Choć dziś gwiazdy nie są już spoglądającymi z firmamentu na ziemię bogami, nadal fascynują ludzi. Dekady odkryć pozwoliły uzyskać odpowiedzi na wiele pytań dotyczących ich natury. Wiele zagadek nadal jednak nie zostało rozwiązanych. Nie inaczej jest z ewolucją gwiazd. Co o niej wiemy, a czego jeszcze nie? Czy kiedykolwiek uda się nam odkryć wszystkie ich tajemnice? Garść współczesnej wiedzy na temat życia i śmierci tych ciał niebieskich pragnę przedstawić Ci w tym tekście.
Czym jest ewolucja gwiazd?
Świecące od milionów, a niekiedy od miliardów lat gwiazdy sprawiają wrażenie wiecznych i niezmiennych. Nic bardziej mylnego. Tak jak cały świat ożywiony i nieożywiony przechodzą one przez procesy, które przyczyniają się do zmian w ich funkcjonowaniu. Kolejne etapy prowadzą od narodzin gwiazdy z molekularnego obłoku międzygwiazdowego, poprzez protogwiazdę, główny etap jej życia do zostania nadolbrzymem. Ta część ewolucji wspólna jest dla wszystkich rodzajów słońc.
Później każde z nich przechodzi do fazy, którą można nazwać swoistym życiem po życiu. Żadna gwiazda nigdy bowiem nie umiera całkowicie. Staje się zupełnie nowym tworem. W zależności od masy może przemienić się w karła, czyli glob nie większy od Ziemi, gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Szczególnie dwa ostatnie typy ciał niebieskich są warte uwagi. Ich niewiarygodne właściwości są trudne do zrozumienia dla przeciętnego człowieka. Problem z tym mają niekiedy również fizycy i astronomowie. Do tego etapu życia gwiazd dojdę jednak później. Na razie zobaczmy, jak to wszystko się zaczyna.
Narodziny gwiazdy
Powstanie gwiazdy jest przykładem istnienia nieustannego cyklu życia i śmierci. Do powstania nowych słońc potrzebna jest bowiem śmierć innej, starej gwiazdy. Początkiem jest obłok międzygwiazdowy. Nazwać go można kosmiczną porodówką. Na przestrzeni miliardów kilometrów rozciąga się złożona w 75% z wodoru chmura. Pozostałą jej część (24%) stanowi przede wszystkim hel. Taki skład chemiczny umożliwi w przyszłości rozpoczęcie fuzji jądrowej, a tym samym stanie się gwiazdą.
Dlaczego jednak nazwałem obłok międzygwiazdowy kosmiczną porodówką? Jego masa wynosić może od 100 tys. do nawet 10 mln mas Słońca. Umożliwia to powstanie do kilkuset gwiazd w jednym miejscu. Część z nich będzie tysiące razy większa od Słońca, inne takie jak ono, pozostałe zaś wielkości planet takich jak Saturn. Z tego właśnie powodu z pierwotnej chmury o masie np. 100 tys. Słońc rodzi się kilkaset gwiazd, a nie właśnie 100 tys.
Zgromadzone w obłoku atomy wodoru i helu rozrzucone są na dystansie nawet 300 lat świetlnych. Zgodnie z prawami fizyki materia będąca w takim rozproszeniu jest zimna. W takich warunkach bardzo słabo oddziałuje również grawitacja. Nie jest więc możliwe powstanie globu i rozpoczęcie syntezy wodoru w hel, czyli fuzji jądrowej. Potrzebny jest jakiś katalizator.
