Nasz Wszechświat

Tekst
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa

Ten sposób pomiaru odległości przyczynił się do wprowadzenia ulubionej przez astronomów jednostki odległości noszącej nazwę parsek. Jest to odległość obiektu, który wykazuje paralaksę wielkości jednej sekundy łuku, co oznacza, że gdy Ziemia przemieszcza się na drugą stronę Słońca, obserwowany obiekt przesuwa się o kąt dwukrotnie większy, czyli 2 sekundy łuku. Wielkość ta jest nieco większa niż trzy lata świetlne. Wykorzystując paralaksę, możemy zmierzyć za pomocą teleskopów naziemnych odległość tylko do obiektów znajdujących się nie dalej niż 100 parseków, czyli około 300 lat świetlnych, co pozwala na oszacowanie położenia gwiazd z najbliższego otoczenia Słońca, ale niewiele dalej. Jeśli jednak wyjdziemy poza atmosferę, da się to zrobić znacznie lepiej. Prowadząc obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, możemy wykorzystać efekt paralaksy do zmierzenia odległości nawet rzędu 10 000 lat świetlnych, a od 2013 roku satelita Gaia, umieszczony na orbicie przez Europejską Agencję Kosmiczną, mierzy dystans do gwiazd znajdujących się kilkadziesiąt tysięcy lat świetlnych od nas. W 2018 roku zespół Gai opublikował imponujący katalog odległości do ponad miliarda gwiazd.

Najbliższe otoczenie Słońca to zaledwie niewielki zakątek znacznie większego obszaru, który również możemy nazywać domem. Wiele spośród najlepiej nam znanych gwiazd, między innymi Alfa Centauri, Syriusz czy Procjon, leży w naszym sąsiedztwie. Jednak wiele innych, które również bardzo dobrze znamy z nocnego nieba, takich jak Gwiazda Polarna, gwiazdy z Pasa Oriona czy Małego Wozu, znajduje się dużo dalej, setki lat świetlnych od nas. Wchodzą one w skład naszego większego domu, naszej Galaktyki (którą piszemy wielką literą dla odróżnienia od innych galaktyk i którą nazywamy również Drogą Mleczną), olbrzymiego skupiska około 100 miliardów gwiazd związanych ze sobą wzajemnym przyciąganiem grawitacyjnym. Jest to olbrzymi i wspaniały spiralny dysk, który powoli się obraca.

Gdybyśmy mogli spojrzeć z góry na gwiezdny dysk naszej Galaktyki, zobaczylibyśmy cztery wypełnione gwiazdami ramiona spiralne obracające się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, które sięgają ku jaśniejszemu obszarowi w środku i przypominają wodę wirującą wokół odpływu. Nasza Galaktyka wykonuje pełny obrót co kilka milionów lat, potrzebuje więc na to dużo więcej czasu niż planety Układu Słonecznego na obiegnięcie Słońca. Najbliższe otoczenie Słońca znajduje się w jednym z ramion spiralnych, znanym jako ramię Oriona, mniej więcej w połowie drogi między środkiem Drogi Mlecznej a brzegiem gwiazdowego dysku. Gdy Galaktyka się obraca, my podążamy za jej ruchem, podobnie jak koń na karuzeli, a cały Układ Słoneczny podróżuje z oszałamiającą prędkością 800 000 kilometrów na godzinę.

Nasza Galaktyka ma naprawdę olbrzymie rozmiary. Świat­ło potrzebowałoby na pokonanie odległości od jednego do drugiego krańca dysku 100 000 lat, a z góry na dół około 1000 lat. Przypomnijmy, że przebycie najbliższego otoczenia Słońca wymaga „tylko” kilkudziesięciu lat, a Układu Słonecznego zaledwie kilku godzin. Gdybyśmy teraz chcieli zmieścić całą naszą Galaktykę na tym samym boisku do koszykówki, na którym wcześniej umieszczaliśmy najbliższe otoczenie Słońca, to otoczenie to skurczyłoby się do rozmiaru ziarnka pieprzu. Przemieszczałoby się ono zgodnie z ruchem wskazówek zegara mniej więcej w połowie odległości od środka.

Oczywiście to, co uważamy za kierunek zgodny z ruchem wskazówek zegara, zależy od tego, jak zdefiniujemy górę i dół. Jako astronomowie umówiliśmy się, że kierunek „do góry” w przypadku naszej Galaktyki jest po tej stronie dysku, która jest najbliżej „góry” naszego Układu Słonecznego, w kierunku północnego bieguna Ziemi. Jednak te dwa kierunki „do góry” nie są takie same, ponieważ płaszczyzna, w której poruszają się planety Układu Słonecznego, nie jest ustawiona tak samo jak płaski dysk Galaktyki. Jeśli skierujemy palec wskazujący od siebie, a kciuk będzie wskazywał do góry, to dysk Galaktyki będzie ustawiony wzdłuż palca wskazującego, a płaszczyzna Układu Słonecznego mniej więcej zgodnie z kciukiem.

