עידן גרמי השמים - עידן הגופים השמימיים. גילם של כדור הארץ ושל המטאוריטים, ומכאן בעקיפין גופים אחרים של מערכת השמש, מוערך בצורה המהימנה ביותר על ידי שיטות של קוסמוכרונולוגיה גרעינית, למשל. לפי כמות איזוטופי העופרת 206Pb ו-207Pb שנוצרו בסלעים הנחקרים כתוצאה מהתפרקות הרדיואקטיבית של איזוטופי האורניום 238U ו-235U. מהרגע שבו נפסק המגע של דגימת הסלע הנחקרת עם מקורות אפשריים של 238U ו-235U (לדוגמה, לאחר הפרדת הסלע מההמסה במקרה של מקורו הוולקני או בידוד מכני במקרה של מטאוריטים, אשר עשוי להיות שברי גופים קוסמיים גדולים יותר), היווצרות האיזוטופים 206Рb ו- 207Рb נובעים מהאיזוטופים של האורניום הקיימים במדגם. מאחר וקצב ההתפרקות הרדיואקטיבי קבוע, כמות איזוטופי העופרת המצטברים מאפיינת את הזמן שחלף מרגע הבידוד של הדגימה ועד לרגע המחקר. בפועל, גיל הסלע נקבע על פי היחס בין תכולת האיזוטופים 206Pb ו-207Pb לתכולת האיזוטופ הטבעי 204Pb, שאינו נוצר מרדיואקטיביות. שיטה זו נותנת אומדן של עד 4.5 מיליארד שנים לגילם של הסלעים העתיקים ביותר בקרום כדור הארץ. ניתוח של תכולת איזוטופים עופרת במטאוריטי ברזל נותן בדרך כלל הערכות של עד 4.6 מיליארד שנים. גילם של מטאוריטים מאבן, שנקבע על ידי ההמרה הרדיואקטיבית של איזוטופ האשלגן 40K לאיזוטופ הארגון 40Ar, נע בין 0.5 ל-5 מיליארד שנים. זה מצביע על כך שכמה מטאוריטים הופיעו לאחרונה יחסית. ניתוח של סלעים שהובאו מהירח לכדור הארץ הראה שכמות הגזים האינרטיים שהם מכילים - תוצרים של ריקבון רדיואקטיבי - תואמת את גיל הסלעים בין 2 ל-4.5 מיליארד שנים. לפיכך, גילם של סלעי הירח ושל הסלעים העתיקים ביותר בקרום כדור הארץ זהה בערך. כוכבי לכת של מערכת השמש, אבל מודרניים. רעיונות, צמחו מחומר בשלב המעובה (גרגרי אבק או מטאוריטים). כוכבי לכת, אם כן, צעירים יותר מכמה מטאוריטים. בהקשר זה, גילה של מערכת השמש מוערך בדרך כלל ב-4.6 מיליארד שנים. גילם של כוכבים בודדים ושל השמש מוערך על סמך התיאוריה של המבנה וההתפתחות של הכוכבים. לפי תיאוריה זו, כוכבים זוהרים בשל אנרגיית כבידה ואנרגיה גרעינית, המשתחררות בהתאמה במהלך דחיסה של כוכבים ובתגובות תרמו-גרעיניות המתרחשות במרכזם. אזור (בשלבים שונים של האבולוציה, אחד או אחר ממקורות האנרגיה הללו ממלא תפקיד דומיננטי). שינוי בסוג התגובה התרמו-גרעינית מסמן את המעבר לשלב חדש של אבולוציה (ראה אבולוציה של כוכבים). משך כל שלב האבולוציה קצר יותר, ככל שהכוכב מסיבי יותר, ובהתחשב ביחס בין המסה והבהירות עבור כוכבי רצף ראשי (ראה איור 1). משך המסה - תלות בהירות) מתבטא בערך בנוסחאות הבאות. משך שלב היווצרות הכוכב (דחיסה ראשונית מפרוטוסטאר לכוכב ברצף ראשי) (מיליון שנים) (1) (המסה והבהירות L של כוכב בשלב נתון של התפתחות מתבטאים בשברים מהמסה והבהירות של השמש -). לכוכבים בעלי מסה נמוכה בשלב זה יכול להיות שריר בטן גדול מאוד. גיל. כך. כוכבי הגמד העתיקים ביותר עם מסות פחותות (משתנים כמו UV Ceti) עדיין לא השלימו את השלב הזה. F-la (1) מעריך את המקסימום שלהם. גיל. משך שלב שריפת המימן (שהיית הכוכב ברצף הראשי) הוא השלב הארוך ביותר בחייו של כוכב, כאשר מקור האנרגיה של הכוכב הוא תגובות תרמו-גרעיניות של מחזור המימן: (מיליון שנים) (2) הסכום tc + tH נותן מקסימום. הערכת גילו של כוכב ברצף הראשי. משך שלב שריפת ההליום (שלב הענק האדום) הוא כ-0.1 tH. הסכום tc + tH + tHe מעריך את המקסימום. גיל הענק האדום והענק העל. שלבי האבולוציה הבאים, הקשורים ל"שחיקה" של פחמן וסיליקון בכוכבים, הם חולפים ואופייניים לכוכבים ענקיים מסיביים (הם מסיימים את התפתחותם בפיצוץ, ראו סופרנובות). במקרה זה, יכולים להיווצר כוכבי נויטרונים וחורים שחורים (ראה קריסת כבידה). כוכבים בעלי מסה בתהליך האבולוציה הופכים, ככל הנראה, לגמדים לבנים. אין הערכות לגבי משך קיומם של כוכבים בשלבים אלו. לפיכך, ניתן לקבוע מגבלות על גילו של כוכב במסה נתונה שנמצא בשלב כזה או אחר של התפתחות, אך אם הוא בתחילת שלב זה או שכבר כמעט עבר, קשה הרבה יותר לקבוע. . ניתן לקבל אומדן ישיר של גילו של כוכב על ידי השוואת אחוז המימן וההליום בליבתו (שנמצא על ידי חישוב המבנה הפנימי של הכוכב) לבין המעטפת (נמצאת על ידי הספקטרום של הכוכב). בתנאי שהחוץ לא מעורבב. ופנימי שכבות, אך שינויים בהרכב הכוכב במרכז, הנגרמים על ידי תהליכים תרמו-גרעיניים, יכולים לקבוע את גילו. למרבה הצער, היחס בין הליום למימן וכוכבים מוערך באופן גס מאוד, ורק עבור כוכבים הספקטרום. מחלקות O ו-B, שבספקטרום שלהן נצפים קווי הליום חזקים. עבור השמש, אומדן זה משוער מאוד - 5 מיליארד שנים מתחילת שלב שריפת המימן. זה עולה בקנה אחד עם הערכות של גילה של מערכת השמש, אבל ייתכן גם שהשמש מבוגרת ממנה ב-1-2 מיליארד שנים. אם גילה של השמש הוא 5 מיליארד שנים, אזי, לפי הנוסחה (2), היא תישאר ברצף הראשי עוד כ. 5 מיליארד שנים. אם לאחר מכן הוא יעבור את שלב הענק האדום או יהפוך מיד לגמד לבן עדיין לא ברור, אם כי הראשון סביר יותר. בצבירי הכוכבים העתיקים ביותר הידועים, כוכבים בעלי מסת שמש או מעט פחות עדיין תופסים את הרצף הראשי, והתפתחותם הנוספת עדיין אינה ידועה בשלמות מספקת. אם לשפוט לפי הכימיה. הרכב, השמש לא מופיעה. בגיל זהה לגלקסיה, היא צעירה יותר, למרות שהיא אחד הכוכבים הגלקטיים העתיקים ביותר. דִיסק. איור 1 קביעת גילם של צבירי כוכבים באמצעות דיאגרמת צבע - בהירות של מספר צבירי כוכבים פתוחים וצביר כדורי אחד MH, B - V - אינדקס צבע. כל נקודה ברצף הראשי מתאימה לגיל המקסימלי tc + tH של כוכבים (באיור מימין). הנקודה שבה כוכבי הצביר מכבים את הרצף הראשי מציינת את הגיל (tc + tH) של כוכבי הצביר. עידן צבירי הכוכבים והאסוציאציות, שבו הופיעו כוכבים כמעט בו-זמנית, מוערך בצורה מהימנה הרבה יותר מגילם של כוכבים בודדים. הכוכבים המאסיביים ביותר בצברים פתוחים מתקדמים במהירות בהתפתחותם, עוזבים את הרצף הראשי והופכים לענקים אדומים או (המאסיביים ביותר) לענקי-על. בתרשים הרצספרונג-ראסל של צביר כזה (איור 1), קל להבחין באותם כוכבים שמסיימים את שהותם ברצף הראשי ומתכוננים לעזוב אותו. F-la (2) נותן אומדן של גיל הכוכבים הללו, ולכן, של הצביר כולו. הצבירים הפתוחים הצעירים ביותר מוערכים כבני מיליון שנה, העתיקים ביותר הם בני 4.5-8 מיליארד שנים (עם הנחות שונות לגבי כמות המימן המומרת להליום). הגילאים של צבירי כוכבים כדוריים נאמדים באופן דומה, למרות שלדיאגרמות הרצספרונג-ראסל עבור צבירי כדוריים יש הבדלים משלהם. קונכיות הכוכבים בצבירים אלה מכילות פחות יסודות כימיים באופן משמעותי יותר מהליום, שכן הצבירים מורכבים מהכוכבים העתיקים ביותר בגלקסיה (הם כמעט ולא כללו יסודות כבדים שסונתזו בכוכבים אחרים; כל היסודות הכבדים שהיו שם סונתזו בעצמם. ). ההערכות של גילם של צבירים כדוריים נעים בין 9 ל-15 מיליארד שנים (עם טעות של 2-3 מיליארד שנים). גילה של הגלקסיה מוערך בהתאם לתיאוריית האבולוציה שלה. במהלך מיליארד השנים הראשונות, ענן הגז הראשוני (פרוטוגלקסיה) התפרק ככל הנראה לגושים נפרדים, מה שהוליד צבירים כדוריים וכוכבים כדוריים. תת-מערכות של הגלקסיה. במהלך האבולוציה, כוכבים מתפוצצים מהדור הראשון פלטו לחלל גז מעורב בכימיקלים כבדים. אלמנטים. הגז התרכז לכיוון הגלקטיקה. מטוס, וממנו נוצרו כוכבי הדור הבא, המרכיבים מערכת (אוכלוסיה) דחוסה יותר כלפי המטוס. בדרך כלל יש כמה. אוכלוסיות המאופיינות בהבדלים במאפיינים של הכוכבים הכלולים בהם, בתכולת היסודות הכבדים באטמוספרות שלהם (כלומר, כל היסודות מלבד H ו-He), צורת הנפח התפוס בגלקסיה וגילאים שונים (טבלה). הרכב וגיל של כמה סוגי אוכלוסיה של הגלקסיה אוכלוסיות הגלקסיה תכולת כימיקלים כבדים. אלמנטים, % גיל מגביל, מיליארד שנים צבירים כדוריים, כוכבים תת ננסיים, קפאידים קצרי תקופה 0.1 - 0.5 12 - 15 משתנים ארוכי תקופה, כוכבים בעלי מהירות גבוהה 1 10 - 12 כוכבי רצף ראשי מסוג שמש, ענקים אדומים, ערפיליות פלנטריות, כוכבים חדשים 2 5 - 7 כוכבים של מחלקה ספקטרלית A 3 - 4 0.1-5 כוכבים של מחלקות O ו-B, ענקים 3 - 4 0.1 ניתן להעריך את גיל הגלקסיה גם לפי הזמן הנדרש להיווצרות הכמות הנצפית של אלמנטים כבדים בו. הסינתזה שלהם נעצרה כנראה באזורנו בגלקסיה עם היווצרות מערכת השמש (כלומר לפני 4.6 מיליארד שנים). אם הסינתזה התרחשה פתאום, תוך זמן קצר יחסית, אז להיווצרות המודרני. יחס איזוטופים של יסודות כבדים, זה היה צריך להתרחש 4-6 מיליארד שנים לפני הופעתה של מערכת השמש, כלומר לפני 9 - 11 מיליארד שנים. מתייחס. משך הזמן הקצר של הסינתזה האינטנסיבית מאושר על ידי הניתוח. הרכב היסודות הללו, ואסטרונומי. נתונים - היווצרות כוכבים בגלקסיה הייתה אינטנסיבית במיוחד בתקופה הראשונית. לפיכך, גיל הגלקסיה, שנקבע על ידי סינתזה של יסודות, נע בין 9 ל-11 מיליארד שנים. הגיל של החלק הנצפה של היקום (מטאגלקסיה) מוערך על פי חוק ההתפשטות של המטגלקסיה. על פי חוק האבל, גלקסיות מתרחקות זו מזו במהירות של 50-100 קמ"ש ל-MPC. אם מהירות זו השתנתה מעט מאז תחילת ההרחבה, אז ההדדיות של המהירות נותנת אומדן של המקסימום. גיל המטגלקסיה: 1/50 ק"מ-1.שנ"ש 20 מיליארד שנים, ו-1/100 ק"מ-1.שנ.ק.פ.ק. 10 מיליארד שנים. עם זאת, בדרך כלל מניחים כי התפשטות המטגלקסיה מואטת עם הזמן, ולכן גילה צריך להיות מעט יותר צעיר. אומדן הגיל תלוי במידה רבה בדיוק בקביעת קבוע ההתפשטות ובגודל ההאטה, כלומר המודל המשוער של העולם (ראה קוסמולוגיה). ליט.: Struve O., Linds B., Pillans E., Elementary Astronomy, trans. מאנגלית , מהדורה שנייה, מ', 1967; הארלי פ.מ., עידן כדור הארץ, טרנס. מאנגלית, מ', 1962; Faul G., עידן הסלעים, כוכבי הלכת והכוכבים, טרנס. מאנגלית, מ', 1968; Sobotovich E.V., Isotope Cosmochemistry, M., 1974. (Yu.P. Pskovsky)

תיאוריות מודרניות של המבנה הפנימי של גרמי השמיים, כמו גם הקוסמוגוניה הפלנטרית, משתמשות בתוצאות של מחקרים על עידן הסלעים, הניטרינו השמש או נתונים אחרים שהתקבלו מחקר השכבה החיצונית של גוף שמימי כבסיס הניסוי הראשוני לאומדן עידן גרמי השמים.

מאחר, בהתבסס על המודל של קוסמוגוניית מערבולת, נוצרו גרמי שמים באמצעות הצטברות של חומר קוסמי, יוצאת המסקנה שלכל שכבה פנימית חייב להיות גיל משלה, העולה על גיל השכבה החיצונית של אותו כוכב לכת או כוכב. כתוצאה מכך, ממחקרים של סלעים חיצוניים או כל קרינה הנובעת מסלעים אלו, אי אפשר להעריך את גיל החומר הפנימי או גוף השמימי בכללותו.

בהתבסס על כוח הכבידה של המערבולת ויצירת גרמי שמים, מותר לקבוע את גילם של כוכבי לכת פשוט על ידי חלוקת מסת כוכב הלכת בעלייה השנתית המקבילה במסה של כוכב הלכת הזה.

אם לוקחים בחשבון את האמור לעיל, גיל כדור הארץ הוא 15.6 מיליארד שנים.

חומר אפל

כידוע, באמצע המאה הקודמת, כאשר חקרו את מבנה הגלקסיה, התגלתה אי התאמה בין התפלגות הכוכבים לבין התפלגות פוטנציאל הכבידה.

הדעה המדעית חולקה לשתי קבוצות.

כמה מדענים טענו שתיאוריית הכבידה של ניוטון, הנגזרת מתצפיות על כוכבי לכת במערכת השמש, אינה נכונה בקנה מידה אסטרונומי גדול יותר.

רוב החוקרים מסכימים שחלק מהחומר (30%) אינו פולט פוטונים, ולכן הוא אינו נראה לעין. אבל העניין הזה הוא שמאזן את פוטנציאל הכבידה בגלקסיה. חומר בלתי נראה נקרא חומר אפל.

ברור שלתיאוריית כוח הכבידה של המערבולת אין קושי להסביר את ה"פרדוקס" האסטרונומי הזה, שכן כוח הכבידה האוניברסלי אינו תלוי במסות הכוכבים, אלא רק במהירות סיבוב המערבולת ובשיפוע הלחץ של האתר הגלקטי. ניתן לקבוע את גודל כוח הכבידה של המערבולת בכל גלקסיה בהתאם לפרק. 2.1. הערך המתקבל של כוח הכבידה מאזן לחלוטין את הכוחות הצנטריפוגליים של כוכבים, ולפיכך, אין צורך להשתמש בחומר אפל היפותטי.

שיעור 33

נושא:מקור מערכת השמש

יַעַד:עידן כדור הארץ וגופים אחרים של מערכת השמש. שיטת קביעה רדיואיזוטופית. תבניות בסיסיות במערכת השמש. תיאוריות של היווצרות מערכת השמש (קאנט, לפלס, שמידט ואחרים).

משימות :
1. חינוכית: הצג את המושגים: שיטת רדיואיזוטופים, עידן של עצמים במערכת השמש.

2. מחנך: להפיץ את רעיון ההתפתחות (אבולוציה) מגופים שמימיים ספציפיים (כוכבי לכת) למערכת השמש וליקום כולו.

3. הִתפַּתְחוּתִי: גיבוש מיומנויות לניתוח מידע, הסבר תכונות של מערכות וגופים בודדים בהתבסס על התיאוריות הפיזיקליות החשובות ביותר, שימוש בתוכנית כללית כדי ללמוד את רצף האבולוציה ולהסיק מסקנות.
לָדַעַת:

– שיטת רדיואיזוטופ לקביעת גיל, גיל מערכת השמש (שמש, כדור הארץ וירח), כמה דפוסים במערכת השמש, תיאוריה מודרנית של היווצרות מערכת השמש.
להיות מסוגל ל:

– חישוב גיל בשיטת הרדיואיזוטופים.

