱s
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۱۰}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱MeV)}}
|
|-
|[[دوره لپتون]]
|{{nowrap|۱s ~ ۱۰s}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۱۰}}K ~ ۱۰{{sup|۹}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱Mev~۱۰۰KeV)}}
|
|-
|[[هسته‌زایی مه‌بانگ]]
|{{nowrap|۱۰s ~ ۱۰{{sup|۳}}s}}
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۹}}K ~ ۱۰{{sup|۷}}K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۰۰Kev~۱KeV)}}
|
|-
|[[دوره فوتون]]
|۱۰s ~ ۳۷۰Ka
|
|{{nowrap|۱۰{{sup|۷}}K ~ ۴۰۰۰K}}{{سخ}}{{nowrap|( ۱۰۰Kev~۰/۴eV)}}
|
|-
|[[دوره بازترکیبی (مه‌بانگ)|دوره بازترکیبی]]
|۱۸Ka ~ ۳۷۰Ka
|۶۰۰۰ ~ ۱۱۰۰
|۴۰۰۰K{{سخ}}(۰/۴eV)
|
|-
|دوره تاریکی
|{{nowrap|۳۷۰ka ~ ۱۵۰Ma}}{{سخ}}(به طور کامل پس از ۱Ga به پایان رسید)
|{{nowrap|۱۱۰۰ ~ ۲۰}}
|۴۰۰۰K ~ ۶۰K
|
|-
|[[شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها|شکل‌گیری و تکامل ستارگان و کهکشانها]]
|نخستین کهکشانها: از حدود۳۰۰–۴۰۰Ma{{سخ}}(نخستین ستارگان: همان یا زودتر){{سخ}}کهکشانهای نوین: {{nowrap|۱Ga~۱۰Ga}}{{سخ}}(زمان دقیق هنوز در دست تحقیق است)
|از حدود ۲۰
|از حدود ۶۰K
|
|-
|[[بازیونیده‌شدن]]
|شروع:
{{nowrap|۲۵۰Ma ~ ۵۰۰Ma}}{{سخ}}تکمیل: {{nowrap|۷۰۰Ma ~ ۹۰۰Ma}}{{سخ}}پایان: ۱Ga{{سخ}}(تمام زمانها تقریبی است)
|۲۰&nbsp;~&nbsp;۶
|{{nowrap|۶۰K ~ ۱۹K}}
|
|-
|عصر حاضر
|۱۳/۸Ga
|۰
|۲/۷K
|
|}
به گاه‌شمار طبیعت زیر دقت کنید{{گاه‌شمار طبیعت}}





























به عبارتی دیگر

* ۱۳٫۷ ± ۰٫۲ میلیارد سال پیش {۱۳،۷۰۰ میلیون سال پیش}: سن محاسبه‌شدهٔ [[گیتی]] مطابق با نظریهٔ [[مه‌بانگ]]
* ۱۳،۶۰۰-۱۳،۵۰۰: اولین [[ستاره|ستارهها]] شروع به درخشش کردند
* ۱۳،۲۰۰ Ma: سن قدیمی‌ترین ستارهٔ موجود در کهکشان [[اچ‌ای ۱۵۲۳-۰۹۰۱]].
* ۱۳،۱۰۰ Ma: کهکشان‌ها شروع به شکل‌گیری می‌کنند
* ۱۲،۷۰۰ Ma: سن [[اختروش]] ''CFHQS 1641+3755''
* ۹،۰۰۰ Ma: اولین [[فلزیگی]] و ستاره‌های همانند خورشید

== اولین منظومهٔ خورشیدی ==
[ویرایش]
در تاریخچهٔ آغاز منظومهٔ شمسی، خورشید، سیارات و [[غول گازی|غول‌های گازی]] شکل گرفتند. بخش درونی منظومه شمسی آهسته‌تر از بخش بیرونی جمع‌می‌شود، به همین دلیل سیارات سنگی همانند [[زمین]] و [[ماه]] هنوز شکل نگرفته‌اند.

* حدود ۴،۵۷۰ Ma: انفجار یک [[ابرنواختر]] بزرگ باعث ایجاد [[امواج شوک|موجی شوکی]] در منطقه‌ای متراکم در [[کهکشان راه شیری]] می‌شود.
