Śledź nas na:



Filozofia przyrody

Uwagi wprowadzające:

Człowiek od początku samego istnienia interesował się otaczającym go światem. Spowodowane jest to z jednej strony zwykłą ciekawością poznawczą. Obserwując ogrom otaczającego nas świata szukamy sposobów jego opisania i wyjaśniania, aby w ten sposób zaspokoić swoje intelektualne zainteresowanie. Z drugiej strony zainteresowania wszechświatem wynikają z chęci określenia swojego miejsca w tym wszechświecie i tym samym chęci odpowiedzi na sens naszej egzystencji. Konstruując obraz wszechświata człowiek odwołuje się do wiedzy, jaką w danym etapie dziejów dysponował.

 Pierwotnie była to wiedza mitologiczna, później religijna, filozoficzna i wreszcie naukowa. W zależności od charakteru wiedzy, jaka była wykorzystywana przy konstruowaniu danego obrazu mamy do czynienia z różnymi obrazami świata. W niniejszych rozważaniach będzie nas interesował naukowy obraz świata, a więc budowany w oparciu o aktualną wiedzę naukową, przede wszystkim wiedzę przyrodniczą. Innymi słowy będziemy odwoływać się do wyników takich nauk przyrodniczych jak: fizyka, astronomia, kosmologia, chemia, biologia itp. przy konstruowaniu naukowego obrazu świata. Decydującą wiedzą będą tu jednak teorie fizyczne, gdyż one dostarczają nam podstawowej wiedzy o zachowaniu się świata materialnego. Konstruując naukowy obraz wszechświata mamy na celu opisanie:

  1. podstawowych struktur składowych wszechświata

  2. wzajemne relacje między strukturami

  3. zachowanie się w czasie

Chcąc realizować te cele szukamy sposobów w oparciu, o które byłoby to możliwe. Zastanowimy się, co właściwie w przyrodzie decyduje o tworzeniu się wielkoskalowych struktur, co decyduje zachowaniu się tych struktur w czasie i ich wzajemnych relacji. Obserwacje wszechświata pokazują, że czynnikiem tym są siły przyrody, ponieważ aktualnie znane są cztery niesprowadzalne do siebie typy sił przyrody: grawitacyjne, elektromagnetyczne, słabe i mocne jądrowe - stawiamy pytanie, która z tych sił ma znaczenie decydujące w wyznaczaniu zachowań wszechświata. Analizując własności tych sił dochodzimy do przekonań, że decydującą rolę odgrywają tu siły grawitacyjne, zatem te właściwe siły stanowią podstawę do konstruowania naukowego obrazu wszechświata jako całości. Współczesna fizyka zna dwie podstawowe teorie opisujące działanie tych sił. Jest to newtonowska teoria grawitacji, której wyrazem jest wzór na siłę grawitacyjną i einsteinowska teoria grawitacji zapisana w postaci tzw. równań pola ogólnej teorii zmienności. Ponieważ einsteinowska teoria grawitacji opisuje szerszy zakres działania sił grawitacyjnych niż teoria newtonowska, więc ona właśnie jest powszechnie przyjęta jako podstawowa teoria grawitacji. Stąd też konstruowanie naukowego obrazu wszechświata jest oparte właśnie na tej teorii i nazywa się ogólnie kosmologią relatywistyczną. Kosmologia ta została zaproponowana po raz pierwszy przez Alberta Einsteina w roku 1917 i stała się samodzielną dyscypliną naukową. Od tego czasu została ona rozwinięta zarówno teoretycznie jak i obserwacyjnie i stanowi obecnie podstawowe źródło informacji o otaczającym nas wszechświecie jako całości. Wszelkie, więc próby komunikowania naukowego obrazu wszechświata muszą uwzględniać wynik kosmologii relatywistycznej i do nich się odwoływać.

 

RELATYWISTYCZNE MODELE WSZECHŚWIATA

a) Geometryczny kształt wszechświata jako całości:

Konstruując naukowy obraz wszechświata chcemy wiedzieć jak z punktu geometrycznego aktualny wszechświat wygląda. Innymi słowy pytamy o geometryczny kształt wszechświata tzn. czy jest on kulą, sferą, czy też jakąś inną figurą geometryczną. W określaniu kształtu wszechświata wykorzystuje się bardzo ważne w geometrii pojęcie krzywizny. Znając, bowiem krzywiznę możemy przynajmniej w ogólnych zarysach wnioskować o możliwych kształtach aktualnego wszechświata. Krzywiznę zaś ustala się w oparciu o jej związki ze średnią gęstością materii znajdującej się we wszechświecie. Równania pola ogólnej teorii względności ustalając związki pomiędzy rozkładem materii we wszechświecie a geometryczną strukturą czasoprzestrzeni tego wszechświata pozwalają na ustalenie zależności krzywizny przestrzeni od rozkładu materii czasoprzestrzeni. Innymi słowy znając rozkład materii wszechświata w czasoprzestrzeni, a zwłaszcza jej średnią gęstość możemy określić krzywiznę przestrzeni tego wszechświata, a w konsekwencji jego kształt. Gęstość materii wyznaczana jest obserwacyjnie tzn. na drodze pomiarów masy wszechświata i jego objętości. Oznacza to, że w ostateczności o kształcie naszego wszechświata możemy rozstrzygać obserwując rozpad materii we wszechświecie i wyznaczając jej gęstość.

