Filozofia kosmologiiTekst

0
Recenzje
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa



Spis treści

Karta redakcyjna

Wstęp

Rozdział pierwszy – Kosmologia przed Einsteinem

1. Wprowadzenie

2. Paradoks Olbersa

3. Paradoks Seeligera

4. Termodynamika wszechświata

5. Powstanie geometrii nieeuklidesowych

6. Przed przewrotem

Rozdział drugi – Kosmologia 1917–1965

1. Fizyczne podstawy kosmologii

2. Przed drugą wojną światową

3. Po drugiej wojnie światowej

4. Ku nowej epoce

Rozdział trzeci – Pierwsze pytania filozoficzne kosmologii relatywistycznej

1. Czy kosmologia jako nauka jest możliwa?

2. Zasada Macha

3. Zasada kosmologiczna

4. Czy wszechświat się rozszerza?

Rozdział czwarty – Wielki problem początku wszechświata

1. Osobliwość początkowa

2. Filozoficzne i światopoglądowe spory wokół problemu osobliwości początkowej

2.1. Wieczne powroty

2.2. Osobliwość – stworzenie wszechświata

2.3. Osobliwość – naturalny początek wszechświata

2.4. Stworzenie materii bez osobliwości

Rozdział piąty – Bilans

1. Metoda kosmologii

2. Problem ekstrapolacji

3. Problem unikalności wszechświata

4. Metafizyka wszechświata

Bibliografia

Bibliografia uzupełniająca

Przypisy

Adiustacja i korekta: MIROSŁAW RUSZKIEWICZ

Projekt okładki: MARIUSZ BANACHOWICZ

Projekt typograficzny: MIROSŁAW KRZYSZKOWSKI

Skład: MELES-DESIGN

© Copyright by Copernicus Center Press, 2013

ISBN 978-83-7886-037-2

Copernicus Center Press Sp. z o.o.

pl. Szczepański 8, 31-011 Kraków

tel./fax (+48 12) 430 63 00

e-mail: marketing@ccpress.pl Księgarnia internetowa: www.ccpress.pl

Konwersja: eLitera s.c.

Wstęp

Filozofia nauki jest obecnie jedną z najbardziej dynamicznie rozwijających się dyscyplin filozoficznych. Jeżeli nauka jest tak bardzo interesującym „faktem filozoficznym”, to w szczególności „faktem” takim jest kosmologia – nauka o wszechświecie. Jest tak przynajmniej z dwu powodów. Po pierwsze, mając za przedmiot obiekt występujący w jednym egzemplarzu, jakim jest wszechświat, kosmologia jest nauką niezwykle interesującą z metodologicznego punktu widzenia, a metodologia to tradycyjnie inna nazwa filozofii nauki. Kosmologia krystalizowała się jako nauka empiryczna prawie na naszych oczach. Jeszcze z początkiem XX wieku była ona raczej zbiorem domysłów i filozoficznych spekulacji niż zorganizowaną nauką, natomiast ostatnie dekady XX stulecia były już świadkiem jej ogromnych sukcesów jako w pełni uformowanej nauki z pogranicza fizyki i astronomii. Można więc było, niejako „na żywo”, śledzić jej dojrzewanie i dalsze przemiany. Po drugie, rozważania dotyczące wszechświata były od dawna domeną filozofii (nazwa „kosmologia” była kiedyś zarezerwowana dla dyscypliny filozoficznej zajmującej się wszechświatem) i wiele z nich przyjęła kosmologia współczesna. Niektóre z tradycyjnych pytań stawianych pod adresem wszechświata na pewno wykraczają poza dziedzinę nauki empirycznej, ale właśnie zadaniem filozofa kosmologii będzie nakreślenie strefy buforowej (bo trudno spodziewać się, by była to ostra granica) pomiędzy tym, co jeszcze należy do kosmologii, a tym, co już należy pozostawić filozofom (i teologom). Jest to zadanie tym ważniejsze, że w literaturze popularnonaukowej panuje pod tym względem wyjątkowy bałagan.