* ۴،۵۶۷ ± ۳ Ma: فروپاشی سریع [[هیدروژن]] باعث ایجاد سومین نسل [[فلزیگی]] و [[خورشید]] می‌شود که در منطقه‌ای قابل سکونت حدود ۲۵،۰۰۰ سال نوری از مرکز [[کهکشان راه شیری]] رخ می‌دهد.
* ۴،۵۶۶±۲ Ma: یک دیسک گازی (که زمین بعداً از آن تشکیل می‌شود) به دور [[خورشید]] جوان که در حالت [[ستاره تی ثوری|تی ثوری]] قرار دارد، می‌چرخد.
* ۴،۵۶۰–۴۵۵۰ Ma: زمین در منطقهٔ سردتر قابل سکونت [[منظومه شمسی]] تشکیل می‌شود. [[ثابت خورشیدی]] در این مرحله ۷۳ ٪ بود، با این وجود گفته می‌شود که آب در این زمان روی زمین وجود داشت که به دلیل [[اثر گلخانه‌ای]] شدید از گازهای [[متان]] و [[کربن دی‌اکسید]] به وجود آمده بود.

== دوران هادئن ==
[ویرایش]
مقالهٔ اصلی: [[هادئن]]

عصر هادئن به انگلیسی Hadeon Eon نامیده می‌شود. EON اندازه‌ای از زمان است که در مقیاس زمانی زمین‌شناسی از آن استفاده می‌شود. Eonها شامل دوره‌های مختلفی هستند که به Period (دوره)، Epochs (عصر) و Ages تقسیم می‌شوند.

* ۴،۵۳۳ Ma: بنابر فرضیهٔ [[فرضیه برخورد بزرگ|«برخورد بزرگ»]] بعد از شکل‌گیری زمین، ماه از زمین به وجود می‌آید. زمین در این زمان اندازهٔ کوچکتری از حال حاضر دارد (به دلیل این [[فرضیه برخورد بزرگ|برخورد]]) به واسطهٔ این برخورد بزرگ، مواد سنگی بسیار زیادی از زمین خارج شده و در مدار آن شروع به چرخش می‌کنند که چند میلیون سال به عنوان یک حلقه در گردش دور زمین باقی می‌ماند و در نهایت ماه در طول چند میلیون سال از این حلقه شکل می‌گیرد. در این زمان زمین توسط اقیانوسی از [[تفتال (زمین‌شناسی)|مواد مذاب]] به عمق ۲۰۰ کیلومتر پوشیده‌شده است. در این زمان هیچ اثری از زندگی روی زمین دیده نمی‌شود. تخلیهٔ گاز از سنگ‌ها به زمین اتمسفری [[اکسایش و کاهش|کاهش‌شده]] شامل [[متان]], [[نیتروژن]], [[هیدروژن]], [[آمونیاک]] و [[بخار آب]]، با مقادیر کمی از [[سولفید هیدروژن]] و بعدها [[کربن دی‌اکسید]] می‌دهد. با تخلیهٔ گاز در سال‌های آتی با دمای بیش از ۱۰۰۰ تا ۱۵۰۰ کلوین، نیتروژن و آمونیا کاهش می‌یابند و جای خود را به متان، کربن مونوکسید، کربن دی‌اکسید، بخار آب و هیدروژن می‌دهند.
* ۴۴۵۰ Ma: در طول ۱۰۰ میلیون سال از تشکیل ماه [[آنورتوزیت]] در سطح ماه تشکیل شده‌است. در زمین عصر بارانی آغاز می‌شود که لایهٔ زمین را از وجود مواد مذاب خنک کرده و اجازهٔ تشکیل اقیانوس‌ها را می‌دهد.