Nigdy nie uda nam się zobaczyć Drogi Mlecznej z góry. Jest ona po prostu zbyt duża, byśmy byli w stanie się z niej wydostać – zarówno my sami, jak i jakikolwiek statek, jaki mog­libyśmy zbudować. Możemy ją jednak obserwować z wnętrza i wywnioskować, jak wyglądałaby z punktu widzenia jakiejś istoty patrzącej na nas z oddali. W pogodną noc gwiezdny dysk Galaktyki wygląda jak pas rozmytego światła na niebie i to właśnie ten widok zainspirował starożytnych do nadania Galaktyce sugestywnej nazwy Drogi Mlecznej. Światło to jest dużo słabsze od najjaśniejszych gwiazd na niebie, rzadko więc możemy je dostrzec w obszarach zurbanizowanych.

Dlaczego Galaktyka tak właśnie wygląda? Dysk gwiazdowy możemy porównać do pokrywki od garnka, ze Słońcem umieszczonym w połowie drogi między uchwytem w środku a brzegiem. Co widzimy, gdy spoglądamy w niebo? Wyobraźmy sobie siebie na pokrywce i wypełniające ją gwiazdy. Najbliższe rozrzucone są we wszystkich kierunkach wokół nas, na całym niebie, ponieważ otaczają nas ze wszystkich stron. Jeśli patrzymy w kierunkach biegnących wzdłuż pokrywki, przez dysk gwiazdowy, dostrzegamy światło dużej liczby gwiazd, które tworzą jaśniejszy pas. Gdy spojrzymy w jakimkolwiek innym kierunku, spoglądamy przez znacznie mniejszą liczbę gwiazd i poza pojedynczymi jasnymi gwiazdami widzimy tylko czerń nocnego nieba. Najbardziej odległa gwiazda, którą jesteśmy w stanie dostrzec gołym okiem jako pojedynczy obiekt, znajduje się kilka tysięcy lat świetlnych od nas. Ponieważ od środka Drogi Mlecznej dzieli nas niemal 30 000 lat świetlnych, poświatę docierającą ze skupiska bardziej odległych gwiazd można rozłożyć na poszczególne gwiazdy tylko za pomocą teleskopów. To Galileusz w 1609 roku pierwszy zidentyfikował poszczególne gwiazdy w tym paśmie światła.

Droga Mleczna zawiera oczywiście dużo więcej obiektów niż tylko gwiazdy. Obecnie sądzimy, że przynajmniej połowa gwiazd ma własne planety. Nasza Galaktyka jest również pełna innej materii, zawiera między innymi niewielkie ziarna kosmicznego pyłu, obłoki gazu wodorowego i helowego, czarne dziury oraz inne niezwykłe i wspaniałe obiekty. Będzie o nich mowa w kolejnych rozdziałach. Kosmiczny pył ma duży wpływ na to, co jesteśmy w stanie dostrzec, ponieważ spora jego część leży na drodze promieni świetlnych, pochłania światło i przyciemnia pasmo świetlne Drogi Mlecznej. Bez pyłu nocne niebo, a w szczególności światło Drogi Mlecznej, byłoby dużo jaśniejsze.


Ryc. 1.7. Dlaczego Drogę Mleczną widzimy jako pasmo światła na nocnym niebie.

Nie wiemy dokładnie, ile lat ma nasza Galaktyka. Prawdopodobnie jej zaczątek powstał, gdy Wszechświat był jeszcze bardzo młody, ponad 13 miliardów lat temu. Świadczy o tym istnienie w naszej Galaktyce gwiazd niemal tak starych jak Wszechświat. Galaktyka nie wyglądała oczywiście wtedy tak samo jak teraz, ponieważ uformowanie się dysku gwiazdowego prawdopodobnie zajęło dużo czasu, a w przeszłości zderzała się ona i mieszała z innymi galaktykami. Wygląda na to, że w obecnie znanej postaci Galaktyka uformowała się około 10 miliardów lat temu. Wrócimy do tych rozważań w rozdziale 5.

