1 E19 s 以上
（1 E22 sから転送 ）
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1 E-3 s |
| 1.00×1019 s | 3.2×1011 |
10 エクサ |
| 1.84×1019 s | 5.8×1011 |
1 |
| 1.04×1020 s | 3.3×1012 |
ヒンドゥー |
| 1.00×1021 s | 3.2×1013 |
1 ゼタ |
| 2.43×1023 s | 7.7×1015 |
カドミウム-113の |
| 1.00×1024 s | 3.2×1016 |
1 ヨタ |
| 4.42×1024 s | 1.4×1017 |
バナジウム-50の |
| 5.68×1024 s | 1.8×1017 |
クロム-50の |
| 1.89×1026 s | 6×1018 |
カルシウム-48の |
| 6.00×1026 s | (1.9 ± 0.2)×1019 |
ビスマス-209の |
| 1.00×1027 s | 3.2×1019 |
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| 9.78×1029 s | 3.1×1022 |
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ただし、
- 1014
年 軽 い恒星 が冷却 するまでの時間 。恒星 は質量 が軽 い星 ほど寿命 が長 い。最 も軽 い恒星 の質量 は太陽 質量 の約 0.08倍 で、このような星 は赤色 矮星と呼 ばれる。この質量 の赤色 矮星の寿命 は約 14兆 年 （1.4 × 1013年 ）と推定 されている。核 融合 の燃料 となる水素 を使 い尽 くした赤色 矮星は白色 矮星となり、熱 放射 を出 しながら背景 の宇宙 と熱 平衡 に達 するまで冷却 していく。また、現在 の宇宙 の銀河 で起 こっている星 形成 は、星 の材料 となるガス雲 が次第 に減 るために1013 - 1014年 後 には起 こらなくなると考 えられている。よって最後 のガス雲 から生 まれた最 も軽量 の赤色 矮星は約 2 × 1014年 後 には冷 え切 ってしまうと考 えられる。- 1015
年 惑星 が公転 軌道 から外 れるまでの時間 。2つの恒星 が互 いに近接 遭遇 を起 こすと、恒星 が従 えていた惑星 系 の惑星 は軌道 を乱 され、母 星 から飛 び出 す可能 性 がある。このような現象 が起 こる時間 スケールがこの程度 の時間 である。母 星 に近 い軌道 を回 る惑星 ほど、このような近接 遭遇 で飛 び出 す確 率 は小 さい。- 1019
年 恒星 が銀河 から飛 び出 すまでの時間 。2つの恒星 が十分 に近 い距離 まで近 づく近接 遭遇 を起 こすと、星 同士 の間 で軌道 運動 のエネルギーが交換 され、より質量 の小 さい星 の方 がエネルギーを得 る傾向 がある。このような遭遇 を繰 り返 すことで、低質 量 の星 が銀河 の重力 場 を飛 び出 せるほどのエネルギーを得 ることがある。- 1020
年 重力 波 の放射 により、星 の軌道 が壊 れるまでの時間 。加速度 運動 を行 う荷電 粒子 が電磁波 を放射 するのと同様 に、加速度 運動 する物体 は重力 波 を放射 してエネルギーを失 うことが知 られている。しかし通常 の恒星 の運動 程度 の加速度 で放射 される重力 波 は非常 に弱 いものである。よってこの過程 で恒星 の軌道 が完全 に壊 れるにはこの程度 の時間 が必要 となる。- 1030
年 銀河 を構成 する全 ての星 が銀河 中心 の大 質量 ブラックホールに呑 み込 まれるまでの時間 。銀河 中心 に存在 する大 質量 ブラックホールの質量 消費 率 は約 10-4 - 10-3太陽 質量 ／年 の程度 と見積 もられている。よってこの割合 で典型 的 な銀河 の質量 （1011太陽 質量 ）を呑 み込 むまでの大 まかな時間 スケールはこの程度 になる。- 1036
年 陽子 が崩壊 するまでの時間 （大 統一 理論 が正 しい場合 ）。- 1067
年 - 1
太陽 質量 のブラックホールがホーキング輻射 によって蒸発 するまでの時間 - 10100
年 - 1011
太陽 質量 、すなわち銀河 の質量 とほぼ等 しい超 大 質量 ブラックホールがホーキング輻射 によって蒸発 するまでの時間 。ブラックホールがホーキング輻射 で蒸発 するまでの時間 はブラックホールの質量 の3乗 に比例 する。 - 101500
年 全 ての物質 が鉄 に壊変するまでの時間 （陽子 が崩壊 しない場合 ）。鉄 の星 も参照 。