Wielki Wybuch i czarne dziury – fragmenty rozdziału i własne komentarze
Witam Wszystkich w nowym wpisie po feriach zimowych 😊. Mam nadzieję, że ten wpis się przyda co niektórym.
Zapraszam do czytania 😊. Zanim jednak przejdę dalej, podam odnośniki do poprzednich fragmentów tego rozdziału tutaj, tutaj i tutaj. Miłego czytania 😊.
❠(...) Ostateczne, radykalne kroki poczynili Aleksander Friedmann w 1922 roku i belgijski duchowny Georges Lemaitre w 1927 roku, którzy wykazali, że ekspandowanie wszechświata w naturalny sposób wynika z równań Einsteina. Friedmann otrzymał ich rozwiązanie, wychodząc od homogennego, izotropowego wszechświata, którego promień rozszerza się lub kurczy. (Niestety, Friedmann zmarł w 1925 roku w Leningradzie na dur brzuszny, zanim zdążył opracować swoje własne równania). W koncepcji Friedmanna-Lemaitre'a są możliwe trzy rozwiązania, zależne od gęstości wszechświata. Jeżeli gęstość wszechświata jest większa od pewnej krytycznej wartości, to jego ekspansja zostanie w końcu powstrzymana pod wpływem grawitacji i wszechświat zacznie się kurczyć. (Krytyczna wartość wynosi dokładnie 10 atomów wodoru na metr sześcienny). W takim wszechświecie ogólna krzywizna jest dodatnia (np. sfera ma krzywiznę dodatnią). Jeżeli gęstość wszechświata będzie mniejsza od wartości krytycznej, to grawitacji nie wystarczy do odwrócenia ekspansji wszechświata, zatem będzie się on rozszerzał bez końca. (Kiedy rozszerzy się on do momentu zwanego Wielkim Chłodem jego temperatura osiągnie wielkość zbliżoną do zera absolutnego.) W takim wszechświecie ogólna krzywizna jest ujemna (krzywiznę ujemną mają na przykład siodło lub trąbka). Wreszcie jest możliwość, że wszechświat zbalansuje się po osiągnięciu dokładnie wartości krytycznej (w tym przypadku także będzie się rozszerzał bez końca). Krzywizna wynosi wówczas zero, a więc taki wszechświat jest płaski. Z tego wynika, że los wszechświata można w zasadzie określić poprzez prosty pomiar jego średniej gęstości.
Postęp, który dokonał się w tej dziedzinie, spowodował zamieszanie, ponieważ powstały przynajmniej trzy modele opisujące ewolucję wszechświata (Einsteina, de Sittera i Friedmanna-Lemaitre'a). Problemu nie można było rozgryźć aż do roku 1929, kiedy został w końcu rozwiązany przez astronoma Edwina Hubble'a, którego dokonania wstrząsnęły fundamentami astronomii. On pierwszy obalił teorię jednogalaktycznego wszechświata, wykazując obecność innych galaktyk położonych daleko poza Drogą Mleczną. (Wszechświat przestał być przytulnym zbiorem stu miliardów gwiazd tworzących pojedynczą galaktykę, stał się teraz wszechświatem złożonym z miliardów galaktyk, z których każda składa się z miliardów gwiazd. W ciągu zaledwie jednego roku wszechświat po prostu eksplodował). Hubble stwierdził, że potencjalnie istnieją miliardy innych galaktyk i że najbliższą z nich jest Andromeda, odległa od Ziemi o niemal dwa miliony lat świetlnych. (Samo słowo „galaktyka” pochodzi od greckiego słowa „mleko”, ponieważ Grecy wierzyli, że Droga Mleczna jest mlekiem rozlanym przez bogów na nocnym niebie).❞ (1)
Chodzi właściwie o Boginię Herę, która odrzuciła Heraklesa w trakcie karmienia piersią i rozlała mleko ze swej piersi po nieboskłonie. Oczywiście to jest mit, a mitologia nie jest tematem tego wpisu.