Czynnikiem zapłonowym jest wybuch innej, kończącej swój ciąg główny gwiazdy. Wskutek tego wydarzenia do obłoku międzygwiazdowego dociera promieniowanie elektromagnetyczne. Prowadzi ono do ruchu cząstek. Stopniowo się one zagęszczają i zapadają pod wpływem grawitacji. Jeden, rzadki obłok międzygwiazdowy dzieli się na wiele mniejszych. Nowo powstałe chmury zapadają się dalej, tworząc coraz mniejsze skupiska materii. Tak jak rozproszenie cząstek obniża ich temperaturę, tak zagęszczenie ją podwyższa. Zgromadzony gaz staje się coraz gorętszy. Materia zaczyna obracać się wokół wspólnego środka masy. Tak powstaje protogwiazda.
Protogwiazda
Nowo powstałe skupisko cząstek nie jest jeszcze zdolne do przeprowadzania reakcji fuzji jądrowej. Potrzebna jest do tego ogromna temperatura. Wskutek kurczenia się pierwotnego obłoku ciepło we wnętrzu protogwiazdy dochodzi do około 1,5 mld °C. W takich warunkach rozpoczyna się synteza wodoru w hel. Na tym etapie możemy już powiedzieć, że ciało niebieskie stało się gwiazdą. Jej ewolucja nadal nie jest jednak skończona.
Protogwiazda nadal się kurczy. Od tego, jak bardzo materia zapadnie się pod wpływem grawitacji, zależy pozostałe życie gwiazdy. Najmniejsze z nich to brązowe karły. Nie mają one wystarczającej masy, by nieustannie przeprowadzać fuzję jądrową. Są do tego zdolne tylko na samym początku swojego życia. Zapas paliwa jądrowego wypromieniowują jednak bardzo powoli. Tempo to jest tak niskie, że żaden brązowy karzeł nie zdążył jeszcze wyemitować promieniowania mimo niemal 14 mld lat istnienia Wszechświata. Proces ten zajmie im biliony lat.
Wszędzie tam, gdzie skupiska materii były większe, powstają gwiazdy, świecące przez kolejne miliony lub miliardy lat. Część z nich przemieni się w małe i dość chłodne czerwone karły. Kolejne staną się gwiazdami przeciętnej wielkości, nazywanymi żółtymi karłami. Przykładem takiego tworu jest Słońce. Inne staną się olbrzymami o wielkości kilkanaście lub kilkadziesiąt razy większej od niego. Największe nagromadzenia materii pozwolą sformować gwiazdy nawet setki razy większe od Słońca. Niezależnie od rozmiarów i masy, wszystkie przechodzą do kolejnej fazy swojego życia. Jest nim ciąg główny.
Ciąg główny życia gwiazdy
Gwiazdy ciągu głównego klasyfikowane są na podstawie rozmiarów, temperatury powierzchni (a ściślej mówiąc – górnych warstw plazmy) i emitowanego zakresu światła widzialnego. Im więcej materii zgromadzi się w jednym miejscu, tym obiekt jest jaśniejszy i gorętszy. Wpływa to na znacznie szybsze niż w mniejszych obiektach tempo fuzji jądrowej. Z tego powodu największe gwiazdy żyją najkrócej. Dzięki temu są najlepiej poznanym przez astronomów rodzajem słońc. W ich przypadku najłatwiej jest bowiem prześledzić wszystkie etapy ich ewolucji.
Czerwone karły
Najmniejsze obiekty, czyli czerwone karły mają od 0,08 do 0,6 masy Słońca. Ich powierzchnia rozgrzewa się do maksymalnie 4000 K, czyli około 3276 °C. Niska temperatura przyczynia się do dwóch właściwości czerwonych karłów. Po pierwsze wysyłają w przestrzeń kosmiczną niewiele światła widzialnego, do tego właśnie o czerwonej barwie. Po drugie fuzja jądrowa w ich wnętrzach trwać może prawdopodobnie dziesiątki miliardów lat.
Dlaczego naukowcy nie mają pewności, ile to trwa? Powodem jest zbyt krótki okres istnienia Wszechświata. Żaden czerwony karzeł nie zdążył jeszcze zakończyć swojego ciągu głównego. Nie wiadomo więc, jak wygląda jego kres. Przypuszczalnie po prostu powoli stygnie. Zbyt mała masa uniemożliwia bowiem eksplozję, której doświadczają większe gwiazdy.
