TEORIA

Podstawowe pojęcia astronomiczne

Czym jest astronomia?

astronomia [łc. astronomia z gr. astronomía] astr. nauka zajmująca się ciałami niebieskimi, ich składem,
budową, miejscem w przestrzeni, ruchem, metodami obserwacji, itp.; n.os. astronom [łc. astronomus]
Astronomia, nauka zajmująca się obiektami pozaziemskimi; obecnie istnieje wiele działów astronomii:

astronomia matematyczna, zajmująca się teorią ruchu ciał w polach grawitacyjnych,
astronomia pozagalaktyczna, zajmująca się badaniem obiektów astronomicznych znajdujących
się poza Galaktyką, astronomia gwiazdowa, zajmująca się badaniem rozmieszczenia i ruchów
gwiazd oraz materii międzygwiazdowej w Galaktyce, astronomia nawigacyjna, badająca przydatność
zjawisk astronomicznych do celów nawigacji, astronomia pozaatmosferyczna, astrofizyka, astrometria,
radioastronomia.

Planeta jest ciałem niebieskim, które
(a) znajduje się na orbicie wokół Słońca,
(b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze
hydrostatycznej (prawie okrągły) oraz
(c) wyczyściło przestrzeń w pobliżu swojej orbity.

Planeta karłowata jest ciałem niebieskim, które
(a) znajduje się na orbicie wokół Słońca,
(b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający
równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły),
(c) nie wyczyściło przestrzeni w pobliżu swojej orbity oraz
(d) nie jest satelitą.

Droga Mleczna ukazuje się jako jasny, srebrzysty pas, przecinający nocne niebo. W gruncie rzeczy jest to przekrój przez naszą
Galaktykę zwaną również Drogą Mleczną. Najprostszy model Galaktyki (pisanej przez dużą literę "G" jako nazwa właściwa,
a nie typ obiektu), przedstawia ją jako płaski dysk z centralnym wybrzuszeniem po obu stronach, czyli jądrem. Od jądra Galaktyki,
wybiegają ramiona spiralne, rozpościerające się na tysiące lat świetlnych. Aby zdać sobie sprawę z tej skali odległości, należy
uświadomić sobie, że jeden rok świetlny to dystans, jaki przebywa światło w próżni w ciągu jednego ziemskiego roku, czyli 9 bilionów
460 miliardów kilometrów (9,461×1012 km).
Droga Mleczna jest jedną z około trzydziestu galaktyk tzw. Grupy Lokalnej Galaktyk. Większość z jej sąsiadek to galaktyki karłowate
o nieregularnych kształtach. Droga Mleczna różni się od nich m.in. większą liczebnością gwiazd. Jednak ich liczba, podawana
według różnych źródeł, waha się od 100 do 400 miliardów. Nasza Galaktyka w porównaniu z innymi ma średnie rozmiary.
Jej średnica wynosi w przybliżeniu 100.000 lat świetlnych, podczas gdy grubość dysku galaktycznego to zaledwie 3.000 lat świetlnych.
Średnica centralnego zagęszczenia (jądra) sięga natomiast około 15.000 lat świetlnych, co stanowi około 15% średnicy Galaktyki.