Geometrie:

Euklidesowska:

  1. krzywizna = 0

  2. 5 postulat euklidesowy: przez dowolny punkt można przeprowadzić jedną i tylko jedną prostą równoległą do danej prostej

  3. suma kątów trójkąta = 180°

Jest to geometria płaska

Bolaya - Łoboda:

  1. krzywizna = -1

  2. przez punkt można przeprowadzić nieskończenie wiele prostych równoległych

  3. suma kątów trójkąta jest mniejsza niż 180°

Jest to geometria hiperboliczna

Riemanna:

  1. krzywizna = +1

  2. przez punkt nie można przeprowadzić żadnej prostej równoległej

  3. suma kątów trójkąta jest większa niż 180°

Jest to geometria sferyczna

 

b) Zachowanie się wszechświata:

Ważnym elementem naukowego obrazu wszechświata jest rozstrzygnięcie kwestii, czy wszechświat jako całość zmienia swój wygląd w czasie, czy też nie. Jeżeli wygląd ten podlega zmianom to mówimy, że obraz wszechświata jest dynamiczny, jeśli zaś nie ulega zmianom to obraz świata jest statyczny. Przez ponad dwadzieścia wieków, a właściwie od samego początku myśli ludzkiej do pierwszej połowy XX w. dominował statyczny obraz świata. Powszechnie przyjmowano bowiem, że wszechświat nie zmienia swoich kształtów, wyglądu w czasie, lecz pozostaje niezmienny. Racją za takim obrazem było to, że w dostępnych ówcześnie obserwacjach nie stwierdzano żadnych danych za tym, by wszechświat jako całość podlegał zmianom. Również odgrywały tu racje pewne względy filozoficzne. W ramach np. arystotelesowsko-ptolemejskiego obrazu świata trudno było wyobrazić sobie jego zmianę, jeżeli Arystoteles nie dopuszczał pustej przestrzeni, nie było, więc - rozumowano - miejsca, w którym mogłaby następować ekspansja lub kontrakcja wszechświata, gdyż nie ma pustej przestrzeni. W pierwszej połowie XX w. nastąpiło jednak wyraźne odejście od statycznego obrazu wszechświata na rzecz wszechświata dynamicznego. Zadecydowały tu z jednej strony racje teoretyczne, a z drugiej racje obserwacyjne.

 

RACJE TEORETYCZNE:

Konstruowanie relatywistycznych modeli wszechświata, a więc rozwiązywanie równań pola ogólnej teorii względności pokazało, że teoretycznie mogą istnieć bardzo zróżnicowane dynamiczne modele wszechświata. Po prostu rozwiązania równań pola dopuszczają teoretycznie różne możliwości zachowań się w czasie promienia wszechświata. Analizując takie możliwości dochodzimy do wniosku, że promień wszechświata może zachować się w czasie w różny  sposó

 

 

 

 

 

 

 

 

 

MODEL EINSTEINOWSKI

Jest to pierwszy model relatywistyczny zaproponowany przez Einsteina już w 1917 r. Model ten nie jako zapoczątkował kosmologię relatywistyczną. Jego podstawową cechą jest to, że jest statyczny, czyli nie zmienia się w czasie. Od strony geometrycznej model ten posiada krzywiznę dodatkową, co oznacza, że jego przestrzeń jest realizowana na powierzchni sfery kul. Ponieważ przestrzeń ta musi być trójwymiarowa to cała sfera jest czterowymiarowa stąd przyjęła się nazwa, że świat einsteinowski to świat sferyczny. Oczywiście mamy na myśli część przestrzenną tego wszechświata. Jeżeli uwzględnimy dodatkowo czas, który jest prostopadły do części przestrzennej to otrzymujemy wtedy czterowymiarową czasoprzestrzeń realizowaną na powierzchni cylindra o pięciu wymiarach. Jest to analogia zwykłego cylindra trójwymiarowego, którego powierzchnia jest dwuwymiarowa. Uświadomienie, że może być wszechświat w swej części przestrzennej sferyczny doprowadziło do nowego spojrzenia na problem nieskończoności wszechświata. Pokazano bowiem, że może istnieć wszechświat, który jest skończony przestrzennie, ale równocześnie nieograniczony. Przeczyło to przyjmowanej od czasów Arystotelesa definicji nieskończoności, stwierdzającej, że nieskończonym jest to, co nie ma granicy. W przypadku świata einsteinowskiego mamy wszechświat bez granicy a jednak skończony. Rozwój technik obserwacyjnych pokazał jednak, że świat jest dynamiczny, a ściślej, że ekspanduje. Doprowadziło to do konieczności odrzucenia statycznego świata einsteinowskiego.