Aby zrozumieć ten fragment, proponuję obejrzeć kilka filmów edukacyjnych.
❠(...) Już tylko ta jedna rewolucja zapewniłaby Hubble'owi sławę i miejsce wśród gigantów astronomii. Ale on poszedł dalej. W 1928 roku odbył brzemienną w skutkach podróż do Holandii, gdzie spotkał de Sittera, utrzymującego, że ogólna teoria względności Einsteina przewiduje rozszerzanie się wszechświata, w którym istnieje prosta zależność pomiędzy odległością a przesunięciem ku czerwieni. Im dalej znajduje się jakaś galaktyka od Ziemi, tym szybciej miałaby się ona oddalać. (Takie przesunięcie ku czerwieni jest nieco inne od przesunięcia ku czerwieni rozważanego przez Einsteina jeszcze w 1915 roku. To przesunięcie jest powodowane oddalaniem się galaktyk od Ziemi w rozszerzającym się wszechświecie. Jeżeli na przykład jakaś żółta gwiazda oddala się od nas, to prędkość emitowanej przez nią wiązki światła pozostaje stała, ale ale długość fali tego światła ulega „rozciągnięciu”, a zatem żółty kolor gwiazdy ulega poczerwienieniu. Analogicznie Jeżeli żółta gwiazda zbliża się do Ziemi, długość fali jej światła kurczy się i ściska niczym akordeon, a kolor gwiazdy staje się niebieskawy).
Kiedy Hubble powrócił do obserwatorium na Mount Wilson, rozpoczął systematyczne oznaczenia przesunięcia ku czerwieni galaktyk, aby sprawdzić, czy wspomniana korelacja rzeczywiście zachodzi. Wiedział, że jeszcze w 1912 roku Vesto Melvin Slimpher wykazał, że pewne odległe mgławice oddalają się od Ziemi, wykazując przesunięcie ku czerwieni. Teraz Hubble systematycznie obliczał przesunięcia odległych galaktyk ku czerwieni i odkrył, że galaktyki te oddalają się od Ziemi – innymi słowy, że wszechświat rozszerza się w niezwykłym tempie. Następnie stwierdził, że uzyskane przez niego dane mogą być zgodne z sugestią de Sittera. Obecnie sformułowany przez niego wniosek nazywany prawem Hubble'a, a brzmi ono nastèpująco: „Im szybciej jakaś galaktyka oddala się od Ziemi, tym tym dalej się od niej znajduje (i vice versa)”.
Rysując wykres zależności pomiędzy odległością a prędkością Hubble otrzymał prawie prostą linię, tak jak przewidywała ogólna teoria względności. Nachylenie tej prostej nazywane jest obecnie stałą Hubble'a. Hubble był ciekaw, jak dalece jego rezultaty są zgodne z teorią Einsteina. (Niestety, model Einsteina dotyczył materii, ale nie ruchu, a we wszechświecie de Sittera był ruch, ale brakowało materii. Wyniki Hubble'a wydawały się zgodne z modelem Friedmanna i Lemaitre'a, który uwzględniał zarówno materię, jak i ruch). W 1930 roku Einstein odbył pielgrzymkę do obserwatorium na Mount Wilson, gdzie po raz pierwszy spotkał się z Hubble'em. (Kiedy tamtejsi astronomowie dumnie przechwalali się, że dzięki gigantycznemu, największemu na świecie stucalowemu teleskopowi mogą zbadać strukturę wszechświata, nie zrobiło to większego wrażenia na Elsie. Powiedziała wówczas: „Mój mąż robi to na odwrocie starej koperty”). Gdy tylko Hubble zaprezentował wyjaśnienie wyników, jakie otrzymał, analizując mnóstwo galaktyk, z których każda oddalała się od Drogi Mlecznej, Einstein przyznał, że stała kosmologiczna była największą pomyłką jego życia. Stała kosmologiczna, wprowadzona przez niego, aby sztucznie stworzyć statyczny wszechświat, stała się teraz zbyteczna. Wszechświat bowiem rozszerzał się, tak jak Einstein stwierdził już dziesięć lat wcześniej. (...)❞ (2)
Tak,jak podejrzewałem, Wszechświat okazał się być statyczny. To pokazuje, że astronom, ani fizyk nie może mieć skostniałych poglądów na Wszechświat, jeśli pragnie, by nauka poszła naprzód. I by nadal odkrywać nowe rejony Wszechświata, czy też zjawiska astronomiczne. Oczywiście, tutaj nie ma miejsca również na fantazje. Nauka wymaga racjonalnego podejścia i opierania się na faktach oraz wyliczeniach z użyciem odpowiednich równań (czy nawet szerzej: wzorów) matematycznych i fizycznych. Dlatego też nie zawsze warto się opierać na czystej wyobraźni, jeśli się chce być dobrym naukowcem.
