Część I: Gwiazdy

Kiedy w bezchmurną noc wyjedziemy gdzieś za miasto, z dala od sztucznego światła lamp ulicznych i spojrzymy w niebo- naszym oczą ukażą się setki, a przy odrobinie szczęścia tysiące jaśniejszych i ciemniejszych, bliższych i odleglejszych obiektów, pośród których znaczną większość stanowią gwiazdy. Gwiazdy podobne do naszego Słońca, lecz o wiele odleglejsze. I pomyśleć, że to tylko niewielki ułamek wszystkich gwiazd, które zawiera nasza galaktyka! Idąc dalej można powiedzieć, że przecież Droga Mleczna nie jest osamotniona. Ile więc jest galaktyk we Wszechświecie? Tysiące? Miliony? Miliardy? Czy może jeszcze więcej? A co z tymi, których nie zdołaliśmy dostrzec? W każdej z tych galaktyk jest mniej więcej tyle gwiazd, ile w naszej Drodze Mlecznej. Na wszystkich plażach świata razem wziętych nie ma nawet tylu ziarenek piasku! Trudno więc wyobrazić sobie ogrom Wszechświata przy takich wielkościach. Ale wróćmy na razie do początku- do okolic naszego Układu Słonecznego.

Na początku powinniśmy zadać sobie pytanie, czym tak naprawdę są typowe gwiazdy? Otóż są to ogromne kule gazu, w którego skład wchodzi głównie wodór, na których panuje ogromna temperatura- nawet kilkadziesiąt tysięcy stopni. Ale to tylko temperatura powierzchni, która wydaje się być śmiesznie mała w porównaniu z tą, która panuje w ich wnętrzu. W centrum takiej gwiazdy jest o wiele, wiele goręcej- dochodzi tam do kilkunastu milionów stopni! W tak wysokiej temperaturze atomy wodoru są w stanie się łączyć i tworzyć hel. To właśnie ta reakcja, która trwa w gwiazdach od początku ich istnienia, zasila ten kosmiczny piec. Oprócz tego gwiazdy emitują światło. Fotony w nim zawarte , poruszają się z ogromną prędkością- żeby doleciały ze Słońca do Ziemi potrzebują ok. 8,5 minuty. Odległość z Ziemi do Księżyca pokonują w mniej więcej 1 sekundę, a co za tym idzie- widzimy księżyc takim, jakim był sekundę temu. W ciągu sekundy światło jest w stanie pokonać odległość równą 7,5 obwodom równikowym Ziemi.

Najbliższą gwiazdą znajdującą się poza Układem Słonecznym jest oddalona o około 4 lata świetlne Proxima Centauri- czerwony karzeł należący do układu trzech gwiazd krążących wokół siebie. Układ ten nazywa się Alfa Centauri, i jest widoczny na niebie jako pojedynczy punkt, ze względu na dużą odległość w jakiej się znajduje. Obserwując ten układ widzimy jakim był 4 lata temu, właśnie z powodu ograniczonej prędkości światła. Nawiasem mówiąc, jest to trzecia gwiazda co do jasności widoczna na nocnym niebie. Najjaśniejszą jest Syriusz, który również nie jest pojedynczą gwiazdą- to układ składający się z gwiazdy ciągu głównego (znacznie jaśniejszej od naszego Słońca) i białego karła. Jest on z kolei oddalony o mniej więcej 8 lat świetlnych, czyli 2x dalej niż Alfa Centauri. Im odleglejsze obiekty, tym wcześniejszy ich obraz obserwujemy. Wszechświat ma około 13,7 mld lat, więc naturalnie najdalszym obiektem który możemy dostrzec są galaktyki oddalone o tyle właśnie lat świetlnych. Jednak to nie jest koniec- dalej za nimi znajdują się jeszcze kolejne i kolejne skupiska gwiazd- światło z takiego obiektu oddalonego np. o 20 mld lat świetlnych nie miało dość czasu żeby do nas dolecieć. Co z tego wynika? Wielkość wszechświata obserwowalnego jest o wiele mniejsza niż jego aktualny rozmiar.

Warto zadać sobie pytanie w jaki sposób można określić dystans dzielący je od Ziemi? Otóż nie jest to wcale takie trudne (w samym założeniu)- przy bliższych gwiazdach pomaga nam w tym efekt paralaksy (zjawisko to jest widoczne, gdy np. jedziemy samochodem, to drzewa rosnące przy drodze zdają się poruszać szybciej na tle odleglejszych obiektów np. gór czy domów). Dzięki niemu można obliczyć o ile dana gwiazda przemieściła się na tle odleglejszych i wyznaczyć odległość dzielącą nas od niej. Jedno zdjęcie danego fragmentu nieba robimy np. w styczniu, a kolejne w lipcu, kiedy to Ziemia znajdzie się po drugiej stronie orbity wokołosłonecznej. Odległość między „miejscami” obserwacji będzie na tyle duża, że możliwe będzie zaobserwowanie paralaksy bliższych gwiazd. Innym sposobem jest obserwacja jednego z rodzajów gwiazd zmiennych (gwiazdy zmienne to takie, które zmieniają swoją jasność w jakimś okresie czasu) zwanego Cefeidami. Otóż w Cefeidach istnieje bardzo ważna zależność ich średniej jasności absolutnej (jest to jasność, jaką miałaby gwiazda w odległości ok. 30 lat świetlnych od ziemi) od okresu ich zmienności, który wacha się od 1-50 dni. Uwzględniając ich jasność widzialną (inną niż jasność absolutna) i okres zmiany jasności można wyliczyć w jakiej odległości się znajdują. Jest to na tyle pomocne, że pozwala określić jak daleko znajdują się galaktyki w których jest taka gwiazda.