Wyznaczenie rozmiarów Galaktyki wymagało nowatorskiego podejścia. Jak już mówiliśmy, pomiar paralaksy, czyli ruchu gwiazd względem tła, gdy Ziemia okrąża Słońce, pozwala nam wyznaczyć odległości tylko do obiektów znajdujących się najwyżej 300 lat świetlnych od Ziemi lub nieco dalej, jeśli posłużymy się teleskopami kosmicznymi. Tutaj jednak mówimy o odległościach do samych gwiazd tła, leżących nawet 100 000 lat świetlnych od nas. Skąd wiemy, jak daleko znajdują się te gwiazdy? Gdy Ziemia okrąża Słońce, nie zmieniają one swojego położenia na nocnym niebie. Należało więc wymyślić inną metodę pomiaru odległości.

Kluczową rolę w opracowaniu tej nowej metody odegrała Henrietta Swan Leavitt, astronom pracująca na Harvardzie na początku XX wieku. Leavitt badała gwiazdy znane jako cefeidy, których jasność zmienia się okresowo: na przemian jaśnieją i ciemnieją w wyniku pulsacji. W 1908 roku zauważyła pewną prawidłowość dotyczącą tych gwiazd i stwierdziła, że im jaśniejsza jest w swojej naturze dana gwiazda, tym wolniej pulsuje. Bardzo jasna gwiazda pulsuje z okresem kilku tygodni lub miesięcy, słaba natomiast zmienia jasność co kilka dni.

Było to przełomowe odkrycie, a jeszcze ciekawszym czyni je życiorys samej Leavitt. Urodziła się w 1868 roku, studiowała w Oberlin College w stanie Ohio, a następnie na uczelni znanej później jako Radcliffe College. Była to uczelnia dla kobiet, powiązana z Harvardem (który wówczas nie przyjmował kobiet). Najpierw zajmowała się muzyką, ale potem zainteresowała się astronomią. Po ukończeniu studiów ciężko zachorowała, a choroba spowodowała u niej głuchotę. To jednak nie osłabiło jej fascynacji astronomią i w 1895 roku zatrudniła się jako wolontariuszka w Obserwatorium Harvarda, gdzie pracowała pod kierunkiem Edwarda Pickeringa. Kilka lat później została zaangażowana jako jedna z kobiet „komputerów”, które otrzymywały wynagrodzenie w wysokości trzydziestu centów za godzinę za badanie klisz fotograficznych naświetlonych światłem gwiazd. Jednym z celów programu badawczego Pickeringa było skatalogowanie jasności wszystkich znanych gwiazd. Jako kobiecie Leavitt nie wolno było samodzielnie obsługiwać teleskopu, nie miała też swobody rozwijania własnych pomysłów badawczych. Jej zadaniem było poszukiwanie gwiazd, których jasność ulega zmianie, przez żmudne porównywanie zdjęć wykonanych w ciągu różnych nocy. Była w tym tak dobra, że wśród jej wielu osiągnięć życiowych znalazło się odkrycie ponad dwóch tysięcy gwiazd zmiennych.

Leavitt odkryła w pulsacjach cefeid w Obłokach Magellana pewną prawidłowość, która obecnie coraz szerzej znana jest w społeczności astronomów jako prawo Leavitt. Obłoki Magellana to dwa obiekty widoczne na nocnym niebie jako rozmyte białe plamy, które łatwo można pomylić z chmurami. Obecnie wiemy, że są to galaktyki leżące poza Drogą Mleczną, ale wówczas uważano je za skupiska gwiazd w naszej Galaktyce. Są one widoczne tylko z półkuli południowej i Leavitt wykorzystała ich zdjęcia wykonane w Peru w celu znalezienia dwudziestu pięciu cefeid, które wykazywały ten charakterystyczny związek między jasnością a tempem pulsacji. Prawidłowość ta była szczególnie dobrze widoczna w przypadku tych gwiazd, ponieważ wszystkie znajdowały się mniej więcej w tej samej odległości od Ziemi.

 

Odkrycie Leavitt okazało się niezwykle przydatne. Chociaż nie zdołamy dotrzeć bezpośrednio w pobliże gwiazdy, możemy ją obserwować przez teleskopy i zmierzyć czas trwania jej pulsów. Znając związek między okresem pulsacji a jasnością, potrafimy wydedukować, jak jasna byłaby cefeida, gdybyśmy się znajdowali w jej pobliżu. Dzięki temu cefeidy mogą być w astronomii świecami standardowymi, czyli obiektami o takiej samej absolutnej jasności. Mierząc za pomocą teleskopów jasność gwiazdy widzianej z Ziemi, możemy stwierdzić, jak daleko się ona znajduje. Im dalej jest od nas, tym słabsza się wydaje.