A teraz lećmy dalej.
❠(...) Poza tym równania Einsteina dawały być może najprostsze wyprowadzenie prawa Hubble'a. Załóżmy, że wszechświat jest powiększającym się balonem, na którym zostały namalowane małe kropeczki, stanowiące odwzorowanie galaktyk. Mrówce siedzącej na jednej z tych kropeczek będzie się wydawało, że wszystkie inne kropeczki oddalają się od niej. Ponadto im dalej od mrówki znajduje się jakaś kropeczka, tym tym szybciej będzie się oddalała, zgodnie z prawem Hubble'a. W ten sposób równania Einsteina dają wgląd w odwieczne pytanie: czy wszechświat ma swój kraniec. Gdyby wszechświat kończył się murem, moglibyśmy zapytać, co jest poza tym murem. Kolumb mógł rozwiązać tą zagadkę, biorąc pod uwagę kształt Ziemi. W trzech wymiarach Ziemia jest skończona (jako kula unosząca się w przestrzeni), ale w dwóch wymiarach okazuje się nieskończona (jeśli ktoś porusza się po jej obwodzie). Jeśli więc ktoś wędruje po powierzchni Ziemi, nigdy nie znajdzie jej końca. Zatem Ziemia jest jednocześnie skończona i nieskończona, zależnie od tego, ile wymiarów bierze się pod uwagę. Nie ma w przestrzeni ceglanego muru, który wyznaczałby koniec wszechświata, a rakieta wysłana w przestrzeń nigdy nie zderzy się z jakąś kosmiczną ścianą. Jednakże istnieje możliwość, że wszechświat jest skończony i w czterech wymiarach. (Gdyby był on czterowymiarową kulą lub hipersferą, moglibyśmy przypuszczalnie odbyć podróż dookoła wszechświata i wrócić do punktu wyjścia. W takim wszechświecie najdalszy obiekt, który można by zobaczyć przez teleskop, znajdowałby się z tyłu naszej głowy).
Jeżeli wszechświat rozszerza się w określonym tempie, to istnieje możliwość odwroʻcenia ekspansji i obliczenia, ile czasu upłynęło od momentu, w którym ta ekspansja się rozpoczęła. Innymi słowy, wszechświat ma nie tylko swój początek, ale można też obliczyć jego wiek. (W 2003 roku dane satelitarne wykazały, że wszechświat ma 13,7 miliarda lat). W 1931 roku Lemaitre postulował szczególny rodzaj narodzin wszechświata – supergorącą genezę. Jeżeli z równań Einsteina wyprowadzi się logiczny wniosek, to widać, że przebieg narodzin wszechświata nadał charakter kataklizmu.