Słońce, jest jedną z paruset miliardów gwiazd w Galaktyce. Znajduje się w jednym z jej ramion spiralnych, w odległości około 8,5 kiloparseka (kpc)
od środka i 8 parseków (pc) od płaszczyzny równikowej Drogi Mlecznej. W otoczeniu Słońca, wewnątrz kuli o promieniu 50 pc,
znajduje się około 100 gwiazd, spośród których najbliższą jest Proxima Centauri, odległa o 1,3 pc. Wraz z innymi gwiazdami
Słońce obiega centrum Galaktyki. Poruszając się z prędkością 220 km/s, zatacza pełny okrąg w ciągu niespełna 250 milionów lat.
Przemieszcza się również względem otaczających gwiazd, zmierzając w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa z prędkością 20 km/s.
Słońce obserwowane z dużej odległości jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej
masie i rozmiarach. Na diagramie H-R znajduje się wśród gwiazd ciągu głównego - jest karłem (klasa jasności V) o wizualnej jasności
absolutnej 4,84 wielkości gwiazdowej (m) (bolometrycznej 4,74m) i typie widmowym G2. Należy do gwiazd populacji I, które powstały
stosunkowo późno w historii Galaktyki. Tworząca je materia międzygwiazdowa była już wzbogacona pierwiastkami ciężkimi
(o liczbie masowej większej od 12), będącymi produktami przemian termojądrowych, które zachodziły w starszych gwiazdach.
Słońce zajmuje centralne miejsce w Układzie Słonecznym, skupiając w sobie 99,8% jego całkowitej masy. Jest głównym źródłem
energii docierającej do Ziemi, przede wszystkim w postaci fal elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym
obiektem na niebie. Widoma jasność Słońca jest równa -26,7m, a jego średnica wynosi około 32' (minut kątowych),
co w przybliżeniu równa się wielkości tarczy Księżyca w pełni. Stosunkowo duże rozmiary Słońca na niebie stwarzają
szczególne możliwości bezpośredniego badania obiektów i zjawisk występujących w jego atmosferze.
Obserwacje prowadzone z przeciętną zdolnością rozdzielczą 1" pozwalają rozróżnić na tarczy słonecznej szczegóły o rozmiarach 750 km.
Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania innych
instrumentów pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd. Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ
zjawisk zachodzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony
został dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej gwiazdy - heliofizyka. Obejmuje ona zarówno teorię budowy
i ewolucji Słońca, jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjawisk i procesów związanych
z jego aktywnością magnetyczną.

Ciemna materia
Uważa się, że większość (90-99%) materii wypełniającej nasz Wszechświat to tzw."ciemna materia". Skąd w ogóle
wiadomo o jej istnieniu? Przecież nie można zaobserwować jej bezpośrednio, gdyż w ogóle nie emituje
promieniowania elektromagnetycznego lub emituje go zbyt mało.O obecności ciemnej materii wnioskujemy z pośrednich przesłanek, na podstawie obserwacji ruchów rozmaitych obiektów astronomicznych: gwiazd, galaktyk, gromad i supergromad galaktyk. Jeśli mierzymy prędkości obiektów
w danym obszarze, należy uwzględnić konieczność obecności w tym obszarze dostatecznej ilości materii, które
j przyciąganie grawitacyjne zrównoważy siły odśrodkowe działające na poruszające się obiekty i zapobiegnie
rozproszeniu się układu w przestrzeni. Pierwszych obserwacji ruchów odległych galaktyk z których wynikał tzw. "problem brakującej masy",
dokonał Fritz Zwicky w latach 30-tych XX w. Oszacował on masę pewnej grupy galaktyk tylko na podstawie świecących jej składników.
Gdy wyznaczył masę tej samej grupy inną metodą, opartą na wzajemnym grawitacyjnym oddziaływaniu galaktyk, okazało się,
że nowy wynik przekracza pierwotne oszacowanie 400 razy. Te ciekawe rezultaty jego obserwacji pozostały bez echa aż do lat 70,
kiedy to naukowcy zdali sobie sprawę o obecności we Wszechświecie "uzupełniającej", niewidocznej masy, która tłumaczy wiele innych obserwacji.