Wykorzystanie cefeid pozwala nam mierzyć odległości do najodleglejszych zakątków Drogi Mlecznej i jeszcze dalej, i ciągle jest to jedna z najważniejszych metod pomiaru odległości we Wszechświecie. Harlow Shapley, dyrektor Obserwatorium Harvarda w latach 1921–1952, wykorzystał własności gwiazd pulsujących do wyznaczenia w 1919 roku rozmiarów Drogi Mlecznej i położenia w niej Układu Słonecznego. Używając półtorametrowego teleskopu na Mount Wilson w Kalifornii, największego wówczas na świecie, zmierzył odległości gwiazd należących do „gromad kulistych”, gęstych skupisk setek lub tysięcy gwiazd połączonych wspólną siłą grawitacji, rozrzuconych po całej Drodze Mlecznej. Wykorzystał w tym celu klasę gwiazd pulsujących jeszcze szybciej niż cefeidy, zwanych gwiazdami RR Lyrae, które również wykazują podobny związek między tempem pulsacji a jasnością. Dzięki tym pomiarom okazało się, że Droga Mleczna jest spłaszczonym dyskiem o rozmiarach co najmniej 100 000 lat świetlnych, a Układ Słoneczny znajduje się mniej więcej w połowie odległości od środka.

Jeszcze około stu lat temu sądzono, że nasza Galaktyka może być całym Wszechświatem. Obecnie wiemy, że Droga Mleczna wcale nie jest sama. Jest jedną z bardzo wielu, być może nieskończenie wielu galaktyk. Grupują się one w całe społeczności, kosmiczne odpowiedniki miast i aglomeracji. Niektóre galaktyki zamieszkują niewielkie miasteczka Wszechświata, skupiska około stu obiektów zwane grupami galaktyk. Inne tworzą większe zgrupowania liczące setki, a nawet tysiące obiektów, znane jako gromady galaktyk. Nasza Droga Mleczna to obiekt małomiasteczkowy, zamieszkujący grupę ponad pięćdziesięciu galaktyk, którą nazywamy Grupą Lokalną. Członków grupy łączy ze sobą wzajemna grawitacja, siła przyciągająca całej masy zawartej we wszystkich gwiazdach i innych rodzajach materii wewnątrz tych galaktyk.

Obecnie wiemy, że Obłoki Magellana są naszymi najbliższymi, stosunkowo dużymi sąsiadkami. Galaktyki te znajdują się dość daleko pod dyskiem Drogi Mlecznej, mogą je więc oglądać tylko szczęśliwcy mieszkający na półkuli południowej. Dla tych z nas, którzy zamieszkują na północy, wyprawa na południową stronę naszej planety i zobaczenie ich na niebie jest sporym przeżyciem. Obiekty te otrzymały swoją nazwę w XVI wieku, kiedy po raz pierwszy zostały zaobserwowane przez Europejczyków w trakcie wielkiej wyprawy Ferdynanda Magellana z Hiszpanii, zorganizowanej w celu znalezienia nowej drogi do Wysp Korzennych. Oczywiście dużo wcześniej znali je dobrze mieszkańcy południowej półkuli i pojawiały się one w ustnych przekazach rdzennej ludności w Australii, Nowej Zelandii i Polinezji.

Cała Grupa Lokalna ma rozmiar około 10 milionów lat świetlnych, czyli około stu razy większy niż sama Droga Mleczna. Poza naszą Galaktyką w Grupie Lokalnej jest tylko jeszcze jedna duża galaktyka, również spiralna, zwana Galaktyką Andromedy. Znajduje się ona w odległości ponad 2 milionów lat świetlnych od nas, ponad dziesięć razy dalej niż mniejszy z Obłoków Magellana. Galaktyka Andromedy ma rozmiary około 200 000 lat świetlnych, jest więc około dwóch razy większa od Drogi Mlecznej i zawiera aż bilion gwiazd. Jeśli teraz wyobrazimy sobie, że umieszczamy Grupę Lokalną na tym samym boisku do koszykówki, które wykorzystywaliśmy wcześniej, nasza Droga Mleczna będzie miała mniej więcej rozmiar płyty kompaktowej, a Galaktyka Andromedy – pokrywki od garnka i będą się one znajdowały w odległości około 3 metrów od siebie. W tej skali Wielki Obłok Magellana miałby rozmiar winogrona, a Mały Obłok Magellana – orzeszka.

