plik


ÿþZAPROSZENIE DO FILOZOFII WykBady z filozofii dla mBodzie|y K. Aastowski, P. Zeidler (red.) Wydawnictwo Humaniora  PoznaD 2001 ss. 9-18 Jan Such Rozwój Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym oraz filozoficznym I. Wstp Kosmologia jest obecnie okre[lana jako nauka o powstaniu, ewolucji i budowie Wszech[wiata. Jako nauka uksztaBtowaBa si ona w 1917 roku, kiedy to Einstein zastosowaB do badaD nad Wszech[wiatem ogóln teori wzgldno[ci (OTW), któr zbudowaB w roku 1915. W ten sposób powstaBa kosmologia relatywistyczna, która pocztkowo ujmowaBa [wiat statycznie, to znaczy tak, jak gdyby si on w ogóle nie rozwijaB. Ju| jednak Friedman doszedB do przekonania, |e OTW nie jest zgodna ze statycznym modelem Wszech[wiata, |e Wszech[wiat jest ukBadem dynamicznym, który albo si rozszerza, albo si kurczy. W roku 1929 Hubble wykazaB, |e widmo [wiatBa odlegBych galaktyk jest przesunite ku czerwieni, co [wiadczy o tym, |e galaktyki oddalaj si od siebie z szybko[ci proporcjonaln do ich odlegBo[ci. Wynik ten nazwano prawem Hubble a. Na podstawie prawa Hubble a mo|na byBo obliczy, kiedy galaktyki znajdowaBy si razem, tzn. kiedy rozpoczB si okres  rozszerzania si Wszech[wiata . Moment ten nazwano Wielkim Wybuchem, a jego teori  Teori Wielkiego Wybuchu. Wielki Wybuch miaB miejsce okoBo 15 mld lat temu. W roku 1948 Gamow przewidziaB, |e jedn z pozostaBo[ci po Wiel- kim Wybuchu jest tzw. kosmiczne promieniowanie reliktowe (nazy- wane te| promieniowaniem tBa). Jego odkrycie w roku 1965 przez Pen- http://main.amu.edu.pl/~insfil/mlodziez/ 2 Jan Such ziasa i Wilsona uznano za ostateczne potwierdzenie Teorii Wielkiego Wybuchu. Badanie faz w ewolucji Wszech[wiata doprowadziBo do powstania Standardowego Modelu Ewolucji Kosmologicznej. II. Standardowy Model Ewolucji Kosmologicznej (Ewolucja Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym) Standardowy Model Ewolucji Kosmologicznej ujmuje rozwój Wszech- [wiata w wymiarze kosmologicznym. Pocztkowo byB on opracowany na gruncie OTW. Opracowanie to nazywa si jego ujciem klasycznym. 1. Ujcie klasyczne Zgodnie z Modelem Standardowym Wszech[wiat w swym rozwoju przeszedB 5 faz zwanych erami kosmologicznymi. Pierwsze ery trwaBy niesBychanie krótko, gdy| przebieg procesów byB wówczas nader szybki. 1. Era pierwsza  to era grawitacji kwantowej (zwana te| er Plancka). TrwaBa ona od momentu Wielkiego Wybuchu (t = 0) do tzw. progu Plancka, czyli do czasu t = 10-43 sek. Wszech[wiat w momencie Wielkiego Wybuchu zwany jest te| punk- tow osobliwo[ci kosmologiczn. Z OTW wynika, |e Wszech[wiat miaB wtedy zerowe wymiary przestrzenne (byB punktem: l = 0) i czasowe (t = 0), lecz za to posiadaB nieskoDczon gsto[ (G = "), nieskoDczon temperatur (T = "), nieskoDczone ci[nienie (P = ") oraz nieskoDczon krzywizn czasoprzestrzeni (K = "). Nale|y od razu zaznaczy, |e taki opis stanu pocztkowego Wszech[wiata nie zgadza si z mechanik kwantow (MQ), która prowadzi do wniosku, |e takie parametry jak g- sto[, temperatura, ci[nienie itp. miaBy wówczas ogromne warto[ci, lecz nie mogBy by nieskoDczone. Era grawitacji kwantowej jest tym okresem w ewolucji Wszech[wia- ta, o którym nic pewnego nie wiemy. Jest to wynikiem faktu, |e gsto[ materii w czasie progu Plancka (t = 10-43 sek.) wynosiBa 1094 g/cm³, przy tej za[ gsto[ci teorie wspóBczesnej fizyki przestaj dawa poprawne wyniki. Sdzi si, |e dopiero przyszBa teoria kwantowej grawitacji (która bdzie prawdopodobnie poBczeniem OTW z MQ) wyja[ni, co dziaBo si przed progiem Plancka, czyli w erze grawitacji kwantowej, nazywanej w Rozwój Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym i filozoficznym 3 fizyce  terra incognita (ziemia nieznana)1. 