Publikacji z zakresu kosmologii jest ogromnie wiele: podręczników (o różnym poziomie trudności), specjalistycznych monografii, artykułów badawczych i przeglądowych w naukowych czasopismach, książek popularnonaukowych (o różnej wartości)... Nie można tego powiedzieć o filozofii kosmologii. Potrafiłbym wskazać kilka (lub kilkanaście) artykułów i ani jednego podręcznika czy monografii. Nie znaczy to jednak, że filozofia kosmologii jest po prostu nieobecna. Wręcz przeciwnie, jest jej wszędzie pełno. Najwięcej w książkach popularnonaukowych, ale tu ważne rzeczy są często pomieszane z nieodpowiedzialnymi dywagacjami. W podręcznikach i monografiach (zwykle we wstępach lub zakończeniach) można znaleźć niekiedy wartościowe komentarze, a w artykułach naukowych „uwagi na marginesie” często warte pogłębienia i rozwinięcia. Tym większa potrzeba uporządkowania tego materiału, najlepiej w formie zorganizowanego podręcznika.

Niniejsze opracowanie jest jedynie wstępnym przetarciem drogi. Gdy mamy do czynienia z jakąś dojrzałą dziedziną wiedzy, to na ogół istnieje w niej standardowy, ogólnie przyjęty układ podręcznika. W naszym przypadku jesteśmy od tego bardzo odlegli; wiele dróg stoi otworem. Ja wybrałem drogę quasi-historyczną: postanowiłem przedstawić problematykę filozoficzno-kosmologiczną, w miarę jak narastała ona wokół rozwijającej się kosmologii. Nie jest to jednak opracowanie ściśle historyczne; historia – i to zarysowana bardzo skrótowo – służy mi tylko jako tło problematyki filozoficznej. Wybranie takiej metody prezentacji ma pewne walory dydaktyczne. Po pierwsze, na kanwie historii wyraźniej widać swoisty dramatyzm zagadnień filozoficznych. Stanowiska filozoficzne nie są bowiem abstrakcyjnymi zbiorami tez, lecz stają się ścierającymi się z sobą poglądami konkretnych osób. Po drugie, wprowadzenie narracji historycznej ułatwia zrozumienie materiału tym Czytelnikom, którzy nie mają za sobą głębszych studiów kosmologicznych.

Ujęcie quasi-historyczne każe uwzględnić dość naturalny podział rozwoju kosmologii na trzy okresy:

1. Okres początków: od pierwszej kosmologicznej pracy Einsteina (1917) do odkrycia mikrofalowego promieniowania tła (1965), które zapoczątkowało szybki rozwój kosmologii;

2. Formułowanie się standardowego modelu kosmologicznego (mniej więcej do lat osiemdziesiątych poprzedniego stulecia);

3. Okres współczesny, szczególnie bogaty w dyskusje prowadzone na obrzeżach kosmologii.

Opracowanie, które obecnie oddaję do rąk Czytelników, dotyczy tylko okresu pierwszego. Właśnie dlatego nadałem mu tytuł Filozofia kosmologii. Wprowadzenie. Okres pierwszy był bowiem wstępem do tego, co nastąpiło potem – i to nie tylko w sensie czasowym, lecz także w merytorycznym porządku. Wtedy bowiem kształtowały się fundamenty kosmologii współczesnej. Wtedy również ustalała się problematyka filozoficzna, która w drugim okresie będzie już tylko narastać, bez wdrażania istotnie nowych elementów. Dopiero okres trzeci wprowadzi ferment do filozofii kosmologii. Inwazja pomysłów, takich jak różne wersje zasad antropicznych i różne koncepcje wszechświatów równoległych (wieloświat), postawi nawet pytanie o to, czy metoda kosmologii do tego stopnia nie uległa rozluźnieniu, że można wątpić w jej status jako nauki empirycznej[1]. W pewnym sensie nastąpi więc nawrót do pierwszego okresu, w którym kosmologia musiała walczyć o uznanie jej za pełnoprawną naukę empiryczną.

 

Niniejsza Filozofia kosmologii składa się z pięciu rozdziałów. Za nieco umowną datę narodzin kosmologii współczesnej uznaje się rok 1917, w którym Albert Einstein opublikował swoją pierwszą pracę kosmologiczną. Ale oczywiście przedtem w badaniach wszechświata także działo się wiele i nie można tego całkiem pominąć.

Rozdział 1 przedstawia krótko „kosmologię przed Einsteinem” i kreśli jej filozoficzne problemy.

Rozdział 2 stanowi bardzo zwięzłą prezentację fizycznych podstaw kosmologii i jej rozwoju w latach 1917–1965. Są to ramy czasowe niniejszego Wstępu.

Rozdział 3 wprowadza Czytelnika w gąszcz problemów filozoficznych stwarzanych przez kosmologię, głównie problemów o charakterze metodologicznym, dotyczących naukowego charakteru kosmologii, stosunku geometrii czasoprzestrzeni do rozkładu mas (zasada Macha i zasada kosmologiczna); pytania, co to znaczy, że wszechświat się rozszerza?