במהלך השיעורים:

1. חומר חדש

ענף האסטרונומיה החוקר את מקורם והתפתחותם של גרמי שמים – כוכבים (כולל השמש), כוכבי לכת (כולל כדור הארץ) וגופים אחרים של מערכת הפלנטות נקרא קוסמוגוניה.
1. עידן גופי מערכת השמש
קביעת גיל לפי שימוש שיטת רדיואיזוטופים- מחקרים על התוכן של יסודות רדיואקטיביים (איזוטופים של יסודות כימיים) בסלעים. השיטה הוצעה ב-1902 פייר קיריוהתפתח במשותף עם ארנסט רתרפורד().
התפרקות רדיואקטיבית תלויה בגורמים חיצוניים (T, p, אינטראקציות כימיות) ומספר האטומים המתפוררים נקבע על ידי הנוסחה N=No.2-t/T, כאשר T הוא זמן מחצית החיים. לדוגמה, ל-U235 יש זמן מחצית חיים של 710 מיליון שנים, ו-U.5 מיליארד שנים. הגיל מוערך לפי היחס Pb206/U238, שכן עופרת היא תוצר ההתפרקות הסופי שאינו רדיואקטיבי.
שיטת הגיאוכרונולוגיה המוחלטת ב-60 אלף השנים האחרונות היא שיטת הפחמן הרדיואקטיבי, המבוססת על קרינת רדיואקטיבית 14C, שהתגלתה במהלך חקר תהליך הפוטוסינתזה ב-1941 בברקלי. מ' קאמןו ש. רובןעם זמן מחצית חיים של 5568 שנים מפותחים וילארד פרנק ליבי(1946, ארה"ב). ישנם 350 איזוטופים על פני כדור הארץ עבור 94 יסודות כימיים.
גילה של השמש הוא 4.9 מיליארד שנים, כלומר, היא שייכת לכוכבים מהדור השני שצמחו ממתחמי גז-אבק.
מעריכים שמערכת השמש היא בת יותר מ-4.6 מיליארד שנים.
מחקרים עדכניים בסוף 2005 הראו שגילו של הירח הוא 4 מיליארד 527 מיליון שנים. לדברי מדענים, טעות המדידה יכולה להיות מקסימום 20-30 מיליון שנים.
גילם של הסלעים העתיקים ביותר על פני כדור הארץ (קרום) הוא 3960 מיליון שנים.
הסלעים הוולקניים והמשקעים של מתחם פילברה, ממערב למדבר החולי הגדול באוסטרליה, הם מהסלעים העתיקים ביותר על פני כדור הארץ, מה שמראים שהחיים החלו על כדור הארץ לפני 3.416 מיליארד שנים.

2. סדירות במערכת השמש
ההשערה הקוסמולוגית של היווצרות מערכת השמש צריכה להסביר את הדפוסים שנצפו בה. הנה כמה מהם:
1 . המסלולים של כל כוכבי הלכת נמצאים כמעט באותו מישור, אשר נקרא המישור לפלס.
2 . האקסצנטריות של מסלולי כוכבי הלכת קטנות מאוד.
3 . המרחק הממוצע של כוכבי הלכת מהשמש עוקב אחר דפוס מסוים, הנקרא שלטון טיטיוס-בודה .
4 . כוכבי לכת נעים סביב השמש בכיוון סיבובה, וכך גם רוב הלוויינים שלהם.
5 . אסטרואידים (החגורה הראשית) ממוקמים במרחק כזה מהשמש שבו, על פי כלל טיטיוס-בוד, אמור להיות כוכב לכת.
6 . לכל כוכבי הלכת של מערכת השמש, מלבד כוכבי הלכת הקרובים ביותר לשמש, מרקורי ונוגה, יש לוויינים טבעיים.
7 . קיים מתאם חיובי בין מהירות הסיבוב הזוויתית של כוכבי לכת למסה שלהם: ככל שהמסה גדולה יותר, כך מהירות הסיבוב גדולה יותר. יוצאי הדופן הם שוב מרקורי ונוגה.
8. בפרמטרים של תנועות כוכבי הלכת והלוויינים שלהם, נשמרות השוואות, המעידות על תופעות תהודה.
9. רוב כוכבי הלכת (למעט נוגה ואורנוס) מסתובבים באותו כיוון כמו מסלולם סביב השמש.
10. כוכבי הלכת מהווים 98% מכמות התנועה במערכת השמש עם 0.1 מסות שמש בלבד.
11. על פי המאפיינים הפיזיים שלהם, כוכבי לכת מחולקים בחדות לקבוצות יבשתיות וענקים.
12. השוויון בין הגדלים הזוויתיים של השמש והירח כשהם נצפים מכדור הארץ, מוכר מילדות ומספק לנו את ההזדמנות לצפות בליקויי חמה מוחלטים (לא טבעתיים).
13. שוויון היחסים בין קוטר השמש לקוטר כדור הארץ והמרחק מהשמש לכדור הארץ לקוטר השמש בדיוק של 1%: 1390000: 12751 = 109 ו: 1390000 = 108
14. תקופת הסיבוב של הירח סביב כדור הארץ שווה לתקופת סיבובו סביב צירו (חודש ירח צדדי, 27.32 ימים) ולתקופת סיבוב השמש של קרינגטון (27.28 ימים). שוגרין ואובוט מציינים שלפני 600-650 מיליון שנים החודש הירח הסינודי היה שווה ל-27 ימים מודרניים, כלומר הייתה תהודה מדויקת עם השמש.
15. "כיכר שמש". תכונה מעניינת של המחזוריות של פעילות השמש, שראשיתה ב-1943. הערך הממוצע של משך מחזור הפעילות הסולארי למשך 17 מחזורים (128 שנים), הערך הממוצע לפוסט-מקסימום (התקופה המקסימלית-מינימלית של מחזור השמש) P = 6.52 שנים, וכן הערך הממוצע לקדם-מקסימום. -מקסימום (התקופה המינימלית-מקסימלית של מחזור השמש) ניתנות N = 4.61 שנים. במקרה זה, הדפוס הבא נצפה: (6.52)2/(4.61)2=42.51/21.25=2 או P/N=√2.
ועוד דפוסים. בעת יצירת השערה להיווצרות מערכת השמש, יש צורך לקחת בחשבון ולהסביר את כל הדפוסים.

3. השערות להיווצרות מערכת השמש

ניתן לחלק השערות לגבי היווצרות מערכת השמש שלנו לשתי קבוצות: הָרֵה אָסוֹןו אֵבוֹלוּצִיוֹנִי. השערות קוסמוגוניות
ההשערות הראשונות הופיעו הרבה לפני שנודעו דפוסים חשובים רבים של מערכת השמש. אם נפטר מתיאוריות בריאת מערכת השמש כמעשה בו-זמני של בריאה אלוהית, נתעכב על התיאוריות המשמעותיות ביותר שבהן מוסבר מקורם של גרמי השמים כתוצאה מתהליך טבעי והכיל את הרעיונות הנכונים.
1 . הַשׁעָרָה קאנט- המושג הטבעי-פילוסופי האוניברסלי הראשון שפותח בשנים. בהשערתו, גרמי השמיים מקורם בענן אבק קר ענק בהשפעת כוח הכבידה. השמש נוצרה במרכז הענן, וכוכבי לכת בפריפריה. לכן, הרעיון הובע בתחילה שהשמש וכוכבי הלכת התעוררו בּוֹ זְמַנִית.
2 . הַשׁעָרָה לפלס- בשנת 1796 העלה השערה לגבי מקור מערכת השמש מערפילית גז חמה אחת מסתובבת, מבלי להכיר את התיאוריה אני. קאנט. כוכבי הלכת נולדו בגבול הערפילית על ידי עיבוי אדים מקוררים במישור המשווני ומתוך התקררות הערפילית התכווצה בהדרגה, מסתובבת מהר יותר ויותר, וכאשר הכוח הצנטריפוגלי הופך שווה לכוח הכבידה, נוצרות טבעות רבות, אשר , התעבות, התחלקות לטבעות חדשות, יצרו תחילה כוכבי לכת גז, והקריש המרכזי הפך לשמש. כוכבי לכת גז התקררו והתכווצו, ויצרו סביבם טבעות שמהן יצאו לוויינים של כוכבי הלכת (הערכתי את הטבעת של שבתאי כנכונה בהיגיון שלי). בתיאוריה, היווצרותם של כל הגופים של מערכת השמש: השמש, כוכבי הלכת, לוויינים מתרחשת בו זמנית. נותן 5 עובדות (ברור שלא מספיק) - תכונות של מערכת השמש, המבוססות על חוק הכבידה. זוהי התיאוריה הראשונה שפותחה בצורה מתמטית והתקיימה כמעט 150 שנה, עד לתיאוריה.
השערת קאנט-לפלס לא יכלה להסביר מדוע במערכת השמש יותר מ-98% מהתנופה הזוויתית שייכת לכוכבי הלכת. אסטרופיזיקאי אנגלי חקר את הבעיה הזו בפירוט. הויל. הוא הצביע על האפשרות להעביר תנע זוויתי מ"פרוטו-שמש" לסביבה באמצעות שדה מגנטי.
3. אחת ההשערות הקטסטרופליות הנפוצות ביותר הייתה ההשערה גִ'ינס. לפי השערה זו, כוכב חלף ליד השמש ועם משיכתו שלף זרם גז מפני השטח של השמש, שממנו נוצרו כוכבי הלכת. החיסרון העיקרי של השערה זו הוא שההסתברות שהכוכב יהיה במרחק קרוב מהשמש קטנה מאוד. בנוסף, בשנות הארבעים והחמישים, כאשר נדונה השערה זו, סברו כי קיומם של ריבוי עולמות אינו מצריך הוכחה, ולכן, ההסתברות להיווצרות מערכת פלנטרית אינה צריכה להיות קטנה. האסטרונום הסובייטי ניקולאי ניקולאיביץ' פארייסקי, בחישוביו, הראה באופן משכנע את ההסתברות הזניחה להיווצרות מערכת פלנטרית, ולפיכך חיים על כוכבי לכת אחרים, שסתרו את השקפותיהם הרווחות של הפילוסופים באותה תקופה. הרעיון של בלעדיות של מערכת כוכבי הלכת השמש הוביל לכאורה לתפיסה האידיאלית של אנתרופוצנטריות, שאיתה המדען המטריאליסט לא יכול להסכים.
4. עוד אחדהשערה קטסטרופלית מודרנית. ברגע הראשוני התקיימה השמש, ערפילית פרוטו-פלנטרית וכוכב, שברגע המעבר ליד השמש התפוצץ והפך לסופרנובה. גלי הלם מילאו תפקיד מכריע ביצירת כוכבי לכת מענן פרוטו-פלנטרי זה. השערה זו קיבלה תמיכה חזקה, כפי שהוא כותב בספר "מצעד כוכבי הלכת", כתוצאה מניתוח ההרכב הכימי של מטאוריט אלנדה הגדול. התברר שיש לו כמות גבוהה באופן חריג של סידן, בריום ונאודימיום.
5. מעניינת עוד יותר היא ההשערה הקטסטרופלית של האסטרופיזיקאי הרוסי, פרופסור באוניברסיטת סנט פטרבורג, קיריל פבלוביץ' בוטוסוב, שחזה את נוכחותם של כוכבי לכת מעבר לנפטון בתחילת שנות ה-70. האמריקאים, שצפו בכוכבי שביט עם תקופות ארוכות של מהפכה סביב השמש, הגיעו למסקנה שיש גוף מסיבי מסוים, "גמד חום", במרחק גדול מהכוכב שלנו וקראו לו לוציפר. בוטוסוב כינה את הכוכב השני כביכול של מערכת השמש "שמש ראג'ה" עם מסה של כ-2% מהשמש. אגדות טיבטיות שומרות מידע על זה. הלאמות רואים בו כוכב לכת מתכת, ובכך מדגישים את המסה העצומה שלו למרות גודלו הקטן יחסית. הוא נע לאורך מסלול מוארך מאוד ומופיע באזורנו אחת ל-36 אלף שנה. בוטוסוב מציע שמלך השמש הקדים פעם את השמש בהתפתחותה והיה הכוכב הראשי של המערכת הבינארית. לאחר מכן, בעקבות תהליכים טבעיים, הוא עבר את שלב הענק האדום, התפוצץ ובסופו של דבר הפך לגמד לבן ולאחר מכן חום. המערכת הפלנטרית כללה את צדק, נפטון, כדור הארץ ומרקורי. אולי היו עליהם חיים שהקדימו בכמה מאות מיליוני שנים את החיים המודרניים (אחרת איך להסביר את נוכחותם של עקבות אנושיים לצד עקבות דינוזאורים?). שאר כוכבי הלכת היו שייכים לשמש. לאחר שאיבד הרבה במסה, הראג'ה-סאן מסר את "הפמליה" שלו לשמש הנוכחית. במהלך כל ההפרעות הקוסמיות הללו, כדור הארץ יירט את הירח ממאדים. אגדות רבות אומרות שבעבר לכוכב שלנו לא היה לוויין. אולי יש עדיין כמה כוכבי לכת מסביב לראג'ה-סאן עם ציוויליזציה גבוהה באופן לא פרופורציונלי משלנו. ומשם הם בודקים את כדור הארץ. אבל מה שמדבר נגד ראג'ה השמש היא העובדה שבוטוסוב ציפה שהיא תופיע עד שנת 2000, אבל היא מעולם לא הופיעה.
5 . התיאוריה הנוכחית המקובלת היא התיאוריה של שמידט.
מודלים קוסמולוגיים