00031938.jpgNatomiast w celu ustalenia składu chemicznego odległych gwiazd wykorzystywana jest spektroskopia. Światło białe, które dolatuje do nas z odległych gwiazd, jest mieszaniną wszystkich kolorów. Rozszczepiwszy wiązkę takiego światła przy pomocy pryzmatu otrzymujemy całą gamę kolorów (każdy kolor załamuje się pod innym kątem, dzięki czemu powstaje tęcza). Pierwiastki chemiczne absorbują pewne wycinki tej tęczy. Każdy pierwiastek pochłania inny kolor, więc wiedząc jaki fragment spektrum jest pochłaniany przez jaki pierwiastek, można określić skład chemiczny gwiazdy.   (Spektrum)

Nasze słońce jest gwiazdą całkowicie przeciętną pod względem masy i jasności. W diagramie Hertzsprunga-Russella (H-R), który pokazuje zależności między siłą promieniowania danej gwiazdy a temperaturą na jej powierzchni, słońce leży niemal po środku. Gwiazdy biegnące po przekątnej tego wykresu nazywamy gwiazdami ciągu głównego. Są to najbardziej typowe stosunki temperatury do mocy. Największe uwzględnione w diagramie gwiazdy to czerwone nadolbrzymy, które „spuchły” z powodu swojego wieku- pod koniec życia gwiazdy robią się coraz większe, ale o tym potem. Jak widać więc, nasze Słońce nie wyróżnia się prawie pod żadnym względem- jest w kwiecie wieku. Pozostało mu mniej więcej tyle czasu ile już przeżyło, czyli około 5 mld lat. Zbliżając się do kresu swego istnienia też zacznie się rozszerzać by w końcu zyskać miano czerwonego olbrzyma. Co ciekawe- najgorętsze nie są wcale czerwone gwiazdy, lecz właśnie niebieskie. Gdy podgrzewamy metalowy pręt, to na początku robi się czerwony, później coraz jaśniejszy. Tak samo z gwiazdami- te najgorętsze emitują światło o wysokiej częstotliwości, tak więc mają one kolor niebieski. 00031939.png(Diagram Hertzsprunga-Russella)

Wspomniałem wcześniej, że gwiazdy są zbudowane w większości z wodoru oraz odrobiny helu i cięższych pierwiastków. Jak właściwie powstają gwiazdy? We wszechświecie znajdują się ogromne, rozległe skupiska materii między gwiezdnej- mgławice. Są to obłoki gazu, w których wodór przewarza nad innymi pierwiastkami. W pewnym momencie gazy w takim obłoku zaczynają się skupiać w większe grudki, one znów łączą się w jeszcze większe skupiska materii. Nie wiadomo dokładnie co początkuje owo łączenie (najczęściej podawaną przyczyną jest wybuch pobliskiej gwiazdy), jednak po pewnym czasie „grudka” jest na tyle duża, że zaczyna wytwarzać silniejsze pole grawitacyjne i przyciąga pobliskie gazy. Tak powstaje proto-gwiazda (gwiazda we wczesnym etapie ewolucji). Materia zaczyna krążyć wokół proto-gwiazdy, zderzać się ze sobą i w wyniku tych kolizji sama „ustawia się” w jednej płaszczyźnie (podobnie do pierścieni Saturna). Jest to tak zwany dysk akrecyjny i to właśnie na nim mogą wytworzyć się planety. Powstają mniej więcej tak samo jak gwiazda- grudki materii się zderzają, powstają coraz większe skałki, te dalej się zderzają, aż w końcu powstanie obiekt tak duży, że pod wpływem grawitacji przyjmuje kształt kuli. Jeżeli taka proto-planeta zbierze odpowiednią ilość materii (np. kilka razy większy Jowisz), to może powstać druga gwiazda i otrzymujemy układ wielokrotny.

Czasami się zdarza, że wiele gwiazd powstaje bardzo blisko siebie. Możemy wtedy mówić o gromadach otwartych, liczących do kilku tysięcy gwiazd. Nie są one na tyle mocno związane ze sobą siłą grawitacji, by utrzymać te stosunkowo niewielkie dzielące je odległości. Po jakimś czasie gwiazdy należące do takiej gromady oddalają się od siebie i zaczynają swoją własną, niezależną wędrówkę po galaktyce. Najbardziej chyba znanym przykładem takiej gromady są Plejady w gwiazdozbiorze Byka (często mylone z Małym Wozem).