Szczególnie doniosłymi i najczęściej dyskutowanymi kwestiami związanymi z kosmologią są zagadnienia wokół początku wszechświata. Im jest poświęcony rozdział 4. Po bardziej technicznym przedstawieniu problemu osobliwości początkowej omawiam różne interpretacje „początku”, zarówno te, które starają się wyeliminować lub zneutralizować problem początku, jak i te, które utożsamiają osobliwość początkową ze stworzeniem wszechświata. Pewnym metodologicznie uzasadnionym kompromisem między tymi dwiema skrajnościami wydaje się pogląd, który nie odbierając innym dyscyplinom (filozofii, teologii) prawa do interpretacji kwestii pochodzenia wszechświata, stara się utrzymać całą problematykę w granicach matematyczno-empirycznej metody.

Rozdział 5 stanowi podsumowanie filozoficznego dorobku pierwszego okresu rozwoju kosmologii współczesnej.

Mam nadzieję, że po przestudiowaniu tego Wstępu Czytelnik będzie w stanie sam zmierzyć się z problematyką filozoficzną, na jaką natrafi w swoich lekturach z zakresu kosmologii, tzn. że będzie mógł rozeznać, co w nich stanowi plewy pobożnych życzeń autora, a co może być pożywną materią do dalszych przemyśleń.

Michał Heller

Tarnów, 6 października 2012 r.

Rozdział pierwszy

Kosmologia przed Einsteinem

1. Wprowadzenie

Gdy Arystoteles pisał: „Nieznaczne odchylenie od prawdy, popełnione na samym początku, rośnie do rozmiarów dziesiątków tysięcy, w miarę jak postępuje badanie”[2], nie zdawał sobie sprawy, do jakiego stopnia odnosi się to do jego własnych poglądów kosmologicznych. Błędy, jakie Arystoteles popełnił w ustaleniu pewnych zjawisk przyrodniczych, zwielokrotniły się potem w ogromnym stopniu, prowadząc do mylnych teorii, ale wybranie przez niego takiej a nie innej metody badawczej okazało się jeszcze bardziej fatalne w skutkach, bo skierowało poszukiwania na niewłaściwą drogę. Trudno jest wymyślać alternatywne historie: jakby się historia potoczyła, gdyby... Z drugiej jednak strony jest faktem dziejowym, że dążenie w kierunku wyznaczonym przez Arystotelesa, choć mylne, stało się twardą szkołą myślenia dla wielu pokoleń badaczy i w końcu doprowadziło do przezwyciężenia dotychczasowych ograniczeń i do zapewne największego odkrycia w dziejach nauki – do odkrycia (lub może lepiej: wypracowania) matematyczno-empirycznej metody badania świata.

Pierwszym owocem rewolucji naukowej, jaka dokonała się na przełomie XVI i XVII wieku, było powstanie nowej fizyki. Stanowiła ona nie tylko dzieło Galileusza i Newtona, lecz także ich wielu poprzedników. Pierwsze zastosowania nowej metody do badania wszechświata były raczej skromne. Samo pojęcie wszechświata, odziedziczone po starożytności i średniowieczu, ograniczało się sferą gwiazd stałych. Sfera ta stanowiła obszar graniczny ówczesnych możliwości; można było o niej snuć jedynie mniej lub bardziej uzasadnione domysły. Ponieważ wszechświat, do którego sięgały ówczesne teorie (lub raczej modele), nie wykraczał poza układ planetarny, cały spór wokół dzieła Kopernika miał charakter kosmologiczny. To, co wykraczało poza układ planetarny, wykraczało poza ówczesny wszechświat.

Obietnicę postępu w dziedzinie kosmologii stanowiło odkrycie przez Newtona uniwersalnego charakteru grawitacji. Ale była to jeszcze odległa przyszłość. Na razie próby zastosowania szybko rozwijającej się fizyki do wszechświata jako całości tworzyły więcej problemów, niż były w stanie rozwiązać. Nie jest rzeczą przypadkową, że pierwsze problemy autentycznej kosmologii wykluły się z paradoksów, do których prowadziły podstawowe teorie fizyczne skonfrontowane z prostymi obserwacjami. Czasy „przed Einsteinem” obfitowały w najrozmaitsze spekulacje kosmologiczne. Tak zresztą, jak ma to miejsce i dziś. Z tym że wówczas ekscentryczni uczeni i ludzie niezwiązani z nauką mieli większe niż dziś szanse na posłuch, ponieważ kosmologiczne standardy nie były jeszcze ustalone. W historycznej pamięci dzisiejszych kosmologów przetrwały trzy problemy dyskutowane w XIX wieku: paradoks Olbersa, paradoks Seeligera i zagadnienie śmierci cieplnej wszechświata. Do tych problemów trzeba jeszcze dołączyć odkrycie geometrii nieeuklidesowych. Był to decydujący krok – jak się potem miało okazać – w powstaniu naukowej kosmologii. Od krótkiego wglądu w te zagadnienia rozpoczniemy naszą wędrówkę po filozoficznych aspektach kosmologii.