1. הכדור שבו מופיע הפרוטוסטאר (במיוחד השמש שלנו) מתכווץ, ומגדיל את מהירות הסיבוב. ככל שהפרוטוסטאר מתכווץ מהר יותר, הוא יוצר דיסק של חומר המקיף את הכוכב העתידי. חלק מהחלק הראשון של חומר הדיסק הסמוך נופל על הכוכב הנוצר בהשפעת כוח הכבידה. הגז והאבק שנותרו בדיסק ובעלי מומנט עודף מתקררים בהדרגה. דיסק פרוטו-פלנטרי של גז ואבק נוצר סביב הפרוטוסטאר.
2. החומר המצונן בדיסק, הופך שטוח יותר, הופך צפוף יותר, מתחיל להתאסף לגושים קטנים - פלנטזימלים, היוצרים נחיל של מיליארדי גושים בגודל של כקילומטר, שהתנגשו במהלך תנועתם, התמוטטו והתאחדו. הגדולים שבהם שרדו - יצרו ליבות פלנטריות, ועם צמיחתן, כוח הכבידה הגובר תרם לקליטת הפלנטזימלים הסמוכים ולמשיכה של גז ואבק מסביב. כך, לאחר 50 מיליון שנה, נוצרו כוכבי לכת גז ענקיים. בחלק המרכזי של הדיסק התפתח עוד יותר הפרוטוסטאר - הוא נדחס והתחמם.
3. לאחר 100 מיליון שנה, הפרוטוסטאר הופך לכוכב. הקרינה המתקבלת מחממת את הענן ל-400K, נוצר אזור אידוי ומימן והליום מתחילים להידחק החוצה למרחק מרוחק יותר, ומשאירים יסודות כבדים יותר וכוכבי לכת גדולים קיימים (כוכבי לכת יבשתיים עתידיים) בקרבת מקום. בתהליך ההתמיינות הגרביטציונית של החומר (חלוקה לכבד וקל), נוצרת ליבת הפלנטה והמעטפת שלו.
4. בחלק החיצוני והמרוחק יותר של מערכת השמש מהשמש ב-5 א'. כלומר, נוצר אזור הקפאה בטמפרטורה של כ-50K ונוצרים כאן ליבות פלנטריות גדולות, שהסתבר שהם מסוגלים להחזיק כמות מסוימת של גז בצורה של ענן ראשוני. לאחר מכן נוצרו בו מספר רב של לוויינים, ומשרידי הטבעת.
5. הירח והלוויינים של מאדים (כמו גם כמה לוויינים של כוכבי הלכת הענקיים) הם פלנטזימלים לשעבר (מאוחר יותר אסטרואידים) המוחזקים (נלכדים) על ידי כוחות הכבידה של כוכבי הלכת.
כאן תיאוריה נוספת של היווצרות מערכת השמש :
בתחילה נעה השמש במסלול סביב מרכז הגלקסיה לבדה לחלוטין.
גופים חומריים בעלי מאפיינים של כוכבי לכת שהם כיום חלק ממערכת השמש שלנו התקיימו גם הם בפני עצמם, ללא כל קשר זה עם זה, למרות שהם היו ממוקמים בסמיכות יחסית לשמש ונעו באותו כיוון שלה. כל אחד מהעצמים הללו, שהיה בשלב מסוים של התפתחות, היה מוקף בוואקום עמוק, שרמתו תלויה ישירות בגודלו של הגוף השמימי. לשמש הייתה המסה הגדולה ביותר, מה שקבע באופן טבעי את קיומו של הנדיר החזק ביותר סביבה. לכן, שם כוונו הזרימות העוצמתיות ביותר של חומר כבידה, אשר, לאחר שפגשו כוכבי לכת בדרכם, החלו להזיז אותם לאט לכיוון השמש.
מרקורי היה הראשון שנכנס לאזור הכבידה סביב השמש. כשהתקרבה לכוכב, היא החלה לחוות בצד השמש חוסר במסות כבידה הנחוצות לאבולוציה שלה, מה שאילץ אותה לסטות מהכיוון הליווי ולהסתובב סביב השמש. לאחר שעבר את האחרון, מרקורי התרחק ממנו, אך בלחץ של זרימות חומר מתקרבות הוא נאלץ להסתובב לאחור, שוב ושוב חזר על תנועות הסיבוב ההולך סביב מרכז מערכת הגופים שנוצרה לאורך מסלולה האליפטי, בעוד הוספת ואקום משלו לריק המחזורי. הדבר מתבטא בקיומה של ריקנות לא רק סביב כוכב הלכת עצמו, אלא גם בהיווצרותו לאורך כל המסלול שלאורכו נע מרקורי.
כך החלה להיווצר מערכת השמש שלנו.
נוגה השנייה הופיעה בסביבת השמש, שחזרה כמעט בדיוק על גורלו של מרקורי, ותפסה את המסלול הבא מאחוריה. נוגה רכשה את סיבובו סביב הציר שלו, השונה מכוכבי לכת אחרים, במהלך תהליך היווצרותו, והוא אינו קשור בשום אופן להיווצרות מערכת השמש.
כדור הארץ וחפצים חומריים אחרים עם לוויינים היו מעורבים בתנועת מסלול סביב השמש, וכבר היו להם מערכת גופים משלהם.
חגורת האסטרואידים הקיימת מאחורי מאדים, הממוקמת במסלול, ללא ספק הייתה שייכת בעבר לכוכב הלכת הקטן, כמעט שאינו מסתובב, פאטון, שהתמוטט לפני כ-65 מיליון שנה. הטבעות סביב כמה כוכבי לכת בעלות אופי דומה. עיקר חפצי החלל המפוצצים נאספו והופצו באופן שווה בכל הוואקום המסלולי שנוצר במהלך סיבובם לפני האסון.
התנועה המתמשכת של מסות כבידה לכיוון מרכז מערכת השמש עדיין לא רק משנה את המצב האיכותי של זו, אלא גם נעה לקראתה עצמים חומריים חופשיים, שבעתיד הרחוק יהפכו ללוויינים של השמש.
כך נוצרה מערכת השמש שלנו, אך תהליך מילויה בגרמי שמים חדשים לא הושלם עוד מיליוני שנים.
אבל בת כמה מערכת השמש? מדענים מצאו שבמשך כשלוש מאות מיליון שנה כדור הארץ היה כדור קרח. בהקשר זה, ניתן להניח שבתקופה זו טמפרטורת השמש הייתה נמוכה יחסית והאנרגיה שלה לא הספיקה כדי להבטיח משטר תרמי על הפלנטה שלנו הדומה לזה הנוכחי. אבל הנחה כזו היא בלתי מתקבלת על הדעת לחלוטין, שכן אפילו מאדים, שנמצא במרחק גדול בהרבה מהשמש מכדור הארץ ומקבל הרבה פחות אנרגיה תרמית, לא התקרר לטמפרטורה כה נמוכה.
הסבר הגיוני יותר לתופעת הקרח הגלובלי של כדור הארץ הוא שהוא היה אז רחוק מאוד מהשמש, כלומר מחוץ לחלל של מערכת השמש המודרנית. מסקנה חשובה נובעת מכך: לפני שלוש מאות מיליון שנה מערכת השמש לא הייתה קיימת ככזו השמש נעה על פני מרחבי היקום בלבד, במקרה הטוב, מוקפת במרקורי ונוגה.
לפיכך, ניתן לקבוע באופן סופי שהגיל המשוער של מערכת השמש הוא פחות משלוש מאות מיליון שנה באופן משמעותי!