2. Era druga  to era hadronowa. Trwa ona od progu Plancka (t = 10-43 sek.) do czasu t = 10-4 sek. W erze hadronowej powstaj czstki ci|kie zwane hadronami (do nich nale| tak|e nukleony, to znaczy pro- ton i neutron, wchodzce w skBad jdra atomowego). Przed ich powsta- niem istniaBa tzw. plazma kwarkowo-gluonowa, to znaczy kwarki i glu- ony, stanowice skBadniki hadronów, znajdowaBy si wówczas w stanie swobodnym (obecnie mo|na je obserwowa jedynie w  stanie uwizio- nym w hadronach i mezonach). Warto przy okazji odnotowa, |e pod koniec 1999 roku w europejskim o[rodku badawczym CERN pod Ge- new plazma kwarkowo-gluonowa, która istniaBa w stanie naturalnym, gdy Wszech[wiat liczyB sobie zaledwie jedn stutysiczn sekundy (po Wielkim Wybuchu) zostaBa wytworzona sztucznie w laboratorium przez zespóB fizyków z 20 krajów, w tym tak|e z Polski. W erze hadronowej Wszech[wiat staB si dwuskBadnikowy: obok ha- dronów istniaBo  tBo czasoprzestrzenne, czyli istniaBa czasoprzestrzeD, w której hadrony si poruszaBy. 3. Trzecia era  to era leptonowa. Trwa ona od t = 10-4 sek. do t = 10 sek. W tym okresie przewag w budowie Wszech[wiata uzyskuj czstki lekkie zwane leptonami (nale| do nich np. elektrony oraz neu- trina). Gdy Wszech[wiat liczyB sobie ok. 2 sek. od Wielkiego Wybuchu droga swobodna neutrina wydBu|yBa si tak, |e przestaBy one oddziaBy- wa z reszt materii. W ten sposób powstaBo tzw. tBo neutrinowe, które jeszcze czeka na swojego odkrywc (neutrina to czstki o ogromnej przenikliwo[ci, nie istnieje dla nich  mur chiDski nie do przebycia, dla- tego s one trudne do odkrycia. Niemniej neutrina obecnie wytwarzane, np. w SBoDcu, s rejestrowane, z tym tylko, |e s one znacznie zasob- niejsze w energi ni| neutrina  tBa neutrinowego ). W erze leptonowej Wszech[wiat jest trójskBadnikowy: skBada si z leptonów, tBa neutrinowego oraz czasoprzestrzeni. 4. Czwarta era  to era promienista, w której przewag uzyskuje nie zwykBa materia (nazywana materi korpuskularn lub koinomateri) 1 Nowikow, chcc udobitni czytelnikowi jak niewiele wiemy o pierwszych erach kosmologicznych, przytoczyB nastpujc parodi pióra Arkadego Awerczenki:  Histo- ria madiamitów jest mroczna i tajemnicza. Niemniej uczeni dziel j na trzy okresy: pierwszy, o którym nic nie wiadomo; drugi, o którym wiemy niemal tyle samo co o pierwszym; i trzeci, który nastpowaB po dwóch pierwszych (Nowikow, 1995, s. 153). 4 Jan Such lecz promieniowanie, to znaczy [wiatBo, które jest polem elektromagne- tycznym o okre[lonej dBugo[ci fali. Trwa ona od czasu t = 10 sek., do czasu, gdy Wszech[wiat osiga wiek 1 mld lat. Milion lat po Wielkim Wybuchu z czstek elementarnych zaczBy masowo powstawa atomy, co sprawiBo, |e Wszech[wiat staB si  przezroczysty dla promieniowa- nia elektromagnetycznego. OddzieliBo si ono od reszty materii i utwo- rzyBo  kosmiczne promieniowanie tBa (promieniowanie reliktowe) od- kryte w roku 1965 przez Penziasa i Wilsona. W erze promienistej Wszech[wiat staB si czteroskBadnikowy: obok atomów istniaBo promieniowanie neutrinowe, promieniowanie reliktowe oraz istniaBa czasoprzestrzeD. 