روزشمار تاریخ

دوران پیشاتاریخ و نیاتاریخ

گاه‌شمار جهان تاریخ جهان را بر اساس کیهان‌شناسی 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.[۱]

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

جهان بسیار جوان

[ویرایش]

نخستین 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 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

[ویرایش]

طی حدود ۳۷۰۰۰۰ سال، نخست انواع ذرات زیراتمی در مراحلی بوجود آمدند. تعداد ذرات 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 پروتون‌ها و نوترون‌ها پدید آمدند و از حدود دقیقه دوم، شرایط برای هسته‌زایی مساعد شد: در حدود ۲۵٪ پروتون‌ها و همه نوترون‌ها با همجوشی به هسته‌های عناصر سنگین‌تر تبدیل شدند (ابتدا دوتریوم که خود به 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 پلاسمای کدر بود.

دوره بازترکیبی پس از حدود ۱۸۰۰۰ سال، با ترکیب الکترون‌ها با هسته هلیم و تشکیل He+
 آغاز شد. پس از حدود ۴۷۰۰۰ سال[۲] با سرد شدن جهان، رفتار آن بیشتر در تسلط ماده بود تا تابش. و پس از گذشت ۱۰۰۰۰۰ سال و تشکیل هلیم خنثی، نخستین مولکولی که به وجود آمد هیدرید هلیم بود (بسیار بعدتر هیدروژن و هیدرید هلیم با هم واکنش دادند و هیدروژن مولکولی که سوخت لازم برای نخستین ستارگان بود). بعد از تقریباً ۳۷۰۰۰۰ سال[۳] 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 فوتون‌ها (واجفتیدگی فوتون) به پایین‌ترین سطح انرژی (حالت پایه) رسیدند و این فوتون‌ها همچنان به شکل ریزموج زمینه کیهانی (CMB) قابل تشخیص هستند.

عصر تاریکی

[ویرایش]

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 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 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

[ویرایش]

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 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.[۴] برخی نظریات معتقدند که ممکن است ستارگان کوچکی نیز شکل گرفته باشند که همچنان در حال سوختن باشند اما به هر حال نسل اولیه ابرنواخترها بیشتر عناصر شیمیایی که امروزه می‌بینیم را بوجود آوردند.

خوشه‌های کهکشانی و ابرخوشه‌ها با گذشت زمان پدید آمدند. در نقطه‌ای از زمان، فوتون‌های پرانرژی ساطع شده از ستارگان، کهکشان‌های کوتوله و شاید اختروش‌ها منجر به دوره‌ای از 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

[ویرایش]

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 کهکشان ما پس از حدود ۵ میلیارد سال شروع به تشکیل شدن نمود [۵]و منظومه شمسی پس از حدود ۹.۲ میلیارد سال و نخستین رد 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 عطفی گذر کرد و وارد دوره نوین «تسلط انرژی تاریک» شد که در آن اکنون 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

دورهزمانانتقال به سرخدمای تابش
(انرژی)		توضیح
دوره پلانک۱۰−۴۳s>۱۰۳۲K<
( ۱۰۱۹GeV<)		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 بزرگ۱۰−۳۶s>۱۰۲۹K<
( ۱۰۱۶GeV<)		سه نیروی مدل استاندارد همچنان یکپارچه هستند(با این فرض که طبیعت با نظریه وحدت بزرگ بدون توصیف شود)
دوره تورمی
دوره الکتروضعیف		۱۰−۳۲s>۱۰۲۸K ~ ۱۰۲۲K
( ۱۰۹~۱۰۱۵GeV)		تورم کیهانی جهان را با فاکتوری در مرتبه ۱۰۲۶ در طول زمانی در مرتبه ۳۶-۱۰ تا ۳۲-۱۰ ثانیه منبسط می‌کند
پایان دوره الکتروضعیف۱۰−۱۲s۱۰۱۵K
( ۱۵۰GeV)
دوره کوارک۱۰-۱۲s ~ ۱۰-۵s۱۰۱۵K ~ ۱۰۱۲K
( ۱۵۰Gev~۱۵۰MeV)		نیروهای مدل استاندارد به شکل «دما-پایین» سازماندهی می‌شوند: برهم‌کنش‌های هیگز و الکتروضعیف به صورت بوزون پرجرم هیگز H0, نیروی هسته‌ای ضعیف که توسط بوزنهای W+, W–, وZ0 حمل می‌شوند، و الکترومغناطیس که با فوتونهای بدون جرم حمل می‌شود. انرژی کوارک‌ها بسیار بالاتر ا آن است که هادرون‌ها تشکیل شوند؛ در عوض تشکیل پلاسمای کوارک-گلوئون می‌دهند.
دوره هادرون۱۰-۵s ~ ۱s۱۰۱۲K ~ ۱۰۱۰K
( ۱۵۰Mev~۱MeV)
واجفتیدگی نوترینو۱s۱۰۱۰K
( ۱MeV)
دوره لپتون۱s ~ ۱۰s۱۰۱۰K ~ ۱۰۹K
( ۱Mev~۱۰۰KeV)
هسته‌زایی مه‌بانگ۱۰s ~ ۱۰۳s۱۰۹K ~ ۱۰۷K
( ۱۰۰Kev~۱KeV)
دوره فوتون۱۰s ~ ۳۷۰Ka۱۰۷K ~ ۴۰۰۰K
( ۱۰۰Kev~۰/۴eV)
دوره بازترکیبی۱۸Ka ~ ۳۷۰Ka۶۰۰۰ ~ ۱۱۰۰۴۰۰۰K
(۰/۴eV)
دوره تاریکی۳۷۰ka ~ ۱۵۰Ma
(به طور کامل پس از ۱Ga به پایان رسید)		۱۱۰۰ ~ ۲۰۴۰۰۰K ~ ۶۰K
شکل‌گیری و تکامل ستارگان و کهکشانهانخستین کهکشانها: از حدود۳۰۰–۴۰۰Ma
(نخستین ستارگان: همان یا زودتر)
کهکشانهای نوین: ۱Ga~۱۰Ga
(زمان دقیق هنوز در دست تحقیق است)		از حدود ۲۰از حدود ۶۰K
بازیونیده‌ شدنشروع:۲۵۰Ma ~ ۵۰۰Ma
تکمیل: ۷۰۰Ma ~ ۹۰۰Ma
پایان: ۱Ga
(تمام زمانها تقریبی است)		۲۰ ~ ۶۶۰K ~ ۱۹K
عصر حاضر۱۳/۸Ga۰۲/۷K