2. Paradoks Olbersa

Paradoks Olbersa sprowadza się do pytania: dlaczego nocne niebo nie świeci? Bo przecież powinno świecić jednostajnym blaskiem[3]. W XIX wieku powszechnie sądzono, że wszechświat jest przestrzennie nieskończony i wszędzie mniej więcej jednakowo gęsto wypełniony gwiazdami. Przekonanie takie wynikało nie tylko z instynktownego poglądu, że przestrzeń jest euklidesowa, lecz także z wpływowego podówczas światopoglądu pozytywistycznego, który często łączył się z materializmem, zakładającym, że „materia jest nieskończona” (cokolwiek by to miało znaczyć). Jeżeli przestrzeń i rozmieszczona w niej materia nie mają granic, to w jakimkolwiek kierunku spojrzymy w niebo, nasz wzrok powinien natrafić na świecącą gwiazdę. Prosty rachunek, oparty na elementarnych prawach rozchodzenia się światła, pokazuje, że nocne niebo powinno świecić jednostajnym blaskiem.

Paradoks ten był znany od czasów Newtona, ale dopiero Heinrich Wilhelm Olbers w 1823 roku opublikował pracę, która nadała paradoksowi rozgłos[4]. Bynajmniej jednak jego rozumowania nie uważano za paradoks. Wśród astronomów panowało wówczas przekonanie, że przestrzeń międzygwiazdowa jest wypełniona dość gęstym ośrodkiem gazowym. I to on pochłania światło gwiazd, czyniąc nocne niebo ciemnym. Dopiero gdy na początku XX wieku okazało się, że przestrzeń międzygwiazdowa jest znacznie bardziej przezroczysta, niż dotychczas sądzono, ciemność nocnego nieba zaczęła budzić zdziwienie. W 1917 roku Lloyd Shapley traktował to już jako dylemat: albo obszar przestrzeni wypełniony gwiazdami jest skończony, albo nocne niebo powinno świecić jednostajnym blaskiem. William Thomson (Lord Kelvin) w 1901 roku zaproponował jeszcze jedno rozwiązanie. Jeżeli wiek wszechświata jest skończony i wynosi np. X lat, to światło pochodzące od obiektów położonych od nas dalej niż X lat świetlnych nie może do nas dochodzić i paradoks zostaje zlikwidowany[5]. Było to historycznie pierwsze możliwe, fizycznie poprawne rozwiązanie paradoksu Olbersa. Ale dopiero znacznie później Hermann Bondi zwrócił uwagę na fakt, że tradycyjne wyjaśnienie, odwołujące się do gazu wypełniającego przestrzeń międzygwiazdową, nie rozwiązuje sprawy. „Co [bowiem] – pisał on – dzieje się z energią zaabsorbowaną przez gaz? Będzie ona oczywiście ogrzewała gaz, dopóki nie osiągnie on takiej temperatury, że będzie wypromieniowywał tyle, ile otrzymuje, a więc nie będzie redukował średniej gęstości promieniowania”[6].

Ponieważ w czasach Bondiego znane już było zjawisko „rozszerzania się wszechświata”, mógł on zaproponować nowe rozwiązanie: przesunięcie ku czerwieni, związane z ucieczką galaktyk, redukuje energię otrzymywaną przez ziemskiego obserwatora, co może likwidować paradoks. Rozwiązanie to dość powszechnie uważano za obowiązujące w kosmologii relatywistycznej, dopiero Edward R. Harrison w swoich dogłębnych studiach wykazał, że jego poprawność zależy od fizyki konkretnego modelu kosmologicznego, np. jest słuszne dla modelu stanu stacjonarnego, w którym średnia droga swobodna fotonu jest większa niż odwrotność stałej Hubble’a, ale jest niesłuszne dla wszystkich modeli ekspandujących typu Wielkiego Wybuchu[7].