تاریخ‌نگاری تشکیل و تکامل منظومهٔ خورشیدی
{| class="wikitable"
!فاز
!زمان از تشکیل خورشید
!زمان از حال
!رویداد
|- bgcolor="#ffffff"
! rowspan="2" |سیستم قبل‌خورشیدی
|میلیاردها سال پیش از تشکیل منظومهٔ خورشیدی
|بیش از ۴٫۶ میلیارد سال پیش
|نسل‌های قبلی ستارگان زندگی می‌کردند و می‌مردند، لذا [[فلزگی|فلزات سنگین]] به فضای میان‌ستاره‌ای تزریق می‌شد، فضایی که منظومهٔ خورشیدی در آن تشکیل گشت.<ref name="Lineweaver2001">{{cite journal|author=Charles H. Lineweaver|year=2001|title=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect|journal=Icarus|volume=151|issue=2|pages=307|arxiv=astro-ph/0012399|bibcode=2001Icar..151..307L|doi=10.1006/icar.2001.6607}}</ref>>
|- bgcolor="#ffffff"
|تقریباً ۵۰ میلیون سال پیش از تشکیل منظومهٔ خورشیدی
|۴٫۶ میلیارد سال پیش
|اگر منظومهٔ خورشیدی در یک منطقه تشکیل ستاره مانند [[سحابی شکارچی]] شکل گرفته بود، پیش از آن ستارگان بسیار سنگینی تشکیل شدند، زندگی کردند، مردند و به شکل ابرنواختر منفجر گشتند. یک ابرنواختر ویژه که ابرنواختر اولیه نام دارد، احتمالاً تشکیل منظومهٔ خورشیدی را کلید زده‌است.<ref name="cradle">{{cite journal|author=J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin|date=21 May 2004|title=The Cradle of the Solar System|url=https://archive.org/details/sim_science_2004-05-21_304_5674/page/1116|journal=Science|volume=304|issue=5674|pages=1116–1117|bibcode=2004Sci...304.1116H|doi=10.1126/science.1096808|pmid=15155936}}</ref><!--تکمیل یادکرد توسط ربات از ویکی انگلیسی--><ref name="iron">{{cite journal|author=Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer|date=2007|title=Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178|journal=Science|volume=316|issue=5828|pages=1178–1181|bibcode=2007Sci...316.1178B|doi=10.1126/science.1141040|pmid=17525336}}</ref><!--تکمیل یادکرد توسط ربات از ویکی انگلیسی-->
|- bgcolor="#ccffff"
! rowspan="4" |تشکیل خورشید
|۰–۱۰۰ هزار سال
|۴٫۶ میلیارد سال پیش
|ابر قبل خورشیدی تشکیل شد و شروع به فروریختن کرد. خورشید شروع به تشکیل شدن نمود.<ref name="sciam">{{cite journal|author=Douglas N. C. Lin|date=May 2008|title=The Genesis of Planets|url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets|format=fee required|journal=Scientific American|volume=298|issue=5|pages=50–59|doi=10.1038/scientificamerican0508-50|pmid=18444325}}</ref>
|- bgcolor="#ccffff"
|۱۰۰ هزار تا ۵۰ میلیون سال
|۴٫۶ میلیارد سال قبل
|خورشید یک [[پیش‌ستاره|پیش‌ستارهٔ]] [[ستاره تی ثوری|تی ثوری]] است.<ref name="sciam" />
|- bgcolor="#ccffff"
|۱۰۰ هزار تا ۱۰ میلیون سال
|۴٫۶ میلیارد سال قبل
|سیاره‌های خارجی تشکیل می‌شوند. با گذر ۱۰ میلیون سال، گاز موجود در [[دیسک پیش‌سیاره‌ای]] تمام می‌شود و تشکیل سیارات خارجی به پایان می‌رسد.<ref name="sciam" />
|- bgcolor="#ccffff"
|۱۰ میلیون تا ۱۰۰ میلیون سال
|۴٫۵ تا ۴٫۶ میلیارد سال پیش
|سیارات زمین‌سان و ماه تشکیل می‌شوند. تأثیرات عظیم روی می‌دهد. آب به زمین می‌رسد.<ref name="Gomes">{{cite journal|author=R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli|year=2005|title=Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets|url=http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7041/pdf/nature03676.pdf|format=PDF|journal=Nature|volume=435|issue=7041|pages=466–9|bibcode=2005Natur.435..466G|doi=10.1038/nature03676|pmid=15917802}}</ref>
|- bgcolor="#ffffcc"
! rowspan="7" |رشتهٔ اصلی
|۵۰ میلیون سال
|۴٫۵ میلیارد سال پیش