5. Pita era  to era galaktyczna, która trwa od t = 1 mld lat do chwili obecnej, gdy Wszech[wiat liczy sobie okoBo 15 mld lat. Jest to era ksztaBtowania si galaktyk (z których ka|da stanowi ogromne skupisko materii zBo|one przewa|nie z miliardów gwiazd) oraz gwiazd. Powstaje pytanie, jakie bd dalsze losy Wszech[wiata. Teoretycznie rysuj si tu dwie mo|liwo[ci: albo Wszech[wiat bdzie rozszerzaB si w nieskoDczono[, stajc si coraz rzadszym, albo te| po okresie rozszerzania nastpi okres kurczenia si Wszech[wiata, czyli faktycznie jego przeistoczenia si w jedn olbrzymi czarn dziur. Najnowsze obserwacje zjawiska  ucieczki galaktyk zdaj si prowadzi do wniosku, |e Wszech[wiat bdzie si rozszerzaB w nieskoDczono[ (co jest równoznaczne z wnioskiem, |e Wszech[wiat jest materialnie i przestrzennie nieskoDczony). 2. Teoria inflacji Teoria Wielkiego Wybuchu oraz Standardowy Model Ewolucji Kosmo- logicznej w swym klasycznym (opartym jedynie na OTW) sformuBowa- niu nie byBy jednak w stanie wyja[ni pewnych wa|nych cech wspóBcze- snego Wszech[wiata. W szczególno[ci nie potrafiBy wyja[ni, dlaczego Wszech[wiat jest pBaski (to znaczy odznacza si maB lub zgoBa zerow krzywizn czaso- przestrzeni, jest z du| dokBadno[ci euklidesowy) oraz dlaczego jest jednorodny (wszdzie jednakowo gsty w wielkiej skali). W celu prze- zwyci|enia tych i innych trudno[ci zwrócono si do mechaniki kwan- towej oraz teorii czstek elementarnych i opracowano tzw. teori infla- cji (pierwsza wersja tej teorii pochodzi od Gutha). Zgodnie z teori in- Rozwój Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym i filozoficznym 5 flacji, gdy Wszech[wiat znajdowaB si w erze hadronowej i liczyB sobie okoBo 10-35sek. nastpiBa faza inflacyjna, to znaczy okres przyspieszo- nego wykBadniczego rozszerzania si Wszech[wiata (rozszerzanie wykBadnicze to takie, w którym obiekt kolejno podwaja swoj wielko[ w cigu okre[lonego staBego interwaBu czasu). W niezmiernie krótkim czasie (od t = 10-35 sek. do t = 10-32sek.) Wszech[wiat rozszerzyB si o wspóBczynnik 1030 (lub nawet 1050), podczas gdy w okresie caBej, ok. 15 mld lat trwajcej ewolucji, rozszerzyB si o wspóBczynnik 1060 (czyli roz- szerzyB si 1060 razy). Znaczy to, |e w cigu tego niesBychanie krótkiego okresu Wszech[wiat rozszerzyB si w co najmniej tym samym stopniu, w jakim rozszerzyB si w cigu pozostaBej 15 mld lat trwajcej ewolucji i |e z mikroobiektu Wszech[wiat przemieniB si w tym czasie (tzn. w okresie inflacji) w makroobiekt. Przy tym dziki niebywaBemu zwikszeniu ob- jto[ci Wszech[wiat si  wygBadziB (podobnie jak wygBadza si po- wierzchnia nadmuchiwanego balonu) oraz  wyprostowaB (powierzchnia nadmuchiwanego balonu staje si coraz bardziej pBaska, przypominajca pBaszczyzn), co rozwizuje problem jednorodno[ci oraz pBasko[ci Wszech[wiata. Nale|y zaznaczy, |e aczkolwiek tak|e teoria inflacji zostaBa po- twierdzona (m.in. przez wyniki uzyskane przez satelit Cobe w 1992 ro- ku), to jednak nie jest ona tak pewna jak Teoria Wielkiego Wybuchu. Dlatego niektórzy wybitni uczeni (np. Penrose), uznajc teori Wielkie- go Wybuchu oraz Standardowy Model Ewolucji Wszech[wiata, nie go- dz si jednak na teori inflacji, i sdz, i| jest to sztuczny twór wymy- [lony ad hoc dla wzmocnienia tamtych teorii. Tak czy inaczej kosmologiczna teoria rozwoju Wszech[wiata nie mo- |e by uznana za zakoDczon. W roku 2000 dokonano kolejnego wiel- kiego odkrycia rzucajcego nowe [wiatBo na ewolucj Wszech[wiata. Mianowicie, dotd sdzono, |e grawitacja spowalnia w miar upBywu czasu oddalanie si galaktyk od siebie ( ucieczk galaktyk ), w zwizku z czym w dyskusjach brano pod uwag trzy modele  przyszBej ewolucji Wszech[wiata, opracowane ju| przez Friedmana: (1) model, w którym Wszech[wiat, po okresie rozszerzania zacznie si kurczy (co prowadzi do wniosku, |e ogólna krzywizna czasoprze- strzeni Wszech[wiata jest dodatnia, czyli jest zakrzywieniem Riemanna, a sam Wszech[wiat jest przestrzennie i materialnie skoDczony, chocia| nieograniczony), (2) model, w którym Wszech[wiat bdzie si wci| rozszerzaB, ale z 6 Jan Such prdko[ci zmierzajc do zera (co oznacza, |e Wszech[wiat jest pBaski, czyli euklidesowy, a zatem nieograniczony i nieskoDczony), (3) model, w którym Wszech[wiat rozszerza si coraz wolniej, jed- nak|e z prdko[ci zawsze wiksz od zera (w tym wypadku czasoprze- strzeD jest zakrzywiona ujemnie, czyli jest czasoprzestrzeni Aobaczew- skiego, co tak|e oznacza, |e Wszech[wiat jest nieograniczony i nieskoDczony). Tymczasem wiosn 2000 roku doniesiono, |e nowe pomiary prdko- [ci oddalania si galaktyk prowadz do wniosku, |e galaktyki oddalaj si w miar upBywu czasu coraz szybciej, co przeczy wszystkim trzem podanym modelom. Zdaniem wielu badaczy prowadzi to do wniosku, |e tzw. staBa kosmologiczna (któr niegdy[ wprowadziB Einstein i której wprowadzenie uznaB za  najwiksz pomyBk swego |ycia ) ma nieze- row warto[, co skutkuje wBa[nie pojawieniem si  obok siB grawita- cyjnego przycigania  tak|e siB odpychania si galaktyk od siebie na wielkich odlegBo[ciach. Tak si przedstawia na dzieD dzisiejszy ewolucja Wszech[wiata w ujciu (czy wymiarze) kosmologicznym. A jak wygl- da ona w ujciu (wymiarze) filozoficznym? III. Ewolucja Wszech[wiata w ujciu filozoficznym Ujcie filozoficzne ewolucji Wszech[wiata w jednym istotnym punkcie ró|ni si od ujcia kosmologicznego. Kosmologia jest nauk fizyczn (jest dziaBem astrofizyki, ta ostatnia za[ jest dziaBem fizyki  jest  fizyk nieba ), jej  punkt widzenia jest zatem punktem widzenia jednej nauki (fizyki). Filozofia natomiast, rozpatrywana jako pewna ogólna wizja [wiata, dokonuje syntezy osigni ró|nych nauk (i nie tylko nauk), dla- tego jej  punkt widzenia jest punktem widzenia  ogólnonaukowym , tzn. uwzgldniajcym wszystkie nauki (caBo[ nauki). W szczególno[ci filozofia musi bra pod uwag punkt widzenia tak wa|nych nauk, jak chemia, biologia, psychologia oraz nauki spoBeczne, nie za[ tylko punkt widzenia fizyki. W ujciu filozoficznym mo|na wyró|ni cztery fazy ewolucji Wszech[wiata: fizyczn, chemiczn, biologiczn oraz spoBeczn (inaczej kulturow). 1. Faza fizycznej ewolucji trwaBa od Wielkiego Wybuchu do po- wstania atomów, czyli do czasu, gdy Wszech[wiat osignB 1 mln lat. W cigu owego miliona lat we Wszech[wiecie zachodziBy przemiany czy- Rozwój Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym i filozoficznym 7 sto fizyczne, gdy| procesy chemiczne polegaj na zwizkach midzy atomami, a te jeszcze wówczas nie istniaBy. 2. Faza ewolucji chemicznej trwaBa od powstania atomów a| do po- wstania |ycia. W tej fazie do ewolucji fizycznej  doBczyBa si ewolu- cja chemiczna, polegajca na powstawaniu (w gwiazdach) coraz ci|- szych pierwiastków, a nastpnie na ksztaBtowaniu si coraz bardziej zBo- |onych substancji chemicznych: nieorganicznych i organicznych. 3. Faza ewolucji biologicznej pojawiBa si wraz z powstaniem |ycia na Ziemi (i prawdopodobnie gdzie indziej). Z tym, |e datujc t faz, nie mo|emy obiera za punkt zerowy mierzenia czasu moment Wielkiego Wybuchu, gdy| nie wiemy dokBadnie, kiedy on miaB miejsce. Wiemy ra- czej tylko tyle, |e Wielki Wybuch zaistniaB okoBo 15 mld lat temu, z dokBadno[ci do 5 mld lat, to znaczy, |e dokonaB si w czasie 10-20 mld lat temu. Z drugiej strony wiemy (i to z du|o wiksz dokBadno[ci), |e |ycie na Ziemi trwa okoBo 4 mld lat, dlatego obieramy w tym wypadku za  punkt wyj[ciowy mierzenia czasu nie moment Wielkiego Wybuchu lecz terazniejszo[. Najstarsze wykopaliska [wiadczce o istnieniu |ycia na Ziemi (czyli najstarsze odnalezione [lady |ycia) s datowane obecnie na 3,7-3,8 mld lat. Dalsze postpy paleontologii (czyli nauki o historii |ycia na Ziemi) mog ten okres jeszcze nieco wydBu|y, ale nie za wiele, je[li si zwa|y, |e sama Ziemia powstaBa 4 mld 550 mln lat temu (z do- kBadno[ci do 10 mln lat). Ewolucja biologiczna na Ziemi trwa zatem okoBo 4 mld lat (z dokBad- no[ci do 200 mln lat). Tyle czasu byBo potrzeba naturze, by ewolucja biologiczna doprowadziBa do powstania czBowieka. Warto odnotowa, |e nowe odkrycia naukowe czyni coraz wikszym prawdopodobieDstwo powstania i istnienia |ycia tak|e poza Ziemi. Ma si tu na uwadze takie fakty, jak odkrywanie w ssiedztwie ukBadu sBonecznego coraz to no- wych planet i ukBadów planetarnych, odkrycie lodu (a nawet wody) na innych ciaBach niebieskich (planetach, ksi|ycach, kometach) oraz du|e rozpowszechnienie rozmaitych substancji organicznych we Wszech- [wiecie. 4. Faza ewolucji spoBecznej (kulturowej) zaczyna si wraz z poja- wieniem si czBowieka wspóBczesnego, datowanym obecnie na okoBo 200 tys. lat temu. Wtedy to u naszego przodka uksztaBtowaBy si wszyst- kie 4 atrybuty przypisywane zazwyczaj ludziom (atrybuty czBowieczeD- stwa). S nimi: (1) postawa wyprostowana, która pozwoliBa czBowiekowi 8 Jan Such uwolni rk od funkcji poruszania si i przeksztaBci j w najdoskonal- sze jak dotd narzdzie manipulacji (nasz przodek, australopitek posiadB zdolno[ poruszania si w postawie wyprostowanej 4-5 mln lat temu); (2) zdolno[ do systematycznego wytwarzania i posBugiwania si narz- dziami pracy (ujawnion przez naszych przodków ok. 2 mln lat temu); (3) zdolno[ do my[lenia abstrakcyjnego (pojciowego) oraz (4) posBu- giwanie si mow artykuBowan, opanowane przez naszych przodków jakie[ 200 tys. lat temu. Rozwój Wszech[wiata zapocztkowany przemianami czysto fizycz- nymi, który doprowadziB poprzez przemiany chemiczne do powstania |ycia, a nastpnie [wiadomo[ci (zgodnie ze schematem: materia Ë% |ycie Ë% [wiadomo[), [wiadczy o postpowym charakterze ewolucji Wszech- [wiata. Zwiadczy o tym, |e przyroda wspina si jakby po drabinie, osi- gajc coraz to wy|sze szczeble, czyli doskonalsze formy organizacji. IV. Kosmologia wspóBczesna  nie tylko nauk o ewolucji i budowie, lecz tak|e o pochodzeniu Wszech[wiata Na zakoDczenie warto podkre[li, |e kosmologia naukowa (fizyczna) w swym