3. Paradoks Seeligera

Paradoks Seeligera opiera się na rozumowaniu podobnym jak paradoks Olbersa: rozchodzenie się światła należy jedynie zastąpić oddziaływaniem grawitacyjnym. W roku 1895 niemiecki astronom Hugo von Seeliger argumentował, że idea nieskończonego wszechświata równomiernie wypełnionego materią jest nie do pogodzenia z Newtonowskim prawem grawitacji[8]. Jego argument sprowadzał się do tego, że chcąc obliczyć siłę grawitacyjną wywieraną na ciało próbne, trzeba całkować po wszystkich masach obecnych we wszechświecie, a całka taka jest rozbieżna. Jako środek zaradczy Seeliger zaproponował modyfikację prawa ciążenia powszechnego polegającą na dodaniu do wyrażenia na potencjał grawitacyjny φ(r) = –M/r członu –Λr2/r ze „stałą kosmologiczną” Λ. Podobną zmianę prawa ciążenia zasugerował rok później Carl Neumann.

Dokładnie ten sam problem pojawił się w pierwszej pracy kosmologicznej Alberta Einsteina z 1917 roku. Pozornie motywacja wprowadzenia przez Einsteina stałej kosmologicznej do równań pola była inna niż w przypadku Seeligera czy Neumanna. Einstein poszukiwał statycznego rozwiązania równań pola i dość szybko spostrzegł, że rozwiązanie takie istnieje tylko wówczas, gdy do równań wprowadzi się odpowiednią dodatnią stałą. Wkrótce jednak okazało się, że był to w istocie ten sam problem – problem stabilności pola grawitacyjnego. Rozwiązanie Einsteina jest statyczne, ale niestabilne: jakakolwiek, dowolnie mała, zmiana wartości stałej kosmologicznej powoduje albo zapadanie się, albo ekspansję Einsteinowskiego świata. A to z kolei na ogół produkuje osobliwości. Jeżeli wszechświat nieustannie się rozszerza, to jego materialna zawartość musiała znajdować się kiedyś „w jednym punkcie”. Ten „punkt” nazywamy osobliwością początkową[9]. Analogicznie, w przypadku zapadania się wszechświata mówimy o osobliwości końcowej. Zagadnienie osobliwości początkowo wikłało się w paradoksy i niezrozumienia; dopiero w latach sześćdziesiątych udowodnienie twierdzeń o istnieniu osobliwości przez Rogera Penrose’a, Stephena W. Hawkinga i innych wyjaśniło sytuację. Do dziś pozostaje kwestią otwartą, czy osobliwości w modelach kosmologicznych przetrwają wprowadzenie kiedyś kosmologii kwantowej. Do tych spraw wrócimy w dalszych rozdziałach.

4. Termodynamika wszechświata

Trzecią grupą zagadnień kosmologicznych poruszanych w XIX wieku były kwestie związane z zastosowaniem termodynamiki do wszechświata jako całości. Nauka o cieple niemal od samego początku nasuwała myśl o takich zastosowaniach. Już Jean Baptiste Joseph Fourier w swojej klasycznej pracy o teorii ciepła podjął się stworzenia fizyki Układu Słonecznego (czyli „świata” w ówczesnym rozumieniu) za pomocą tej teorii. Robert Mayer, uznawany za odkrywcę zasady zachowania energii, uważał, że świadczy ona przeciw materializmowi i ateizmowi. W 1850 roku Rudolf Clausius sformułował drugą zasadę termodynamiki jako tendencję do wyrównywania się temperatur i niemożliwości skonstruowania maszyny, która przenosiłaby ciepło z ciała o niższej temperaturze do ciała o wyższej temperaturze. Cztery lata później przeformułował tę zasadę, używając funkcji, którą dopiero w 1865 roku nazwał funkcją entropii. To od Clausiusa pochodzą sformułowania: pierwszej zasady termodynamiki – „Energia świata jest stała”, i drugiej zasady termodynamiki – „Entropia świata dąży do maksimum”. Obydwa te sformułowania wyraźnie traktują świat (die Welt) jako układ termodynamiczny (chociaż w swoich innych pracach Clausius rzadko używał takiego „globalnego języka”). William Thomson jeszcze chętniej rozwijał kosmologiczne zastosowania termodynamiki. Chętnie także wyciągał z nich wnioski teologiczne. Z zasady rozpraszania energii wnioskował o „pewnej epoce w skończonej przeszłości, dla której stanu energii nie można wydedukować z żadnych antecedensów za pomocą naturalnych praw”[10]. Thomson przyznawał, że doszedł do swojej koncepcji, czytając pracę Fouriera, w której zwracał on uwagę na fakt, iż równanie przemian cieplnych nie ma rozwiązań dla ujemnych wartości parametru czasu. A więc istnieje zerowa wartość parametru czasu, począwszy od której przemiany cieplne mają sens.

 

Twierdzenie o „śmierci cieplnej wszechświata” pojawiło się w pismach Hermanna von Helmholtza. Utrzymywał on, że gdy wszechświat osiągnie stan równowagi, „wszystkie naturalne procesy muszą ustać”. Trudno się dziwić, że tak daleko idące wnioski wyciągane z drugiej zasady termodynamiki rozpętały niekończące się dyskusje zarówno o charakterze filozoficzno-światopoglądowym, jak i o bardziej fizycznych aspektach całego zagadnienia. Gdy chodzi o te ostatnie, dyskutowano zwłaszcza dwa problemy. Po pierwsze, czy wszechświat można uważać za układ izolowany? Po drugie, na ile uprawnione jest ekstrapolowanie praw fizyki lokalnej (zasad termodynamiki) na cały wszechświat? Dla przykładu odnotujmy zdanie Ernsta Macha, który utrzymywał, że żadna wypowiedź o wszechświecie jako całości nie może być sensowna. Twierdzenia „naukowe” o wszechświecie – pisał – „wydają mi się gorsze niż najgorsze filozoficzne twierdzenia”[11].

Nowe wątki do dyskusji wniosło statystyczne sformułowanie termodynamiki przez Ludwiga Boltzmanna. Rekurencyjne twierdzenie Henriego Poincarégo (układ powraca nieskończenie wiele razy dowolnie blisko stanu, w którym się już kiedyś znajdował, jeżeli spełnione są pewne warunki) dostarczyło teoretycznego wsparcia dla dosyć popularnej wówczas koncepcji „wiecznych powrotów świata”[12]. Ernst Zermelo dopatrzył się sprzeczności pomiędzy twierdzeniem Poincarégo a ekstrapolacją praw termodynamiki do całego wszechświata. Zarówno sam Poincaré, jak i Boltzmann zwrócili mu uwagę, że rozwiązanie leży w statystycznym charakterze zasad termodynamiki. Mówią one zawsze tylko o probabilistycznym zachowaniu układów w długiej skali czasowej. Prawidłowości probabilistyczne nie wykluczają wyjątków, o ile zdarzają się one odpowiednio rzadko (ich zbiory są „miary zero”, jak to zwykli określać specjaliści od teorii prawdopodobieństwa).

Boltzmann zaproponował interesujący sposób usunięcia sprzeczności pomiędzy kosmologicznymi wnioskami z drugiej zasady termodynamiki a przekonaniem o wieczności i przestrzennej nieograniczoności wszechświata. Wszechświat już dawno osiągnął stan równowagi termicznej, ale ponieważ możemy wyobrażać sobie, że jest „tak wielki, jak tylko chcemy”, należy przyjąć, iż istnieją w nim małe (w porównaniu z całością) fluktuacje – odchylenia od stanu równowagi. „Nasz świat” jest taką fluktuacją, w której entropia lokalnie rośnie[13]. Boltzmann rozwinął tę koncepcję w swoim fundamentalnym podręczniku Vorlesungen über Gastheorie[14].

Warto zwrócić uwagę na fakt, że Boltzmanna można uznać za prekursora modnej dziś ideologii „wieloświata” (multiverse) – koncepcji, wedle której „nasz świat” jest tylko jednym z (nieskończenie) wielu istniejących światów. Każda Boltzmannowska fluktuacja może być uważana za odrębny świat. „Zbiór wszystkich światów” bywa dziś rozmaicie rozumiany i jest przywoływany do pełnienia różnych funkcji ideologicznych[15].

Trudno powstrzymać się od myśli, jak bardzo dwudziestowieczny rozwój kosmologii i fizyki zdystansował powyższe spekulacje. Jeżeli zestawimy spektakularne osiągnięcia dzisiejszej kosmologii z twierdzeniem Macha, że jakakolwiek wypowiedź o wszechświecie jest bardziej bezsensowna niż twierdzenia filozofów, to natychmiast ujawnia się przepaść dzieląca naukę tamtych czasów i naukę współczesną. Wprawdzie tą uwagą wybiegamy w przyszłość wykraczającą poza ramy wybrane dla tej książki, ale trudno oprzeć się wrażeniu, że w nauce o wszechświecie pewne idee uparcie powracają co jakiś czas.

Jest rzeczą symptomatyczną, że żadnemu z ówczesnych krytyków drugiej zasady termodynamiki nie przyszło nawet na myśl, w jaki sposób może ją ograniczyć nauka przyszłości. W latach trzydziestych XX wieku Richard C. Tolman jako pierwszy zauważył, że druga zasada termodynamiki w kontekście ogólnej teorii względności (tzn. w obecności pola grawitacyjnego) powinna zostać uogólniona, a warunek równowagi termodynamicznej przeformułowany tak, by zależał nie tylko od różnic temperatur, lecz również od różnic potencjałów grawitacyjnych. Nie da się zawyrokować in abstracto, czy warunek ten jest spełniony we wszechświecie, czy nie. Odpowiedź na to pytanie zależy od wielu czynników, które są spełnione lub nie w zależności od konkretnego modelu kosmologicznego. Tolman opracował podstawy termodynamiki relatywistycznej, którą w zastosowaniach kosmologicznych należy zastąpić termodynamiką klasyczną[16].

5. Powstanie geometrii nieeuklidesowych

Śledząc zagadnienia poruszane w XIX wieku, które stworzyły grunt do powstania kosmologii jako nauki, nie można nie wspomnieć o narodzinach geometrii nieeuklidesowych. Prace Carla Friedricha Gaussa, Jánosa Bolyaia i Mikołaja Łobaczewskiego, dzięki którym powstały geometrie nieeuklidesowe, otworzyły ogromne pole możliwości. Już Bernhard Riemann i wkrótce potem William Kingdon Clifford snuli przypuszczenia na temat możliwych zastosowań nowej geometrii do fizyki i wszechświata. W roku 1884 ukazała się książka Edwina Abbotta Abbotta pt. Flatland – A Romance of Many Dimensions[17], która wkrótce stała się bestsellerem. Wprawdzie jej akcja nie wykracza poza przestrzeń euklidesową, ale autor umiejętnie wprowadza dodatkowe wymiary[18]. Książka miała za cel krytykę wiktoriańskiego społeczeństwa, lecz w gruncie rzeczy przyczyniła się do popularyzacji „innych geometrii”. Ernst Mach w swoim bardzo wpływowym dziele Die Mechanik in ihrer Entwicklung. Historisch-kritisch Dargestellt[19] geometriom nieeuklidesowym i wielowymiarowym poświęcił jedynie długi przypis[20], w którym powstanie tych geometrii uważa za duży sukces matematyczny, choć przestrzega, by nie czynić matematyków odpowiedzialnymi za „popularne absurdy, które ich badania sprowokowały”. Tego rodzaju surowa ocena może być częściowo usprawiedliwiona tym, że rzeczywiście „dodatkowe wymiary” były niekiedy wykorzystywane do uzasadniania wierzeń spirytualistycznych. Czynił tak np. niemiecki astronom Karl Friedrich Zöllner, ale twierdził on również, że geometrie nieeuklidesowe, w szczególności przestrzenie o stałej krzywiźnie, mogą znaleźć zastosowanie w astronomii[21].

Pierwszą próbę eksperymentalnego rozstrzygnięcia, czy przestrzeń fizyczna jest euklidesowa, czy nie, podjął sam Gauss. W tym celu dokonał on pomiaru kątów w trójkącie utworzonym przez trzy szczyty w Górach Harcu. W geometrii euklidesowej suma kątów w trójkącie wynosi 180°; odchylenie od tej wielkości świadczyłoby o nieeuklidesowości przestrzeni. Spodziewane odchylenie okazało się jednak mniejsze niż błąd pomiarowy. W 1900 roku Karl Schwarzschild zaproponował trzy testy obserwacyjne w dziedzinie astronomii, które mogłyby sprawę rozstrzygnąć. Jego dyskusja tych testów zadziwia swą przenikliwością. W swoich rozważaniach brał on nawet pod uwagę różne topologie przestrzeni[22].

Jak widzimy, na długo przed Einsteinem pewne elementy, które potem weszły do konstrukcji szczególnej i ogólnej teorii względności, stając się niezbędne w kosmologii relatywistycznej, krążyły już w środowiskach naukowych. Chociaż Einstein z pewnością znał przynajmniej niektóre z tych idei (np. dogłębnie studiował Macha), trudno twierdzić, że zapożyczył je od innych. Jego metoda polegała na dokładnej analizie fizycznych problemów i wyłuskiwaniu z nich ukrytych założeń, które należało zakwestionować.