Gwiazda to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej.
Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią
światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.
Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda związana grawitacyjnie z jasną
gwiazdą alfa Centauri), odległa o 39,9 Pm (petametrów) = 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 0,306 pc = 0,946×1016 m) = 1,29 pc (parseków, 1pc=3,085×1016 m).
Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4,2 roku by dotrzeć do Ziemi.
Wiek wielu gwiazd jest między miliardem a 10 miliardami lat. Wiek wielu gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat).
Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów takich,
jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza (Betelgeuse) w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae
z masą około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą znaną gwiazdą
w której zachodzi synteza termojądrowa jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.
Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie
rozrzucone we Wszechświecie, ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd
krążą planety. Niektóre młode gwiazdy otoczone są dyskami protoplanetarnymi.
Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa
Unia Astronomiczna (IAU). Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących pewien obszar nieba. Zazwyczaj gwiazdy te połączono w symboliczne kształty i nadano im nazwę pochodzącą z mitologii (np. Centaur, Cefeusz itp). Gwiazdy tworzące gwiazdozbiór nie są ze sobą zazwyczaj
fizycznie związane a ich bliskie położenie na niebie jest wywołane geometrycznym efektem rzutowania ich położeń na sferę niebieską.

Galaktyka to układ gwiazd i materii międzygwiazdowej i jest największym związanym grawitacyjnie systemem
gwiazd występującym we Wszechświecie. Na podstawie budowy wyróżnia się cztery zasadnicze typy
galaktyk: spiralne, eliptyczne, soczewkowate i nieregularne. Galaktyki o bardzo małej jasności i małych
rozmiarach liniowych nazywane są galaktykami karłowatymi niezależnie od ich budowy. Są to galaktyki
mniejsze kilkadziesiąt razy od Naszej Galaktyki. Być może istnieje ciągłe przejście między skrajnymi
galaktykami karłowatymi a gromadami kulistymi. Najsłabsze galaktyki można obserwować jedynie
w niedużych odległościach, praktycznie tylko w Układzie Lokalnym. Właśnie takie galaktyki są najbliżej
położone od Drogi Mlecznej. W 1994 roku odkryto najbliższą nam galaktykę karłowatą w Strzelcu,
a w 2003 roku dużo bliższą galaktykę karłowatą w Wielkim Psie. Zawierają one jedynie około 100
milionów gwiazd i są słabo widoczne ponieważ są zasłonięte przez materię galaktyczną.
Obie galaktyki karłowate w Wielkim Psie i Strzelcu są rozrywane przez znacznie bardziej masywną Drogę Mleczną,
której grawitacja pływowo rozciągnęła je w długie pasma gwiazd.

Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie oddziałuje grawitacyjnie na swoje otoczenie,
że nawet światło nie może uciec z jego powierzchni. Żaden rodzaj energii ani materii nie może opuścić czarnej dziury,
jednak postuluje się istnienie zjawiska zwanego parowaniem czarnych dziur. Czarna dziura powstaje, kiedy gwiazda
o masie przynajmniej 4-krotnie większej od Słońca zapada się pod swoim ciężarem po wyczerpaniu paliwa atomowego.
Granica, po przejściu której nie jest możliwe wyrwanie się z pola grawitacyjnego czarnej dziury, nazywana jest horyzontem zdarzeń.
Ma ona kształt sfery o wielkości wyznaczonej przez promień Schwarzschilda. Nie jest to powierzchnia tego obiektu,
która może znajdować się wielokrotnie bliżej centrum geometrycznego układu. Materia wsysana do czeluści
czarnej dziury tworzy dysk akrecyjny, generujący ogromne ilości promieniowania na skutek tarcia, jonizacji i silnego
przyspieszenia podczas upadku na czarną dziurę. Część zjonizowanej materii z dysku, pod działaniem pola
elektromagnetycznego dysku, ucieka w kierunkach osi, tworząc ogromne dżety (jety). Zgodnie z hipotezą Hawkinga
czarna dziura "paruje", co powoduje stały ubytek masy.