Żółte karły, czyli gwiazdy wielkości Słońca
Wiele miliardów lat żyją również gwiazdy przeciętnej wielkości. Dla przykładu Słońce jest obecnie w połowie swojego istnienia. Do momentu wyczerpania się paliwa jądrowego zostało mu jeszcze 4,5 mld lat. Temperatura wyższa niż na powierzchni czerwonego karła sprawia, że nasza gwiazda świeci białawym blaskiem. Pomiary wykazały, że górna warstwa jego materii rozgrzana jest do wartości 5778 K, czyli około 5504 °C.
Gwiazdy takie jak Słońce nazywane są żółtymi karłami. W rzeczywistości jednak żółtego zabarwienia nabierają dopiero pod koniec swojego życia. Po wyczerpaniu zapasów paliwa jądrowego przechodzą w etap czerwonego olbrzyma. Następnie stają się białymi karłami. Obiekt taki jest stygnącym przez miliony lat jądrem nieaktywnej gwiazdy. Los taki spotyka obiekty o wielkości 0,8 – 1,4 masy Słońca. Podobnej do niego wielkości są m.in. Alfa Centauri A i B, dwa największe składniki potrójnego układu. Trzeci z nich, Alfa Centauri C, jest czerwonym karłem. Obiekty znajdują się w konstelacji Centaura. Są najbliżej położonymi od Ziemi gwiazdami spoza Układu Słonecznego.
Błękitne nadolbrzymy
Wśród gwiazd nie brak także obiektów, których wielkość przewyższa niekiedy rozmiary naszego układu planetarnego. Olbrzymie temperatury na ich powierzchniach powodują, że emitują one błękitną poświatę. Za przykład może posłużyć R136a1. To ciało niebieskie położone jest w konstelacji Złotej Ryby. Plazma w najwyższej partii tej gwiazdy rozpalona jest do wartości 53 000 K, a więc około 52 276 °C. Ciężar tego obiektu w ciągu 2 mln lat istnienia gwiazdy spadł z 320 do 265 mas Słońca. Tak szybka jej utrata świadczy o tym, że obiekt ten będzie istniał krótko, najwyżej kilkanaście mln lat. Co ważne, to wcale nie jest największy błękitny nadolbrzym. Istnieją gwiazdy wielokrotnie od niego większe. O takich rekordzistkach opowiem Ci później.
To właśnie błękitne nadolbrzymy są obiektami, które kończą swój ciąg główny w najbardziej widowiskowy sposób. Część z nich przemienia się potem w niewiarygodnie gęste gwiazdy neutronowe. Jeszcze większe stają się czym jeszcze bardziej niepojętym – czarnymi dziurami. Najbardziej masywne nie są w stanie zostać nawet czarnymi dziurami. W wyniku wybuchu ich materia zostaje rozerwana na pojedyncze atomy ciężkich pierwiastków powstałych w jądrze w wyniku ostatniej reakcji chemicznej.
Śmierć gwiazdy
W każdej sekundzie w jądrze gwiazdy zachodzą miliony reakcji fuzji jądrowej. Ilość zgromadzonego paliwa jest więc niewyobrażalna. Starcza bowiem na miliony, a nawet miliardy lat. Niemniej jednak zapasy wodoru w końcu się wyczerpują. Brak możliwości syntezy tego pierwiastka w jądrze wymusza branie jego zasobów z obszarów coraz bliższych powierzchni plazmy. Pozbawione paliwa jądro zmniejsza swój rozmiar. Górne warstwy gwiazdy jednocześnie zaczynają się rozszerzać. W rezultacie powstaje czerwony olbrzym, obiekt kilkaset razy większy od jej pierwotnych rozmiarów.
Gwiazda staje się coraz gorętsza. Mimo tego jej kolor zmienia się właśnie na czerwony. Jak to możliwe? Czerwone karły są przecież najchłodniejsze spośród wszystkich tego typu obiektów. Sekret kryje się w rozmiarze. Duża ilość energii jest wypromieniowywana z coraz większej powierzchni. Jest ona zbyt wielka jak na możliwości danej gwiazdy. W rezultacie, mimo gorącego jądra, temperatura górnych warstw plazmy spada.
Dalsza agonia gwiazdy ponownie zależy od jej rozmiarów. Ciała niebieskie wielkości Słońca pozostają na etapie czerwonego olbrzyma. Brak wodoru uruchamia reakcję fuzji helu w węgiel. Po jego wyczerpaniu obiekt odrzuca zewnętrzne warstwy plazmy wskutek wybuchu. Pozostaje samo jądro. To właśnie ono staje się białym karłem.
Większe gwiazdy przechodzą jeszcze jeden etap. Jest nim faza nadolbrzyma. W tak dużych ciałach niebieskich ostatnią reakcją chemiczną jest fuzja helu w metale ciężkie. Najpierw jest to m.in. nikiel i kobalt. Na koniec jądro składa się już wyłącznie z żelaza. W wyniku eksplozji dochodzi do wyrzucenia plazmowej otoczki w przestrzeń kosmiczną. Jądro coraz bardziej zapada. Zgodnie z prawami fizyki staje się również coraz gęstsze. W ten sposób rodzą się gwiezdne zombie – gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Zaczyna się kosmiczne życie po życiu.
Co później dzieje się z gwiazdą?
Powstałe w wyniku eksplozji ciała niebieskie to jedne z najbardziej tajemniczych obiektów we Wszechświecie. Współczesna nauka nie umie odpowiedzieć na pytanie, jaką funkcję pełnią w kosmicznym ekosystemie. Możliwe, że białe karły i gwiazdy neutronowe są jedynie nic nieznaczącymi szczątkami, które bez celu będą krążyć w czasoprzestrzeni już na zawsze. Inaczej jest w przypadku czarnych dziur. Co do ich roli w uniwersum astronomowie mają pewną teorię.
Biały karzeł
Tak jak wspomniałem, biały karzeł jest pozostałością po gwiazdach o wielkości maksymalnie osiem razy większej od Słońca. Wskutek zapadania się materii masa jądra dawnej gwiazdy skoncentrowana jest w znacznie mniejszym punkcie. Maksymalny rozmiar białego karła może wynieść 1,4 masy Słońca. Ono samo jest na tyle małe, że po swojej śmierci skurczy się do globu wielkości Ziemi.
Koncentracja materii białego karła jest ogromna. Naparstek jego materii ważyłby na naszej planecie kilka ton. To, co stanie się z nim później, zależy od intensywności zjawiska akrecji. Pojęcie to oznacza opadanie materii na obiekt w wyniku oddziaływania grawitacji. Dlaczego w ogóle do niego dochodzi? Przyczyną jest sama eksplozja gwiazdy. Owszem, jądro kurczy się błyskawicznie. Rozproszone dookoła niego pozostałości plazmowej otoczki opadają jednak powoli. Wiele z nich odrzuconych zostało przecież na obszarze miliardów kilometrów.
Jeśli ilość opadającej materii nie przekroczy granicy Chandrasekhara, czyli krytycznej wartości 1,4 masy Słońca biały karzeł po prostu stygnie. Proces ten trwa miliardy lat. O tym, co dzieje się później, możemy jednak tylko gdybać. Model teoretyczny każe przypuszczać, że gwiazda taka zamienia się w czarnego karła. Miałby to być całkowicie zimny obiekt, który w przestrzeń kosmiczną nie wysyłałby już żadnej formy promieniowania elektromagnetycznego. Inaczej mówiąc, nie byłby w stanie emitować światła i ciepła, promieniowania jonizującego (np. fal gamma) oraz zaburzać pola magnetycznego. Proces prowadzący do przemiany białego karła w czarnego, o ile istnieje, jest jednak tak długi, że nie zaszedł jeszcze od początku istnienia Wszechświata. Sytuacja jest więc podobna jak w przypadku brązowych karłów.
Zdarza się jednak, że granica Chandrasekhara zostaje przekroczona. Zwiększająca się masa materii prowadzi do zjawiska, którym jest swoista druga śmierć gwiazdy. Dochodzi bowiem do wybuchu znanego jako supernowa. Po niej zaś powstaje inne ciało niebieskie – gwiazda neutronowa. Wiele z nich to pulsary i magnetary.
Gwiazda neutronowa, pulsar i magnetar
Do powstania gwiazdy neutronowej potrzebna jest opadanie materii na białego karła lub wybuch gwiazdy o ciężarze większym niż 8 Słońc. W wyniku eksplozji, w zapadającym się jądrze, dochodzi do procesu syntezy protonów i elektronów. Jako cząstki dodatnie i ujemne tworzą wspólnie materię o charakterze obojętnym, czyli neutrony. Złożona wyłącznie z nich gwiazda charakteryzuje się niezwykle małymi rozmiarami. Obiekty te mają od 10 do 20 km średnicy. Jednak tak jak w przypadku białych karłów, zachowana zostaje materia całego jądra dawnej gwiazdy. Jej naparstek ważyłby więc nie kilka, lecz kilka miliardów ton.
Większość gwiazd neutronowych jest w stanie generować bardzo silne promieniowanie elektromagnetyczne. Skutkiem tego jest emisja silnych wiązek światła z biegunów magnetycznych. Co więcej, obracają się wokół własnej osi znacznie szybciej niż inne gwiazdy neutronowe. Oś obrotu nie pokrywa się jednak z pozycją biegunów. Innymi słowy, zamiast krążyć w poziomie (jak np. Ziemia) lub pionie (przykładem jest Uran), wykonują ruch skośny. Z tego powodu zewnętrzny obserwator (np. astronom na Ziemi), ulega pewnemu złudzeniu. Mimo tego, że wiązka światła emitowana jest nieustannie, wygląda, jakby ono pulsowało. Z tego powodu obiekty te nazywane są pulsarami.
Magnetary są z kolei gwiazdami neutronowymi wysyłającymi bardzo silne promieniowanie magnetyczne. Poza tą różnicą zachowują się tak jak pulsary. Istnieją również obiekty łączące w sobie cechy pulsarów i magnetarów. Niezależnie jednak od tego, czym z początku jest gwiazda neutronowa, po miliardach lat źródła jej promieniowania się wyczerpują. Takie ciało niebieskie staje się wówczas zwykłą gwiazdą neutronową.
Niewykluczone więc, że obiekty, które obecnie nie emitują światła lub silnego pola magnetycznego, kiedyś je wysyłały. Tego jednak nie wiadomo. Tak samo zagadką pozostaje los tych ciał niebieskich. Czy przechodzą dalszą ewolucję, tak jak białe karły teoretycznie mogą stawać się czarnymi? Jeśli tak, żaden nowy twór z gwiazdy neutronowej nie zdążył jeszcze powstać.
Co ciekawe, granica między białymi karłami a gwiazdami neutronowymi nieco się zatarła. Nie tylko zjawisko akrecji może doprowadzić do przemiany jednego obiektu w drugi. W kosmosie odkryto bowiem białe karły, które również emitują światło tak jak pulsary.
Czarna dziura
Pora na obiekt, który dorobił się niezwykle negatywnej opinii. Czarne dziury powszechnie kojarzone są z czymś złym. Tak jak w wielu przypadkach, niechęć ta bierze się z braku wiedzy na temat tych obiektów. W przeciwieństwie do białych karłów i gwiazd neutronowych mogą one pełnić pożyteczną funkcję we Wszechświecie. Naukowcy przypuszczają, że stabilizują ruch galaktyk. W jaki sposób? Nie wiadomo. Z jakiejś jednak przyczyny każda dotychczas zaobserwowana galaktyka w swoim centrum ma właśnie czarną dziurę. Nie inaczej jest w przypadku Drogi Mlecznej.
Supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk to ciała niebieskie powstające na dwa sposoby. Mogą się formować w wyniku łączenia wielu mniejszych tego typu obiektów lub akrecji materii na mniejszą czarną dziurę. Te zaś powstają w różnych częściach układów gwiezdnych. Najwięcej jest ich bliżej środka, czyli tam, gdzie pierwotne obłoki międzygwiazdowe są w stanie zgromadzić większą ilość materii. A ta jest niezbędna do stworzenia gwiazdy większej od Słońca co najmniej 20 razy. Jej kolaps (czyli zapadanie się jądra) jest tak gwałtowny, że pozostaje z niej tylko osobliwość, czyli nieskończenie mały punkt o niewyobrażalnie silnej grawitacji. Z zasięgu jej oddziaływania nie może uciec żadna materia, nawet światło.
Czarne dziury to jedne z najbardziej tajemniczych obiektów w kosmosie. Jako że nie może im umknąć również światło, nie sposób ich dostrzec. Ich istnienia dowiedziono przy pomocy równań. Wcześniej po prostu podejrzewano, że prawa fizyki umożliwiają powstawanie takich tworów. Nie wiadomo także, do jakich zjawisk dochodzi po wejściu w osobliwość. Według najpopularniejszej hipotezy obiekt w jej oddziaływaniu zostaje unicestwiony poprzez fragmentację na cząstki elementarne.
Co po miliardach lat dzieje się z czarną dziurą? Tego też nikt nie wie. Jeden z pomysłów zakłada, że pochłanianie wszelkiej materii nie jest procesem jednostronnym. W międzyczasie miałyby one oddawać niewielką jej część z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Ze względu na to, że zabierają jej więcej, niż zwracają, nie są w stanie umrzeć. Gdy jednak materii zabraknie, czarne dziury mogłyby zacząć zanikać. Proces ten obrazowo można by było porównać do wyparowywania.
Nim jednak do tego dojdzie miną biliony lub biliardy lat. Najpierw czarne dziury musiałyby pochłonąć wszystkie brązowe i czarne karły. Zagadka ta pozostanie więc na zawsze jedynie problemem dysput z dziedziny fizyki teoretycznej.
Największe, najmniejsze i inne, czyli gwiazdy rekordzistki
Wśród gwiazd znaleźć można ciała niebieskie tak różnorodne, że aż trudno uwierzyć w ich przynależność do jednej kategorii obiektów. Wśród nich są twory wielkości dużych planet, jak również większe niż całe układy planetarne. Inne są z kolei niewyobrażalnie gorące. Do kolejnych lot trwałby biliardy lat.
Najmniejsza gwiazda w kosmosie
Dla przykładu najmniejsza znana gwiazda w kosmosie to EBLM J0555-57Ab. Znajduje się ona w konstelacji Malarza oddalonym o 619 lat świetlnych od Ziemi. Jest 85 razy cięższa od Jowisza. Jej promień równy jest zaś promieniowi Saturna. Gwiazda ta minimalnie przekracza dolną granicę masy, jaką musi mieć protogwiazda do stania się gwiazdą. Niewiele więc zabrakło, by stała się brązowym karłem.
Największa gwiazda w kosmosie
EBLM J0555-57Ab ma szansę pozostać liderką klasyfikacji na długie lata. Wszak trudno będzie znaleźć obiekt jeszcze bliższy granicy umożliwiającej w ogóle rozpoczęcie fuzji jądrowej. W drugą stronę ranking zmienia się jednak dość często. Obecnie za największą gwiazdę we Wszechświecie uchodzi Stephenson 2-18 z konstelacji Tarczy. Lot z Ziemi do niej trwałyby 19,5 tys. lat świetlnych.
