Tworzenie struktury - Structure formation

W kosmologii fizycznej , tworzenie struktury , jest powstawanie galaktyk klastrów Galaxy większych konstrukcji z małych wahań początku gęstości. Wszechświat , jak jest obecnie znany z obserwacji kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła promieniowania, rozpoczęła się w gorącym, gęsta, prawie jednolite państwo około 13800000000 lat temu . Jednak patrząc na dzisiejsze nocne niebo, można zobaczyć struktury we wszystkich skalach, od gwiazd i planet po galaktyki. W jeszcze większej skali gromady galaktyk i przypominające arkusze struktury galaktyk są oddzielone ogromnymi pustkami zawierającymi kilka galaktyk. Tworzenie struktur ma na celu modelowanie, w jaki sposób te struktury powstały w wyniku niestabilności grawitacyjnej małych wczesnych zmarszczek gęstości czasoprzestrzeni.

Nowoczesny model Lambda-CDM jest skuteczny w przewidywaniu obserwowanego rozmieszczenia galaktyk, gromad i pustek na dużą skalę; Jednak w skali pojedynczych galaktyk istnieje wiele komplikacji wynikających z wysoce nieliniowych procesów obejmujących fizykę barionową, ogrzewanie i chłodzenie gazu, powstawanie gwiazd i sprzężenie zwrotne. Zrozumienie procesów formowania się galaktyk jest głównym tematem współczesnych badań kosmologicznych, zarówno poprzez obserwacje, takie jak Ultra-Głębokie Pole Hubble'a, jak i poprzez duże symulacje komputerowe.

Przegląd

W obecnych modelach struktura widzialnego wszechświata kształtowała się w następujących etapach:

Bardzo wczesny wszechświat

Na tym etapie pewien mechanizm, taki jak kosmiczna inflacja , był odpowiedzialny za ustalenie początkowych warunków wszechświata: jednorodności, izotropii i płaskości. Kosmiczna inflacja również wzmocniłaby drobne fluktuacje kwantowe (przed inflacją) do niewielkich zmarszczek gęstości w postaci nadmiernej i niedostatecznej gęstości (po inflacji).

Wzrost struktury

Wczesny wszechświat był zdominowany przez promieniowanie; w tym przypadku fluktuacje gęstości większe niż kosmiczny horyzont rosną proporcjonalnie do współczynnika skali, ponieważ fluktuacje potencjału grawitacyjnego pozostają stałe. Struktury mniejsze od horyzontu pozostawały zasadniczo zamrożone z powodu dominacji promieniowania utrudniającej wzrost. W miarę rozszerzania się Wszechświata gęstość promieniowania spada szybciej niż materii (z powodu przesunięcia energii fotonów na czerwono); doprowadziło to do skrzyżowania zwanego równością materii i promieniowania około 50 000 lat po Wielkim Wybuchu. Po tym wszystkim zmarszczki ciemnej materii mogą swobodnie rosnąć, tworząc nasiona, w które później wpadną bariony. Rozmiar Wszechświata w tej epoce powoduje zmiany w widmie mocy materii, które można zmierzyć w dużych badaniach z przesunięciem ku czerwieni .

Rekombinacja

Wszechświat był zdominowany przez promieniowanie przez większość tego etapu, a ze względu na intensywne ciepło i promieniowanie pierwotny wodór i hel zostały w pełni zjonizowane w jądra i wolne elektrony. W tej gorącej i gęstej sytuacji promieniowanie (fotony) nie mogło podróżować daleko, zanim Thomson rozproszy elektron. Wszechświat był bardzo gorący i gęsty, ale szybko się rozszerzał, a przez to ochładzał. W końcu, nieco mniej niż 400 000 lat po „huku”, zrobiło się wystarczająco chłodno (około 3000 K), aby protony wychwyciły ujemnie naładowane elektrony, tworząc obojętne atomy wodoru. (Atomy helu powstały nieco wcześniej ze względu na ich większą energię wiązania). Gdy prawie wszystkie naładowane cząstki zostały związane w neutralnych atomach, fotony przestały z nimi oddziaływać i mogły swobodnie propagować się przez następne 13,8 miliarda lat; obecnie wykrywamy te fotony przesunięte ku czerwieni o współczynnik 1090 do 2,725 K jako kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła ( CMB ) wypełniające dzisiejszy wszechświat. Kilka niezwykłych misji kosmicznych ( COBE , WMAP , Planck ) wykryło bardzo niewielkie różnice w gęstości i temperaturze CMB. Te różnice były subtelne, a KMPT wydaje się prawie jednakowo taki sam we wszystkich kierunkach. Jednak niewielkie wahania temperatury rzędu kilku części na 100 000 mają ogromne znaczenie, ponieważ były one zasadniczo wczesnymi „ziarnami”, z których ostatecznie rozwinęły się wszystkie późniejsze złożone struktury we wszechświecie.