. 00031940.jpg(Plejady)

Innym, znacznie różniącym się od gromad otwartych oraz o wiele bardziej intrygującym rodzajem zgrupowań gwiazd są globule (gromady kuliste). Pierwszą różnicą jaka rzuca się w oczy jest ich niesamowita liczebność- mogą się składać nawet z kilkunastu milionów gwiazd uwięzionych we wspólnym polu grawitacyjnym. Do dziś nie wiadomo jak powstają (najbardziej prawdopodobną teorią jest ich powstanie w wyniku kolizji galaktyk), niemniej jednak bardzo zaskakują swoimi właściwościami. W centrum takiej globuli odległości między gwiazdami wynoszą nie więcej jak kilka dni świetlnych. Tworzą je głównie gwiazdy ciągu głównego, które umierając (jako supernowa, bądź po prostu odrzucając zewnętrzne warstwy atmosfery) dają życie nowym gwiazdą. Również podczas zderzeń mogą „ładować” zasoby paliwa i tym samym przedłużać swoje żywoty. Co ciekawe- globule nie są całkowicie uzależnione od galaktyk w których się znajdują. Krążą zazwyczaj po obrzeżach, znacznie wolniej niż sąsiednie gwiazdy.

  00031941.jpg(M80)

Gdy życie gwiazdy dobiega końca zaczynają się dziać ciekawe rzeczy. Jak już wspomniałem, głównym paliwem gwiazd jest wodór. Normalnie gwiazdy utrzymują równowagę między zewnętrznymi warstwami przyciąganymi przez jądro a energią wytwarzaną przez reakcje w nim zachodzące- siła nacisku jest równoważona siłą rozpychającą. To dlatego gwiazdy nie zapadają się w czarne dziury ani nie wybuchają. Gdy jednak zaczyna brakować wodoru, w jądrze (gdzie właśnie zachodzi fuzja jądrowa) zaczyna brakować energii by rozpychać warstwy, które na nie napierają. Gwiazda zaczyna robić się coraz mniejsza, a co za tym idzie- wzrasta ciśnienie w jej wnętrzu. Po jakimś czasie, gdy pod wpływem ciśnienia temperatura odpowiednio wzrośnie, rozpoczyna się reakcja spalania helu. Daje ona o wiele więcej energii niż wcześniejsza fuzja jąder wodoru (rozpycha zewnętrzne warstwy gwiazdy próbując wydostać się na zewnątrz, przez co gwiazda staje się czerwonym olbrzymem), lecz jest też mniej wydajna- wymaga większego ciśnienia/temperatury. Pole powierzchni gwiazdy wzrasta, a jej jasność maleje. Helu jest o wiele mniej niż pierwotnego paliwa, więc również szybciej zaczyna go brakować. Ponieważ zewnętrzne warstwy bardzo oddalają się od jądra, pole grawitacyjne panujące w tej odległości nie jest w stanie ich utrzymać (są dodatkowo odpychane przez ciśnienie powstałe w wyniku fuzji helu). Zaczynają one oddalać się od gwiazdy jako obłoki gazu, tworząc mgławice planetarną. W końcu zostaje tylko jądro, które nie jest w stanie przeprowadzać dalszej fuzji pierwiastków, więc zapada się tak mocno, że dalszemu zapadaniu przeciwstawia się odpychanie protonów w pierwiastkach. I tak powstaje biały karzeł.

Biały karzeł jest pozostałością po gwieździe, która zakończyła swój żywot. Ma on wielkość porównywalną z rozmiarami Ziemi, lecz jest znacznie gęstszy, a co za tym idzie- ma większą masę. To właśnie ona powoduje, że wytwarza on ogromne pole grawitacyjne, i tylko ciśnienie materii budującej go uniemożliwia dalsze zapadanie się. Warto tutaj wspomnieć, że często głównym budulcem białego karła jest węgiel, który pod wpływem ogromnego ciśnienia przyjmuje strukturę krystaliczną i powstaje ogromny diament. Gdy takiemu białemu karłowi towarzyszu inna gwiazda (jak np. w układzie Syriusza), to może się zdarzyć tak, że będzie z niej „wysysał” materię. Gdy po długim okresie takiego zbieractwa jego masa przekroczy ok. 1,44 masy naszego Słońca (jest to granica Chandrasekhara), to ciśnienie materii w jego wnętrzu nie będzie w stanie przeciwstawić się już dalszemu zapadaniu- w efekcie zapada się w gwiazdę neutronową (o której później) uwalniając przy tym ogromne ilości energii. Powstaje w wyniku supernowa Typu I, która krótko mówiąc za każdym razem wybucha z taką samą siłą. Supernowe Typu I są jeszcze jednym ze sposobów określania odległości we wszechświecie- wiedząc z jaką jasnością wybucha można oszacować odległość gwiazdy od Ziemi.

