teoria wszystkiego, czyli krótka historia wszechświata helion.pdf

IDŹ DO:

Teoria wszystkiego, czyli

krótka historia wszechœwiata

Spis treści

Przykładowy rozdział

Autor: Stephen W. Hawking

T³umaczenie: Micha³ Lipa

ISBN: 978-83-246-2380-8

Tytu³ orygina³u: The Theory of Everything:

The Origin and Fate of the Universe

Format: B5, stron: 452

KATALOG KSIĄŻEK:

Katalog online

Zamów drukowany

katalog

CENNIK I INFORMACJE:

Zamów informacje

o nowościach

Zamów cennik

Teoria wszystkiego

Nie tak dawno temu w ca³kiem nieodleg³ej galaktyce naukowcy postanowili zmierzyæ

siê z si³ami natury, zarówno tymi, których dzia³anie mo¿emy obserwowaæ w ¿yciu

codziennym — elektromagnetyzmem i grawitacj¹, jak i tymi, których zasiêg jest

znacznie mniej zauwa¿alny — silnymi i s³abymi oddzia³ywaniami j¹drowymi. Celem tej

utarczki by³o udowodnienie, ¿e tak naprawdê wcale nie s¹ to cztery odrêbne typy

oddzia³ywañ, ale jedna si³a, manifestuj¹ca siê na ró¿ne sposoby.

Po co komu te wszystkie teoretyczne wywody? Naukowcy maj¹ nadziejê, ¿e dziêki

temu uda siê odkryæ, czy wszechœwiat powsta³ wed³ug jakiegoœ sensownego projektu,

czy jest po prostu dzie³em przypadku. Jedni twierdz¹, ¿e to rzucanie siê z motyk¹ na

s³oñce, inni zaœ uwa¿aj¹, ¿e spójna i jednolita kwantowa teoria grawitacji, opisuj¹ca

wszystkie cechy kosmosu i procesy w nim zachodz¹ce, stanowi klucz do zrozumienia

wszechœwiata oraz miejsca, jakie zajmuje w nim cz³owiek. Dlatego w³aœnie nazwano j¹

teori¹ wszystkiego.

CZYTELNIA :

Fragmenty książek

online

do przechowalni

Teoria wszystkiego wed³ug Hawkinga

Czy sformu³owanie teorii wszystkiego jest rzeczywiœcie mo¿liwe? Stephen Hawking

przez wiele lat naukowej kariery by³ przekonany, ¿e to zadanie wykonalne. A jednak

nawet wielcy miewaj¹ czasem w¹tpliwoœci…

Niezwyk³y naukowiec w serii krótkich i pasjonuj¹cych wyk³adów referuje nam historiê

wszechœwiata od samych jego narodzin w chwili Wielkiego Wybuchu. W zajmuj¹cy

sposób i z poczuciem humoru opowiada o tym, jak cz³owiek postrzega³ kosmos setki,

a nawet tysi¹ce lat temu, i jak nasza wiedza stopniowo ewoluowa³a — od Arystotelesa,

przez Kopernika i Galileusza, a¿ po Newtona, Einsteina i Hubble’a. Wyjawia, jak odkryto,

¿e wszechœwiat wcale nie jest statyczny, lecz nieustannie siê rozszerza, a tak¿e

przewiduje konsekwencje tego procesu. Zdradza najœciœlej chronione tajemnice

czarnych dziur, o których mówi, ¿e badanie ich jest jak szukanie czarnego kota

w piwnicy pe³nej wêgla. To dopiero pocz¹tek ca³ej zabawy… ale o tym musisz

przeczytaæ ju¿ sam.

Wydawnictwo Helion

ul. Kościuszki 1

44-100 Gliwice

tel. 032 230 98 63

e-mail: helion@helion.pl

e-mail: editio@editio.pl

katalog książek: http://editio.pl

SPIS TREŚCI

WPROWADZENIE

WYKŁAD PIERWSZY

KONCEPCJE WSZECHŚWIATA

WYKŁAD DRUGI

ROZSZERZAJĄCY SIĘ WSZECHŚWIAT

WYKŁAD TRZECI

CZARNE DZIURY

WYKŁAD CZWARTY

CZARNE DZIURY NIE SĄ TAKIE CZARNE

WYKŁAD PIĄTY

POCZĄTEK I PRZEZNACZENIE WSZECHŚWIATA

WYKŁAD SZÓSTY

KIERUNEK CZASU

WYKŁAD SIÓDMY

TEORIA WSZYSTKIEGO

103

wykład trzeci

CZARNE DZIURY

Czarne dziury

ermin czarna dziura ma bardzo krótką historię. Został wpro-

wadzony w 1969 roku przez amerykańskiego naukowca Johna

Wheelera jako obrazowe przedstawienie koncepcji sięgającej co

najmniej 200 lat wstecz. Wówczas istniały dwie teorie dotyczące

światła. Jedna z nich głosiła, że składa się ono z cząstek, zaś druga,

że tworzą je fale. Dziś wiemy, że obydwie teorie były prawidłowe.