|خورشید به یک ستارهٔ [[رشته اصلی|رشتهٔ اصلی]] تبدیل می‌شود.<ref name="Yi2001">{{cite journal|author=Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes|date=2001|title=Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The <math>Y^{2}</math> Isochrones for Solar Mixture|journal=Astrophysical Journal Supplement|volume=136|pages=417|arxiv=astro-ph/0104292|bibcode=2001ApJS..136..417Y|doi=10.1086/321795}}</ref><!--تکمیل یادکرد توسط ربات از ویکی انگلیسی-->
|- bgcolor="#ffffcc"
|۲۰۰ میلیون سال
|۴٫۴ میلیارد سال پیش
|قدیمی‌ترین سنگ‌های شناخته‌شده بر سطح زمین شکل می‌گیرند<ref name="Wilde">{{cite journal|author=Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham|year=2001|title=Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago|url=http://www.geology.wisc.edu/~valley/zircons/Wilde2001Nature.pdf|format=PDF|journal=Nature|volume=409|issue=6817|pages=175–8|doi=10.1038/35051550|pmid=11196637}}</ref><ref name="NS-20080702">{{cite web|last=Courtland|first=Rachel|title=Did newborn Earth harbour life?|url=http://www.newscientist.com/article/dn14245-did-newborn-earth-harbour-life.html|date=July 2, 2008|work=[[نیو ساینتیست|New Scientist]]|accessdate=April 13, 2014}}</ref>
|- bgcolor="#ffffcc"
|۵۰۰ میلیون تا ۶۰۰ میلیون سال
|۴٫۰ تا ۴٫۱ میلیارد سال پیش
|تشدید در مدارهای مشتری و کیوان نپتون را به خارج از کمربند کویپر پرتاب می‌کند. [[آخرین بمباران سنگین]] در منظومهٔ خورشیدی داخلی روی می‌دهد.<ref name="Gomes" />
|- bgcolor="#ffffcc"
|۸۰۰ میلیون سال
|۳٫۸ میلیارد سال پیش
|[[پیدایش حیات]] روی می‌دهد.<ref name="life">{{cite press release|title=UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago|url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2006-07/uoc--uss072006.php|date=21 July 2006|publisher=University of California-Los Angeles|accessdate=2008-04-29|archive-date=۱۵ ژوئیه ۲۰۲۱|archive-url=https://web.archive.org/web/20210715124930/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2006-07/uoc--uss072006.php|url-status=dead}}</ref><ref name="NS-20080702" /> [[ابر اورت]] به بیشترین جرم خود می‌رسد.<ref name="Morbidelli2006">{{cite arXiv|title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs|first=Alessandro|last=Morbidelli|eprint=astro-ph/0512256|date=2008-02-03}}</ref>
|- bgcolor="#ccffcc"
|۴٫۶ میلیارد سال
|امروز
|خورشید یک ستارهٔ [[رشته اصلی|رشتهٔ اصلی]] باقی‌می‌ماند، روز به روز بزرگ‌تر، گرم‌تر و درخشان‌تر می‌شود (به‌طور تقریبی هر ۱ میلیارد سال، ۱۰ درصد).<ref name="scientist">{{cite news|title=Science: Fiery future for planet Earth|author=Jeff Hecht|work=New Scientist|url=http://www.newscientist.com/article/mg14219191.900.html|date=2 April 1994|issue=1919|page=14|accessdate=2007-10-29}}</ref>
|- bgcolor="#ffffcc"
|۶ میلیارد سال
|۱٫۴ میلیارد سال بعد
|[[دامنه زندگی|دامنهٔ زندگی]] خورشید از مدار زمین خارج می‌شود و احتمالاً به مدار مریخ می‌رسد.<ref name="mars">{{cite book|title=Mars: A Warmer, Wetter Planet|author=Jeffrey Stuart Kargel|url=http://books.google.com/?id=0QY0U6qJKFUC&pg=PA509&lpg=PA509&dq=mars+future+"billion+years"+sun|isbn=1-85233-568-8|year=2004|publisher=Springer|accessdate=2007-10-29}}</ref>
|- bgcolor="#ffffcc"
|۷ میلیارد سال
|۲٫۴ میلیارد سال بعد
|[[کهکشان راه شیری]] و [[کهکشان زن برزنجیر]] [[برخورد راه شیری و زن برزنجیر|برخورد]] می‌کنند. پیش از ادغام دو کهکشان، زن برزنجیر تغییراتی جزئی در منظومهٔ خورشیدی وارد می‌کند.<ref name="cain">{{cite web|title=When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?|author=Fraser Cain|work=Universe Today|url=http://www.universetoday.com/2007/05/10/when-our-galaxy-smashes-into-andromeda-what-happens-to-the-sun/|year=2007|accessdate=2007-05-16}}</ref>