No dobrze, ale wróćmy do mgławicy planetarnej. Jak to mgławica, jest zbudowana z gazu i pyłu wyrzuconego przez umierającą gwiazdę, a w jej środku tli się biały karzeł. To właśnie w mgławicach powstają nowe gwiazdy. Mgławice planetarne najczęściej przyjmują kształt przywodzący na myśl bańkę mydlaną- gdy patrzymy na środkową część to jest przezroczysta, ale przy brzegach warstwa jest już grubsza, przez co patrząc pod różnymi kątami zobaczymy zawsze podobny „pierścień”. Rozrastają się jednak z bardzo dużą prędkością i po pewnym rozrzedzają się na tyle, że przestają być widoczne. 00031942.jpg (Mgławica Helix)

00031943.jpgInnymi rodzajami mgławic są emisyjne i refleksyjne. Obie są pozostałościami po wybuchach supernowych, jednak to te pierwsze świecą „własnym” światłem. Drugie po prostu odbijają padające na nie promienie, dzięki czemu stają się widoczne. To one są żłobkiem dla nowo powstających gwiazd. Mgławica planetarna jest również zaliczana do emisyjnych, gdzie źródłem światła jest zjonizowany gaz pozostały po zewnętrznych warstwach gwiazd, albo, w przypadku pozostałości po supernowej, są nim nowo powstałe gwiazdy. Chociaż wyglądają na ciepłe i gęste, przestrzeń w mgławicy jest o wiele rzadsza od atmosfery ziemskiej, a temperatury sięgają ledwie kilkunastu stopni powyżej zera bezwzględnego.

  (Mgławica Carina)

Skoro wiemy już, że część mgławic powstaje w wyniku wybuchu supernowej, myślę, że warto trochę przybliżyć ten proces. Otóż, w dużych gwiazdach, tj. o masie kilkukrotnie większej od Słońca, wodór spala się o wiele szybciej. Są po prostu większe, w jądrze panują większe temperatury a i na stawienie oporu napierającym warstwom gwiazdy potrzeba więcej energii. Tak więc wodoru wystarcza na znacznie krócej niż w przypadku gwiazd takich jak Słońce- już po kilkunastu milionach lat zaczyna go brakować. Zaczyna się proces przykurczenia jądra, zwiększenia temperatury w jądrze, rozpoczęcia spalania helu i rozdęcia powierzchni. Gdy wodór się skończy, gwiazda ma wciąż na tyle dużą masę, że może się zapaść jeszcze bardziej, zwiększyć temperaturę jeszcze bardziej i spalać cięższe pierwiastki, aż do żelaza. Kiedy masa żelaznego jądra przekroczy 1,4 masy Słońca (wcześniej wspomniana granica Chandrasekhara), następuje gwałtowne zapadnięcie się jądra. Wyższe warstwy gwiazdy, tracąc punkt podparcia, zaczynają opadać ku powierzchni jądra i odbijają się od niego dodatkowo rozpędzane eksplozją energii powstałą w wyniku zapadnięcia się jądra. Zewnętrzne warstwy atmosfery osiągają prędkość dochodzącą do 20 tysięcy km/s i rozchodzą się we wszystkie strony tworząc mgławicę. Jest to supernowa Typu II, a dalsze losy jądra gwiazdy zależą od jego masy.

00031944.jpgJedną z możliwości jest powstanie gwiazdy neutronowej, czyli obiektu o ogromnej masie przy rozmiarach dużego miasta (dla porównania białe karły mają wielkość zbliżoną do Ziemi). Jak nazwa wskazuje, zbudowana jest z ciasno upakowanych neutronów. Jądro będzie zapadać się tak długo, dopóki neutrony nie zbliżą się do siebie na odległości takie jak nukleonów w pierwiastkach. Z powodu, iż gwiazdy neutronowe posiadają tak małą wielkość, ciśnienie w ich wnętrzu sprawia, że temperatura na ich powierzchni jest również odpowiednio wysoka. Kolejnym efektem silnego skompresowania materii jest uwydatnienie pola magnetycznego wokół gwiazdy- jest ono tak silne, że potrafi skierować ulatującą energię wzdłuż siebie tak, że wylatuje ona dwoma strumieniami przy przeciwnych biegunach. Następną z cech gwiazdy neutronowej jest bardzo duża prędkość obracania się wokół własnej osi, gdyż prawo zachowania siły rozpędu mówi, że każdy zapadający się bez utraty masy obiekt musi zwiększyć prędkość rotacji. Często jednak gwiazda taka nie obraca się wzdłuż linii łączącej jej bieguny magnetyczne, dzięki czemu strumienie energii zataczają koła w przestrzeni. Obserwator ma wrażenie, jakby pulsowały (podobnie gdy widzi się światło latarni morskiej, strumień światła świeci cały czas, jednak obserwator widzi tylko pojedyncze błyski), więc ochrzczono ten typ gwiazd neutronowych mianem pulsarów. Najszybszy Najszybsze pulsary mogą obracać się z prędkością kilkuset razy na sekundę.   