W 1949 roku kosmolog Fred Hoyle w trakcie dyskusji w radiu BBC użył określenia „teoria Wielkiego Wybuchu”. Ponieważ on sam lansował koncepcję konkurencyjną, rozeszła się pogłoska, że termin „Wielki Wybuch” został przez niego użyty w sensie pogardliwym (chociaż później Hoyle zaprzeczał tej historyjce). Jednakże należy zauważyć, że termin ten jest zupełnie nietrafny. Nie było żadnego wybuchu i nie był on wielki. Wszechświat rozpoczął się jako nieskończenie mała „osobliwość”. I nie było tam żadnego huku ani eksplozji w konwencjonalnym sensie, ponieważ była to ekspansja samej przestrzeni, w wyniku której gwiazdy oddalały się od siebie.
Ogólna teoria względności Einsteina nie tylko przyczyniła się do powstania całkowicie zaskakujących koncepcji, takich jak rozszerzający się wszechświat i Wielki Wybuch, lecz zaowocowała jeszcze jednym pojęciem, które od tamtej pory zaczęło intrygować astronomów – pojęciem czarnej dziury. W 1916 roku, zaledwie w rok po opublikowaniu ogólnej teorii względności, Einstein dowiedział się, że pewien fizyk, Karl Schwarzschild, rozwiązał jego równania dla przypadku pojedynczej punktowej gwiazdy. Zdziwiło to Einsteina. Wcześniej ze względu na wyniki stopień komplikacji stosował on tylko przybliżone rozwiązania równań ogólnej teorii względności. Był zachwycony znalezieniem przez Schwarzschilda dokładnego rozwiązania bez jakichkolwiek przybliżeń. Chociaż Schwarzschild był dyrektorem obserwatorium astronomicznego w Poczdamie, zgłosił się na ochotnika do służby w niemieckiej armii na rosyjskim froncie. Budzi podziw, że jako żołnierz, kryjąc się przed wybuchającymi nad głową pociskami, potrafił mimo wielu przeciwności pracować nad fizyką. Nie tylko obliczał tory pocisków artyleryjskich dla niemieckiej armii, ale znalazł także najbardziej udane i dokładne rozwiązanie równań Einsteina. Obecnie nazywamy je rozwiązaniem Schwarzschilda. (Niestety, nie żył on wystarczająco długo, aby cieszyć się sławą, którą przyniosło mu jego rozwiązanie. Schwarzschild – jedna z najjaśniejszych gwiazd, które rozbłysły na nowym firmamencie teorii względności – zmarł w wieku 42 lat, zaledwie kilka miesięcy po opublikowaniu swoich prac. Światowa nauka poniosła niepowetowaną stratę. Przyczyną jego śmierci była rzadka choroba skóry, której nabawił się, walcząc na rosyjskim froncie. Einstein wygłosił poruszającą mowę na pogrzebie Schwarzschilda, którego śmierć tylko umocniła nienawiść Einsteina do bezsensowności wojny).
Rozwiązanie Schwarzschilda, które wywołało sensację w kołach naukowych, miało także niespodziewane konsekwencje. Schwarzschild stwierdził, że w ekstremalnej bliskości punktowej gwiazdy grawitacja jest tak silna, że nie może stamtąd uciec nawet światło, a więc gwiazda staje się niewidzialna. Był to kłopotliwy problem w kontekście nie tylko teorii Einsteina, ale także teorii Newtona. Juz w 1783 roku John Michell, rektor uczelni w Thornhill, w Anglii, postawił pytanie, czy gwiazda może stać się tak masywna, że że nawet światło nie mogłoby z niej uciec. Obliczenia, które przeprowadził, opierając się wyłącznie na prawach Newtona, nie mogły budzić zaufania, ponieważ nikt nie wiedział dokładnie, jaka jest prędkość światła, ale jego wnioski trudno było odrzucić. W zasadzie gwiazda mogłaby stać się tak masywna, że jej światło krążyłoby wokół niej. Trzydzieści lat później w swojej sławnej książce Exopsition