Podsumowanie Teorii wszystkiego | Stephen Hawking

Pochodzenie i losy Wszechświata

Podsumowanie w 1 zdaniu

Teoria wszystkiego Stephena Hawkinga oferuje zwięzłe, ale głębokie badanie tajemnic wszechświata, od Wielkiego Wybuchu po czarne dziury - czy odpowiedzi zawarte na tych stronach mogą na nowo zdefiniować naszą egzystencję?

Nota redaktora

Teoria wszystkiego podsumowanie było najczęściej głosowane przez naszych czytelników. Którą książkę powinniśmy dodać jako następną? Zagłosuj na nasza darmowa aplikacja.

Podsumowanie audiobooka

Ożywiona dyskusja

Perspektywa Stephena Hawkinga

Stephen Hawking był uważany za jednego z najbardziej błyskotliwych fizyków teoretycznych w historii. Od Wielkiego Wybuchu po czarne dziury, jego praca nad pochodzeniem i strukturą wszechświata zrewolucjonizowała tę dziedzinę. Hawking urodził się w Oksfordzie w rodzinie lekarzy. Swoją edukację uniwersytecką rozpoczął w University College w Oksfordzie w 1959 roku. Otrzymał tytuł licencjata pierwszej klasy w dziedzinie fizyki. Hawking rozpoczął studia magisterskie w Trinity Hall w Cambridge w 1962 roku. W marcu 1966 roku uzyskał stopień doktora w dziedzinie matematyki stosowanej i fizyki teoretycznej, specjalizując się w ogólnej teorii względności i kosmologii. Podobnie jak Isaac Newton, w latach 1979-2009 był profesorem matematyki Lucasian na Uniwersytecie w Cambridge. W wieku 21 lat, podczas studiowania kosmologii na Uniwersytecie w Cambridge, zdiagnozowano u niego stwardnienie zanikowe boczne (ALS). Część historii jego życia została przedstawiona w filmie z 2014 roku Teoria wszystkiego.

Wstęp

Teoria wszystkiego to seria wykładów prowadzonych przez Stephena Hawkinga. Celem tych wykładów jest nakreślenie tego, co według naukowców jest historią wszechświata. W rezultacie przedstawia on historię naukowego rozumienia wszechświata. Dodatkowo, jasno wyjaśnia wydarzenia, które miały miejsce zaraz po Wielkim Wybuchu. Hawking omawia również dziedzinę kosmologii, z której jest najbardziej znany: badanie czarnych dziur.

StoryShot #1: Oryginalne cztery pomysły na temat wszechświata

Arystoteles

Arystoteles rozważał ideę okrągłej Ziemi już w 340 roku p.n.e. W swojej książce, Na niebienapisał o dwóch teoriach, które sugerowały, że Ziemia jest kulista. Po pierwsze, zaobserwował, że Ziemia znajdująca się pomiędzy Słońcem a Księżycem powoduje zaćmienia Księżyca. Ponieważ cień Ziemi na Księżycu był zawsze okrągły, sugerowało to, że Ziemia jest okrągła. Arystoteles dowiedział się podczas swoich podróży, że Gwiazda Polarna znajduje się niżej na niebie, gdy patrzy się na nią z południa. Ponownie sugerowałoby to, że Ziemia jest raczej kulista niż w kształcie dysku. Chociaż wnioski Arystotelesa były poprawne, jego teorie były nadal wadliwe. Na przykład wierzył, że Ziemia jest nieruchoma, a Słońce, Księżyc, planety i gwiazdy krążą po orbitach wokół Ziemi. 

Ptolemeusz

Ptolemeusz zbudował na tych pomysłach w pierwszym wieku naszej ery. Stworzył kompletny model kosmologiczny z Ziemią w centrum. Osiem sfer, w których znajdował się Księżyc, Słońce, gwiazdy i pięć planet, otaczało Ziemię. Pięć znanych planet to Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Ponownie Ptolemeusz popełnił oczywiste błędy w swojej teorii. Rozwinął jednak pomysły Arystotelesa i dostarczył w miarę dokładny system przewidywania pozycji struktur widocznych w nocy. Kościół chrześcijański ogólnie zaakceptował tę teorię, częściowo dlatego, że umieszczała ona Ziemię w centrum wszechświata. 

Kopernik

W 1514 roku Mikołaj Kopernik zaproponował znacznie prostszy model wszechświata. Kopernik był polskim księdzem. Następnie opublikował swój model anonimowo z obawy przed oskarżeniem o herezję. Kopernik twierdził, że Słońce jest nieruchome w centrum wszechświata. Ziemia i planety poruszały się po kolistych orbitach wokół Słońca. Nikt nie traktował tej idei poważnie aż do około 100 lat później. W tym momencie Johannes Kepler i Galileo Galilei zaczęli publicznie popierać tę teorię. Niedawno wynaleziony teleskop poparł pogląd Kopernika, że Ziemia nie jest centrum wszechświata. Galileusz zaobserwował, że kilka księżyców krąży wokół Jowisza. Sugerowało to, że nie ma potrzeby, aby wszystkie ciała niebieskie krążyły wokół Ziemi. Niektórzy jednak nadal zaprzeczali, że Ziemia nie jest centrum wszechświata. Stwierdzili, że księżyce Jowisza poruszają się po niezwykle skomplikowanych ścieżkach wokół Ziemi, co sugeruje, że orbitują one wokół Jowisza. 

Newton

W 1687 roku Newton opublikował swój Matematyczne zasady filozofii przyrodyy. Hawking opisuje to jako prawdopodobnie najbardziej kluczową pracę, jaka kiedykolwiek została opublikowana w naukach fizycznych. W książce tej Newton zaproponował teorię tego, jak ciała poruszają się w przestrzeni i czasie. Teoria ta wyjaśniała równie" nową ideę uniwersalnej grawitacji. Newton zasugerował, że każde ciało niebieskie we wszechświecie jest przyciągane do każdego innego ciała. Im większe ciało, tym silniejsze przyciąganie grawitacyjne. Newton wykazał, że grawitacja powoduje, iż Księżyc porusza się po eliptycznej orbicie wokół Ziemi. Podobnie, grawitacja powoduje, że Ziemia i planety poruszają się po eliptycznych ścieżkach wokół Słońca.

Mimo tych postępów przed dwudziestym wiekiem nadal nie było żadnych wskazówek dotyczących rozszerzającego się lub kurczącego wszechświata. Ogólnie przyjęto, że albo wszechświat istniał wiecznie w stabilnym stanie, albo został stworzony w skończonym czasie w przeszłości. Jednak kilku naukowców zakwestionowało możliwość istnienia nieskończonego, statycznego wszechświata. Na przykład Heinrich Olbers twierdził, że w nieskończonym, statycznym wszechświecie prawie każda linia lub strona kończyłaby się na powierzchni gwiazdy. W rezultacie można by się spodziewać, że całe niebo będzie tak jasne jak Słońce, nawet w nocy. Jedynym sposobem uniknięcia tego wniosku byłoby, gdyby gwiazdy nie świeciły wiecznie. Na przykład mogły się zapalić w jakimś skończonym czasie w przeszłości.

StoryShot #2: Rozszerzający się wszechświat

Galaktyki wielokrotne

Nasze Słońce i pobliskie gwiazdy są częścią Drogi Mlecznej. Przez długi czas panował konsensus, że Droga Mleczna jest całym wszechświatem. Jednak w 1925 roku Edwin Hubble wykazał, że Droga Mleczna nie jest jedyną galaktyką. Znalazł wiele innych galaktyk z ogromnymi ilościami przestrzeni pomiędzy nimi. Aby udowodnić zasadność swojej teorii, musiał określić, jak rozległe są te puste przestrzenie. 

Jednym ze sposobów na bezpośrednie określenie odległości gwiazdy od Ziemi jest jasność. Jasność gwiazdy jest oparta na jej jasności i odległości od niej. Dlatego, jeśli potrafimy określić jasność gwiazdy, możemy użyć jasności pozornej do obliczenia odległości od niej. Hubble twierdził, że pewne gwiazdy zawsze miały taką samą jasność, gdy były wystarczająco blisko, byśmy mogli je zmierzyć. Gdybyśmy znaleźli takie gwiazdy w innej galaktyce, moglibyśmy założyć, że mają taką samą jasność. W ten sposób mogliśmy obliczyć odległość do tej galaktyki. Moglibyśmy być w miarę pewni, że nasze oszacowanie jest dokładne, gdyby wiele gwiazd w tej samej galaktyce dawało taką samą odległość. Hubble obliczył w ten sposób odległości do dziewięciu galaktyk. Obecnie wiemy, że nasza galaktyka jest tylko jedną ze stu tysięcy milionów, które mogą obserwować współczesne teleskopy. W każdej galaktyce znajduje się około stu tysięcy milionów gwiazd. 