 (artystyczna wizja pulsara)

Inny obiekt, który może powstać z zapadającego się jądra wielkiej gwiazdy, to czarna dziura.  Gdy  materia tak zapada się coraz bardziej, atomy zostają rozerwane na najbardziej podstawowe cząsteczki, a jądro gwiazdy, mając coraz mniejszą średnicę zaczyna zapada się do takich rozmiarów, że prędkość potrzebna do opuszczenia jej przekracza prędkość światła. Powstaje więc granica, nazywana horyzontem zdarzeń, po przekroczeniu której nic nie może już powrócić, i która nie pozwala dostrzec co dzieje się wewnątrz czarnej dziury. Gdybyśmy opadali na czarną dziurę, to czulibyśmy większe przyciąganie z tej strony, która znajdowałaby się bliżej granicy horyzontu zdarzeń. Gdybyśmy np. spadali głową w dół, to na nogi oddziaływałaby nieco mniejsza siła grawitacji niż na nasze ramiona i wszystko co bliżej czarnej dziury. W efekcie bylibyśmy coraz bardziej rozciągani, aż w końcu zostalibyśmy rozerwani na pojedyncze cząsteczki, które później rozpadłyby się na cząstki elementarne. Trudno zaobserwować czarne dziury, gdyż po prostu są czarne, a jak zobaczyć coś czarnego na czarnym tle? Najlepszym sposobem ich odnajdywania jest obserwacja wpływu, jaki wywierają na pobliskie gwiazdy- krążą po bardzo eliptycznych orbitach z dużą prędkością. Tak dzieje się w centrum naszej galaktyki, z tą różnicą, że tam nie mamy do czynienia ze zwykłą czarną dziurą. Obiekt, który utrzymuje wiele miliardów gwiazd w kupie musi mieć o wiele większą siłę grawitacji. Ochrzczono go mianem supermasywnej czarnej dziury, której masa jest nieraz kilka miliardów razy większa od masy zwykłej czarnej dziury. Przez wiele lat żywiła się pobliskimi gwiazdami, zapewne również zwiększała swoją masę podczas zderzeń galaktyk (o których później). Opadając na taką supermasywną czarną dziurę, co może wydać się paradoksalne, mamy szansę dotrzeć do horyzontu zdarzeń i nie zostać rozerwanymi- siła grawitacji zwiększa się nie aż tak gwałtownie w miarę zbliżania się, więc mamy szansę dostać się do środka, lecz tam prawdopodobnie zostalibyśmy zmiecieni przez materię krążącą wokół osobliwości. 00031945.jpg 

(artystyczna wizja czarnej dziury)

Część II: Galaktyki

00031946.jpgPatrząc na niebo bez żadnego sprzętu optycznego, jesteśmy w stanie dostrzec właściwie tylko jedną galaktykę- Galaktykę Andromedy (oraz obłoki Magellana, ale te są widoczne tylko z półkuli południowej). Jest od nas oddalona o ok. 2,5 mln lat świetlnych, co czyni ją najodleglejszym obiektem, który można zobaczyć nieuzbrojonym okiem. Jest ok. 2x większa od naszej galaktyki, a wokół niej krąży mniejsza galaktyka o nazwie Trójkąt (podobnie jak Księżyc krąży wokół Ziemi). Mimo wszystko nie są to obiekty leżące najbliżej naszej galaktyki- w niedalekim sąsiedztwie znajdują się Wielki i Mały Obłok Magellana. Leżą w odległości mniejszej niż milion lat świetlnych, i są galaktykami karłowatymi. W Małym Obłoku, który leży dalej od Drogi Mlecznej niż Wielki, znajduje się kilka wcześniej wymienionych Cefeid (gwiazd zmiennych), dzięki którym udowodniono zależność między ich jasnością absolutną, a okresem zmiany jasności.     (Galaktyka Andromedy)

00031947.jpgTypowy, a raczej najlepiej rozpoznawany typ galaktyki, to galaktyka spiralna. Zbudowana jest z piasty (jądra) w centrum i co najmniej dwóch ramion z niej wychodzących. Czasami ramiona wyglądają, jakby były połączone z jądrem na odległość. Nazywamy taką galaktykę wtedy spiralną z poprzeczką. W centrum takiego skupiska gwiazd znajduje się najczęściej supermasywna czarna dziura. W samej galaktyce jest nieraz kilkaset miliardów czy bilionów gwiazd. Mimo to, masa gwiazd, mgławic i innych obiektów to zaledwie kilka procent całej masy galaktyki. Resztę przypisuje się tzw. ciemnej materii. Jej istnienie nie jest do końca potwierdzone, ale istnieją pewne posrednie dowody, które zdają się potwierdzać jej istnienie. Na przykład, w końcach ramion galaktyki gwiazdy krążą wokół piasty szybciej niż by się powinno tego spodziewać przy masie wszystkich zawartych w niej obiektów. Dodatkowa obecność ciemnej materii, zwiększając siłę grawitacji, umożliwiłaby tak szybki obieg bez zagrożenia wypadnięciem poza orbitę. Najnowsze badania wykazują, że tę niewidoczną masę mogą tworzyć czerwone karły- gwiazdy o masie kilkakrotnie tylko przewyższającej masę Jowisza. Takie gwiazdy są na tyle duże, żeby w ich jądrach zachodził proces fuzji jądrowej, ale wytwarzają przy tym tak niewielkie ilości światła, że są bardzo trudne do zobaczenia.