Jej masa jest większa od Słońca 2150 razy, przez co zaliczana jest do kategorii hiperolbrzymów. Rozmiar tego giganta pokrywa się mniej więcej z połową Układu Słonecznego. Gdyby wstawić ją do niego zamiast Słońca, gwiazda ta pochłonęłaby nawet Saturna. Co ciekawe, mimo jasności takiej jak 440 tys. Słońc jest dość chłodna. Duże rozmiary, o których wspomniałem, opisując czerwone olbrzymy, także i tu powodują niską temperaturę plazmy na powierzchni. Wynosi ona tylko 3200 K, czyli około 2927 °C.
Najgorętsza gwiazda w kosmosie
Pod względem temperatury Stephenson 2-18 nie może się więc równać z gwiazdami Wolfa-Rayeta. W tej klasyfikacji umieszczane są obiekty o temperaturze powierzchni dochodzącej do 25 000 K, czyli około 24 726 °C. Najbliżej tej wartości jest Spica, zwana też Alfą Virginis lub Kłosem. Znajduje się w gwiazdozbiorze Panny. Górna warstwa jej plazmy rozgrzana jest do 24 000 K, co daje niemal 23 727 °C. Od Ziemi dzieli ją 250 lat świetlnych.
Gwiazda najdalej położona od Ziemi
Coraz doskonalsze teleskopy przesuwają granice znanego nam Wszechświata, dostarczając informacji, których jeszcze kilkadziesiąt lat temu nie bylibyśmy w stanie zweryfikować. Tak jest też z gwiazdą o nazwie Earendel. Obecnie to do niej należy rekord oddalenia od Ziemi wynoszący 12,9 mld lat świetlnych. Inaczej mówiąc, tyle czasu potrzebowało jej światło, by do nas dotrzeć. Gwiazda ta była prawdopodobnie 50 razy większa od Słońca.
Dlaczego „była”, a nie „jest”? Tak jak napisałem wcześniej, takie olbrzymy żyją nie dłużej niż kilkadziesiąt milionów lat. Obserwacja światła Earendela jest więc niczym podróż w czasie. Astronomowie dostrzegli w Teleskopie Hubble’a tak naprawdę nie gwiazdę, lecz poświatę wysłaną przez obiekt, który od miliardów lat już nie istnieje. Masa Earendela każe przypuszczać, że dziś jest czarną dziurą.
Na razie o tym ciele niebieskim nic więcej nie wiadomo. Naukowcy będą próbowali ustalić jego dokładną masę, jasność i skład chemiczny. Interesująca jest szczególnie ta ostatnia właściwość. Do tej pory uważano, że niecały miliard lat po powstaniu Wszechświata to okres zbyt krótki, by narodziły się gwiazdy. Wówczas miało nie być wystarczającej ilości wodoru i helu. Twierdzono również, że brakowało ciężkich pierwiastków, takich jak żelazo. Jest więc bardzo prawdopodobne, że badania Earendela zmienią nasze dotychczasowe wyobrażenia na temat Wszechświata tuż po Wielkim Wybuchu.
Gwiazdy jak nic innego we Wszechświecie ilustrują niekończący się krąg życia i śmierci. Ich narodziny są szansą na powstanie organizmów, czego przykładem jest Ziemia. Ich kres wyznacza też koniec istnienia planet, na których mógł zaistnieć świat biologiczny. Dopóki będą rodzić się nowe pokolenia gwiazd, dopóty krąg ten będzie istnieć. Gdy zabraknie materii do tworzenia kolejnych ich generacji, Wszechświat, jaki znamy, zamieni się w wieczną, martwą pustkę. Czy jednak powinniśmy się tym przejmować? Absolutnie nie. Nim do tego dojdzie miną prawdopodobnie biliardy lat. Cieszmy się więc światem, który mamy, ponieważ dostaliśmy dostatecznie dużo czasu, by móc podziwiać go w blasku jego gwiazd.