Rozszerzający się Wszechświat

Hubble zauważył, że wszystkie obserwowane przez niego galaktyki były przesunięte ku czerwieni. Przesunięcie ku czerwieni jest kluczowym pojęciem dla astronomów. Możemy je zrozumieć dosłownie: Długość fali światła jest rozciągnięta, więc światło jest widziane jako przesunięty w kierunku czerwonej części widma. Oznacza to, że każda z tych galaktyk oddala się od nas. Dodatkowo prędkość, z jaką każda galaktyka oddalała się od nas, zależała od jej odległości. Im dalej znajdowała się galaktyka, tym szybciej się od nas oddalała. Hawking opisuje to odkrycie jako jedno z największych intelektualnych objawień XX wieku. 

Budowanie na ogólnej teorii względności i równaniach Friedmanna

Alexander Friedmann, radziecki fizyk i matematyk, opracował modele ogólnej teorii względności, aby uwzględnić hipotezę rozszerzającego się wszechświata.

Friedmann wykazał, że wszechświat rozszerza się tak wolno, że przyciąganie grawitacyjne między różnymi galaktykami spowalnia ekspansję wszechświata. W rezultacie ekspansja może się zatrzymać. Wtedy galaktyki zaczną zbliżać się do siebie w miarę kurczenia się wszechświata. 

Friedmann zasugerował równie", "e wszechświat mo "e rozszerzać się tak szybko, "e przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma tej ekspansji. Może nieco zwolnić, ale galaktyki w końcu osiągną stan, w którym będą się oddalać od siebie ze stałą prędkością. 

Wreszcie Friedmann zaproponował rozwiązanie, w którym wszechświat rozszerza się wystarczająco szybko, aby uniknąć kurczenia się. Przy takim rozwiązaniu prędkość, z jaką galaktyki oddalają się od siebie, będzie coraz mniejsza. Nigdy nie osiągnie zera, ale osiągnie etap, w którym ruch jest praktycznie zerowy.

Obecnie wiemy o ekspansji galaktyk, ponieważ wszechświat rozszerza się o pięć procent do dziesięciu procent co tysiąc milionów lat. Nie jesteśmy jednak pewni, które z rozwiązań Friedmanna jest poprawne, ponieważ nie jesteśmy pewni masy galaktyk. Określenie masy galaktyk jest wyzwaniem, ponieważ ciemna materia jest obecna we wszystkich galaktykach. Ciemna materia składa się z cząstek, które nie absorbują, nie odbijają i nie emitują światła, więc nie można ich wykryć obserwując promieniowanie elektromagnetyczne. Nie możemy zobaczyć ciemnej materii bezpośrednio. Wiemy, że ciemna materia istnieje ze względu na jej wpływ na obiekty, które możemy bezpośrednio obserwować. Podobnie, nie możemy łatwo zidentyfikować masy ciemnej materii.

Wielki Wybuch 

Rozwiązania Friedmanna mówią, że odległość między sąsiednimi galaktykami musiała być zerowa między dziesięcioma a dwudziestoma tysiącami milionów lat temu. W tym czasie, który nazywamy wielkim wybuchem, gęstość wszechświata i krzywizna czasoprzestrzeni byłyby nieskończone. Oznacza to, że ogólna teoria względności przewiduje pojedynczy punkt we wszechświecie.

Problem z pojedynczym punktem we wszechświecie polega na tym, że wspiera on perspektywę biblijną. W związku z tym Kościół przyjął Wielki Wybuch jako będącą boską interwencją. Tak więc było kilka prób uniknięcia wniosku o Wielkim Wybuchu. Alternatywą była teoria stanu ustalonego. Teoria stanu ustalonego została zaproponowana w 1948 roku i twierdziła, e galaktyki oddalają się od siebie. Jednak w przerwach między nimi nieustannie formowały się nowe galaktyki. Te nowe galaktyki powstają z nowej materii, która jest stale tworzona. Dlatego wszechświat wygląda mniej więcej tak samo przez cały czas i we wszystkich punktach przestrzeni.

StoryShot #3: Koncepcja czarnych dziur

Termin "czarna dziura" powstał stosunkowo niedawno. Został ukuty w 1969 roku przez Johna Wheelera, ale jako pojęcie ma co najmniej dwieście lat. Dwa wieki temu istniały dwie teorie światła. Jedna twierdziła, że światło składa się z cząstek. Druga teoria twierdziła, że światło składa się z fal. W rzeczywistości obie te teorie są poprawne. Ci, którzy wierzyli w teorię cząstek, twierdzili, że może to wpłynąć na nasze zrozumienie gwiazd. Uważali oni, że gwiazdy są na tyle masywne i zwarte, że ich grawitacja powoduje cofanie się światła emitowanego z powierzchni gwiazdy. Gwiazda może nie emitować światła na tyle daleko, abyśmy mogli ją zaobserwować, ale nadal będziemy odczuwać jej przyciąganie grawitacyjne. Dziś gwiazdy te nazywamy czarnymi dziurami. 

Cykl życia gwiazdy

Aby zrozumieć powstawanie czarnych dziur, musimy zrozumieć cykl życia gwiazdy. Gwiazdy tworzą się, gdy duże ilości wodoru zapadają się na siebie pod wpływem grawitacji. Kurczenie się prowadzi do częstszych zderzeń gazu. Gdy gaz porusza się z większą prędkością, nagrzewa się. Kiedy gwiazdy osiągają temperaturę krytyczną, atomy wodoru przestają się od siebie odbijać. Zamiast tego łączą się, tworząc atomy helu. Ciepło gwiazdy sprawia, że świeci i będzie się palić aż do wyczerpania paliwa (tj. wodoru). 

Im więcej paliwa ma gwiazda na początku, tym szybciej się ono wyczerpuje. Wynika to z wielkości gwiazdy, wymagającej więcej ciepła do zrównoważenia jej przyciągania grawitacyjnego. Wyższe temperatury potrzebują więcej wodoru. Nasze Słońce ma prawdopodobnie dość mocy na kolejne pięć tysięcy milionów lat lub więcej.

Limit Chandrasekhara

Subrahmanyan Chandrasekhar, hindusko-amerykański astrofizyk, wykorzystał teorię względności, aby pokazać, jak ograniczone są różnice prędkości cząstek gwiazd. Cząstki nie mogą poruszać się szybciej niż prędkość światła.

Stajnia biały karzeł gwiazda ma maksymalną masę. Kiedy osiągnie tę masę, przyciąganie grawitacyjne jest tak silne, że powoduje zapadnięcie się jej w siebie. Granica Chandrasekhara to około 1,4 masy naszego Słońca. 

Inny potencjalny stan gwiazd to. neutron stan gwiazdowy. Gwiazdy te są znacznie mniejsze od białego karła. Są one wspierane przez odpychanie wykluczające pomiędzy neutronami i protonami, w przeciwieństwie do zwykłej relacji pomiędzy elektronami. Te gwiazdy neutronowe mają tylko promień mniej więcej dziesięciu mil. 

Wreszcie, każda gwiazda, która przekroczy limit, może wybuchnąć, gdy skończy się jej paliwo. Wielu naukowców, w tym Einstein, napisało prace wyjaśniające, że jest to niemożliwe. Pomimo tych zastrzeżeń, Chandrasekhar otrzymał Nagrodę Nobla w 1983 roku za swoją wczesną pracę nad graniczną masą zimnych gwiazd. 

Zarys powstawania czarnych dziur

1. Pole grawitacyjne gwiazdy zmienia drogi promieni świetlnych w czasoprzestrzeni.
2. Stożki świetlne pokazują ścieżki, którymi podążają w przestrzeni i czasie błyski światła. Zaginają się one do wewnątrz w pobliżu powierzchni gwiazdy.
3. Gdy gwiazda się kurczy, pole grawitacyjne staje się silniejsze przy jej powierzchni. Stożki światła wyginają się bardziej.
4. To ugięcie utrudnia ucieczkę światła z gwiazdy. W rezultacie światło wydaje się obserwatorom słabsze i bardziej czerwone. 
5. Gdy dojdzie do wystarczającego skurczenia, pole grawitacyjne przy powierzchni jest tak silne, że światło nie może już uciec. 
6. Nic nie może podróżować szybciej niż światło, więc nic innego nie może uciec z tego pola grawitacyjnego.

Ta granica czarnych dziur tworzy horyzont zdarzeń. Zbiega się ona z drogami promieni świetlnych, które nie zdołają uciec z czarnej dziury.