6. Przed przewrotem

Do tego, aby mogła powstać kosmologia jako nauka o wszechświecie w jego największej skali, potrzebne są dwa elementy: baza obserwacyjna i teoria fizyczna, która by tę bazę pojęciowo organizowała i mogła na jej podstawie przewidywać nowe zjawiska. W XIX wieku nie było ani jednego, ani drugiego. Odpowiedzialna baza empiryczna nie wykraczała poza naszą Galaktykę (układ Drogi Mlecznej, jak wówczas mówiono), choć istniały już przypuszczenia, że wszechświat nie ogranicza się do niej. Przestrzeń euklidesowa rozciąga się do nieskończoności, ale czy poza Galaktyką przestrzeń jest pusta, czy coś ją wypełnia? Czy niektóre mgławice są innymi zbiorowiskami gwiazd (innymi galaktykami), jak to już przypuszczał Kant? Historyk kosmologii Helge Kragh przytacza zdanie irlandzkiej astronomki Agnes Mary Clerke, która w 1890 roku napisała, że „wobec nieskończenie wielu możliwości nauka traci zainteresowanie tym, co jest poza [Drogą Mleczną]”, oraz zdanie anonimowego recenzenta z 1907 roku, który tę samą myśl wyraził jeszcze dobitniej: „gdzie nie ma faktów, które należałoby wyjaśnić, tam zbyteczna jest jakakolwiek teoria”[23].

Takie postawienie sprawy, choć zrozumiałe w dobie panowania pozytywizmu, może budzić jednak pewne zastrzeżenia, bo mimo wszystko ekspansjonizm jest cechą nauki: jeżeli nie zapytamy „co jest dalej”, będziemy skazani na pozostawanie zawsze w tym samym miejscu. Sytuacja ta w pewnym sensie powtarza się obecnie, gdy w dyskusjach na temat wszechświata podkreślamy, że mówienie o innych wszechświatach poza naszym nie ma sensu, ponieważ nie podlega żadnej kontroli empirycznej. Z tą jednak różnicą, że dziś powołujemy się na fakt, iż inne wszechświaty są z z a s a d y pozbawione obserwacyjnego kontaktu z naszym wszechświatem, podczas gdy w XIX wieku wcale tak nie było. Stopniowo wydłużała się lista obserwacji, które z istnienia wszechświatów-galaktyk czyniły przynajmniej wiarygodną hipotezę. Spór ostatecznie rozstrzygnął się w latach dwudziestych XX wieku. Istnienie innych galaktyk stało się wówczas faktem i horyzonty kosmologii uległy kolejnemu poszerzeniu.

Rozwój nauki jest podobny do drzewa, które pnie się konarami do góry. Gdy drzewo rośnie, nie wiadomo, która gałąź rozwinie się w potężny konar, a która pozostanie bocznym odrostem. Ale gdy drzewo już wyrosło i przesuwamy wzrokiem od góry do dołu, łatwo identyfikujemy rozgałęzienia, które zadecydowały o ewolucji głównego pnia. Podobnie jest z ewolucją nauki. Z góry nie wiadomo, która z nowych koncepcji stanie się pniem dalszego rozwoju, a która okryje się kurzem na bibliotecznych półkach (tylko twórcy nawet najdziwniejszych nowych koncepcji są przekonani, że to ich myśl wyznaczy kierunek dalszego rozwoju). Jeżeli natomiast patrzymy na historię nauki wstecz, z perspektywy obecnego stanu wiedzy, to na ogół bardzo wyraźnie widać logikę rozwoju: stosunkowo łatwo można zrozumieć, dlaczego ta koncepcja nie miała szans, a tamten model mógł się rozwinąć w dojrzałą teorię. Tak było również z kosmologicznymi ideami „przed Einsteinem”. W niniejszym rozdziale przedstawiłem tylko te z nich, które zawierały w sobie autentyczne zalążki rozwoju; choć jeszcze niedojrzałe i grzęznące w paradoksach, były nabrzmiałe autentycznymi problemami stopniowo dojrzewającymi do rozwiązania. Ze zrozumiałych względów to właśnie te wątki okazują się najbardziej interesujące, ale „boczne gałęzie” są niesłusznie zaniedbywane przez historyków[24], bo i w nich może być zawarte ważne przesłanie filozoficzne.

Бесплатный фрагмент закончился. Хотите читать дальше?