Galaktyka Andromedy jest jednym z najdalszych obiektów w kosmosie, jakie możemy dostrzec gołym okiem. Bez teleskopu widoczna jest tylko najjaśniejsza część w środku, która nieco przypomina gwiazdę. Za pomocą dobrego teleskopu zdołamy dostrzec cały dysk, znacznie większy niż Księżyc, o szerokości mniej więcej trzech palców wyciągniętych na długość ramienia. Można ją znaleźć na nocnym niebie między gwiazdozbiorami Pegaza i Kasjopei. Wszystkie gwiazdy tych konstelacji należą do Drogi Mlecznej, ale można się nimi posłużyć, poszukując Galaktyki Andromedy na niebie.

Galaktyka Andromedy była znanym obiektem na nocnym niebie przynajmniej od X wieku, kiedy to pojawiła się w perskiej Księdze gwiazd stałych. Wspomina się tam o niej po raz pierwszy jako o „małym obłoku”. Później, w XVII wieku, została zaobserwowana za pomocą teleskopu przez niemieckiego astronoma Simona Mariusa, żyjącego współcześnie z Galileuszem, który nadał nazwy czterem księżycom Jowisza. Następnie Galaktyka Andromedy pojawiła się w ważnym katalogu francuskiego astronoma Charles’a Messiera, który zaczynał swoją karierę pod kierunkiem Josepha Delisle’a, francuskiego astronoma pracującego na potrzeby marynarki wojennej (odegrał on tak istotną rolę w pomiarach tranzytu Wenus). Katalog Messiera, opublikowany w 1760 roku, obejmował zaledwie nieco ponad sto obiektów, które Messier nazwał mgławicami, były bowiem na tyle rozmyte na niebie, że nie mogły być gwiazdami. Ich natura pozostawała tajemnicą. Nawet wówczas nikt nie zdawał sobie sprawy, że Wielka Mgławica Andromedy czy którykolwiek inny z tych obiektów w rzeczywistości leży poza naszą Galaktyką.

Galaktyka Andromedy i Droga Mleczna znajdują się obecnie w odległości ponad 2 milionów lat świetlnych, ale astronomowie są niemal pewni, że za kilka miliardów lat zderzą się one ze sobą. Obie galaktyki zbliżają się do siebie z prędkością ponad 80 kilometrów na sekundę i z trajektorii tej nie ma już odwrotu. Zderzenia galaktyk są dość gwałtowne, ale niekoniecznie niosą zagładę tworzącym je planetom i gwiazdom. W porównaniu z przestworzami kosmosu same gwiazdy są tak małe, a obszary między nimi tak duże, że prawdopodobieństwo ich rzeczywistego zderzenia w trakcie łączenia się galaktyk jest bardzo niewielkie (wrócimy do tego w rozdziale 5).

Pozostałe galaktyki Grupy Lokalnej są mniejsze od Drogi Mlecznej. Największa z nich jest Galaktyka Trójkąta, znajdująca się nieco dalej od nas niż Galaktyka Andromedy. Nie ma ona bynajmniej kształtu trójkąta, lecz dysku, a swoją nazwę zawdzięcza położeniu na niebie w obrębie układu trzech jasnych gwiazd Drogi Mlecznej tworzących gwiazdozbiór Trójkąta. Galaktyka ta również znalazła się w katalogu Messiera, gdzie figuruje jako obiekt M33, obok Galaktyki Andromedy oznaczonej jako M31. Nazwy z katalogu Messiera są obecnie powszechnie używane przez astronomów. Spośród pozostałych znanych galaktyk Grupy Lokalnej około pięćdziesięciu to galaktyki karłowate krążące wokół Drogi Mlecznej i Galaktyki Andromedy jako satelity. Ich lista nie jest jeszcze zamknięta, ponieważ obecnie ciągle jeszcze odkrywamy nowe galaktyki karłowate krążące wokół nas.

Dopiero w latach dwudziestych XX wieku astronomowie odkryli, że te sąsiednie galaktyki i inne mgławice są w istocie obiektami leżącymi poza Drogą Mleczną. Możliwość ta była przez długi czas źródłem panujących między astronomami i innymi uczonymi kontrowersji, które znalazły swój najsłynniejszy wyraz w tak zwanej Wielkiej Debacie między amerykańskimi astronomami Heberem Curtisem i Harlowem Shapleyem. W trakcie dwóch wykładów wygłoszonych w pewne poniedziałkowe popołudnie w kwietniu 1920 roku obaj astronomowie dyskutowali nad własnościami mgławic oraz tym, co to oznacza dla naszego zrozumienia skali i natury Wszechświata. Shapley przekonywał, że Droga Mleczna jest wszystkim, co istnieje, czyli że Wszechświat składa się tylko z jednej galaktyki; Curtis jednak utrzymywał, że niektóre mgławice są w rzeczywistości oddzielnymi galaktykami poza naszą, czyli „wszechświatami wyspowymi”, używając terminu zapożyczonego od filozofa Immanuela Kanta, który ponad sto lat wcześniej wysunął przypuszczenie, że mgławice leżą poza naszą Galaktyką. Odkrycie przez Henriettę Leavitt prawidłowości w pulsacjach cefeid w 1908 roku stało się kluczem do rozwiązania tej kontrowersji przez Edwina Hubble’a w 1924 roku. Hubble wykrył cefeidy w niektórych spośród tych słabych smug światła na nocnym niebie i na podstawie ich obserwacji wywnioskował, że muszą się one znajdować poza Drogą Mleczną. Gwiazdy te były po prostu zbyt słabe, by mogły leżeć w naszej Galaktyce. Powrócimy do tego tematu w rozdziale 4.