Z punktu widzenia dualizmu korpuskularno-falowego w mecha-

nice kwantowej światło jest postrzegane zarówno jako strumień

cząstek, jak i fala. Teoria falowej natury światła nie wyjaśnia,

w jaki sposób zachowuje się ono w polu grawitacyjnym. Jednak

gdyby światło składało się z cząstek, powinny one być przyciągane

siłą grawitacji tak samo jak kule armatnie, rakiety i planety.

John Michell, profesor z Cambridge, wykorzystał to założenie

w pracy opublikowanej w 1783 roku w czasopiśmie „Philosophical

Transactions of the Royal Society of London”. Wykazał w niej, że

gwiazda o odpowiednio dużej masie i gęstości miałaby tak silne

pole grawitacyjne, że światło nie mogłoby się z niego wydostać.

Światło wyemitowane z jej powierzchni nie dotarłoby zbyt daleko,

ponieważ zostałoby „ściągnięte” z powrotem przez siłę ciążenia.

Michell zasugerował, że we wszechświecie może istnieć duża liczba

takich gwiazd. Choć nie możemy ich zobaczyć, ponieważ ich

światło nie dociera do nas, wciąż możemy obserwować ich od-

działywanie grawitacyjne. Takie obiekty nazywamy dziś czarny-

mi dziurami, ponieważ tym właśnie są — ciemnymi otchłaniami

w przestrzeni kosmicznej.

Kilka lat później z podobnym przypuszczeniem wystąpił nieza-

leżnie od Michella francuski naukowiec, markiz de Laplace. Co

ciekawe, wyraził je tylko w dwóch pierwszych wydaniach swojej

książki System świata , a usunął z późniejszych edycji, być może

uznawszy, że to zbyt szalona koncepcja. W rzeczywistości trak-

towanie światła w taki sam sposób jak kul armatnich z punktu

widzenia teorii grawitacji Newtona okazuje się nie do końca pra-

widłowe, ponieważ prędkość światła jest niezmienna. Kula armatnia

Teoria wszystkiego, czyli krótka historia wszechświata

wystrzelona pionowo do góry będzie leciała coraz wolniej, aż

w końcu zatrzyma się i zacznie spadać. Jednak foton musi lecieć

cały czas z taką samą prędkością. Jaki wpływ na światło ma za-

tem siła ciążenia? Spójna teoria wpływu grawitacji na światło

pojawiła się dopiero w 1915 roku, kiedy Einstein przedstawił

swoją ogólną teorię względności. Mimo to musiało upłynąć jeszcze

sporo czasu, zanim odkryto jej implikacje dla gwiazd o dużej masie.

Aby zrozumieć, w jaki sposób powstaje czarna dziura, musimy

najpierw zapoznać się z cyklem życia gwiazd. Gwiazda powstaje

wtedy, gdy duża chmura gazu — głównie wodoru — zaczyna się

kurczyć pod wpływem własnej grawitacji. Kiedy jej objętość się

zmniejsza, atomy gazu zderzają się ze sobą coraz częściej i z coraz

większymi prędkościami, a gaz się rozgrzewa. W końcu staje się

tak gorący, że kiedy atomy wodoru zderzają się ze sobą, nie od-

bijają się, lecz łączą się w atomy helu. Ciepło uwolnione w czasie

tej reakcji, przypominającej kontrolowany wybuch bomby wodo-

rowej, sprawia, że gwiazda świeci. Przyczynia się również do zwięk-

szenia ciśnienia gazu, które w pewnym momencie zaczyna rów-

noważyć siłę grawitacji, dzięki czemu gwiazda przestaje się kurczyć.

Przypomina nieco balon, w którym zachowana jest równowaga

między ciśnieniem wypełniającego go powietrza, które stara się

powiększyć balon, a naprężeniem gumowej powłoki, które pró-

buje go zmniejszyć.

Gwiazdy pozostają w takiej równowadze przez długi czas, dopóki

ciepło pochodzące z reakcji nuklearnych równoważy przyciąga-

nie grawitacyjne. W końcu jednak zapasy wodoru i innych paliw

jądrowych wyczerpują się. Jak na ironię, im więcej paliwa gwiaz-

da ma na początku, tym szybciej się ono kończy. Dzieje się tak

dlatego, że im większa jest masa gwiazdy, tym wyższej tempera-

tury potrzeba do zrównoważenia przyciągania grawitacyjnego,

a im wyższa musi być temperatura gwiazdy, tym szybciej spala

ona swoje paliwo. Słońce prawdopodobnie ma zapas paliwa wy-

starczający na około pięć miliardów lat, ale większe gwiazdy

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: