Jak powstał Wszechświat?

Patrząc w nocy w niebo, nawet gołym okiem można zauważyć niezliczone ilości jasno świecących punktów. Są to gwiazdy pochodzące z naszej galaktyki, zwanej drogą mleczną. Astronomowie, wyposażeni w potężne teleskopy, patrzą o wiele dalej, i są w stanie dostrzec galaktyki odległe od nas o miliardy lat świetlnych. Patrząc na galaktyki znajdujące się na obrzeżach Wszechświata zauważyli, że stale się od siebie oddalają. Wskazuje to na to, że jesteśmy częścią poszerzającego się Wszechświata. Taka sytuacja mogła zaistnieć, jeśli Wszechświat powstał w wyniku procesu przypominającego wybuch, podczas którego cała materia zaczęła się rozpraszać na wszystkie strony.

Prawdopodobnie początkowo Wszechświat był bardzo gorący, jednak w wyniku bardzo szybkiego rozszerzania malała jego gęstość i temperatura. W ciągu miliardów lat Wszechświat ostygł do obecnej temperatury 2,7 K.

Wszystkie te przewidywania dotyczą Wszechświata, który był kiedyś. Światło z najbardziej odległych galaktyk dociera do nas przez 10 mld lat. Tak więc naprawdę nie wiemy, jak wygląda obecnie Wszechświat. Nawet patrząc na Słońce, nie możemy powiedzieć czy wciąż świeci, ponieważ widzimy je takim, jakie było przed kilkoma minutami. Obserwacja Wszechświata jest więc jakby patrzeniem w przeszłość.

Teoria Wielkiego Wybuchu

Według teorii Wielkiego Wybuchu, cała materia Wszechświata była skupiona na początku w jednym punkcie o nieskończonej gęstości. Bardzo ciężko to sobie wyobrazić, była to sytuacja podobna do obecnych czarnych dziur. W wyniku nieznanego zjawiska materia nagle zaczęła się rozszerzać w sposób, który przypominał wielką eksplozję. Właśnie stąd wzięła swoją nazwę teoria - Big Bang, co oznacza Wielki Wybuch.

Zgodnie z tą teorią, Wszechświat prawdopodobnie wciąż się rozszerza (choć możliwe, że zaczął się już kurczyć), i nie jest nieskończony. Trudno powiedzieć co jest "poza" Wszechświatem, prawdopodobnie nie ma tam nic. Początkowo teoria Wielkiego Wybuchu wydawała się tak absurdalna, ze niektóre dowody na jej słuszność fałszowano, gdyż nie chciano się z nią zgodzić. Jednak po wielu latach, zwłaszcza na początku XX wieku, zaczęły pojawiać się dowody na słuszność tej hipotezy. Obecnie uważa się, że teoria ta jest najbardziej prawdopodobną teorią powstania Wszechświata.

Aby lepiej wyobrazić sobie proces rozszerzania się Wszechświata, można wykonać bardzo proste doświadczenie. Wystarczy wziąć balonik i przed nadmuchaniem pokryć go kropkami namalowanymi flamastrem. Każda z kropek może oznaczać jedną galaktykę. Jeżeli będziemy dmuchać balonik, to "galaktyki" zaczną się stopniowo od siebie oddalać. Im większy będzie balon, tym szybciej kropki oddalają się od siebie. Podobna sytuacja ma miejsce we Wszechświecie - przestrzeń się rozszerza, a wraz z nią oddalają się od siebie wszystkie obiekty.

Najlepiej widocznymi obiektami we Wszechświecie są oczywiście gwiazdy. Dzięki nim zawdzięczamy nasze istnienie, gdyż to właśnie one dały początek istnieniu wszystkich pierwiastków, z których jest zbudowany otaczający nas świat. Gwiazdy zaczęły się tworzyć od razu po Wielkim Wybuchu. Ich czas życia jest bardzo różny, od kilkuset milionów lat do nawet kilkuset miliardów lat. Nie jest możliwe w ciągu życia ludzkiego zaobserwować pełnego cyklu życia ani jednej gwiazdy, więc wszystkie teorie co do ich powstawania i ewolucji są oparte na różnych obserwacjach i obliczeniach. Do Ziemi dociera światło z milionów gwiazd, z których wiele jest w różnych stadiach rozwoju. Obserwując te stadia i porównując je dla różnych gwiazd, naukowcom udało się odkryć mechanizmy powstawania, świecenia oraz umierania gwiazd, a także tworzenia się różnych innych obiektów, takich jak czerwone olbrzymy, białe karły czy gwiazdy neutronowe. Szczególnie widowiskowe dla astronomów są momenty śmierci gwiazd - niezwykle silne wybuchy.