du systeme du monde matematyk Pierre Simon Laplace również się zastanawiał, czy takie „ciemne gwiazdy” są możliwe (ale usunął je z trzeciego wydania, gdyż prawdopodobnie uznał, że są to spekulacje, niemające potwierdzenia w rzeczywistości). Całe wieki później kwestia ciemnych gwiazd znowu stała się aktualna dzięki Schwarzschildowi. Odkrył on, że wokół gwiazdy istnieje „magiczna sfera”, nazywana obecnie horyzontem zdarzeń, gdzie dochodzi do niewyobrażalnego odkształcenia czasoprzestrzeni. Schwarzschild wykazał, że jeśli ktoś miałby nieszczęście wpaść poza ten horyzont, nie miałby już powrotu. (Aby uciec, należałoby się poruszać szybciej od światła, co nie jest możliwe). I rzeczywiście, z wnętrza horyzontu zdarzeń nic nie może uciec, nawet promień światła. Światło emitowane przez taką punktową gwiazdę po prostu wiecznie krążyłoby wokół niej. Gwiazda ta z zewnątrz wyglądałaby jak spowita ciemnością. (...)❞ (3)
Jak się pewnie domyśliliście, „gwiazda punktowa” to dawna nazwa czarnej dziury. Trzeba mieć braki w wiedzy z fizyki i astronomii, by tego nie rozumieć po przeczytaniu powyższego fragmentu. Ale to jest tylko moja opinia.
Lećmy dalej.
❠(...) Rozwiązanie Schwarzschilda można zastosować do wyliczenia, jak dalece należy skompresować zwykłą materię, aby osiągnąć tę „magiczną sferę” o promieniu określonym mianem promienia Schwarzschilda. W tym momencie gwiazda całkowicie się zapadnie. W przypadku Słońca promień Schwarzschilda wynosi trzy kilometry, a w przypadku Ziemi mniej niż jeden centymetr. (Ponieważ w 1910 roku taki stopień kompresji wprost nie mieścił się fizykom w głowie, przyjmowali oni, że nikt nigdy na taki fantastyczny obiekt nie natrafi). Ale im dogłębniej badał Einstein właściwości takich gwiazd, ochrzczonych później czarnymi dziurami przez przez fizyka Johna Wheelera, tym gwiazdy te okazywały się dziwniejsze. Na przykład jeżeli wpadniemy do czarnej dziury, tylko ułamek sekundy zajmie nam przejście przez horyzont zdarzeń. Przez tę krótką chwilę, którą zajmie przecinanie horyzontu, będziemy mogli zobaczyć krążące wokół czarnej dziury światło schwytane wieki, może nawet miliardy lat temu. Ostatnia milisekunda nie należałaby do najprzyjemniejszych. Siły grawitacyjne byłyby tak potężne, że atomy naszego ciała uległyby zgnieceniu. Śmierć byłaby nieunikniona i straszna. Ale świadkowie, obserwujący tę kosmiczną śmierć z bezpiecznej odległości, zobaczyliby zupełnie inny obraz. Światło wyemitowane z naszego ciała byłoby tak rozciągnięte przez grawitację, że sprawiałoby wrażenie zamrożonego w czasie. Dla reszty wszechświata trwalibyśmy w bezruchu, zawieszeni nad czarną dziurą.
Gwiazdy te były tak bliskie świata fantazji, że większość fizyków uważała, że nigdy nie zostaną one odnalezione we wszechświecie. Na przykład Eddington powiedział: „Powinno istnieć prawo natury, które by chroniło gwiazdy przed zachowaniem się w tak absurdalny sposób”. W 1939 roku Einstein próbował wykazać matematycznie, że coś takiego jak czarna dziura nie jest w ogóle możliwe. Zaczął od analizowania gwiazdy w momencie tworzenia, to znaczy w chwili, kiedy zbiór cząstek wirujących w przestrzeni jest stopniowo koncentrowany przez swoje siły grawitacyjne. Obliczenia Einsteina wykazały, że ten wirujący zbiór cząstek będzie się stopniowo zapadał, ale osiągnie tylko 1,5 promienia Schwarzschilda, a więc czarna dziura nigdy nie powstanie.