Komety. Znaczenie amatorskich badań komet można najlepiej zilustrować przykładem komety Halleya, która pojawia się
na naszym niebie co 76 lat, a ostatnio była obserwowana w 1986 roku. Z każdym powrotem komety do Słońca
astronomowie dysponowali zupełnie nowymi technikami obserwacyjnymi. W 1986 roku obserwowano ją za
pomocą sond kosmicznych i teleskopów wyposażonych w kamery CCD. W 1910 roku posługiwano się technikami
fotograficznymi, zaś jeszcze wcześniej oceniano jej jasność po prostu "na oko", utrwalając przy tym wygląd obiektu
za pomocą odręcznych szkiców. Gdybyśmy zebrali najlepsze dane otrzymane przy wszystkich powrotach komety i chcieli odpowiedzieć na pytanie,
jak zmieniał się jej wygląd podczas kilku ostatnich przelotów w pobliżu Słońca, okazałoby się to niemożliwe.
Nie da się ze sobą porównać obserwacji wizualnych i zdjęć wykonanych przez sondę międzyplanetarną.
Aby przeprowadzić takie porównania, musimy dysponować obserwacjami, które przy każdym powrocie
komety wykonywano w taki sam sposób. Dysponujący prostym sprzętem miłośnicy astronomii mogą tu
dostarczyć bardzo wartościowych danych. Możemy być pewni, że niezależnie od rozwoju techniki podczas
kolejnych powrotów komety Halleya nadal warto będzie rysować ją w szkicowniku i wizualnie oceniać jej jasność oraz wielkość.

Meteoryty. Krótkotrwały, niespodziewany błysk meteoru to jedno z nielicznych zjawisk astronomicznych, które najlepiej
obserwować nieuzbrojonym okiem. Nasze oczy mogą bez trudu kontrolować duży obszar nieba
znacznie większy niż pole widzenia teleskopu). Gdy "spadająca gwiazda" już się pojawi,
możemy precyzyjnie określić godzinę i czas trwania zjawiska. Jesteśmy w stanie z dużą dokładnością oznaczyć miejsce na niebie,
w którym ukazał się meteor, oraz określić jego jasność, prędkość, barwę, kierunek lotu i długość śladu pozostawionego w atmosferze.
Do przeprowadzenia wartościowych naukowo obserwacji meteorów potrzeba jedynie zegara i mapy nieba
(do zaznaczania śladów meteorów na sferze niebieskiej). Nic więc dziwnego, że takie obserwacje są prowadzone
głównie przez miłośników astronomii (ramka: "Obserwacje meteorów sporadycznych" ;
patrz też "Kosmiczny deszcz czy mżawka?", WiŻ nr 11/1998). Warto wspomnieć,
że polska Pracownia Komet i Meteorów jest w swej branży jedną z najbardziej aktywnych organizacji amatorskich na świecie.

Zaćmienia Słońca i Księżyca są chyba najbardziej efektownymi zjawiskami na niebie. Przez wiele lat zaćmienie Słońca
było jedyną okazją do badania korony słonecznej. Wyznaczając precyzyjnie moment zaćmień, poprawiano opis ruchu
ciał niebieskich w Układzie Słonecznym. Aby badać dziś koronę słoneczną, nie trzeba już czekać na zaćmienie
(umożliwia to przyrząd zwany koronografem), zaś położenie planet można określać za pomocą radarów i laserów.
Amatorskie obserwacje zaćmień Słońca i Księżyca nie są wprawdzie zupełnie bezwartościowe, ale ich znaczenie jest niewielkie.
Inaczej rzecz się ma z zakryciami.
Obserwacje zakryć gwiazdy przez Księżyc, planetę lub planetoidę polegają na pomiarze czasu jej zniknięcia bądź ukazania się
i wymagają jedynie dobrego zegara oraz pewnej wprawy. Mogą je zatem prowadzić amatorzy. Ponieważ zakrycia są widoczne
na ograniczonym obszarze, przydaje się cecha mobilności małych teleskopów amatorskich, które zawczasu można odpowiednio
porozstawiać. Pożądana jest też duża liczba obserwatorów, którzy w tej samej chwili prowadzą obserwacje z różnych punktów
obszaru widoczności danego zjawiska.