Teoria tego, co wydarzyło się po pierwszych 400 000 lat wszechświata, dotyczy formowania się struktur hierarchicznych: mniejsze struktury związane grawitacyjnie, takie jak szczyty materii zawierające pierwsze gwiazdy i gromady gwiazd, powstały jako pierwsze, które następnie połączyły się z gazem i ciemną materią, tworząc galaktyki, po których następują grupy, gromady i supergromady galaktyk.

Bardzo wczesny wszechświat

Bardzo wczesny wszechświat jest wciąż słabo poznaną epoką z punktu widzenia fizyki fundamentalnej. Dominująca teoria, kosmiczna inflacja , dobrze radzi sobie z wyjaśnieniem obserwowanej płaskości , jednorodności i izotropii Wszechświata, a także braku egzotycznych cząstek reliktowych (takich jak monopole magnetyczne ). Inną prognozą potwierdzoną przez obserwację jest to, że drobne zaburzenia w pierwotnym wszechświecie powodują późniejsze formowanie się struktury. Te fluktuacje, podczas gdy stanowią podstawę całej konstrukcji, wydają się najbardziej wyraźne jako drobne wahania temperatury w jednej części na 100 000. (Aby spojrzeć na to z perspektywy, ten sam poziom fluktuacji na mapie topograficznej Stanów Zjednoczonych nie wykazałby żadnej cechy wyższej niż kilka centymetrów). Te fluktuacje są krytyczne, ponieważ dostarczają nasion, z których mogą wyrosnąć największe struktury i ostatecznie zapadają się, tworząc galaktyki i gwiazdy. COBE (Cosmic Background Explorer) po raz pierwszy wykryło wewnętrzne fluktuacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła w latach 90-tych.

Uważa się, że te perturbacje mają bardzo specyficzny charakter: tworzą gaussowskie pole losowe, którego funkcja kowariancji jest diagonalna i prawie niezmienna w skali. Obserwowane fluktuacje wydają się mieć dokładnie tę postać, a ponadto indeks widmowy mierzony przez WMAP - indeks widmowy mierzy odchylenie od niezmiennego w skali (lub Harrisona-Zel'dovicha) widma - jest bardzo zbliżony do wartości przewidywanej przez najprostszy i najsolidniejsze modele inflacji. Inna ważna właściwość pierwotnych zaburzeń, że są one adiabatyczne (lub izentropowe między różnymi rodzajami materii tworzącymi wszechświat), jest przewidywana przez kosmiczną inflację i została potwierdzona obserwacjami.

Inne teorie bardzo wczesnego Wszechświata, które zostały zaproponowane, które są twierdził, aby podobne przewidywania, takich jak gaz, kosmologii Brane modelu cyklicznym , pre-big modelu Wybuchu i holograficznym wszechświecie , ale pozostają one rodząca i nie są powszechnie akceptowane. Niektóre teorie, takie jak kosmiczne struny , zostały w dużej mierze obalone przez coraz dokładniejsze dane.

Problem horyzontu

Fizyczny rozmiar promienia Hubble'a (linia ciągła) jako funkcja współczynnika skali wszechświata. Pokazana jest również fizyczna długość fali trybu zaburzeń (linia przerywana). Wykres ilustruje, w jaki sposób tryb perturbacji opuszcza horyzont podczas kosmicznej inflacji, aby ponownie wejść w stan dominacji promieniowania. Gdyby kosmiczna inflacja nigdy nie nastąpiła, a dominacja promieniowania trwała aż do osobliwości grawitacyjnej , wówczas mod nigdy nie opuściłby horyzontu w bardzo wczesnym Wszechświecie.

Ważną koncepcją w tworzeniu struktury jest pojęcie promienia Hubble'a , często zwane po prostu horyzontem, ponieważ jest ściśle związane z horyzontem cząstek . Promień Hubble'a, który jest powiązany z parametrem Hubble'a, takim jak , gdzie jest prędkość światła , określa z grubsza objętość pobliskiego Wszechświata, który ostatnio (w ostatnim czasie ekspansji) miał przyczynowy kontakt z obserwatorem. Ponieważ wszechświat stale się rozszerza, jego gęstość energii stale spada (przy braku naprawdę egzotycznej materii, takiej jak energia fantomowa ). Równanie Friedmann dotyczy gęstość energetyczną świata do parametru Hubble'a i pokazuje, że promień Hubble'a stale rośnie.

Problemem horyzont wielkiego kosmologii Wybuchu mówi, że bez inflacji, perturbacje nigdy nie były w kontakcie przyczynowego zanim weszli do horyzontu, a zatem jednorodność i izotropii, na przykład, duże dystrybucje galaxy skala nie można wytłumaczyć. Dzieje się tak, ponieważ w zwykłej kosmologii Friedmanna – Lemaître – Robertsona – Walkera promień Hubble'a rośnie szybciej niż przestrzeń się rozszerza, więc perturbacje wchodzą tylko w promień Hubble'a i nie są wypychane przez ekspansję. Ten paradoks został rozwiązany przez kosmiczną inflację, która sugeruje, że podczas fazy gwałtownej ekspansji we wczesnym Wszechświecie promień Hubble'a był prawie stały. Tak więc izotropia na dużą skalę wynika z fluktuacji kwantowych wytwarzanych podczas kosmicznej inflacji, które są wypychane poza horyzont.

Pierwotna plazma

Koniec inflacji nazywany jest ponownym ogrzewaniem , kiedy cząsteczki inflacji rozpadają się na gorącą, termiczną plazmę innych cząstek. W tej epoce energia zawarta we Wszechświecie jest całkowicie promieniowaniem, a standardowe cząstki modelu mają relatywistyczne prędkości. Jak chłodzi plazmowych bariogeneza i leptogenesis Uważa się, że występuje, jak twaróg-gluonowych osocza Cools symetrii elektrosłabej złamania występuje i wszechświat zostaje zasadniczo składa zwykłych protonów , neutronów i elektronów . Gdy wszechświat dalej się ochładza, zachodzi nukleosynteza Wielkiego Wybuchu i powstają małe ilości jąder deuteru , helu i litu . Gdy wszechświat ochładza się i rozszerza, energia fotonów zaczyna się oddalać, cząstki stają się nierelatywistyczne, a zwykła materia zaczyna dominować we wszechświecie. W końcu atomy zaczynają się formować, gdy wolne elektrony wiążą się z jądrem. To tłumi rozpraszanie fotonów przez Thomsona . W połączeniu z rozrzedzeniem Wszechświata (i wynikającym z tego wzrostem średniej swobodnej ścieżki fotonów) sprawia to, że wszechświat jest przezroczysty, a kosmiczne mikrofalowe tło jest emitowane podczas rekombinacji ( powierzchnia ostatniego rozproszenia ).

Drgania akustyczne

Pierwotna plazma miałaby bardzo niewielkie nadgęstości materii, uważane za pochodzące z powiększenia fluktuacji kwantowych podczas inflacji. Niezależnie od źródła, te przeciążenia grawitacyjnie przyciągają materię. Ale intensywne ciepło prawie stałych oddziaływań foton-materia w tej epoce raczej silnie dąży do równowagi termicznej, która wytwarza duże ciśnienie na zewnątrz. Te przeciwdziałające siłom grawitacji i ciśnienia wytwarzają oscylacje, analogiczne do fal dźwiękowych wytwarzanych w powietrzu przez różnice ciśnień.

Te zaburzenia są ważne, ponieważ są odpowiedzialne za subtelną fizykę, która prowadzi do anizotropii kosmicznego mikrofalowego tła. W tej epoce amplituda zaburzeń, które docierają do horyzontu, oscyluje sinusoidalnie, przy czym gęste obszary stają się bardziej rozrzedzone, a następnie ponownie gęstnieją, z częstotliwością związaną z rozmiarem zaburzenia. Jeśli zaburzenie oscyluje całkowitą lub półcałkowitą liczbę razy między wejściem w horyzont a rekombinacją, pojawia się jako pik akustyczny kosmicznej mikrofalowej anizotropii tła. (Półoscylacja, w której gęsty obszar staje się regionem rozrzedzonym lub na odwrót, pojawia się jako szczyt, ponieważ anizotropia jest wyświetlana jako widmo mocy , więc podgęstości wpływają na moc w takim samym stopniu, jak nadgęstości). Szczegółowa struktura pików tła mikrofalowego jest skomplikowana, ale te oscylacje stanowią podstawę.

Struktura liniowa

Ewolucja dwóch perturbacji w homogenicznym modelu Wielkiego Wybuchu ΛCDM . Między wejściem w horyzont a odsprzężeniem perturbacja ciemnej materii (linia przerywana) rośnie logarytmicznie, zanim nastąpi przyspieszenie wzrostu dominacji materii. Z drugiej strony, pomiędzy wejściem w horyzont a odłączeniem się, zaburzenie w płynie barionowo-fotonowym (linia ciągła) gwałtownie oscyluje. Po odłączeniu rośnie szybko, aby dopasować się do dominującego zaburzenia materii, trybu ciemnej materii.