Odkrycia Hawkinga

"Praca, którą Roger Penrose i ja wykonaliśmy w latach 1965-1970, pokazała, że zgodnie z ogólną względnością musi istnieć osobliwość o nieskończonej gęstości wewnątrz czarnej dziury. To raczej przypomina wielki wybuch na początku czasu, tyle że dla zapadającego się ciała i astronauty byłby to koniec czasu. W osobliwości załamałyby się prawa nauki i nasza zdolność do przewidywania przyszłości. Jednak każdy obserwator, który pozostał poza czarną dziurą, nie byłby dotknięty tym brakiem przewidywalności, ponieważ ani światło, ani żaden inny sygnał nie może do nich dotrzeć z osobliwości."

- Stephen Hawking, Teoria wszystkiego

Ten cytat sugeruje, że istnieją rozwiązania dla ogólnej teorii względności. Astronauta może zobaczyć osobliwość, pozwalając im uniknąć uderzenia w nią. Mogliby wpaść przez tunel czasoprzestrzenny, transportując się do innego regionu wszechświata w formie podróży w czasie i przestrzeni. Jednak Hawking przyznaje, "e te rozwiązania ogólnego równania względności są niestabilne. Obecność astronauty mo "e spowodować zakłócenie, które zmieni wynik. Ponadto, astronauci mogą nie widzieć osobliwości, dopóki w nią nie uderzą, a wtedy umrą. Osobliwość zawsze leży w ich przyszłości, a nigdy w ich przeszłości.

Czarne dziury są przykładem teorii naukowych opracowanych jako modele matematyczne przed jakimikolwiek dowodami obserwacyjnymi. 

Inne godne uwagi terminy

Quasar: Kwazar to niezwykle jasne aktywne jądro galaktyki (AGN). Supermasywna czarna dziura o masie od milionów do miliardów razy większej od masy Słońca. Otacza ją gazowy dysk akrecyjny.

Pulsary: Pulsar to wirująca gwiazda neutronowa. Emituje on impulsy fal radiowych z powodu indyferencji pomiędzy jego polami magnetycznymi a otaczającą go materią. 

StoryShot #4: Pochodzenie i losy Wszechświata

W latach 80-tych Watykan zaprosił Hawkinga na konferencję poświęconą kosmologii. Kościół katolicki nauczył się od uciszania Galileusza, "e nie powinien zapobiegać odkryciom naukowym. Dlatego zdecydował, "e lepszym podejściem będzie zaproszenie wielu ekspertów, aby doradzali mu w sprawach kosmologii. Papie "e powiedział Stephenowi Hawkingowi, "e mimo to nie powinien badać wielkiego wybuchu. Papież postrzegał wielki wybuch jako moment stworzenia. Hawking nie chciał słuchać tej prośby. 

Gorący model Wielkiego Wybuchu

• Model ten zakłada, że model Friedmanna opisuje wszechświat.
• Wszechświat rozszerza się, obniżając temperaturę materii i promieniowania. Temperatura jest miarą średniej energii cząstek. Dlatego w wysokich temperaturach cząstki poruszają się tak szybko, że nie są przyciągane do siebie. Jednak w miarę ochładzania cząstki zaczynają się zlepiać.
• Wielki wybuch miał miejsce, gdy wszechświat nie miał rozmiarów, co oznacza, że musiał być nieskończenie gorący. W miarę rozszerzania się wszechświata, temperatura promieniowania zmniejszałaby się.
• Mimo to wielki wybuch nastąpiłby w temperaturze około dziesięciu tysięcy milionów stopni. Taką temperaturę mają wybuchy bomb H.
• Świat składał się z fotonów, elektronów, neutrin oraz niektórych protonów i neutronów.
• Wszechświat nadal się rozszerzał, a temperatura spadała. Tempo produkcji par elektronów spadłoby poniżej tempa, w którym anihilacja je niszczyła.
• Po stu sekundach temperatura spadłaby do tysiąca milionów stopni. Taką temperaturę mają najgorętsze gwiazdy. W tej temperaturze protony i neutrony nie miałyby energii, by uciec przed silnym przyciąganiem sił jądrowych.
• Te protony i neutrony połączyły się. Powstały z nich jądra ciężkich atomów wodoru i helu oraz niewielkie ilości pierwiastków takich jak lit i beryl. 
• W ciągu kilku godzin od wielkiego wybuchu produkcja helu i innych pierwiastków zostałaby zatrzymana. Przez następne około milion lat wszechświat nadal się rozszerzał.
• W końcu temperatura spadła do kilku tysięcy stopni. Elektrony i jądra nie były już w stanie pokonać przyciągania elektromagnetycznego. Zaczęłyby się łączyć, tworząc atomy.
• Wszechświat nadal rozszerzał się i stygł. Nieco gęstsze obszary były spowalniane przez dodatkowe przyciąganie grawitacyjne. To przyciąganie zatrzymało ekspansję i doprowadziło do ponownego zapadnięcia się. Grawitacyjne przyciąganie materii poza tymi regionami spowodowało, że atomy obracały się podczas zapadania.
• Gdy zapadające się obszary stawały się jeszcze mniejsze, zaczęły wirować szybciej. W końcu rozprzestrzeniały się wystarczająco szybko, aby zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne. Jest to możliwe wyjaśnienie początku powstania podobnych do dysku galaktyk obrotowych, które widzimy dzisiaj.