Zakrzywienie czasoprzestrzeni. Zgodnie z ogólną teorią względności grawitacja jest opisywana jako zakrzywienie czasoprzestrzeni.
W czasoprzestrzeni zakrzywionej ciała poruszają się po torach, które są liniami o ekstremalnej (najmniejszej lub największej)
długości spośród wszystkich możliwych łuków łączących zadane punkty. Linie takie nazywamy geodezyjnymi.
Obliczanie długości należy przeprowadzać w pełnej przestrzeni czterowymiarowej (czasoprzestrzeni) posługując się zależnym
od grawitacji tensorem metrycznym, zaś przez długość linii należy rozumieć sumę interwałów czasoprzestrzennych wzdłuż toru cząstki.
W skrajnych przypadkach oddziaływanie grawitacji może być tak duże, że wszystkie linie geodezyjne wokół danego ciała są liniami zamkniętymi.
Żadna z nich nie wychodzi poza pewien ograniczony fragment objętości przestrzeni zwany horyzontem zdarzeń. Czarna dziura jest obiektem,
który znajduje się wewnątrz własnego horyzontu zdarzeń.
Z czarnej dziury nie można się wydostać, bo wszystkie drogi ucieczki prowadzą z powrotem do środka. Przypomina to sytuację marynarza,
który próbuje znaleźć koniec świata. Dokądkolwiek by nie popłynął, zawsze będzie znajdował jakieś lądy lub morza. Po dość długiej
wędrówce wróci do punktu wyjścia. W przypadku czarnej dziury uwięziona jest nie tylko materia, ale i światło, które zawsze porusza
się po liniach geodezyjnych. Co więcej, ogromne zakrzywienie czasoprzestrzeni spowalnia upływ czasu. Już na zewnętrznej powierzchni
kosmicznego potwora czas prawie stoi. Gdyby z dwóch braci bliźniaków jeden poleciał na wycieczkę w pobliże czarnej dziury,
to okazałoby się po powrocie, że jest młodszy od drugiego.
Warto przy tym pamiętać, że żonglowanie takimi pojęciami jak czas, długość, linie geodezyjne i inne ściśle zdefiniowane
pojęcia matematyczne, wymaga gruntownej wiedzy na ich temat. Własności przestrzeni wokół czarnej dziury są dalekie od intuicji,
którą budujemy w normalnych warunkach. W szczególności bezwzględnie konieczne jest precyzyjne definiowanie układu odniesienia,
o którym mówimy. I tak dla obserwatora spadającego na czarną dziurę nie ma żadnej różnicy w obserwacjach (spowolnienia czasu,
zakrzywienia trajektorii w przestrzeni fizycznej) poza wzrastającymi siłami pływowymi (wynikającymi ze skończonych rozmiarów obserwatora)
i ciężarem ciał na statku kosmicznym. W szczególności moment przejścia przez horyzont zdarzeń nie jest w żaden sposób wyróżniony,
czy nawet zauważalny. Sam upadek do powierzchni czarnej dziury (która nie jest tożsama z horyzontem zdarzeń) trwa ściśle określony,
zależny od masy czarnej dziury czas w układzie spadającym, oraz, co za tym idzie, obserwator spadający ma szansę wysłać do obserwatora
na zewnątrz, zanim przejdzie przez horyzont zdarzeń, tylko skończoną ilość sygnałów, energii, fotonów itp. Oczywiście nie jest możliwe
przetrwanie jakichkolwiek urządzeń technicznych lub żywych obserwatorów w tak ekstremalnych warunkach, jednak w rzeczywistym
układzie ich śmierć może (choć oczywiście nie musi, zależy to od wielkości czarnej dziury, dla ogromnych czarnych dziur możliwe jest
zupełnie łagodne wejście pod horyzont zdarzeń) nastąpić dopiero po przekroczeniu horyzontu zdarzeń.