אחת התיאוריות המודרניות של היווצרות כדור הארץ

4. כוכבי לכת סביב כוכבים אחרים (אקסוכוכבים) V ויקיפדיה
מחשבות על קיומם של עולמות אחרים הובעו על ידי פילוסופים יוונים עתיקים: ליוקיפוס, דמוקריטוס, אפיקורוס. כמו כן, הרעיון של קיומם של כוכבי לכת אחרים סביב כוכבים הובע בשנת 1584 על ידי ג'ורדנו ברונו (1548-02/17/1600, איטליה). נכון ל-24 באפריל 2007, 219 כוכבי לכת חוץ-שמשיים התגלו ב-189 מערכות פלנטריות, 21 מערכות פלנטריות רבות. כוכב הלכת הראשון התגלה בשנת 1995 ליד הכוכב 51 פגסי, שנמצא במרחק של 14.7 מחשבים מאתנו על ידי אסטרונומים במצפה הכוכבים של ז'נבה מישל מייג'ור(מ. ראש העיר) ו דידייה KVELOZ(ד. קווילוס).
פרופסור לאסטרונומיה באוניברסיטת קליפורניה, ברקלי ג'פרי מרסי(ג'פרי מרסי) ואסטרונום פול באטלר(פול באטלר) מאוניברסיטת קרנגי הכריז ב-13 ביוני 2002 על גילוי של כוכב לכת בדרגת צדק המקיף את כוכבו במרחק השווה בערך לזה שבו מקיף צדק שלנו את השמש. הכוכב 55 Cancri נמצא במרחק של 41 שנות אור מכדור הארץ והוא סוג של כוכב דמוי שמש. כוכב הלכת שהתגלה מרוחק מהכוכב על ידי. 5.5 יחידות אסטרונומיות (יופיטר ב-5.2 יחידות אסטרונומיות). תקופת ההקפה שלו היא 13 שנים (עבור צדק - 11.86 שנים). מסה - מ-3.5 עד 5 מסות צדק. אז, לראשונה מזה 15 שנים של תצפיות, צוות בינלאומי של "ציידי כוכבי לכת סביב כוכבים אחרים" הצליח לגלות מערכת פלנטרית הדומה לשלנו. כיום ידועות שבע מערכות כאלה.
סטודנט מאוניברסיטת פנסילבניה משתמש בטלסקופ המסלול האבל ג'ון דבס(ג'ון דבס), עובד על פרויקט לחיפוש כוכבים במערכות אחרות, בתחילת מאי 2004, לראשונה בהיסטוריה, צילם כוכב לכת במערכת אחרת הממוקמת במרחק של כ-100 שנות אור מכדור הארץ, ואישר את התצפית בתחילת 2004 עם טלסקופ VLT (צ'ילה) והתצלום הראשון של בן לוויה סביב הכוכב 2M 1207 (גמד אדום). מסתו מוערכת ב-5 מסות צדק, ורדיוס המסלול שלו הוא 55 AU. ה.

בבית:

דפוס התפלגות המרחקים של כוכבי לכת מהשמש מתבטא על ידי התלות האמפירית א. ה.שנקרא שלטון טיטיוס-בודה.זה לא מוסבר באף אחת מההשערות הקוסמוגוניות הקיימות, אבל מעניין שפלוטו בבירור לא מתאים לטבלה הממחישה אותו. אולי זו גם אחת הסיבות להחלטת IAC ( מה נכלל בהגדרה של כוכב לכת?) על הדרת פלוטו מרשימת כוכבי הלכת העיקריים? [ההגדרה של כוכב לכת כוללת שלושה תנאים: 1) מקיף את השמש, 2) הוא גדול מספיק (יותר מ-800 ק"מ) ומסיבי (מעל 5x1020 ק"ג) כדי לקבל צורה כדורית, 3) אין גופים בגודל דומה ליד מסלולו. סיבה זו מתאימה גם, שכן בחגורת קויפר ישנם גופים גדולים יותר מפלוטו.]

כוכב לכת		חצי ציר נצפה (a.e.)	חצי ציר מחושב (a.e.)
כַּספִּית
אסטרואידים

עידן של גרמי השמיים

עידן הגופים השמימיים. גילם של כדור הארץ ושל המטאוריטים, ומכאן בעקיפין של גופים אחרים של מערכת השמש, נאמד בצורה המהימנה ביותר בשיטות, למשל. לפי מספר איזוטופי העופרת 206 Pb ו-207 Pb שנוצרו בסלעים הנחקרים כתוצאה מהתפרקות הרדיואקטיבית של איזוטופים אורניום 238 U ו-235 U. מרגע המגע של דגימת הסלע הנחקר עם מקורות אפשריים של 238 U ו-235 U מפסיקה (לדוגמה, לאחר הפרדת הסלע מההמסה במקרה של מקורו הוולקני או בידוד מכני, שעשוי להיות שברים של גופים קוסמיים גדולים יותר), מתרחשת היווצרות איזוטופים 206 Pb ו-207 Pb עקב האורניום איזוטופים הקיימים במדגם. מאחר וקצב ההתפרקות הרדיואקטיבי קבוע, כמות איזוטופי העופרת המצטברים מאפיינת את הזמן שחלף מרגע הבידוד של הדגימה ועד לרגע המחקר. בפועל, גיל הסלע נקבע על פי היחס בין תכולת האיזוטופים 206 Pb ו-207 Pb לתכולת האיזוטופ הטבעי 204 Pb, שאינו נוצר מרדיואקטיביות. שיטה זו נותנת אומדן של עד 4.5 מיליארד שנים לגילם של הסלעים העתיקים ביותר בקרום כדור הארץ. ניתוח של תכולת איזוטופים עופרת במטאוריטי ברזל נותן בדרך כלל הערכות של עד 4.6 מיליארד שנים. גילם של מטאוריטי האבן, שנקבע על ידי ההמרה הרדיואקטיבית של איזוטופ האשלגן 40 K לאיזוטופ הארגון 40 Ar, נע בין 0.5 ל-5 מיליארד שנים. זה מצביע על כך שכמה מטאוריטים הופיעו לאחרונה יחסית.

ניתוח של סלעים שהובאו מהירח לכדור הארץ הראה שכמות הגזים האינרטיים שהם מכילים - תוצרים של ריקבון רדיואקטיבי - תואמת את גיל הסלעים בין 2 ל-4.5 מיליארד שנים. לפיכך, גילם של סלעי הירח ושל הסלעים העתיקים ביותר בקרום כדור הארץ זהה בערך.

כוכבי לכת של מערכת השמש, אבל מודרניים. רעיונות, צמחו מחומר בשלב המעובה (גרגרי אבק או מטאוריטים). כוכבי לכת, אם כן, צעירים יותר מכמה מטאוריטים. בהקשר זה, גילה של מערכת השמש מוערך בדרך כלל ב-4.6 מיליארד שנים.

(מיליון שנים) (2)

הסכום t c + t H נותן את המקסימום. הערכת גילו של כוכב ברצף הראשי.

משך שלב שריפת ההליום (שלב הענק האדום) t הוא כ-0.1 t H . הסכום t c + t H + t הוא מעריך את המקסימום. גיל . שלבי האבולוציה הבאים, הקשורים ל"שחיקה" של פחמן וסיליקון בכוכבים, הם חולפים ואופייניים לכוכבים ענקיים מסיביים (הם מסיימים את התפתחותם בפיצוץ, ראו). במקרה זה, ויכול להיווצר (ראה). כוכבים בעלי מסה בתהליך האבולוציה הופכים, ככל הנראה, ל. אין הערכות לגבי משך קיומם של כוכבים בשלבים אלו.