StoryShot #5: Czym jest teoria wszystkiego?

"Jeśli rzeczywiście odkryjemy kompletną teorię, powinna ona z czasem być zrozumiała w szerokim zakresie przez wszystkich, a nie tylko kilku naukowców. Wtedy wszyscy będziemy mogli wziąć udział w dyskusji o tym, dlaczego wszechświat istnieje. Jeśli znajdziemy na to odpowiedź, będzie to ostateczny triumf ludzkiego rozumu. Wtedy bowiem poznalibyśmy umysł Boga".

- Stephen Hawking, Teoria wszystkiego

Fizyka była w stanie opisać początki naszego wszechświata za pomocą pewnych cząstkowych teorii. Teorie te opisują ograniczony zakres obserwacji. Pomijają one inne efekty, które nie są jeszcze zrozumiałe. Celem kosmologii i fizyki jest znalezienie kompletnej, spójnej, zunifikowanej teorii świata. Stephen Hawking opisuje to jako unifikację fizyki.

Einstein spędził większość swoich późniejszych lat na poszukiwaniu tej jednolitej teorii. Obecnie jesteśmy w znacznie silniejszej pozycji niż Einstein, aby opracować jednolity pogląd. 

Stephen Hawking jest ostrożnym optymistą, jeśli chodzi o odkrycie ostatecznych praw natury. Jest przekonany, "e pewnego dnia znajdziemy kompletną zunifikowaną teorię, je "eli będziemy wystarczająco mądrzy. Ta zunifikowana teoria nie jest teorią ostateczną. Zamiast tego mamy nieskończoną sekwencję teorii, z których ka "da opisuje wszechświat z większą dokładnością.

Nasze obecne poglądy na fizykę kwantową ustawiły nas na odkrycie pełnych tajemnic wszechświata. Książka Stevena Hawkinga jest świetnym punktem wyjścia do zrozumienia, jak działa wszechświat i jakie znaczenie mają w nim gwiazdy.

Ocena

Oceniamy Teoria wszystkiego 4/5.

Jak oceniasz książkę Stephena Hawkinga na podstawie tego podsumowania?

Teoria wszystkiego PDF, Za darmo Audiobook, Infografika i Animowane streszczenie książki

Skomentuj poniżej i daj innym znać, czego się nauczyłeś lub czy masz jakieś inne przemyślenia.

Jesteś nowy w StoryShots? Pobierz wersje audio i animowane tego streszczenia oraz setek innych bestsellerowych książek z dziedziny literatury faktu w naszej darmowa aplikacja z najwyższej półki. Apple, The Guardian, The UN i Google uznały ją za jedną z najlepszych na świecie aplikacji do czytania i nauki.

Aby zagłębić się w szczegóły Teoria wszystkiegozamówić książka lub kupić audiobook za darmo.

Uwaga redaktora: Po raz pierwszy opublikowany 24/1/2022. Zaktualizowano 26/2/2022

Streszczenia książek powiązanych

Krótka historia czasu przez Stephena Hawkinga

The God Equation przez Michio Kaku

Elon Musk przez Ashlee Vance

Lekcje historii Ariel Durant i Will Durant

Skrzydła ognia przez A.P.J. Abdul Kalama

Autobiografia Benjamina Franklina przez Benjamina Franklina

Sapiens przez Yuval Noah Harari

• Zapisz