Gdy rozszerzymy nasz punkt widzenia poza naszą grupę galaktyk czy gromady galaktyk, odkryjemy jeszcze większe obiekty. Są to supergromady, największe skupiska, jakie możemy zobaczyć w całym Wszechświecie. Składają się z setek gromad i grup, ale są mniej widoczne niż pojedyncze galaktyki lub nawet gromady, ponieważ nie mają tak jasno określonych brzegów. Tak naprawdę astronomowie ciągle nie są zgodni co do tego, gdzie zaczyna się i kończy nawet nasza własna supergromada.

Zbiorowisko gromad, grup i galaktyk w supergromadzie połączone jest ze sobą siłą grawitacji i właśnie dlatego definicja supergromady nie jest zbyt precyzyjna. Jednym ze sposobów oceny, gdzie przebiegają jej granice, jest stwierdzenie, że dana gromada lub galaktyka należy do określonej supergromady, jeśli porusza się bardziej w stronę innych jej członków niż w kierunku innej supergromady. Nie ma jednak zgody co do ścisłych reguł członkostwa w supergromadzie. Inni astronomowie twierdzą, że powinniśmy raczej uważać supergromady za grupy obiektów, które dopiero kiedyś w przyszłości zapadną się grawitacyjnie.

Do 2014 roku astronomowie w większości zgadzali się, że nasza supergromada jest skupiskiem około stu gromad i grup galaktyk i tworzy ją łącznie około miliona galaktyk. Nazywa się ją supergromadą w Pannie od nazwy największej gromady wchodzącej w jej skład. Astronomowie wyliczyli, że w całości supergromada w Pannie ma około dziesięciu razy większy rozmiar niż Grupa Lokalna i jej średnica wynosi ponad 100 milionów lat świetlnych. Dopiero w latach siedemdziesiątych i osiemdziesiątych XX wieku zaczęły powstawać nowe katalogi odległych galaktyk, które można było wykorzystać do wyznaczenia kształtu supergromady w Pannie. Obserwacje wykazały, że jej dominująca część ma spłaszczony owalny kształt, przypominający piłkę do rugby lub futbolu amerykańskiego, przy czym największa gromada galaktyk znajduje się w środku, a od niej odchodzą we wszystkie strony włókna zbudowane z mniejszych grup galaktyk.

Ostatnio jednak udało nam się nieco dokładniej przyjrzeć ruchom galaktyk w supergromadach otaczających obiekt w Pannie i uczeni doszli do wniosku, że granice naszej supergromady należy przesunąć dużo dalej. Uczyniłoby to supergromadę w Pannie zaledwie niewielkim zakątkiem znacznie większej supergromady nazwanej Laniakeą, co po hawajsku oznacza „Niezmierzone Niebiosa”. Laniakea łączy supergromadę w Pannie z trzema innymi obiektami, które wcześniej również uważano za supergromady. Jest około pięciu razy większa od supergromady w Pannie i ma nieregularny kształt. Nasza Grupa Lokalna byłaby tylko arbuzem w Laniakei o rozmiarach boiska do koszykówki. Status Laniakei jako supergromady pozostaje jednak niepewny ze względu na odkryty w 2015 roku fakt, iż należące do niej galaktyki i gromady prawdopodobnie oddalą się od siebie w przyszłości.

Laniakea jest obiektem tak wielkim, że gdybyśmy mieli sięgnąć wzrokiem aż na jej kraniec, spoglądalibyśmy kilkaset milionów lat wstecz w czasie. Światło, które obecnie dociera stamtąd do naszych teleskopów, wyruszyło w swoją podróż, jeszcze zanim po Ziemi stąpały dinozaury. Gdy to światło zmierzało ku nam przez kosmos, dinozaury pojawiły się na Ziemi i mieszkały na niej przez długi czas, a gdy dotarło ono do granicy supergromady w Pannie, wyginęły. Od tej chwili światło z krańca Laniakei musiało podróżować jeszcze przez niemal 60 milionów lat, zanim dotarło do Drogi Mlecznej i w końcu do Ziemi.