Chociaż obliczenia te wydawały się niepodważalne, było coś, co Einstein w oczywisty sposób pominął – możliwość implozji materii w samej gwieździe, implozji wywołanej miażdżącym działaniem sił grawitacyjnych pokonujących siły jądrowe działające w materii. Dokładniejsze wyliczenia zostały opublikowane w 1939 roku przez J. Roberta Oppenheimera i jego studenta Hartlanda Snydera. Zamiast zbioru cząstek wirujących w przestrzeni, przedmiotem swoich rozważań uczynili oni statyczną gwiazdę, wystarczająco dużą, aby grawitacja jej masy mogła pokonać siły kwantowe wewnątrz niej. Gwiazda neutronowa na przykład stanowi dużą, mniej więcej o rozmiarach Manhattanu (około 32 km średnicy), kulę neutronów, tworzącą gigantyczne jądro. Tym, co powstrzymuje tę kulę neutronów przed kolapsem, są siły Fermiego, które zapobiegają możliwości istnienia w tym samym stanie więcej niż jednej cząstki o pewnych liczbach kwantowych (takich jak spin). Jednakże trzeba było następnych trzydziestu lat, aby gwiazdy neutronowe i czarne dziury zostały naprawdę odnalezione. Przedtem większość publikacji na temat niewyobrażalnych właściwości czarnych dziur traktowano jako wielce spekulatywne. (...)❞ (4)
Tyle tego, że jestem zmuszony wstawić lilka linków, także do obliczeń.
To by było na tyle, jeśli chodzi o linki.
Lećmy dalej.
❠(...) Pomimo że Einstein do czarnych dziur odnosił się raczej sceptycznie, to był on przekonany, że inna jego prognoza okaże się któregoś dnia prawdą i że zostaną odkryte fale grawitacyjne. Jak już widzieliśmy, jednym z sukcesów Maxwella, twórcy słynnych równań, było przewidzenie przez niego faktu, że wibrujące pola elektryczne i magnetyczne wytworzą rozchodzącą się i możliwą do zaobserwowania falę. Przez analogię Einstein zadawał sobie pytanie, czy jego równania dopuszczają istnienie fal grawitacyjnych. W świecie newtonowskim nie mogło być fal grawitacyjnych, ponieważ „siła” grawitacji działała natychmiast w całym wszechświecie i podlegały jej wszystkie obiekty jednocześnie. Ale w ogólnej teorii względności fale grawitacyjne w pewnym sensie muszą istnieć, jako że prędkość drgań pola grawitacyjnego nie może przekraczać prędkości światła. Tak więc jakieś jakieś gwałtowne zdarzenie, takie jak kolizja dwóch czarnych dziur, mogło uwolnić szokową falę grawitacji, falę grawitacyjną przemieszczającą się z prędkością światła.
Już w 1916 roku Einstein potrafił wykazać, że jeśli zastosuje się odpowiednie przybliżenie, jego równania rzeczywiście dadzą w wyniku podobne do fali przemieszczanie się grawitacji. Fale te rozprzestrzeniają się w tkaninie czasoprzestrzeni z prędkością światła, zgodnie z oczekiwaniami. W 1917 roku wraz ze swoim uczniem Nathanem Rosenem znalazł on dokładne rozwiązanie swoich równań, które dawało fale grawitacyjne bez jakichkolwiek przybliżeń. Teraz fale grawitacyjne stały się mocnym punktem ogólnej teorii względności. Einstein jednak nie miał nadziei, że kiedykolwiek będzie świadkiem takiego zjawiska. Obliczenia wykazały, że w owym czasie jego eksperymentalne wywołanie przekraczało granice możliwości, jakimi dysponowali naukowcy. (Minęło prawie osiemdziesiąt lat od momentu, kiedy Einstein po raz pierwszy wykrył fale grawitacyjne w swoich równaniach, do czasu przyznania Nagrody Nobla fizykom, którzy znaleźli pierwszy pośredni dowód na obecność tych fal. Może potrzeba będzie poczekać aż dziewięćdziesiąt lat od chwili zapowiedzi istnienia fal grawitacyjnych, aby możliwa się stała ich bezpośrednia detekcja. Z kolei owe fale grawitacyjne mogą się okazać ostatecznym sposobem na weryfikację teorii Wielkiego Wybuchu i znalezienie zunifikowanej teorii pola).