00031948.jpgGdy supermasywna czarna dziura we wnętrzu galaktyki jest bardzo aktywna, tj. wchłania ogromne ilości materii w postaci pobliskich gwiazd, to wytwarza przy okazji ogromne ilości energii. Po prostu, w czasie rozrywania gwiazdy otrzymywana jest temperatura sięgająca miliardów stopni, przez co emitowana jest ogromna ilość promieniowania (od fal radiowych po promieniowanie gamma). Są to bardzo aktywne galaktyki, zwane Kwazarami. Materia wciągana przez centralną czarną dziurę układa się w okrążający ją dysk akrecyjny, z którego część cząstek jest wychwytywana przez pole magnetyczne czarnej dziury i wystrzeliwana w przestrzeń w postaci dwóch wiązek z każdego bieguna. Na ogół najdalszymi obserwowanymi przez teleskopy obiektami- znajdującymi się w odległości kilkunastu mld lat świetlnych, czyli na granicy obserwowanego wszechświata, są właśnie między innymi kwazary, z powodu ich silnego promieniowania. Widzimy je wtedy oczywiście takimi, jakimi były te kilkanaście mld lat temu, dzięki czemu wiemy jak wyglądał Wszechświat stosunkowo niedługo po Wielkim Wybuchu. Blazary są szczególnym typem kwazarów- są ustawione względem Ziemi tak, że patrzymy na ich jądro wzdłuż strug materii wyrzucanych przez czarną dziurę. Jest to, nawiasem mówiąc, niezwykle wydajna elektrownia- wytwarza ogromne ilości energii (więcej niż 100 galaktyk razem wziętych).  (Artystyczna wizja kwazaru)

Oczywiście galaktyki aktywne nie muszą się znajdować aż tak daleko od nas. Galaktyki nie wiszą w jednym miejscu, tylko przemieszczają się względem siebie, tak więc bardzo prawdopodobnym jest, że najbliższa nam Andromeda w przyszłości zderzy się z Drogą Mleczną. Kiedy dwie duże galaktyki zderzą się ze sobą, to czarne dziury w ich wnętrzach prawdopodobnie połączą się i zaczną wchłaniać wytrącone ze swoich orbit gwiazdy. Wtedy na jakiś czas powstanie galaktyka aktywna, której wzmożona aktywność będzie trwała dopóty, dopóki wokół centralnej czarnej dziury nie wyczerpie się materia do wchłaniania. Takie zderzenia nie są rzadkością- we Wszechświecie często dochodzi do tego typu kolizji. Pod wpływem wzajemnego oddziaływania grawitacyjnego, zderzające się galaktyki spiralne stracą swój charakterystyczny kształt, przypominający dysk. Zostanie z nich bezkształtna chmura gwiazd i pyłu (galaktyka nieregularna), lub galaktyka eliptyczna. W galaktyce eliptycznej jest odpowiednio wyraźne jądro, wokół którego krążą gwiazdy. Nie robią tego jednak w jednej płaszczyźnie, jak ma to miejsce w przypadku galaktyk spiralnych- każda gwiazda krąży w innym nachyleniu względem pozostałych gwiazd, więc taka galaktyka kształtem przypomina wielkie jajo.

Jeszcze innym rodzajem galaktyki jest galaktyka soczewkowata. Można powiedzieć, że jest to końcowy etap galaktyk spiralnych. Podobnie jak w galaktyce spiralnej, gwiazdy krążą w tej samej płaszczyźnie wokół piasty, jednak nie ma już podziału na ramiona. Rozłożyły się one równomiernie, przez co galaktyka taka przypomina ładną smugę w kształcie soczewki dwuwypukłej. Jest to coś pomiędzy galaktyką spiralną a eliptyczną.