לפיכך, ניתן לקבוע מגבלות על גילו של כוכב במסה נתונה שנמצא בשלב כזה או אחר של התפתחות, אך אם הוא בתחילת שלב זה או שכבר כמעט עבר, קשה הרבה יותר לקבוע. . ניתן לקבל אומדן ישיר של גילו של כוכב על ידי השוואת אחוז המימן וההליום בליבתו (שנמצא על ידי חישוב המבנה הפנימי של הכוכב) לבין המעטפת (נמצאת על ידי הספקטרום של הכוכב). בתנאי שהחוץ לא מעורבב. ופנימי שכבות, אך שינויים בהרכב הכוכב במרכז, הנגרמים על ידי תהליכים תרמו-גרעיניים, יכולים לקבוע את גילו. למרבה הצער, היחס בין הליום למימן וכוכבים מוערך באופן גס מאוד, ורק עבור כוכבים הספקטרום. מחלקות O ו-B, שבספקטרום שלהן נצפים קווי הליום חזקים. עבור השמש, אומדן זה משוער מאוד - 5 מיליארד שנים מתחילת שלב שריפת המימן. זה עולה בקנה אחד עם הערכות של גילה של מערכת השמש, אבל ייתכן גם שהשמש מבוגרת ממנה ב-1-2 מיליארד שנים. אם גילה של השמש הוא 5 מיליארד שנים, אזי, לפי הנוסחה (2), היא תישאר ברצף הראשי עוד כ. 5 מיליארד שנים. אם לאחר מכן הוא יעבור את שלב הענק האדום או יהפוך מיד לגמד לבן עדיין לא ברור, אם כי הראשון סביר יותר. בצבירי הכוכבים העתיקים ביותר הידועים, כוכבים בעלי מסת שמש או מעט פחות עדיין תופסים את הרצף הראשי, והתפתחותם הנוספת עדיין אינה ידועה בשלמות מספקת.

אם לשפוט לפי הכימיה. הרכב, השמש לא מופיעה. בגיל זהה לגלקסיה, היא צעירה יותר, למרות שהיא אחד הכוכבים הגלקטיים העתיקים ביותר. דִיסק.

עידן צבירי הכוכבים והאסוציאציות, שבו הופיעו כוכבים כמעט בו-זמנית, מוערך בצורה מהימנה הרבה יותר מגילם של כוכבים בודדים. הכוכבים המאסיביים ביותר בצברים פתוחים מתקדמים במהירות בהתפתחותם, עוזבים את הרצף הראשי והופכים לענקים אדומים או (המאסיביים ביותר) לענקי-על. בתרשים הרצספרונג-ראסל של צביר כזה (איור 1), קל להבחין באותם כוכבים שמסיימים את שהותם ברצף הראשי ומתכוננים לעזוב אותו. F-la (2) נותן אומדן של גיל הכוכבים הללו, ולכן, של הצביר כולו. הצבירים הפתוחים הצעירים ביותר מוערכים כבני מיליון שנה, העתיקים ביותר הם בני 4.5-8 מיליארד שנים (עם הנחות שונות לגבי כמות המימן המומרת להליום).

הגיל מוערך בצורה דומה, למרות שלדיאגרמות הרצספרונג-ראסל עבור צבירים כדוריים יש הבדלים. קונכיות הכוכבים בצבירים אלה מכילות פחות יסודות כימיים באופן משמעותי יותר מהליום, שכן הצבירים מורכבים מהכוכבים העתיקים ביותר בגלקסיה (הם כמעט ולא כללו יסודות כבדים שסונתזו בכוכבים אחרים; כל היסודות הכבדים שהיו שם סונתזו בעצמם. ). ההערכות של גילם של צבירים כדוריים נעים בין 9 ל-15 מיליארד שנים (עם טעות של 2-3 מיליארד שנים).

גילה של הגלקסיה מוערך בהתאם לתיאוריית האבולוציה שלה. במהלך מיליארד השנים הראשונות, ענן הגז הראשוני (פרוטוגלקסיה) התפרק ככל הנראה לגושים נפרדים, מה שהוליד צבירים כדוריים וכוכבים כדוריים. תת-מערכות של הגלקסיה. במהלך האבולוציה, כוכבים מתפוצצים מהדור הראשון פלטו לחלל גז מעורב בכימיקלים כבדים. אלמנטים. הגז התרכז לכיוון הגלקטיקה. מטוס, וממנו נוצרו כוכבי הדור הבא, המרכיבים מערכת (אוכלוסיה) דחוסה יותר כלפי המטוס. בדרך כלל יש כמה. אוכלוסיות המאופיינות בהבדלים במאפיינים של הכוכבים הכלולים בהם, בתכולת היסודות הכבדים באטמוספרות שלהם (כלומר, כל היסודות מלבד H ו-He), צורת הנפח התפוס בגלקסיה וגילאים שונים (טבלה).

הרכב וגיל של כמה סוגי אוכלוסיה של הגלקסיה

אוכלוסיות הגלקסיה	תכולת כימיקלים כבדים. אלמנטים, %	הגבלת גיל, מיליארד שנים
צבירים כדוריים, כוכבים תת ננסיים, קפאידים קצרי תקופה	0,1 - 0,5	12 - 15
משתנים ארוכי טווח, כוכבים בעלי מהירות גבוהה	1	10 - 12
כוכבי רצף ראשי מסוג שמש, ענקים אדומים, ערפיליות פלנטריות, נובות	2	5 - 7
כוכבים ממעמד ספקטרלי A	3 - 4	0,1-5
כוכבי Class O ו-B, ענקים	3 - 4	0,1

ניתן להעריך את גיל הגלקסיה גם מהזמן הנדרש להיווצרות הכמות הנצפית של היסודות הכבדים בו. הסינתזה שלהם נעצרה כנראה באזורנו בגלקסיה עם היווצרות מערכת השמש (כלומר לפני 4.6 מיליארד שנים). אם הסינתזה התרחשה פתאום, תוך זמן קצר יחסית, אז להיווצרות המודרני. יחס איזוטופים של יסודות כבדים, זה היה צריך להתרחש 4-6 מיליארד שנים לפני הופעתה של מערכת השמש, כלומר לפני 9 - 11 מיליארד שנים. מתייחס. משך הזמן הקצר של הסינתזה האינטנסיבית מאושר על ידי הניתוח. הרכב היסודות הללו, ואסטרונומי. נתונים - היווצרות כוכבים בגלקסיה הייתה אינטנסיבית במיוחד בתקופה הראשונית. לפיכך, גיל הגלקסיה, שנקבע על ידי סינתזה של יסודות, נע בין 9 ל-11 מיליארד שנים.

מנקודת מבט קוסמוגונית, נתונים על "גילם" של גרמי השמיים חשובים לא פחות מהנתונים האסטרונומיים במובן הנכון של המילה.

בעיית ה"גיל" עשויה להיראות שונה בתכלית מאלה שחשבנו עליהן זה עתה, שכן היא נוגעת לזמן, ועד כה נראה היה שאנו עוסקים רק במרחב. אבל במציאות ההבדל אינו גדול במיוחד. בפסקאות הקודמות ראינו כיצד הצליחו אסטרונומים להרחיב בהדרגה את החוקים שהתגלו על פני כדור הארץ לכל החלל שאליו מגיעות עינינו, חמושות בטלסקופים מושלמים. בעזרת חוקים אלה, מדענים יכולים להסביר בצורה מספקת למדי את התהליכים המתרחשים בכוכבים שונים ואפילו בערפיליות הספירליות הרחוקות ביותר.

נכון, אסטרונומים מתבוננים בגרמי שמים שמהם לוקח לאור אלפי ומיליוני שנים להגיע אלינו. כתוצאה מכך, התופעות הנחקרות בכוכבים אלו אינן מתרחשות כעת, אלא התרחשו בדיוק לפני שנים רבות כפי שנדרש כדי שקרן האור שמספרת לנו על כך תנוע מהגוף השמימי אלינו (בדיוק כמו מכתב, שנשלח, למשל, ממוסקבה, מביא לנו בפריז לא את החדשות האחרונות, אלא באיחור של מספר ימים). לפיכך, על תופעות שהתרחשו לפני אלפי ומיליוני שנים, אפשר ליישם בהצלחה את החוקים הקיימים כיום על הפלנטה שלנו ומידע לגביו נרכש על סמך ניסיון במשך מאתיים או שלוש בלבד. *

* (העובדה שאנו צופים בגרמי שמימיים כפי שהיו לפני אלפים ומיליוני שנים רבים (שכן האור מהם נודד אלינו אלפי ומיליוני שנים) אינה משחקת תפקיד מיוחד, כי התקופות האבולוציוניות של גרמי השמים הן, כמו כלל, ארוך מאוד ומוערך במאות מיליוני ומיליארדי שנים. (הערת העורך))

מדענים, המבקשים לחשב את גילם של גרמי השמיים, יוצאים מהעובדות הנצפות בזמן הנוכחי, ומנסים להסביר עובדות אלו על בסיס האבולוציה כביכול של העולם, בהתאם לחוקי הטבע הידועים להם. אין ספק שהיישום של שיטה כזו לא יכול להתקדם ללא כמה קשיים, במיוחד מאחר שפרקי הזמן הנידונים כאן ארוכים אלפי מונים. הידע שלנו על חוקי הטבע הוא ותמיד יהיה רק ​​קירוב למציאות, ושום דבר לא אומר שאפשר ליישם את כל החוקים שתקפים היום בלי שום שינויים בתקופות של מיליארדי שנים הרחוקות משלנו. עם זאת, עובדה יוצאת דופן היא שמדענים שונים, תוך שימוש בשיטות שונות לחלוטין, הגיעו לתוצאות עקביות לגבי גיל כדור הארץ. באשר לגיל הכוכבים, עדיין לא הושגה אותה בהירות בנושא זה, אך בכל זאת התקבלו תוצאות חשובות מאוד.

עידן כדור הארץ

השיטות הראשונות ששימשו לקביעת גיל כדור הארץ היו "גיאולוגיות". הגיאולוגיה היא זו שהראתה לראשונה שלקרום כדור הארץ לא היה אותו מראה לאורך כל המאות, אלא הוא משתנה ללא הרף ועובר אסונות ענקיים - התרוממות רוח ושקיעה.