W 1936 roku jeszcze jeden pomysł dotyczących dziwnych właściwości przestrzeni i czasu zaproponował Einsteinowi czeski inżynier Rudi Mandl, pytając, czy grawitacja bliższej gwiazdy mogłaby być użyta jako soczewka do wzmocnienia światła odleglejszej gwiazdy podobnie jak soczewka szklana. Einstein rozważał taką możliwość już w 1912 roku, ale zachęcony przez Mandla wykonał obliczenia i stwierdził, że taka soczewka mogłaby wytwarzać pierścieniowy wzór, który byłby widoczny dla obserwatora z Ziemi. Weźmy na przykład pod uwagę światło pochodzące z odległej galaktyki, przechodzące przez bliższą galaktykę. Grawitacja bliższej galaktyki mogłaby rozszczepiać światło na dwie połowy, a każda połowa wiązki przebiegałaby wokół galaktyki z przeciwnej strony niż druga. Po ominięciu galaktyki obie połowy ponowne by się złączyły. Z Ziemi można by takie wiązki światła zaobserwować jako świetlny pierścień – złudzenie optyczne wywołane uginaniem światła wokół bliższej galaktyki. Jednakże Einstein doszedł do wniosku, że „istnieje słaba nadzieja na zaobserwowanie tego zjawiska”. Potwierdza to opinia, jaką wyraził o wspomnianej pracy: „ma ona dość małą wartość, ale uszczęśliwia biedaka [Mandla]”. Po raz kolejny Einstein wyprzedzał swoje czasy: dopiero po sześćdziesięciu latach wykryto soczewki i pierścienie Einsteina, które stały się w końcu nieodzownym narzędziem astronomów do badania kosmosu.
Chociaż ogólna teoria względności była ogromnym sukcesem o dalekosiężnych skutkach, to jednak nie przygotowała Einsteina do bitwy jego życia, którą stoczył w połowie lat dwudziestych. Tworzył wówczas zunifikowaną teorię pola, mającą ujednolicić prawa fizyki, a jednocześnie walczył z demonem teorii kwantowej. ❞ (5)
Zanim skończę, dam linki i filmy na temat soczewkowania grawitacyjnego ze źródeł zewnętrznych.
Linki:
Filmy będą poniżej.
To wszystko na dziś. Mam nadzieję, że ten artykuł się Wam spodoba.
Galaktycznego dnia życzę 😊.
Źródła wykorzystane:
Przypisy:
(1) Michio Kaku – Kosmos Einsteina. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński i S-ka, Warszawa 2021, str. 109-110
(2) Michio Kaku – Kosmos Einsteina. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński i S-ka, Warszawa 2021, str. 110-111
(3) Michio Kaku – Kosmos Einsteina. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński i S-ka, Warszawa 2021, str. 111-114
(4) Michio Kaku – Fizyka rzeczy niemożliwych. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński i S-ka, Warszawa 2021, str. 114-115
(5) Michio Kaku – Kosmos Einsteina. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński I S-ka, Warszawa 2021, str. 115-117
Bibliografia:
Michio Kaku – Kosmos Einsteina. Jak wizja wielkiego fizyka zmieniła nasze rozumienie czasu i przestrzeni, przełożył Janusz Popowski, wydawnictwo Prószyński i S-ka, Warszawa 2021
YouTube.
Źródło grafiki:
Pinterest.
Komentarze
Prześlij komentarz