Wybuch supernowej. Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu,
który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidzialny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego
wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna
zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę krytyczną,
co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń
większość lub całą materię gwiazdy.
Wybuch wywołuje falę uderzeniową rozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej.
Znanym przykładem takiego procesu jest pozostałość po SN 1604, przedstawiona na fotografii obok. Eksplozje supernowych są głównym
źródłem wszystkich pierwiastków cięższych niż tlen oraz jedynym źródłem wielu innych ważnych pierwiastków. Cały wapń w naszych
kościach czy żelazo w hemoglobinie powstały podczas wybuchu supernowej, miliardy lat temu. Supernowe "wstrzyknęły" ciężkie pierwiastki
w przestrzeń międzygwiezdną, wzbogacając w ten sposób obłoki materii będące miejscem formowania nowych gwiazd. Te gwałtowne
procesy zdeterminowały skład chemiczny mgławicy słonecznej, z której 4,5 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny i ostatecznie
umożliwiły powstanie na Ziemi życia w takiej postaci, jaką obecnie znamy.
Słowo "nowa" (łac. nova) oznacza nową gwiazdę pojawiającą się na sferze niebieskiej; z kolei przedrostek "super" odróżnia je od
używanego na co dzień słowa nowa, oznaczającego także gwiazdę zwiększającą swą jasność, jednak w nieco mniejszym stopniu i z innej przyczyny.
Jakkolwiek nieco mylące jest określanie supernowej jako nowej gwiazdy, gdyż w rzeczywistości jest to jej śmierć (lub w najlepszym razie radykalna
transformacja w coś zupełnie innego).

Wielki wybuch. Wszystko co istnieje we wszechświecie - mnóstwo galaktyk i miliardy gwiazd w każdej z nich, niemożliwa do oszacowania liczba planet,
w tym Ziemia i każdy najmniejszy kwant, było kiedyś skupione w obiekcie o wymiarach znacznie mniejszych od ziarenka piasku.
To tylko obrazowe porównanie. Trudno sobie wyobrazić ten obiekt o nieskończenie małych rozmiarach, jednak bardzo poważni
naukowcy stworzyli taką właśnie teorię powstania wszechświata, która została nazwana teorią Wielkiego Wybuchu.
Zgodnie z tą teorią wszechświat nie istniał od zawsze (jak uważali starożytni greccy filozofowie), lecz powstał w pewnym
momencie w przeszłości i nie jest statyczny ani nieskończony. Uważano tę teorię tak niezwykłą, że nawet po uzyskaniu
poważnych dowodów na jej potwierdzenie świadomie naginano fakty do powszechnego przekonania (które miała ogromna
większość naukowców jeszcze sto lat temu), że jest inaczej. Dopiero odkrycia z początku XX wieku sprawiły, że teorie o pełnym
ruchu we wszechświecie zaczęły przybierać realne kształty.

Paradoks Seeligera (grawitacyjny), czyli dlaczego nie nastąpiła Wielka Zapaść?
Rozwiązanie paradoksu Olbersa prowadzi do stwierdzenia, że wszechświat nie może być nieskończony. I tutaj pojawia się problem
z siłami grawitacji, z którego zdawał sobie sprawę Newton. Wyobraźmy sobie gwiazdę znajdującą się na obrzeżach przestrzeni.
Wówczas wszystkie pozostałe obiekty, zajmujące rozpatrywaną przestrzeń, zaczną tę gwiazdę do siebie przyciągać
(zgodnie z prawem powszechnej grawitacji). W takich warunkach wszechświat zacznie się powoli zapadać,
a po krótkim czasie przestanie istnieć. Newton się z tym nie zgadzał. Twierdził, że taka sytuacja nie będzie mieć miejsca,
gdyż "na zewnątrz" będą inne gwiazdy również wytwarzające siły grawitacyjne i zostanie zachowana równowaga.
Oczywiście nie miał racji. Grawitacja mogłaby spowodować kolaps, gdyby nieskończenie duży wszechświat zawierał nieskończoną ilość materii.
Dziś wiemy, że wszechświat się rozszerza. Siła wywołująca ekspansję powoduje, że np. planety krążą wokół gwiazd,
oddalają się galaktyki i nie nastąpi "Wielka Zapaść".