Najważniejszym czynnikiem, od którego zależy droga, na jakiej ewoluuje gwiazda, jest jej masa. Małe gwiazdy, takie jak Słońce, nie świecą tak intensywnie jak olbrzymie gwiazdy, jednak żyją znacznie dłużej. Nie przechodzą też tak gwałtownych zmian. Wielkie gwiazdy świecą niesamowicie jasno, a ich śmierć jest niezwykle spektakularna i może prowadzić na przykład do powstania czarnej dziury.

Gwiazdy powstają zazwyczaj z mgławic, czyli chmur pyłu międzygwiezdnego i materii. Głównym składnikiem mgławic jest wodór. Jest on także głównym składnikiem wszystkich gwiazd i paliwem do przeprowadzania syntezy termojądrowej helu. Powstawanie gwiazdy z mgławicy jest bardzo długotrwałym procesem. Pierwszym etapem jest kondensacja małych fragmentów chmury. Pod wpływem coraz większej masy zaczyna ona przyciągać inne cząstki gazu. Wraz ze zwiększaniem się masy zarodka gwiazdy, zaczyna się ona coraz bardziej ściskać. Pod wpływem ciśnienia ogrzewają się wewnętrzne partie gwiazdy. Im bardziej rośnie masa, tym gorętsze staje się jądro gwiazdy. Stopniowo gwiazda zaczyna świecić pod wpływem promieniowania emitowanego przez rozgrzane cząstki jądra. Taka gwiazda jest nazywana protogwiazdą. Protogwiazda wciąż nabiera masy i zwiększa się ciśnienie w jej wnętrzu. Temperatura bardzo szybko rośnie, aż dochodzi do kilku milionów stopni. Gdy osiągnie granicę10 mln stopni, zostaje zapoczątkowana reakcja termojądrowej syntezy wodoru do helu. W wyniku tej reakcji zostaje uwolnione bardzo dużo ciepła, które powoduje zapoczątkowanie kolejnych reakcji. W ten sposób wyzwolona zostaje reakcja łańcuchowa zachodząca we wnętrzu gwiazdy. Bardzo duża część energii z syntezy jądrowej zostaje przez gwiazdę wypromieniowana na zewnątrz w postaci kwantów X i gamma. Promieniowanie to, w wyniku oddziaływania z bardzo gęstą materią, ulega osłabieniu, i z gwiazdy wychodzi w postaci światła widzialnego i ultrafioletowego. Od kiedy gwiazda zaczyna świecić w wyniku reakcji termojądrowych, przestaje być protogwiazdą i staje się gwiazdą. Po okresie powstawania gwiazda wkracza w stan równowagi. Przestaje zmieniać swoją masę i gęstość, ustala się szybkość przebiegu reakcji termojądrowych. Gwiazda wkracza w stan stacjonarny i zaczyna świecić. Jest to tak zwany ciąg główny życia gwiazdy.

Bardzo dobrym sposobem przedstawienia stadium życia gwiazdy jest umieszczenie jej na wykresie Hertzsprunga - Russela. Wykres ten przedstawia zależność pomiędzy kolorem i jasnością gwiazdy, a jej temperaturą. Wyróżnia się następujące typy gwiazd:

Typ gwiazdy

Kolor gwiazdy

Temperatura [K]

O

Niebieski

25 000 - 40 000

B

Niebieski

11 000 - 25 000

A

Biało - niebieski

7 500 - 11 000

F

Biały

6 000 - 7 500

G

Żółty

5 000 - 6 000

K

Pomarańczowy

3 500 - 5 000

M

Czerwony

3 000 - 3 500

Po okresie swojego życia gwiazdy zaczynają wygasać. Zależnie od masy gwiazdy, kończy ona swoje życie na różny sposób. Na przykład gwiazdy o wielkości porównywalnej z wielkością Słońca, którego średnica wynosi około 1,4 mln km, giną w bardzo podobny sposób. Gwiazdy o wielkości pomiędzy 4 a 8 mas Słońca również kończą swój żywot w podobny sposób, jednak już w inny sposób niż gwiazdy podobne do Słońca. Natomiast gwiazdy o masie przekraczającej 8 mas Słońca mogą zginąć na różne sposoby, i po ich śmierci mogą powstawać różne obiekty.