 

Aby wyznaczyć rozmiary supergromady, czy to w Pannie, czy w Laniakei, musimy się odwołać do nowej metody pomiaru, ponieważ najodleglejsze cefeidy, które jesteśmy w stanie zobaczyć za pomocą silnych teleskopów, znajdują się najwyżej w odległości 100 milionów lat świetlnych od nas, co stanowi tylko część rozmiaru supergromady. Aby oszacować odległość do dalszych galaktyk, posługujemy się innymi świecami standardowymi: niezwykle jasnymi, wybuchającymi gwiazdami, które przez krótki czas mogą świecić jaśniej niż cała galaktyka zawierająca wiele miliardów gwiazd. Są to gwiazdy szczególnego typu, znane jako białe karły, a poznamy je bliżej w następnym rozdziale. Białe karły tracą stabilność, gdy ich masa przekroczy 1,4 masy Słońca, którą to wartość wyznaczył indyjski astrofizyk Subrahmanyan Chandrasekhar w 1930 roku. Sądzimy, że do wybuchu takiej gwiazdy dochodzi w wyniku połączenia się dwóch krążących wokół siebie białych karłów lub gdy biały karzeł przyciąga dodatkową masę z towarzyszącej mu innej gwiazdy i staje się niestabilny. Ciągle nie wiemy dokładnie, jak to się dzieje, ale wybuchy te, zwane supernowymi typu Ia, wykazują pewną prawidłowość. Najpierw stają się coraz jaśniejsze, po czym słabną w ciągu dni lub tygodni. Astronomowie stwierdzili, że ich maksymalna jasność wiąże się w przewidywalny sposób z czasem, przez jaki pozostają jasne. Na tej samej zasadzie jak w przypadku cefeid możemy wykorzystać czas świecenia supernowej do oszacowania jej rzeczywistej jasności, a następnie mierząc, jak jasna wydaje się nam z Ziemi, jesteśmy w stanie wyliczyć, jak daleko nastąpił obserwowany wybuch. Supernowe pozwalają nam wyznaczać odległości do galaktyk położonych nawet 17 miliardów lat świetlnych od nas – dużo dalej, niż sięga nasza supergromada – i do najdalszych zakątków Wszechświata.

Wykonamy teraz ostatni krok w głąb kosmosu, docierając do miejsca, z którego widoczny jest cały nasz obserwowalny Wszechświat. W tej największej skali Wszechświat jawi się nam jako skomplikowana sieć supergromad, które w sumie zawierają około 100 miliardów galaktyk. Galaktyki te tworzą z kolei mniejsze skupiska, takie jak gromady i grupy. Każda z galaktyk obejmuje około 100 miliardów gwiazd, a znacznej części tych gwiazd towarzyszą krążące wokół nich układy planet. Mając na uwadze te liczby, trudno się dziwić, że większość astronomów podejrzewa, iż gdzieś w kosmosie może istnieć życie.

Gdy mówimy o „obserwowalnym” Wszechświecie, mamy na myśli to, co jesteśmy w stanie zobaczyć z Ziemi. Ograniczeniem dla tego obszaru nie jest to, jak dobre teleskopy mamy do dyspozycji, ale to, ile lat liczy Wszechświat. Wszechświat, jaki znamy, nie istniał wiecznie. Jeśli jesteśmy w stanie zobaczyć jakąś odległą galaktykę, oznacza to, że światło miało wystarczająco dużo czasu, aby przemierzyć kosmos i trafić na Ziemię. Galaktyka znajdująca się dalej, tak daleko, że jej światło nie zdążyło jeszcze do nas dotrzeć, istnieje poza naszym kosmicznym horyzontem i poza naszym zasięgiem.

Jak daleko znajduje się ten horyzont? W dalszej części książki, w rozdziale 4, dojdziemy do idei narodzin Wszechświata i kwestii jego wieku. Na razie powiedzmy tylko, że astronomowie oszacowali odległość do horyzontu na mniej więcej 50 miliardów lat świetlnych w każdym kierunku od nas. Jest to wartość większa niż 14 miliardów lat świetlnych – odległość, jaką światło zdążyło pokonać w czasie, który zgodnie z naszą wiedzą odpowiada wiekowi Wszechświata, ponieważ w tym okresie przestrzeń nieustannie się rozszerzała. Nasz obserwowalny Wszechświat jest zatem sferyczny, a jego środek mieści się na Ziemi. Nie oznacza to oczywiście, że znajdujemy się w środku Wszechświata. Jesteśmy tylko, z definicji, w środku tej jego części, którą możemy obserwować. Jeśli teraz wyobrazimy sobie, że umieszczamy cały obserwowalny Wszechświat na boisku do koszykówki, to nasza supergromada Laniakea będzie miała rozmiary ciastka leżącego dokładnie pośrodku.