  00031949.jpg(Galaktyka soczewkowa)

W najbliższym sąsiedztwie Drogi Mlecznej znajduje się kilkadziesiąt innych galaktyk. To zgrupowanie nazywa się Grupą Lokalną, a głównymi jej przedstawicielami są Droga Mleczna, Andromeda i Trójkąt. Jest to stosunkowo małe zbiorowisko galaktyk, które krążą razem wokół wspólnego środka grawitacji, a wokół nich orbitują galaktyki karłowate tak jak np. Obłoki Magellana wokół Drogi Mlecznej. Grupa Lokalna jest nielicznym, jak na standardy wszechświata, zbiorem galaktyk. Jest ona tylko częścią obszerniejszej supergromady, która również jest tylko jedną z wielu supergromad. Daje nam to całe mnóstwo potencjalnych miejsc, w których mogło rozwinąć się życie, bo w końcu mało prawdopodobnym wydaje się, że przy miliardach miliardów miliardów miliardów gwiazd tylko w naszym Układzie Słonecznym istnieją inteligentne formy życia. Kosmiczny Teleskop Hubble’a uchwycił zdjęcie najodleglejszego krańca obserwowanego wszechświata- oddalone o ponad 10 mld lat świetlnych galaktyki, które na zdjęciu miały nawet punktowe rozmiary! Niestety, przez odległości dzielące nas od pozostałych galaktyk, nie jesteśmy w stanie wysłać skutecznej wiadomości, którą mogliby odebrać Obcy. Gdybyśmy w tej chwili wysłali komunikat radiowy, to potrzebowałby kilkudziesięciu tysięcy lat na opuszczenie tylko naszej galaktyki, nie mówiąc już o dotarciu do otaczających nas sąsiadów. Dodatkowym problemem jest postępujące rozszerzanie się Wszechświata.

00031950.jpg(Ultra głębokie pole Hubble’a)

Kiedyś cała materia jaka teraz znajduje się w kosmosie, była skupiona w nieskończenie gęstym i gorącym punkcie. Coś w stylu ogromnej czarnej dziury. Jednak w pewnym momencie ten porządek został zaburzony i materia została rozproszona na wszystkie strony w Wielkim Wybuchy (który nie był wcale głośny, bo skoro „nie istniała” wtedy wypełniona czymś, to dźwięk nie mógł się roznieść po okolicy). Po niewielkim ułamku sekundy przestrzeń rozszerzyła się do rozmiarów Układu Słonecznego, i powiększała się dalej (przestrzeń może rozszerzać się z prędkością większą niż prędkość światła). Różne cząstki elementarne i ich odpowiedniki o przeciwnym ładunku (jak na przykład elektron i pozyton) zderzały się i unicestwiały wzajemnie w procesie anihilacji. Okazało się jednak, że materii było o niewielki procent więcej niż antymaterii i to z niej powstało wszystko w dzisiejszym wszechświecie. Temperatura w końcu zmniejszyła się na tyle, że elektrony, neutrony i protony mogły łączyć się i tworzyć pierwiastki. Gęsta materia robiła się coraz rzadsza i zaczęła tworzyć pierwsze galaktyki, które wypełnione były niebieskimi i czerwonymi nadolbrzymami (które w wybuchu supernowych tworzyły ciężkie pierwiastki). Dzisiaj temperatura przestrzeni między galaktykami wynosi zaledwie kilka stopni powyżej zera bezwzględnego (-273 stopnie Celsiusza), a przestrzeń nadal się rozszerza. Odległości między galaktykami stają się coraz większe. Co więcej, proces ekspansji zdaje się przyspieszać- naukowcy obwiniają za to ciemną energię (nie mylić z ciemną materią), która jest teoretyczną siłą antygrawitacji rozpychającą przestrzeń. Sądzono, że obecność ciemnej materii oraz siła jej grawitacji jest w stanie powstrzymać rozszerzanie się Wszechświata, ale prawdopodobnie nic z tego nie będzie. Po miliardach lat odległe obiekty oddalą się od nas na tyle, że nie będziemy w stanie ich dostrzec- będą zbyt daleko, by światło zdążyło do nas dolecieć. Nasza galaktyka, oraz kilka innych z grupy lokalnej, z którymi jesteśmy powiązani wystarczająco dużą siłą grawitacji, pozostaną jedynymi obiektami, które będzie można obserwować. W końcu wypalą się ostatnie gwiazdy, czarne dziury wyparują i tak, niegdyś niezwykle żywy, wszechświat dokona swojego żywota jako zimna, mroczna i pusta przestrzeń.

Jest to dość czarna wizja końca wszystkiego, ale skąd w ogóle wiadomo, że galaktyki się od siebie oddalają? Otóż jest takie zjawisko jak przesunięcie widma ku fiolecie bądź czerwieni. Widmo otrzymane za pomocą spektroskopu na Ziemi (chodzi tu o te czarne paski, które zaabsorbowały poszczególne pierwiastki) różni się od tego odebranego z odległych galaktyk. Podobnie dzieje się z nadjeżdżającą karetką z włączoną syreną- gdy się do nas zbliża, jej dźwięk wydaje się wyższy niż gdy przejedzie obok nas i zacznie się oddalać. Odstępy między drganiami powietrza stają się większe, przez so dźwięk wydaje się być niższy (niższa częstotliwość). Tak samo dzieje się ze światłem- im większe odstępy między drganiami fali elektro-magnetycznej, tym kolor staje się bardziej czerwony (dolna granica światła widzialnego, niższa częstotliwość), a im mniejsze odstępy, tym obraz wydaje się być bardziej niebieski (górna granica światła widzialnego, wyższa częstotliwość). Tak więc można określić, czy obiekt się oddala, czy przybliża- stąd też wiadomo, że jesteśmy na kursie kolizyjnym z galaktyką Andromedy.