MODEL LEMAITRE'A

Model ten został zaproponowany w latach 30-tych przez belgijskiego księdza, profesora Uniwersytetu Leuvain. Model ten zaproponował m.in. po to, ażeby uniknąć tzw. paradoksu wieku wszechświata. W tym celu wprowadził w modelu przez siebie zaproponowanym tzw. okres stagnacji, charakteryzujący się tym, że wszechświat nie zwiększał w czasie swojego promienia, mimo, że zwiększał swój wiek. W konsekwencji jego okres trwania od tzw. osobliwości początkowej do współczesności był większy niż wiek skał skorupy ziemskiej. W ten sposób można było rozwiązać paradoks wieku wszechświata. Zatem model ten jest modelem rozpoczynającym swoją ekspansję od pewnego momentu w przeszłości nazywanego osobliwością początkową, w której promień wszechświata równa się 0, a jego gęstość, ciśnienie i temperatura przybierały wielkości nieskończone. Stan ten nazwano osobliwością początkową lub wielkim wybuchem.

MODEL FRIEDMANA - EINSTEINA

Jest to model oscylujący zaproponowany przez Einsteina w celu odpowiedzi na pytanie: czy można uzyskać rozwiązanie równań pola bez tzw. stałej kosmologicznej ( λ ). Okazało się, że model taki istnieje, a więc λ (lambda) nie jest konieczna w równaniach pola ogólnej teorii względności. Otrzymany model charakteryzuje się tym, że wraz z upływem czasu jego promień oscyluje, czyli raz rośnie, a drugi raz maleje i oscylacje takie mogą trwać nieskończenie długo. Mamy wziąć swoistego rodzaju powrót do znanych już w starożytności tzw. wiecznych powrotów wszechświata. Model ten okazał się również interesujący dla zwolenników filozofii materialistycznej, dlatego że z jednej strony zawiera w sobie osobliwości początkową i końcową, a z drugiej strony może trwać nieskończenie długo. Cały problem z tego typu modelami sprowadza się do znalezienia odpowiednich mechanizmów fizycznych, które by pozwoliły z jednej strony wyhamować ekspansję wszechświata i nadać mu fazę kontrakcji (kurczenia się). Z drugiej strony mechanizmy, które pozwoliłyby na przejście modelu ze stanu osobliwości końcowej do wielkiego wybuchu.

TESTOWANIE MODELI KOSMOLOGICZNYCH

Wielka liczba możliwych modeli kosmologicznych prowadzi do pytania o to, który z tych modeli opisuje nasz aktualny wszechświat. Odpowiedź na to pytanie wymaga odwołania się do danych obserwacyjnych, gdyż tylko na tej drodze istnieje możliwość udzielenia zasadnej odpowiedzi. Kosmologia, bowiem jest nauką empiryczną i jako taka musi szukać uzasadnień swoich tez w danych empirycznych. Obserwację, która pozwoliła na wybór pewnego typu modeli - była obserwacja przesunięć linii widmowych odległych galaktyk ku czerwieni. Prowadzone obserwacje widm (tzn. rozłożenie światła białego dochodzącego z danej galaktyki na poszczególne długości fal, czyli uzyskanie kolorów tęczy) odległych galaktyk pokazały, że poszczególne linie widmowe (absorpcyjne lub emisyjne) są przesunięte w przeważającej ilości ku czerwieni. Oznacza to, że długość fali światła dochodzącego z odległych galaktyk jest większa niż tego samego rodzaju światła uzyskiwanego w laboratorium. Zaobserwowanie tak interesującego zjawiska domagało się wyjaśnienia, czyli wskazania przyczyny odpowiedzialnej za jego występowanie. Zaczęto szukać wśród znanych teorii fizycznych takiej, która byłaby w stanie wskazać taką przyczynę. Najbardziej rzucającym się w oczy było tzw. zjawisko Dopplera, które istotnie jest w stanie wyjaśnić przesunięcie linii widmowych. Zjawisko to bowiem polega na zależności długości fal zarówno akustycznych jak i elektromagnetycznych od stanu ruchu źródła tej fali względem obserwatora. Zależność ta przejawia się w ten sposób, że jeżeli źródło fali oddala się od obserwatora to mamy do czynienia z przesunięciem linii widmowych ku czerwieni, natomiast jeżeli źródło zbliża się do obserwatora to mamy przesunięcie ku fioletowi. Zastosowanie tego zjawiska do wyjaśnienia obserwowanych przesunięć linii widmowych ku czerwieni dla odległych galaktyk wskazuje, że galaktyki powinny się od obserwatora oddalać. Ponieważ zaś galaktyki były traktowane jako podstawowe „cegiełki" wszechświata to wyciągnięto stąd wniosek, że cały wszechświat ulega ekspansji. Zatem obserwacje przesunięć linii widmowych ku czerwieni dla odległych galaktyk stanowi jeden z podstawowych tekstów empirycznych za wyborem modeli ekspandujących. Powstaje wtedy jednak pytanie o przebieg tej ekspansji tzn. o to czy ona zaczęła się w przeszłości od tzw. punktu osobliwego, czy też swoją ekspansję rozpoczęła od pewnej wielkości promienia wszechświata.