Najdłużej żyjącymi gwiazdami są małe gwiazdy, o masie do 4 mas Słońca. Gwiazdy takie nie świecą najjaśniej, jednak dzięki temu powoli spalają swoje zapasy wodoru. Jednak po około 16 mld lat od utworzenia gwiazdy wodór jej jądrze może zostać całkowicie zużyty w syntezie termojądrowej i nastąpi zatrzymanie świecenia gwiazdy. W wyniku tego gwiazda zaczyna się zapadać. Rośnie gęstość w jej wnętrzu, i jednocześnie ogrzewa się. W pewnym momencie jądro ma już na tyle wysoką temperaturę, że zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe w wodorowej otoczce gwiazdy. Gwiazda zaczyna świecić na czerwony kolor i znacznie zwiększa się obszar świecenia w wyniku rozpychania gwiazdy przez prądy konwekcyjne. Rozmiar takiej gwiazdy może wzrosnąć nawet kilkadziesiąt razy. Z tego powodu ten etap życia gwiazdy nazywa się czerwonym olbrzymem.

Czerwony olbrzym świeci, dopóki cały wodór z otoczki nie zostanie zużyty w syntezie helu. Gdy to nastąpi, gwiazda gwałtownie się zapada, zwiększa się jej gęstość, a temperatura dochodzi do kilkuset miliardów stopni. W takich warunkach następuje synteza z helu cięższych pierwiastków, aż do węgla włącznie. W reakcjach syntezy wydziela się energia, która sprawia, że gwiazda świeci jeszcze przez około 100 milionów lat. Na tym etapie gwiazda nazywa się białym karłem.

Gdy cały hel z białego karła zostaje zużyty, gwiazda gwałtownie się zapada. Osiąga wielkość zbliżoną do rozmiarów Ziemi, i gęstość kilkaset tysięcy razy większą. Łyżeczka materii na tej planecie wały kilka tysięcy ton. Taka wygaśnięta gwiazda jest ostatnim etapem życia małych gwiazd.

Inaczej przebiega ewolucja większych gwiazd, o masie rzędu 4 - 8 mas Słońca. Takie duże gwiazdy w początkowym stadium świecą bardzo jasno, znacznie jaśniej niż mniejsze gwiazdy. Wodór z jądra zużywają już w ciągu kilkuset milionów lat, a więc znacznie szybciej niż małe gwiazdy. Temperatura na powierzchni takich gwiazd przekracza 25 000 K, więc jest kilka razy większa niż Słońca. Po etapie świecenia, gwiazda staje się czerwonym olbrzymem i wypala wodór znajdujący się w jej otoczce. W jądrze takiej gwiazdy temperatura może przekraczać 600 milionów K, czyli jest wystarczająca, aby zapoczątkować reakcję syntezy jądrowej pierwiastków cięższych od węgla. W takich gwiazdach mogą powstawać jądra pierwiastków do żelaza włącznie. Gwiazda na tym etapie zwiększa swoją objętość znacznie bardziej niż czerwony olbrzym, dlatego jest nazywana nadolbrzymem. Objętość nadolbrzyma jest do kilkuset razy większa niż czerwonego olbrzyma.

W pewnym momencie ustaje synteza pierwiastków w nadolbrzymie i w ciągu kilku sekund gwiazda zapada się do bardzo małych rozmiarów. Nagle ściśnięcie materii w tak małej objętości powoduje, że zostaje uwolniona olbrzymia ilość energii. Energia ta powoduje rozsadzenie jądra. Zjawisko to jest niezwykle efektowne, i jest nazywane wybuchem supernowej. Zaobserwowanie wybuchu supernowej zdarza się niezwykle rzadko, gdyż zazwyczaj gwiazdy są zbyt małe lub są położone zbyt daleko. Jednym z najbardziej spektakularnych wybuchów była eksplozja zaobserwowana w 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana. Supernową można było dostrzec z Ziemi gołym okiem. W momencie wybuchu była ona ponad miliard razy jaśniejsza niż nasze Słońce.