Paradoks informacji, czyli co "wie" czarna dziura?
Powszechnie wiadomo, że czarna dziura to taki obiekt, z którego nic nie może się wydostać, nawet światło.
A co dzieje się z informacją (np. masa, ładunek, pęd), którą niesie ze sobą materia wpadająca do czarnej dziury?
Czy również zostaje utracona?
W myśl zasady mechaniki kwantowej znajomość stanu końcowego układu fizycznego pozwala zrekonstruować
stan początkowy - mechanika kwantowa jest odwracalna. W oczywisty sposób własności czarnych dziur łamią
tę podstawową zasadę. Mamy do czynienia z paradoksem - z jednej strony prawa przyrody gwarantują zachowanie
informacji - z drugiej zaś wiemy, że czarna dziura pochłania i niszczy wszystko, co znajdzie się wystarczająco blisko
niej i nie mamy możliwości odzyskania niczego.
Jeszcze w 1976 roku profesor Stephen Hawking wykazał, że powstająca czarna dziura musi emitować promieniowanie,
przez co zmniejsza swoją masę. Po upływie dostatecznie długiego czasu wypromieniuje całą swoją energię i zniknie.
Wszelka informacja zostaje zniszczona. Sam Hawking przyjmował taką postawę, chociaż gdyby faktycznie miał rację,
zostałaby naruszona zasada zachowania energii.
Kluczem do rozwiązania tej zagadki może być teoria strun i kwantowa teoria grawitacji.
Istnieje hipoteza mówiąca o tym, że dla obserwatora zewnętrznego materia wpada do czarnej dziury, ale nie zostaje
przez nią pochłonięta - jak gdyby zatrzymuje się w obszarze horyzontu zdarzeń. Dodatkowo materia ulega spłaszczeniu
w kierunku ruchu (efekty zgodne z teorią względności Einsteina). Natomiast dla obserwatora, który przekroczył już
granicę horyzontu zdarzeń, nie dzieje się nic szczególnego, nie jest w stanie nawet zarejestrować tego momentu,
dopóki nie osiągnie punktu w osobliwości. Zewnętrzny obserwator natomiast widzi całą materię, która kiedykolwiek
została przechwycona przez horyzont zdarzeń i w nim "zamrożona".
Według teorii strun, każde ciało fizyczne zbudowane jest ze strun o długości 10-33 cm. W myśl tej teorii horyzont zdarzeń
zawiera całą masę czarnej dziury w postaci gigantycznej sieci strun. Informacja o obiekcie fizycznym nie zostaje więc
pochłonięta przez czarną dziurę, tylko zatrzymana przez horyzont zdarzeń, a w końcu oddana w postaci promieniowania Hawkinga.

Paradoks dziadka.
Załóżmy, że możliwe są podróże w przeszłość. Cofając się wstecz, np. do czasów sprzed naszych narodzin, pytamy:
co by się stało, gdybyśmy zabili swoich rodziców (lub dziadków)? Paradoksalny problem, którego rozwiązanie zależy
w tym momencie od naszej wyobraźni :), gdyż nie wiemy czy podróże w czasie są możliwe z technicznego punktu
widzenia (teoretycznie przewidział taką ewentualność sam Einstein, jednak był tym faktem, delikatnie mówiąc, przerażony).
Możemy więc założyć, że cofamy się do innego świata (równoległego, o ile taki istnieje), w którym nigdy się nie urodzimy.
I paradoks zostanie rozwiązany.