Aby stwierdzić, jak daleko znajdują się najodleglejsze galaktyki i gromady leżące poza naszą supergromadą, ciągle możemy się posługiwać jasnymi supernowymi. Za ich pomocą jesteśmy w stanie dotrzeć na sam kraniec tego, co potrafimy obserwować. Gdy jednak patrzymy w najodleglejsze zakątki naszego obserwowalnego Wszechświata, musimy brać pod uwagę fakt, który ma zarówno pozytywne, jak i negatywne znaczenie w astronomii. Chodzi o to, że obserwując odległy kosmos, jednocześnie cofamy się w przeszłość, jak w wehikule czasu. Chociaż nasz dzisiejszy Wszechświat jest wszędzie mniej więcej taki sam, wypełniony galaktykami, gromadami i supergromadami, to widzimy go w sposób trochę nietypowy ze względu na to, że światło potrzebuje czasu, by do nas dotrzeć. Widzimy w kosmosie obiekty takie, jakie były w momencie opuszczenia ich przez światło. Oznacza to, że najbliższe otoczenie kosmosu widzimy takie, jakie było setki czy tysiące lat temu. Dalsze obiekty pokazują nam swoje twarze sprzed milionów i miliardów lat, kiedy Wszechświat był znacznie młodszy. Na samym skraju obserwowalnego Wszechświata widzimy go takiego, jaki był we wczesnej młodości, i wygląda on tam zupełnie inaczej niż w starszych częściach. Do chwili obecnej te odległe obszary prawdopodobnie również wyewoluowały i przypominają nasze lokalne otoczenie.

Jest to jednocześnie wspaniałe i frustrujące. Oznacza bowiem, że nigdy nie będziemy w stanie zobaczyć całości kosmosu takiego, jaki jest obecnie. Jednocześnie zaś możemy zajrzeć w przeszłość i zobaczyć, jak inne części kosmosu wyglądały kiedyś. Jest to niesamowicie pomocne, ponieważ pozwala zrekonstruować naszą historię. Wyobraźmy sobie kosmitę, który spotyka dużą grupę ludzi, wszystkich w jednakowym wieku osiemdziesięciu lat. Na podstawie samej obserwacji tej grupy ów przedstawiciel obcej cywilizacji miałby duże trudności ze stwierdzeniem, skąd biorą się ludzie, jak się rodzą i jak dorastają.

Wyobraźmy sobie jednak teraz, że nasz gość widzi grupę osób w różnym wieku, z niemowlętami, dziećmi, młodzieżą, osobami w średnim i zaawansowanym wieku. W takiej sytuacji mógłby dużo łatwiej wyrobić sobie opinię na temat przebiegu ludzkiego życia i natury różnych jego etapów. To samo staramy się robić, spoglądając w głąb kosmosu na odległe galaktyki i gwiazdy, które widzimy takie, jakie były w przeszłości. Dzięki temu możemy sobie wyobrazić, w jaki sposób nasza własna część kosmosu, włącznie z Układem Słonecznym, zmieniała się w ciągu milionów i miliardów lat.

Dotarliśmy do końca naszej podróży, w trakcie której oddalaliśmy się krok po kroku od Ziemi ku największym obiektom w kosmosie. Gdybyśmy mieli zapisać nasz pełny kosmiczny adres, wyglądałby on następująco: Ziemia, Układ Słoneczny, najbliższe otoczenie Słońca, Droga Mleczna, Grupa Lokalna, supergromada w Pannie lub Laniakea, obserwowalny Wszechświat. Tak jak wtedy gdy przeglądamy atlas świata, nie próbujmy wyobrazić sobie tych wszystkich skal jednocześnie. Ludzki mózg niezbyt dobrze radzi sobie z takim zakresem rozmiarów i różnym poziomem szczegółów. W atlasie możemy obejrzeć mapę świata, następnie mapę całego kraju, potem jego części, a ostatecznie przyjrzeć się może mapie pojedynczego miasta. To samo dotyczy astronomii. Możemy sobie wyobrazić dowolny wycinek Wszechświata, pod warunkiem że ograniczymy się do umiejscowienia go względem obszarów nieco mniejszych i nieco większych od niego.

To koniec darmowego fragmentu. Czy chcesz czytać dalej?