W rozszerzającym się Wszechświecie, przestrzeń między wszystkimi galaktykami się zwiększa, więc każda oddala się od pozostałych. Można sobie wyobrazić, że przestrzeń w kosmosie to powierzchnia balona, a galaktykami niech będą kropki naniesione na jego powierzchnię- taki dwuwymiarowy model. W momencie, gdy nadmuchujemy nasz balonik, jego powierzchnia się powiększa, więc odległości między galaktykami również rosną. Nie można powiedzieć, że któraś z nich leży w centrum wszechświata, gdyż dla konkretnej z nich to pozostałe się oddalają. Gdyby jednak wziąć sąsiednią galaktykę, to ona wydaje się stać w miejscu, a pozostałe od niej uciekają. Jest to całkiem dobry model, pozwalający zobrazować jak to mniej więcej wygląda.

Najnowsza teoria, opracowana przez Rogera Penrose’a pokazuje jak może skończyć się wszechświat. Wygląda to tak: Wszechświat się starzeje. Po pewnym czasie cała materia zostanie wciągnięta przez czarne dziury, które stopniowo będą oddawały energię. Kiedy już wszystkie czarne dziury wyparują, a we wszechświecie nie będzie żadnej materii, pojęcie przestrzeni i czasu przestaną mieć znaczenie. Wszędzie będzie tylko energia. Energia porusza się z prędkością światła. Jeżeli coś porusza się z prędkością światła, to taki obiekt zatrzymuje się w czasie (dylatacja czasu). Skoro energia będzie się pokonywała nieskończone odległości w zerowym czasie, straci również ważność pojęcie przestrzeni. Nie będzie żadnego układu odniesienia względem którego będzie można określić odległości, więc wszechświat będzie przypominał stan w jakim był jeszcze przed Wielkim Wybuchem, tylko w skali x-krotnie powiększonej.

Zadajmy sobie teraz pytanie: czy wszechświat ma granice? Logicznym wydaje się być, że skoro miał początek i się rozszerza, to gdzieś tam hen hen daleko musi być jego koniec. Żeby to zrozumieć wyobraźmy sobie istotę dwuwymiarową (płaszczaka). Istota taka żyje w dwuwymiarowej przestrzeni, zwanej płaszczyzną. Poruszać się może w lewo, prawo, przód i tył. Płaszczak nie może sobie wyobrazić trzeciego wymiaru, jakim jest wysokość. Gdyby ktoś podniósł coś z płaszczyzny, na której żyje płaszczak, dla niego ta rzecz po prostu zniknęłaby w niewyjaśniony sposób. Teraz wyobraźmy sobie, że nasz płaszczak żyje na powierzchni kuli. On nadal widzi tylko dwa wymiary przestrzenne, jednak my wiemy, że powierzchnia kuli jest płaszczyzną zakrzywioną w trzecim wymiarze. Płaszczak może iść cały czas przed siebie i nigdy nie napotka bariery, której nie będzie w stanie pokonać, czy też nagłego krańca drogi. Dla niego będzie to nieskończona przestrzeń. Jeżeli będzie szedł przed siebie wystarczająco długo, to po pewnym czasie dojdzie do punktu startu. Dla nas jego świat jest skończony właśnie dlatego, że postrzegamy go w trzech wymiarach. Dla nas wszechświat może wydawać się nieskończony. Poruszając się przed siebie nie napotkamy żadnej czarnej granicy nie do przejścia. My, jako istoty postrzegające trzy wymiary, nie możemy sobie wyobrazić kolejnych możliwych wymiarów opisujących przestrzeń. Mimo, że dla nas nasza „płaszczyzna” wszechświata wydaje się nieskończona, w wyższych wymiarach, podobnie jak kula, może okazać się w jakiś sposób ograniczoną, zamkniętą przestrzenią.

Nasuwa się teraz pytanie: czy przy tym ogromie wszechświata jest możliwe, żeby wszystko kończyło się na tym naszym jednym kosmosie? Czy możliwym jest, że żyjemy w jednym z tysięcy innych wszechświatów, które tworzą ultra wszechświat? Być może nigdy nie dowiemy się, czy jest jakaś ostateczna granica dla przestrzeni i czasu. A może odkryjemy jakoś sposób by podróżować w czasoprzestrzeni, dotrzeć poza granice naszego wszechświata, do jakiegoś sąsiedniego kosmosu, którym być może rządzą zupełnie inne prawa fizyki? Najnowsze badania pokazują, że dzięki wprowadzeniu wyższych wymiarów możliwe jest podróżowanie między takimi równoległymi wszechświatami. Na razie jednak zarówno technologia jak i nauka są jeszcze na niedostatecznym poziomie by odpowiedzieć na wiele pytań dotyczących wielu zjawisk. Kto wie jednak co czas pokaże.