|- bgcolor="#ffcccc"
! rowspan="2" |رشتهٔ پس اصلی
|۱۰ تا ۱۲ میلیارد سال
|۵–۷ میلیارد سال بعد
|خورشید شروع به سوزاندن هیدروژن پوستهٔ اطراف هستهٔ خود می‌کند، و زندگی آن به عنوان رشتهٔ اصلی پایان می‌یابد. خورشید شروع به صعود در شاخهٔ [[غول سرخ]] [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] می‌کند، فروزندگی آن به‌طور شدید افزایش می‌یابد (تا ۲٬۷۰۰ برابر)، شعاعش بزرگ‌تر می‌شود (۲۵۰ برابر) و سردتر می‌گردد (تا ۲٬۶۰۰ کلوین پایین می‌آید): اکنون خورشید یک [[غول سرخ]] است. عطارد، و احتمالاً زهره و زمین بلعیده می‌شوند.<ref name="Schroder2008">{{cite journal|author=K. P. Schroder, Robert Connon Smith|year=2008|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue=1|pages=155–163|arxiv=0801.4031|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x}}</ref><ref name="sun_future">{{cite journal|author=I. J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer|year=1993|title=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal|volume=418|pages=457|bibcode=1993ApJ...418..457S|doi=10.1086/173407}}</ref> شاید قمر تایتان کیوان، قابل سکونت باشد.<ref name="Titan">{{cite journal|author=Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay|year=1997|title=Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon|url=http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf|format=PDF|journal=Geophysical Research Letters|volume=24|issue=22|pages=2905–8|bibcode=1997GeoRL..24.2905L|doi=10.1029/97GL52843|pmid=11542268|archive-url=https://web.archive.org/web/20110724173621/http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf|archive-date=۲۴ ژوئیه ۲۰۱۱|accessdate=2008-03-21|url-status=dead}}</ref>
|- bgcolor="#ffcccc"
|تقریباً ۱۲ میلیارد سال
|تقریباً ۷ میلیارد سال بعد
|خورشید با عبور از فازهای [[شاخه افقی|شاخهٔ افقی]] و [[شاخه غول مجانبی|شاخهٔ غول مجانبی]] تقریباً ۳۰ درصد جرمش را از دست می‌دهد. با پرتاب [[سحابی سیاره‌نما]] فاز شاخهٔ غول مجانبی پایان می‌یابد، و هستهٔ خورشید به عنوان [[کوتوله سفید|کوتولهٔ سفید]] باقی می‌ماند.<ref name="Schroder2008" /><ref name="nebula">{{cite web|author=Bruce Balick (Department of Astronomy, University of Washington)|title=Planetary nebulae and the future of the Solar System|work=Personal web site|url=http://www.astro.washington.edu/balick/WFPC2/|accessdate=2006-06-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20081219010229/http://www.astro.washington.edu/balick/WFPC2/|archivedate=۱۹ دسامبر ۲۰۰۸|dead-url=yes}}</ref>
|-
! rowspan="2" |خورشید باقی‌مانده
|تقریباً ۱ کادریلیون سال
|تقریباً ۱ کادریلیون سال بعد
|خورشید تا ۵ درجهٔ سانتی‌گراد سرد می‌شود.<ref>{{BarrowTipler1986}}</ref> گرانش ستارگان عبوری، سیارات را از مدارهایشان خارج می‌کند. داستان منظومهٔ خورشیدی پایان می‌یابد.<ref name="dyson">{{cite journal|author=Freeman Dyson|date=July 1979|title=Time Without End: Physics and Biology in an open universe|url=http://www.think-aboutit.com/Misc/time_without_end.htm|dead-url=yes|journal=Reviews of Modern Physics|volume=51|issue=3|pages=447|bibcode=1979RvMP...51..447D|doi=10.1103/RevModPhys.51.447|archive-url=https://web.archive.org/web/20080516154840/http://www.think-aboutit.com/Misc/time_without_end.htm|archive-date=۱۶ مه ۲۰۰۸|accessdate=2008-04-02|place=Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey}}</ref>
|}

= منابع =
<references />