rozwoju przeszBa przez trzy etapy. W latach 1917-1930 byBa raczej tylko nauk o budowie Wszech- [wiata, gdy| przekonanie o niezmienno[ci Wszech[wiata byBo (wów- czas i wcze[niej) tak mocno ugruntowane w [wiecie naukowym, |e na- wet Einstein dBugo nie byB w stanie z niego zrezygnowa. W latach 1930-1970 kosmologia rozszerza swój przedmiot i staje si nauk o ewolucji i budowie Wszech[wiata. W tym czasie upada tzw. teoria stanu stacjonarnego (opracowana przez Hoyle a, Bondiego i Gol- da), zakBadajca niezmienno[ Wszech[wiata (nieobecno[ we Wszech- [wiecie wielkoskalowych przemian, czyli procesów niestacjonarnych). Poczynajc od lat 70., kosmologia kwantowo-relatywistyczna (dziki wprowadzeniu do rozwa|aD nad Wszech[wiatem jako caBo[ci mechani- ki kwantowej i innych teorii mikrofizycznych) podejmuje problem po- chodzenia Wszech[wiata, a zatem przedmiot jej badaD staje si trójza- kresowy: obecnie jest to nauka o pochodzeniu, ewolucji oraz budowie Wszech[wiata. Kosmolodzy kwantowi s przekonani (przynajmniej niektórzy z nich), |e kosmologia zjednoczona z mikrofizyk (pamitajmy, |e  na pocztku , tzn. w okolicach Wielkiego Wybuchu Wszech[wiat byB jed- Rozwój Wszech[wiata w ujciu kosmologicznym i filozoficznym 9 nocze[nie obiektem kosmicznym, ze wzgldu na olbrzymi mas i ener- gi, oraz mikroobiektem, z uwagi na wymiary przestrzenne i, by mo|e czasowe) jest w stanie rozwiza wielk zagadk, nad któr od tysicleci biedz si teolodzy oraz filozofowie  zagadk genezy Wszech[wiata. Mniej optymistyczni natomiast przypuszczaj, |e rozwizanie tego pro- blemu przypadnie przyszBej teorii grawitacji kwantowej. Literatura: 1. Barrow, J.: Pocztek Wszech[wiata, Warszawa 1995. 2. Davies, P.: Bóg i nowa fizyka, Warszawa 1996. 3. Goldsmith, D.: Najwiksza pomyBka Einsteina?, Warszawa 1998. 4. Hawking, St.: Czarne dziury i wszech[wiaty niemowlce, PoznaD 1997. 5. Hawking, St.: Krótka historia czasu, Warszawa 1990. 6. Heller, M.: Ewolucja kosmosu i kosmologii, Warszawa 1985. 7. Heller, M.: Nauka i wyobraznia, Kraków 1995. 8. Heller, M.: Osobliwy Wszech[wiat, Warszawa 1991. 9. Heller, M.: Wieczno[  Czas  Kosmos, Kraków 1995. 10. Kaku, M.: HiperprzestrzeD, Warszawa 1997. 11. Linde, A.: Samopomna|ajcy si Wszech[wiat inflacyjny,  Zwiat Nauki nr 1, 1995, s. 32-39. 12. Nowikow, I.: Czarne dziury i Wszech[wiat, Warszawa 1995. 13. Rees, H.: Przed pocztkiem, Warszawa 1998. 14. Such, J., Szcze[niak, M., SzczuciDski, A.: Filozofia kosmologii, PoznaD 2000. 15. Taylor, J.: Czarne dziury: koniec Wszech[wiata?, Warszawa 1987. 16. Weinberg, St.: Pierwsze trzy minuty, Warszawa 1980. 17. Weinberg, St.: Sen o teorii ostatecznej, Warszawa 1994. Publikacj w formacie *.pdf przygotowaB MichaB Cichocki <cichocki@amu.edu.pl>

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
Czynniki wpływające na optymalny rozwój dziecka w ujęciu najnowszych koncepcji
Elementy filozofii kosmologii
Agazzi Evandro Filozofia przyrody, nauka i kosmologia
Geneza życia w ujęciu filozoficznym materiał zaliczeniowy
H Majkrzak, Filozofia wychowania w ujęciu św Tomasza z Akwinu, s 201 212
FILOZOFIA KOSMOLOGII
Jan Brzechwa Czerwony kapturek
Filozofia religii cwiczenia dokladne notatki z zajec (2012 2013) [od Agi]
Biedrzyński D , Pojęcie harmonii w filozofii Empedoklesa
Jan Brzechwa Stryjek
Nahua filozofia

więcej podobnych podstron