Podczas wybuchu supernowej wytwarzane jest bardzo dużo neutronów. Ulegają one gwałtownej kondensacji do objętości o promieniu kilkunastu kilometrów. Gęstość takiego tworu jest olbrzymia, znacznie większa niż gęstość białego karła. Łyżeczka materii z tej gwiazdy ważyłaby na Ziemi 100 mln ton. Gwiazda powstała z kondensacji neutronów nazywana jest gwiazdą neutronową. Wiruje on a bardzo szybko dookoła własnej osi, jest bardzo silnie namagnesowana. Wysyła ona bardzo silne promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie radiowym, a także inne rodzaje promieniowania. Promieniowanie emitowane przez gwiazdę jest zakrzywiane przez jej pole magnetyczne, i tworzy coś w rodzaju kręgów dookoła gwiazdy. Gwiazdę neutronową można obserwować za pomocą teleskopów skupiających wiązki fal radiowych, czyli radioteleskopów. Taki teleskop ukazuje gwiazdę neutronową jako pulsujący obiekty, dlatego też nazywa się je inaczej pulsarami. Niektóre z pulsarów emitują promieniowanie o innej częstości, na przykład rentgenowskie oraz widzialne. Szybkość emitowania prze pulsar błysków przekracza 30 na sekundę, jeden z najszybszych zaobserwowanych pulsarów, PSR 1939+21, emituje impulsy z częstością 642 w ciągu sekundy.

Ewolucja gwiazd o największej masie przebiega bardzo podobnie, z tym, że w wyniku wybuchu supernowej najczęściej ich jądro jest całkowicie niszczone. Jeżeli jednak uda mu się przetrwać, i ma ono rozmiary zbliżone do Ziemi, to zaczyna się ono zapadać i przekształca się w tak zwaną czarną dziurę, jeden z najbardziej niezwykłych tworów we Wszechświecie. Czarna dziura ma tak olbrzymią gęstość, że praktycznie można ją uznać za nieskończoną. Wytwarzane przez nią pole grawitacyjne jest w stanie zakrzywiać tor lotu fotonów, które mają zerową masę. Czarne dziury nie emitują prawie żadnego promieniowania, można je zaobserwować jedynie przez obserwację wpływu, jaki wywiera ich pole grawitacyjne na inne obiekty, oraz przez obserwację obiektów, które zostają czasem wyrzucone z ich pobliża z ogromną energią.

Bardzo często, kiedy patrzymy w niebo, widzimy że gwiazdy nie świecą ciągłym światłem, tylko migoczą. Mogło by się wydawać, że gwiazdy te są jakimiś nietypowymi, pulsującymi gwiazdami. Jednak w rzeczywistości migotanie gwiazd jest spowodowane ruchami naszej atmosfery. Światło gwiazd, przechodząc przez naszą atmosferę, jest załamywane. Jeżeli powietrze w atmosferze jest bardzo ruchliwe, to załamanie światła może je całkowicie rozproszyć i w ten sposób gwiazda na chwilkę znika.

Mimo to było by błędem stwierdzenie, że gwiazdy są stałe. Procesy zachodzące w gwiazdach podczas ich świecenia, oraz zmiany, jakim podlegają, możemy dokładnie poznać dzięki obecności w naszym sąsiedztwie bardzo ważnej gwiazdy - Słońca. Słońce jest pod wieloma względami bardzo typową gwiazdą, dlatego procesy, jakie na nim zachodzą, mają miejsce także na innych gwiazdach.

Jednym z przejawów zmian w gwieździe są jej zmiany jasności. Gwiazdy, których jasność nie zmienia się w okresie możliwym do zaobserwowania, nazywa się gwiazdami stałymi. Natomiast gwiazdy, które jaśnieją cyklicznie, w okresie, który można zaobserwować, określa się mianem gwiazd zmiennych. Dzięki zmianom jasności można dokładnie poznać rozmiary, odległości oraz budowę i stadium ewolucji bardzo odległych gwiazd. Zmiany blasku gwiazd zmiennych odnosi się zazwyczaj do jasności gwiazd stałych, która jest jakby wzorcem jasności.