הבעיה הייתה לקבוע כמה זמן לקח ליצור את קרום כדור הארץ (כפי שהוא היום). הזמן הזה נקרא "עידן כדור הארץ".

השיטות הראשונות לחישוב גיל כדור הארץ התבססו על חוקי הגיאולוגיה. למשל, הבחינו שהמלח המצוי במי הים נישא לים על ידי נהרות, הממיסים מלחים טחונים לאורך דרכם. בידיעה, מצד אחד, את כמות המלח הנישאת בנהרות השונים, ואת התנודות של כמות זו בתקופות גיאולוגיות, ומצד שני, את כמות המלח הכוללת כיום באוקיינוסים, ניתן להשיג בקלות מושג על הזמן הנדרש להצטברות של מלחים בכמות זו באוקיינוסים.

כמו כן, ניתן היה לקבוע את עובין של שכבות האדמה השונות שהושקעו בהדרגה כתוצאה ממשקעי נחל בקרקעית הימים לשעבר. במקביל, מחקרים נוספים אפשרו לחשב את קצב הצמיחה של פיקדונות אלו. החלוקה הפשוטה נתנה אז את מספר השנים הנדרשות להיווצרותם.

שיטות גיאולוגיות שונות אלו הובילו למסקנה כי יש למדוד את גיל כדור הארץ לפחות במאות מיליוני שנים.

מאוחר יותר, החלו להשתמש בשיטות המבוססות על חקר התפרקות יסודות רדיואקטיביים, שהיא סדירה ביותר, לקביעת גיל כדור הארץ. לדוגמה, כתוצאה מהתפרקות רדיואקטיבית, האורניום הופך בהדרגה לעופרת, ותהליך זה משחרר מעט הליום (הגז המשמש למילוי ספינות אוויר). לפי הקשר בין כמויות האורניום והעופרת המצויים בסלעים מסוימים, ניתן לקבוע את גילם של סלעים אלו. בשיטות כאלה נאמד לא רק את גיל כדור הארץ, אלא גם את משך היווצרותן של שכבות בודדות של קרום כדור הארץ.

בניתוח מכלול התוצאות שהושגו בשיטה זו, קבע המדען האנגלי הולמס שהגיל הסביר ביותר של קרום כדור הארץ הוא 3 מיליארד 300 מיליון שנים. מובן מאליו שלא צריך להיות באשליות לגבי דיוק המספר הזה; בכל מקרה, טעות של כמה מאות מיליוני שנים היא די מקובלת. ניתן רק לקבוע כי כל ההערכות הראויות לתשומת לב שהתקבלו בזמן הנוכחי הן בין 3 ל-5 מיליארד שנים.

הבה נוסיף שהתוצאות הללו מספקות לחלוטין את הביולוגים. ואכן, לפי האחרונים, האבולוציה של החומר החי נמשכה כ-500 מיליון שנה.

עידן הכוכבים

א) טווחי זמן ארוכים וקצרים.הבעיה של קביעת גיל הכוכבים יצרה ויכוח סוער הרבה יותר. בקשר לבעיה זו התנגשו תומכי סולם הזמן הארוך (המעריכים את משך האבולוציה של גרמי השמיים בטריליוני שנים) ותומכי הסולם הקצר (שנספרים במיליארדי שנים) זה בזה.

למרות העובדה שתומכי הסקאלה הקצרה השיגו יתרון מסוים (למשל, בהערכת הגילאים של הכוכבים הבהירים ביותר בגלקסיה), ניצחונם אינו יכול להיחשב שלם, ולכן יש צורך להדגיש חלק מהפרטים של קונפליקט זה, והזכיר תחילה את השיטות המשמשות להערכת פרקי הזמן הנדרשים. שיטות אלה הן משני סוגים: יש האומדים את זמן השינויים הפיזיים הפנימיים המובילים לשינויים בכוכבים, ומנסים לקבוע את "חיי" הכוכבים; אחרים הציבו לעצמם את המשימה לחשב את הזמן שנדרש למערכות כוכבים (צבירי כוכבים, כוכבים כפולים) לבסס את המאפיינים של מצבם הנוכחי כתוצאה מהמשיכה ההדדית של כוכבים.

ב) מקורות של אנרגיית קרינה מכוכבים. התיאוריה של בת'ה.כאשר הם מדברים על "חיים" של כוכב, הם מתכוונים למשך מצב כזה של הכוכב, שבמהלכו הוא מזהה את נוכחותו עקב אור וקרינה תרמית. כתוצאה מכך, בעיית תוחלת החיים האפשרית של כוכב קשורה קשר הדוק לבעיית מקורות האנרגיה שהוא פולט. האנרגיה הזו גדולה ביותר. לדוגמה, כל סנטימטר מרובע משטח השמש פולט ברציפות מספיק אנרגיה כדי להפעיל מנוע בעל שמונה כוחות סוס.

בהתחלה הם רצו להסביר את שחרור אנרגיית השמש על ידי בעירה רגילה, אחר כך על ידי דחיסה הדרגתית של השמש בהשפעת כוחות הכבידה. אך השערות אלו הביאו לכך שגיל השמש היה קטן מדי: בהתאם להשערה הראשונה, הוא נאמד באלפי שנים, בהתאם לשנייה, במיליוני שנים.

התיאוריה המקובלת כיום על כל המדענים מבוססת על אחת התוצאות הבסיסיות של תורת היחסות, שהתגלתה ב-1905 בו זמנית על ידי איינשטיין ולנגווין: "מסה של גוף במנוחה היא לא יותר מאשר מדד לאנרגיה הפנימית של זה. גוּף." במילים אחרות, חומר (חומר במצב גופי) יכול "להיעלם" באופן חלקי או אפילו לחלוטין (כלומר להיכנס לצורת קיום אחרת - לקרינה), ותופעה זו מלווה בשחרור אנרגיה.

השערה זו הוצעה לראשונה על ידי הפיזיקאי הצרפתי ז'אן פרין ב-1919, שחשב על שחרור משמעותי של אנרגיה בתהליך המרת מימן להליום. הוא נאסף והביא לתוצאות הקיצוניות ביותר שלו ("הרס מוחלט" של החומר כתוצאה מהפיכתו לאנרגיה) על ידי מדענים שונים, בפרט, האסטרונום האנגלי ג'ינס. *

* (למעשה, מה שקורה הוא לא "הרס" של החומר, לא הפיכתו לאנרגיה, אלא הפיכת צורה אחת של חומר - חומר - לקרינה אחרת. (הערת העורך))

האנרגיה המשתחררת בתהליכים כאלה היא עצומה. עם הפיכתו המוחלטת של פחם לקרינה, ניתן להשיג פי שלושה מיליארד יותר אנרגיה מאשר בזמן הבעירה הרגילה שלו, וג'ינס אמר בצדק שדי פיסת פחם קטנה בגודל אפונה כדי לנסוע בספינת הקיטור הגדולה מאירופה. לאמריקה ובחזרה.

נשים לב, לשם השוואה, שההתפרקות של האורניום, המתרחשת בפצצת אטום קונבנציונלית ואשר מתאימה רק להמרה חלקית של החומר לקרינה, משחררת פי שניים וחצי מיליון יותר אנרגיה מאשר בעירה באותה כמות. של פחם. באשר להמרה של מימן להליום, המתרחשת בפצצת מימן, הדבר משחרר פי 10 מיליון יותר אנרגיה מאשר בעירה של אותה כמות פחם.

סוגים מסוימים של טרנספורמציה של חומר (חומר בצורת גופי) לקרינה, שעד לאחרונה מעולם לא צפינו בכדור הארץ, מתרחשים בתוך כוכבים, שבהם שולטות טמפרטורות בסדר גודל של מיליוני מעלות.

בהנחה שהכוכב עובר טרנספורמציה של כל כמות החומר ממנו הוא מורכב, ניתן לחשב שהאנרגיה המשתחררת בתהליך זה יכולה לתמוך בקרינה שלו, כלומר, לכוכב יש ממה "לחיות" במשך טריליוני שנים. לדוגמה, השמש, תחת הנחה זו, יכולה לחיות עוד 10 טריליון שנים, ואם היא "נולדה" כענק אדום בגודל נורמלי, אז ה"לידה" הזו התרחשה לפני כשמונה טריליון שנים.

תומכי סולם זמן ארוך, כמו ג'ינס, תמכו בהשערה של ריקבון מוחלט של החומר, מה שמוביל לפרקי זמן המשתלבים בהשערות הקוסמוגוניות שלהם. יחד עם זאת, תומכי הסקאלה הקצרה, אשר על סמך שיקולים שונים סברו כי פרקי זמן אלו ארוכים מדי, דבקו בנקודת המבט של ז'אן פרין.

נראה היה כי פתרון הסוגיה השנויה במחלוקת זו יהיה קשה, אך זמן קצר לפני מלחמת 1939, התקדמות בכימיה האטומית, במיוחד התגליות של פרדריק ואיירין ג'וליוט-קירי, שפכו מעט אור על הבעיה. יצירתו של ציקלוטרון, שבאמצעותו ניתן היה לחשוף חומר לשדות חשמליים ומגנטיים משמעותיים, אפשרה לממש חלקית במעבדות תנאים דומים לאלה הקיימים בתוך כוכבים. ואכן, במכשירים אלו ניתן היה להאיץ חלקיקים טעונים למהירויות כאלה שהם רכשו אנרגיה דומה לזו שיש להם (בממוצע) כשהם ממוקמים במרכז כוכב כמו השמש בטמפרטורה של מיליוני מעלות.