 

PROMIENIOWANIE TŁA JAKO ARGUMENT ZA EKSPANSJĄ WSZECHŚWIATA OD OSOBLIWOŚCI POCZĄTKOWEJ

Teoretycznie przewidywania pokazują, że w przypadku ekspansji wszechświata od osobliwości początkowej nazwanej też wielkim wybuchem powinny istnieć do dnia dzisiejszego pewne pozostałości w postaci promieniowania reliktowego o następujących własnościach:

  1. temperatura winna wynosić ok. 3º Kelwina

  2. izotropowość tego promieniowania tzn. winno ono dochodzić z każdego punktu wszechświata niezależnie od kierunku

  3. winno posiadać tzw. rozkład Planchowski, czyli winno być promieniowaniem ciała doskonale czarnego.

Początkowe poszukiwania takiego promieniowania nie dawały rezultatu głównie ze względu na brak odpowiedniej aparatury. Zostały one jednak ostatecznie odkryte dosyć przypadkowo w 1965 roku przez dwóch amerykańskich inżynierów: Pensyasa i Wilsona. Odkrycie to zostało uznane jako jedno z największych odkryć w mijającym stuleciu i potraktowane jako argument za ekspansją wszechświata od osobliwości początkowej. Okazuje się bowiem, że przyjęcie wielkiego wybuchu jest najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem tego właśnie promieniowania reliktowego. Innymi słowy współczesna fizyka nie dysponuje lepszym wyjaśnieniem istniejących obserwacji. Obserwacje przedstawione wyżej i szereg innych jeszcze świadczą, że współczesna kosmologia opowiada się z bardzo dużym prawdopodobieństwem za wszechświatem ekspandującym od osobliwości początkowej, czyli przyjmuje, że aktualny wszechświat rozpoczął swoją ekspansję od tzw. wielkiego wybuchu.

 

 

 

 

TZW. STANDARDOWY MODEL WSZECHŚWIATA

Kosmologię interesuje nie tylko ekspansja wszechświata, ale również jego ewolucja. Chodzi w niej o opis przemiany materii wszechświata w trakcie jego ekspansji. Wiadomo, bowiem, że ekspandujący wszechświat traci swoją pierwotną wysoką temperaturę, maleje jego gęstość i ciśnienie. Z fizyki wiadomo również, że postać materii zależy od temperatury. W konsekwencji, więc spadek temperatury we wszechświecie powoduje zmiany postaci materii tego wszechświata. Model, który pragnie opisać te zmiany poczynając od wielkiego wybuchu nazywa się modelem standardowym. Odwołując się do wiedzy zarówno kosmologicznej, jak i fizykalnej model ten podaje stosunkowo dokładny opis przemiany materii wszechświata. Charakterystyczną cechą modelu standardowego jest podział dziejów wszechświata na pięć er kosmicznych (chaotyczna, hadronowa, leptonowa, radiacyjna i galaktyczna) oraz mocne podkreślenie, że dzieje te rozpoczynają się tzw. wielkim wybuchem. Model standardowy mimo szeregu jeszcze „białych plam" stanowi niejako podsumowanie osiągnięć współczesnej kosmologii. Jest on ciągle rozwijany i istnieje uzasadniona nadzieja, że w toku dalszego rozwoju kosmologii będzie w stanie coraz lepiej wyjaśniać poszczególne etapy dziejów wszechświata i tym samym dać w miarę dokładny i całościowy obraz rzeczywistego świata. Z punktu widzenia filozoficznego pojawiają się w świetle tego modelu dwa zasadnicze pytania:

  1. odnosi się do osobliwości początkowej i dotyczy możliwości jej utożsamienia z momentem stworzenia świata przez Boga.

  2. dotyczy przebiegu ewolucji wszechświata i odnosi się do kwestii subtelnych koincydencji warunkujących te ewolucje.

 



Zobacz także