Istnieje wiele procesów, które mogą powodować okresowe zmiany jasności gwiazd. Wszystkie te procesy zachodzą we wnętrzu gwiazdy. Bardzo spektakularnym zjawiskiem są pulsacje - naprzemienne rozdymanie i kurczenie się gwiazdy. Gdy gwiazda jest skurczona, ma bardzo wysoką temperaturę, która powoduje bardziej intensywne zachodzenie rekcji termojądrowych. W wyniku reakcji jest uwalniane bardzo dużo energii, która powoduje rozdęcie gwiazdy. Rozdęta gwiazda jest znacznie chłodniejsza, i reakcje termojądrowe zachodzą w niej mniej intensywnie. Dlatego zaczyna się ona z powrotem kurczyć, w wyniku czego rośnie jej temperatura. Taki proces powtarza się cyklicznie. Oczywiście skurczona gwiazda ma znacznie większą jasność niż gwiazda "rozdęta".

Jasność gwiazdy może też zmieniać się w wyniku bardzo gwałtownych wybuchów w jej wnętrzu, które pojawiają się w pewnych burzliwych fazach życia gwiazd.

Niekiedy, gdy dwie lub więcej gwiazd znajduje się blisko siebie, tworząc układ, mogą one nawzajem przesłaniać swój blask. Jeżeli orbita takiego układu jest prostopadła do obserwatora, to obserwuje ona na przemian jaśniejsze i ciemniejsze świecenie jednej i drugiej gwiazdy. Zmiany jasności są zależne od wzajemnych rozmiarów i odległości gwiazd, dlatego jest to jeden ze sposobów określania rozmiarów bardzo dalekich gwiazd. Układy takie nazywamy układami zaćmieniowymi.

Możliwa jest jednak i taka sytuacja, gdy jasność bardzo odległej gwiazdy jest zmieniana przez obiekty, które są od niej bardzo oddalone, i znajdują się na linii z obserwatorem. Promienie świetlne gwiazdy mogą ulec ugięciu na tym obiekcie. Zjawisko to jest podobne do olbrzymiej soczewki grawitacyjnej, gdyż powoduje, wbrew oczekiwaniom, znaczne pojaśnienie gwiazdy. Takie zjawiska, ze względu na konieczność bardzo precyzyjnego ustawienia się w linii gwiazdy, obiektu i obserwatora, są bardzo rzadkie, jednak ich obecność umożliwia wykrywanie obiektów, których w inny sposób nie bylibyśmy w stanie dostrzec. Opisane zjawisko, zwane mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym, jest bardzo intensywnie poszukiwane przez astronomów. Okazuje się bowiem, że obiekty mikrosoczewkujące mogą stanowić aż do 90% całej materii we Wszechświecie. Te ciała niebieskie, ze względu na niemożliwość zaobserwowania ich wprost, są określane mianem ciemnej materii.

Jednymi z najbardziej niezwykłych obiektów we Wszechświecie, które udało nam się zaobserwować, są czarne dziury. Obiekty te otrzymały swą nazwę od Johna Archibalda Wheelera. Czarne dziury powstają w procesie wygasania olbrzymich gwiazd, o masie większej niż 8 mas Ziemi. Gwiazdy takie, po wypaleniu całego wodoru, przekształcają się w czerwone olbrzymy. Następnie w wyniku silnej implozji, zapadają się osiągając taką gęstość, że następuje po niej silne eksplozja, zwana wybuchem, supernowej. Po wybuchu, jeśli jądro gwiazdy przetrwało, przekształca się w gwiazdę neutronową, składającą się głównie z neutronów powstałych podczas wybuchu. Jeżeli jej masa jest większa od 2 mas Słońca, gwiazda neutronowa zaczyna się zapadać, aż osiąga punktową objętość. Gęstość w takim punkcie osiąga praktycznie nieskończoną wartość. Taki twór, w którym gęstość jest nieskończona a objętość zerowa, nosi nazwę czarnej dziury.

Innym sposobem powstania czarnej dziury jest zapadanie się układów podwójnych gwiazd, złożonych z gwiazdy neutronowej lub białego karła oraz innej gwiazdy. W obecności innej gwiazdy, gęste obiekty przybierają na masie i zapadają się, tworząc w końcu czarną dziurę.

Czarne dziury mogą mieć różne rozmiary. Ogólnie ich rozmiar zależy od ich masy. Na przykład, aby Ziemia stała się czarną dziurą, musiałaby być ściśnięta do rozmiaru piłki golfowej. Słońce może się stać czarną dziurą, jeśli jego masę wciśnie się w kulę o promieniu kilkuset metrów. Przykładowo, jeśli czarna dziura ma wielkość piłki do koszykówki, to jej masa jest około 5 razy większa niż masa Ziemi. Oczywiście taka masa jest zbyt mała, aby powodować wielkie zmiany w przestrzeni. Jednak aż trudno sobie wyobrazić, jak duża jest czarna dziura, która może znajdować się w centrum naszej galaktyki.

Pomimo swojej nazwy, czarne dziury nie są wcale całkowicie czarne, tzn. nie emitujące jakiejkolwiek formy energii. Czarne dziury opisuje się za pomocą teorii ciała doskonale czarnego. Według tej teorii, temperatura czarnej dziury wynosi 1023:M. Przez M oznacza się masę czarnej dziury (w kg). Aby ciało było doskonale czarne, tzn. nie emitowało absolutnie żadnej energii, musi mieć temperaturę 0 K. Jak wiadomo, temperatura taka jest niemożliwa do osiągnięcia. Dlatego z czarnych dziur emitowane jest trochę energii w postaci neutrin, elektronów oraz fotonów, których energia zależy od temperatury otoczenia. Jeżeli czarna dziura ma masę równą masie trzech Słońc, to emituje ona promieniowanie odpowiadające ciału doskonale czarnemu w temperaturze 3×10-9 K. Ilość energii odpowiadającą tej temperaturze można policzyć za pomocą prawa Plancka.

Jeżeli Wszechświat będzie się nadal rozszerzał, to materia w nim będzie ulegała ciągłemu rozproszeniu i jego temperatura będzie wciąż spadać. Kiedy Wszechświat osiągnie 1040 lat, temperatura będzie tak niska, że rozpadną się protony, i jedynymi obiektami, które będą emitować promieniowanie będą czarne dziury. Gdy Wszechświat osiągnie wiek 1065 - 1065 lat, mniejsze czarne dziury wyparują i pozostaną jedynie supermasywne czarne dziury. W wieku 10141 lat cała materia ulegnie kompletnemu rozproszeniu i nie będzie już obiektów, które będą emitować jakąkolwiek energię. Wtedy prawdopodobnie temperatura Wszechświata osiągnie zero absolutne. Możliwe jednak, że na jakimś etapie Wszechświat przestanie się rozszerzać, i nastąpi proces przeciwny - Wielki Kolaps.

Wśród czarnych dziur można wyróżnić trzy rodzaje. Pierwszym z nich są gwiazdowe czarne dziury, kilkaset tysięcy razy mniejsze od gwiazd i ważące do kilku mas gwiazdy. Znacznie większe od nich są supermasywne czarne dziury, znajdujące się na przykład w jądrach galaktyk. Takie czarne dziury mają masy przekraczające miliardy mas Słońca. Ich promień jest większy niż promień orbity Jowisza. Jądro Drogi Mlecznej to czarna dziura o masie kilku milionów Słońc. We wszechświecie występują także pierwotne czarne dziury, o rozmiarach setnych części milimetra. Powstały one w pierwotnych etapach tworzenia się Wszechświata, jako wynik panujących w niektórych miejscach specyficznych warunków. Masa takich czarnych dziur jest równa w przybliżeniu kilku masom Księżyca.

Powszechnie mówi się o tym, że czarne dziury, w wyniku olbrzymiej siły grawitacji, powodują zakrzywienie czasoprzestrzeni. Bardzo trudno jest sobie wyobrazić to zjawisko, ponieważ rozumiemy przestrzeń nie jako jakąś matematyczną funkcję, ale jako "powietrze". Zakrzywianie czasoprzestrzeni powoduje, że prawdopodobnie w pobliżu czarnych dziur możliwe jest inne odczuwanie upływu czasu. Jeżeli teoretyczny obserwator znajdowałby się nieruchomy w pobliżu czarnej dziury, nie odczuwałby żadnego upływu czasu - zegar praktycznie by stanął, natomiast odczuwałby działającą na niego miażdżącą siłę grawitacji. Jeżeli jednak poruszałby się swobodnie, kierowany siłą grawitacji czarnej dziury, to czas upływałby mu tak samo jak na Ziemi - nie zauważyłby żadnej zmiany.

Wszystkie te rozważania bardzo trudno jest sobie wyobrazić, ponieważ na co dzień nie mamy do czynienia z takimi zjawiskami jak zakrzywianie czasoprzestrzeni. Już bardzo trudno jest wyobrazić sobie samą "czasoprzestrzeń" - przestrzeń czterowymiarową. Przestrzeń trójwymiarowa jest łatwa do wyobrażenia, ponieważ potrafimy ją wyrazić przez przestrzeń dwuwymiarową. Na przykład to, że wiemy, jak wygląda sfera, zawdzięczamy temu, że potrafimy ją przedstawić za pomocą zakrzywienia przestrzeni dwuwymiarowej, czyli płaszczyzny. Ale trudno już powiedzieć, jak wygląda "zakrzywianie" przestrzeni trójwymiarowej, prowadzące do przestrzeni czterowymiarowej, a już zupełnie nie można sobie wyobrazić zakrzywienia przestrzenie czterowymiarowej. Wszystkie te zjawiska można jedynie opisać za pomocą równań matematycznych, i trzeba olbrzymiej wyobraźni matematyków, aby tworzyć tak skomplikowane teorie.

Albert Einstein w swojej teorii względności doszedł do wniosku, że masa zakrzywia przestrzeń trójwymiarową. Innymi słowy, rzeczywiste rozmiary obiektów o olbrzymich masach są mniejsze, niż wynika z ich masy. Na przykład, z pomiarów promienia Ziemi na podstawie jej obwodu wynika, że jest on o 1,5 mm mniejszy niż promień krzywizny wytwarzanej przez masę. Dla większych obiektów, takich jak Słońce, efekt ten jest odpowiednio większy: różnica promieni wynosi 500 metrów. W przypadku czarnych dziur, które w małej objętości wiążą olbrzymie masy, różnica jest praktycznie nieskończona: środek masy jest oddalony o nieskończoną odległość w stosunku do promienia czarnej dziury. Oznacza to, że wewnątrz czarnej dziury następuje nieskończona deformacja przestrzeni i czas zaczyna tam płynąć zupełnie inaczej niż w znanym nam świecie.

Innym, bardzo efektownym obiektem w przestrzeni kosmicznej, który czasem udaje się bardzo dokładnie zaobserwować z Ziemi, są komety. Są to niewielkie, rzędu kilkuset metrów średnicy ciała niebieskie, które obiegają Słońce bo bardzo wydłużonych orbitach. Niektóre z komet mają zamknięte orbity eliptyczne, i pojawiają się one w pobliżu słońca nawet kilkanaście razy. Są to komety okresowe. Niektóre z komet mają jednak orbity paraboliczne, i pojawiają się w okolicach Słońca tylko raz. Nazywamy je kometami jednopojawieniowymi.

Kometa zbudowana jest z okruchów skalnych zamrożonych w mieszance wody, amoniaku i metanu, oraz innych gazów. Gdy jest daleko od Słońca, nie świeci, tylko jest ciemną, zimną bryłą. Gdy jednak pojawia się w okolicach Słońca, zaczyna się powoli ogrzewać. Zewnętrzne warstwy zaczynają parować. W wyniku zderzeń z materią ze Słońca odparowane gazy z komety zaczynają świecić, tak jakby kometa była płonącą kulą. Jądro komety wraz ze świecącą otoczką stanowi jej głowę.

Wraz ze zbliżaniem się do Słońca, rożnie jasność głowy komety, i jednocześnie wydłuża się jej ogon. Ogon komety, wbrew pozorom, nie jest w niczym podobny do ogonów pozostawianych na przykład przez ogniste kule, których dawniej używano na Ziemi jako broni oblężniczej. Te kule ogniste zostawiały smugę w wyniku tarcia powietrza. Wiadomo, że w próżni nie ma tarcia, więc cała materia komety powinna się poruszać z jednakową prędkością. Jednak w pobliżu Słońca bardzo silne jest zjawisko wiatru słonecznego, czyli strumienia cząstek materii wyrzucanych z dużą energią przez Słońce. Ten wiatr słoneczny powoduje, w wyniku zderzeń z otoczką komety, powstawanie ogona. Ogon komety może mieć długość nawet do kilkuset milionów kilometrów, i jest prawie zawsze skierowany przeciwnie do Słońca.

Ostatnim elementem komety, odkrytym dopiero niedawno, jest niebieskie halo utworzone wokół całej komety. Halo powstaje z atomów wodoru, i może mieć średnicę kilkuset milionów kilometrów. Jest to jakby niebieska otoczka wokół całej komety.

Komety przelatujące w pobliżu Słońca, w wyniku bardzo jasnego świecenia, są bardzo dobrze widoczne z Ziemi. Dzięki temu do ich obserwacji nie są potrzebne żadne przyrządy. Komety były obserwowane od najdawniejszych czasów, i zazwyczaj budziły lęk i były uznawane za zwiastuny wojen. Jednak kiedy ludzie zaczęli powoli rozumieć, czym jest Wszechświat, przestali się bać komet i teraz traktują je jako niezwykle efektowne zjawiska.

Mogło by się wydawać, że w układzie Słonecznym jest zaledwie kilka komet, jednak tak naprawdę może być ich kilkaset milionów. Płaszczyzny ich orbit są ułożone bardzo różnie, dlatego komety tworzą wokół Słońca pewnego rodzaju otoczkę, zwaną halo kometarnym. Dlatego też uważa się, że komety stanowią pozostałość po pierwotnej materii, z której formował się nasz Układ Słoneczny.

Z Ziemi nie możemy niestety tak często obserwować komet. Ostatnią bardzo dobrze widoczną z Ziemi kometą była kometa Hale - Boppa, która przeszła koło Ziemi w 1997 roku. Inne komety, które okresowo można oglądać z Ziemi, to:

Nazwa

Okres obiegu [lata]

Odległość w peryhelium [AU]

Ostatnia data zbliżenia

Encke

3,28

0,331

09.2000

Grigg - Skjellrup

5,09

0,995

10.1997

d'Arrest

6,39

1,353

10.1995

Giacobini - Zinner

6,59

1,034

11.1998

Halley

76

0,587

02.1986

Swift - Tuttle

135

1,052

12.1992

Prawdopodobnie najbardziej znaną kometą jest kometa Haleya. Ostatni raz gościła ona w okolicach Ziemi w 1986 roku, i regularnie pojawia się co 76 lat. Kometa ta została zidentyfikowana przez angielskiego astronoma Edmunda Halleya, który odkrył, że kometa pojawiająca się regularnie od kilkuset lat jest jedną i tą samą kometą. Dzięki swoim obliczeniom, opartym na dynamice Newtona, Halleyowi udało się dokładnie przewidzieć, kiedy znów kometa pojawi się w pobliży Ziemi - miało to miejsce w 1759 roku.

Pierwsze obserwacje komety Halleya sięgają 240 roku p.n.e. Od czasu, gdy została zidentyfikowana przez Halleya, nosi swoją obecną nazwę. Była też wielokrotnie obserwowana i badana przez wielu astronomów. W latach 80. XX wieku do komety wysłano kilka sond, między innymi "Giotto" z ASE oraz rosyjskie Vegi: 1 i 2. Sondy przeleciały w odległości odpowiednio 600, 5000 i 10 000 km od komety, dzięki czemu udało się zbadać jej właściwości fizyczne i chemiczne.

Kometa Halley porusza się po wydłużonej orbicie eliptycznej, której aphelium ma odległość mniej więcej odległości orbity Neptuna. Wynosi ona 35,33 A.U. Czasami jednak komety opuszczają układ Słoneczny, poruszając się po otwartych orbitach parabolicznych lub, bardzo rzadko, hiperbolicznych. Podczas każdego zbliżenia się do Słońca, kometa traci część swojej materii. Nie może jej odzyskać, i pozostawia ją w postaci pierścienia meteorytów. Gdy Ziemia przetnie taki pierścień, obserwuje się bardzo efektowne zjawiska zwane rojem meteorytów. Zazwyczaj po kilkunastu zbliżeniach do Słońca kometa ulega zniszczeniu, są jednak komety, które mogą zbliżać się do Słońca znacznie więcej razy. Niekiedy komety kończą swój żywot w wyniku zderzenia z innymi obiektami. W roku 1994 zaobserwowano bardzo spektakularne zderzenie komety Shoemaker - Levy 9 z Jowiszem. W wyniku zderzenia kometa utworzyła "dziurę" w atmosferze Jowisza. Czasami, w wyniku przejścia bardzo blisko planety, tor lotu komety ulega zacieśnieniu i zaczyna obiegać Słońce po znacznie ciaśniejszej orbicie. Takie zjawisko również przyspiesza śmierć komety.