הודות לכלי החזק ביותר הזה, מדענים הצליחו ליצור תיאוריה של טרנספורמציות של חומר בתוך כוכבים; הוא פותח על ידי האסטרופיזיקאי האמריקאי Bethe.

גורם חיוני של טרנספורמציות אלה הוא מימן. התוצאה הסופית של מכלול התגובות הגרעיניות הללו היא הפיכתם של ארבעה גרעיני מימן לגרעין הליום אחד. *

* (אטומים של יסודות כימיים שונים מורכבים מגרעין מרכזי בעל מטען חשמלי חיובי ומספר מסוים של אלקטרונים, טעונים שלילי, וסך המטען של אלקטרונים באטום רגיל (ניטרלי מבחינה חשמלית) שווה מספרית למטען הגרעין. כמות המטען החיובי על הגרעין קובעת את מה שנקרא המספר האטומי של יסוד כימי. אם נסדר את היסודות הכימיים בסדר הולך וגדל של מספרם האטומי, אז נקבל את הסיווג הידוע של היסודות לפי משקלם האטומי (המערכת המחזורית של מנדלייב). נוסיף גם שלגרעיני האטומים עצמם יש מבנה מורכב, שונה ליסודות שונים, שהתופעות בתוך האטומים מצייתות לחוקים מאוד ספציפיים, ושבניגוד לדעה שהייתה קיימת לפני זמן מה, אטומים במבנה שלהם אינם נמצאים ב הכל כמו מערכת שמש מיניאטורית.)

לגבי משך התהליכים הללו, הפיכת מימן להליום, המקבילה לאובדן של רק 1/14 מהמסה (הומרה לקרינה), לוקחת פרק זמן קצר בהרבה מזה המתקבל בהשערות המבוססות על ההנחה של ההמרה המלאה של החומר לקרינה. לפי נקודת המבט החדשה, הכוכבים שאנו צופים החלו לפלוט אור רק לפני כמה מיליארדי שנים.

כמה כוכבים - ענקים לבנים וכחולים, שהמסה שלהם מגיעה לעשרים מסות שמש - קורנים בצורה כה אינטנסיבית שהם לא יכולים להתקיים במצב זה יותר מכמה עשרות מיליוני שנים, כך שהם כנראה עדיין לא עברו "נתיב חיים" ארוך מאוד.

כעת עלינו להראות כיצד ניתן לפרש את דיאגרמת ראסל באמצעות התיאוריה של בת'ה. לסוגיה זו נחזור מעט מאוחר יותר, כאשר נציג את התיאוריות הקוסמוגוניות האחרונות. עם זאת, הבה נציין כעת שאם התגובות הגרעיניות המוצעות על ידי בת' מאפשרות להסביר היטב את העובדות שנצפו לגבי כוכבי הרצף הראשי, אז ביחס לענקים מתברר שיש צורך להניח את קיומן של טרנספורמציות גרעיניות אחרות, שהם רחוקים מלהיות מבוססים לגמרי. באשר לגמדים לבנים, רק בשנת 1946 הצליח האסטרונום הצרפתי שצמן להבהיר את הבנתנו את התהליכים המתרחשים בתוך הכוכבים הללו.

עידן הגלקסיה

בין השיטות השונות להערכת גיל הכוכבים המרכיבים את הגלקסיה שלנו, נעשה שימוש גם בשיטות סטטיסטיות. במקרה זה, נלקחה בחשבון ההשפעה על כוכבים כפולים של משיכה של כוכבים שכנים, המופקת בממוצע על פני פרקי זמן ארוכים מאוד. ניתן, למשל, לדעת את המרחק הנוכחי בין כוכבי זוג, להעריך בקירוב את פרק הזמן שחלף מאז היווצרות כוכבי הזוג, אם כמובן נניח ששני הכוכבים של הצמד. לזוג יש מקור משותף (כפי שמאמינים כיום) ואם אנחנו יודעים את הערכים הממוצעים של מרחקים של מסות ומהירויות של כוכבים שכנים. אפשר גם להעריך את הזמן הדרוש לכמה צבירים כדוריים, בעלי צפיפות נמוכה, להתפוגג עקב משיכתם של כוכבים חולפים.

החישובים האלה עדינים למדי וקל לעשות טעויות. לדוגמה, ג'ינס, שחקר כמה זוגות כוכבים, הגיע למסקנה שגילם של זוגות אלה צריך להיות כמה טריליוני שנים. בכך מצא אישור לדעותיו בקנה מידה ארוך. עם זאת, במציאות, כפי ש-V.A. Ambartsumyan הוכיח כמה שנים מאוחר יותר, גילם של הזוגות הללו אינו עולה על כמה מיליארדי שנים.

בדרך כלל, החישובים העדכניים ביותר הן עבור כוכבים בינארים והן עבור צבירים כדוריים מביאים להערכות של מיליארדי שנים. אבל אי אפשר בהחלט להסיק מכך שזה בדיוק מה שהגיל האמיתי של הגלקסיה שלנו צריך להיות. מסקנה זו תהיה תקפה רק אם כל זוגות הכוכבים, כל הצבירים הכדוריים שאנו מכירים, נוצרו בו-זמנית עם הגלקסיה שלנו. עבודתו האחרונה של אמברטסומיאן, להיפך, הראתה שכוכבים חדשים נוצרים ללא הרף בשביל החלב. לכן, שום דבר לא מונע מאיתנו להניח שיחד עם הכוכבים הכפולים והצבירים הכדוריים שאנו מכירים כיום, היו קיימים גם זוגות אחרים וצבירים כדוריים אחרים שהתפוגגו כעת לחלוטין והפכו לכוכבים בודדים. כתוצאה מכך, אנחנו יכולים רק לומר שהגיל האמיתי של שביל החלב הוא לא פחות מכמה מיליארדי שנים.

שיקולים ראשוניים לגבי התפתחות הגלקסיות

האם אפשר ללכת רחוק יותר ולנסות להעריך את זמן התפתחותה המלאה של גלקסיה באותו אופן שבו קבענו את משך כל "חייו" של כוכב? כמובן, בעיה זו מורכבת הרבה יותר. עם זאת, כאשר משווים סוגים ידועים שונים של גלקסיות, עדיין ניתן להשיג כמה נתונים מעניינים (איור 7). ואכן, השוואה פשוטה של ​​צורות הגלקסיות גורמת לנו לחשוד שאנו עוסקים כאן בשלבים שונים של אבולוציה. נכון, כעת נשאלת השאלה לאיזה כיוון הולכת האבולוציה הזו: מערפיליות כדוריות לערפיליות ספירליות או להיפך.

אורז. אבולוציה של ערפילית ספירלית לפי האבל. (הצופה נמצא במישור המשווני.) האזורים הכהים יותר באיורים IV ו-V תואמים לאזורים שבהם יש חומר אפל.

בתחילה, ההשערה הראשונה שהעלה האבל התקבלה, והיא תואמת, באופן גס, להתפתחות של מסה נוזלית המסתובבת במהירות (שיטוח ולאחר מכן פליטת חומר בכיוון משיק). אבל תצפיות הראו שמצד אחד, לערפיליות אליפטיות יש ממדים באותו סדר כמו לערפיליות ספירליות, ומצד שני (עבודתו של באדה ב-1943), הן "מאוכלסות יתר על המידה" בכוכבים, אך הן חסרות כל עקבות של חומר מפוזר. לכן, רוב המדענים נוטים להאמין שגלקסיות מתפתחות בכיוון ההפוך, כלומר, התפתחותן מתחילה בגלקסיה בעלת צורה לא סדירה ומסתיימת בצביר כדורי ענק. בתכנית זו, צורת הספירלה של הגלקסיה היא רק שלב ביניים, די קרוב לתחילת הנתיב האבולוציוני, ולכן, בניגוד למה שחשבו קודם לכן, הגלקסיה שלנו צריכה להיות יחסית "צעירה".

אורז. מבט על ערפילית ספירלית עם זרועות מעוצבות. (הצופה ממוקם על ציר הסיבוב של הערפילית)

באשר להערכות של אורך החיים הכולל של גלקסיה אחת, הן עדיין מאוד לא אמינות, אבל לא נמוכות מעשרות מיליארדי שנים. לבסוף, התפלגות הגלקסיות בצבירים מעידה, לפי כמה אסטרונומים (למשל, Zwicky), שגילם של צבירי הגלקסיות הוא עשרות טריליוני שנים.

לפיכך, בניגוד למסקנות המוקדמות של חלק מהתומכים בסולם הקצר, עולה בבירור הרעיון הבא: באסטרונומיה אין קנה מידה אחד, אלא יש סולמות רבים. * גילם של כוכבי הלכת של מערכת השמש שונה מתוחלת החיים של רוב הכוכבים בשביל החלב, ואת האחרון, ככל הנראה, לא ניתן להעריך באותו ערך כמו גילם של צבירי גלקסיות גדולים.

* (דפוס דומה נצפה במיקרוקוסמוס. משך ה"חיים" שונה עבור סוגים שונים של חלקיקים "אלמנטריים": עבור חלק (למשל, אלקטרון) הוא כמעט אינסופי, עבור אחרים (מו-מזונים) זה רק 10-14 שניות. עם זאת, כפי שהנתונים העדכניים ביותר מראים, עבור גרמי שמיים שונים ההבדל ב"זמני חיים" הוא ככל הנראה קטן בהרבה. (הערת העורך))