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 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

در تاریخچهٔ آغاز منظومهٔ شمسی، خورشید، سیارات و 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.

دوران هادئن

[ویرایش]

[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 «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 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 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 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

فاززمان از تشکیل خورشیدزمان از حالرویداد
سیستم قبل‌خورشیدیمیلیاردها سال پیش از تشکیل منظومهٔ خورشیدیبیش از ۴٫۶ میلیارد سال پیشنسل‌های قبلی ستارگان زندگی می‌کردند و می‌مردند، لذا فلزات سنگین به فضای میان‌ستاره‌ای تزریق می‌شد، فضایی که منظومهٔ خورشیدی در آن تشکیل گشت.[۶]>
تقریباً ۵۰ میلیون سال پیش از تشکیل منظومهٔ خورشیدی۴٫۶ میلیارد سال پیشاگر 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.[۷][۸]
تشکیل خورشید۰–۱۰۰ هزار سال۴٫۶ میلیارد سال پیشابر قبل خورشیدی تشکیل شد و شروع به فروریختن کرد. خورشید شروع به تشکیل شدن نمود.[۹]
۱۰۰ هزار تا ۵۰ میلیون سال۴٫۶ میلیارد سال قبلخورشید یک پیش‌ستارهٔ تی ثوری است.[۹]
۱۰۰ هزار تا ۱۰ میلیون سال۴٫۶ میلیارد سال قبلسیاره‌های خارجی تشکیل می‌شوند. با گذر ۱۰ میلیون سال، گاز موجود در دیسک پیش‌سیاره‌ای تمام می‌شود و تشکیل سیارات خارجی به پایان می‌رسد.[۹]
۱۰ میلیون تا ۱۰۰ میلیون سال۴٫۵ تا ۴٫۶ میلیارد سال پیشسیارات زمین‌سان و ماه تشکیل می‌شوند. تأثیرات عظیم روی می‌دهد. آب به زمین می‌رسد.[۱۰]
رشتهٔ اصلی۵۰ میلیون سال۴٫۵ میلیارد سال پیشخورشید به یک ستارهٔ رشتهٔ اصلی تبدیل می‌شود.[۱۱]
۲۰۰ میلیون سال۴٫۴ میلیارد سال پیشقدیمی‌ترین سنگ‌های شناخته‌شده بر سطح زمین شکل می‌گیرند[۱۲][۱۳]
۵۰۰ میلیون تا ۶۰۰ میلیون سال۴٫۰ تا ۴٫۱ میلیارد سال پیشتشدید در مدارهای مشتری و کیوان نپتون را به خارج از کمربند کویپر پرتاب می‌کند. آخرین بمباران سنگین در منظومهٔ خورشیدی داخلی روی می‌دهد.[۱۰]
۸۰۰ میلیون سال۳٫۸ میلیارد سال پیشپیدایش حیات روی می‌دهد.[۱۴][۱۳] ابر اورت به بیشترین جرم خود می‌رسد.[۱۵]
۴٫۶ میلیارد سالامروزخورشید یک ستارهٔ رشتهٔ اصلی باقی‌می‌ماند، روز به روز بزرگ‌تر، گرم‌تر و درخشان‌تر می‌شود (به‌طور تقریبی هر ۱ میلیارد سال، ۱۰ درصد).[۱۶]
۶ میلیارد سال۱٫۴ میلیارد سال بعددامنهٔ زندگی خورشید از مدار زمین خارج می‌شود و احتمالاً به مدار مریخ می‌رسد.[۱۷]
۷ میلیارد سال۲٫۴ میلیارد سال بعدکهکشان راه شیری و کهکشان زن برزنجیر برخورد می‌کنند. پیش از ادغام دو کهکشان، زن برزنجیر تغییراتی جزئی در منظومهٔ خورشیدی وارد می‌کند.[۱۸]
رشتهٔ پس اصلی۱۰ تا ۱۲ میلیارد سال۵–۷ میلیارد سال بعدخورشید 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.[۱۹][۲۰] شاید قمر تایتان کیوان، قابل سکونت باشد.[۲۱]
تقریباً ۱۲ میلیارد سالتقریباً ۷ میلیارد سال بعدخورشید با عبور از فازهای شاخهٔ افقی و 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 کوتولهٔ سفید باقی می‌ماند.[۱۹][۲۲]
خورشید باقی‌ماندهتقریباً ۱ کادریلیون سالتقریباً ۱ کادریلیون سال بعدخورشید تا ۵ درجهٔ سانتی‌گراد سرد می‌شود.[۲۳] گرانش ستارگان عبوری، سیارات را از مدارهایشان خارج می‌کند. داستان منظومهٔ خورشیدی پایان می‌یابد.[۲۴]