Jednym z kluczowych wniosków poczynionych przez kosmologów w latach siedemdziesiątych i osiemdziesiątych XX wieku było stwierdzenie, że większość materii we Wszechświecie składa się nie z atomów , ale z tajemniczej formy materii znanej jako ciemna materia. Ciemna materia oddziałuje poprzez siłę grawitacji , ale nie jest złożona z barionów i wiadomo z bardzo dużą dokładnością, że nie emituje ani nie pochłania promieniowania . Może składać się z cząstek, które oddziałują poprzez oddziaływanie słabe , takich jak neutrina , ale nie może składać się w całości z trzech znanych rodzajów neutrin (chociaż niektórzy sugerowali, że jest to neutrino sterylne ). Niedawne dowody wskazują, że ciemnej materii jest około pięć razy więcej niż materii barionowej, a zatem dynamika wszechświata w tej epoce jest zdominowana przez ciemną materię.

Ciemna materia odgrywa kluczową rolę w tworzeniu struktury, ponieważ odczuwa tylko siłę grawitacji: grawitacyjna niestabilność Jeansa, która umożliwia formowanie zwartych struktur, nie jest przeciwstawiana żadna siła, taka jak ciśnienie promieniowania . W rezultacie ciemna materia zaczyna zapadać się w złożoną sieć aureoli ciemnej materii na długo przed zwykłą materią, której przeszkadzają siły ciśnienia. Bez ciemnej materii epoka formowania się galaktyk nastąpiłaby we Wszechświecie znacznie później, niż jest to obserwowane.

Fizyka powstawania struktur w tej epoce jest szczególnie prosta, ponieważ perturbacje ciemnej materii o różnych długościach fal ewoluują niezależnie. W miarę jak promień Hubble'a rośnie w rozszerzającym się wszechświecie, obejmuje coraz większe zakłócenia. Podczas dominacji materii wszystkie przyczynowe perturbacje ciemnej materii rosną w wyniku skupień grawitacyjnych. Jednak perturbacje o krótszych długościach fal, które są zawarte podczas dominacji promieniowania, mają opóźniony wzrost aż do dominacji materii. Oczekuje się, że na tym etapie świecąca materia barionowa będzie po prostu odzwierciedlać ewolucję ciemnej materii, a ich rozkłady powinny ściśle się nawzajem śledzić.

Obliczenie tego „liniowego widma mocy” jest proste i jako narzędzie kosmologii ma ono porównywalne znaczenie do kosmicznego mikrofalowego tła. Badania galaktyki zmierzyły widmo mocy, takie jak Sloan Digital Sky Survey oraz badania lasu Lyman-α . Ponieważ badania te obserwują promieniowanie emitowane przez galaktyki i kwazary, nie mierzą bezpośrednio ciemnej materii, ale oczekuje się, że rozmieszczenie galaktyk (i linii absorpcyjnych w lesie Lyman-α) na dużą skalę będzie ściśle odzwierciedlać rozkład ciemnej materii. . Zależy to od tego, że galaktyki będą większe i liczniejsze w gęstszych częściach Wszechświata, podczas gdy w rejonach rozrzedzonych będzie ich stosunkowo niewiele.

Struktura nieliniowa

Kiedy zaburzenia wzrosną wystarczająco, mały obszar może stać się znacznie gęstszy niż średnia gęstość Wszechświata. W tym momencie fizyka staje się znacznie bardziej skomplikowana. Gdy odchylenia od jednorodności są małe, ciemną materię można traktować jako płyn bezciśnieniowy i ewoluuje za pomocą bardzo prostych równań. W regionach, które są znacznie gęstsze niż tło, należy uwzględnić pełną teorię Newtona grawitacji. (Teoria Newtona jest odpowiednia, ponieważ zaangażowane masy są znacznie mniejsze niż masy wymagane do utworzenia czarnej dziury , a prędkość grawitacji można zignorować, ponieważ czas przejścia światła przez strukturę jest nadal mniejszy niż charakterystyczny czas dynamiczny). oznaką, że przybliżenia liniowe i płynne stają się nieważne, jest to, że ciemna materia zaczyna tworzyć kaustykę, w której trajektorie sąsiednich cząstek przecinają się lub cząstki zaczynają formować orbity. Dynamikę tę najlepiej zrozumieć za pomocą symulacji ciała N (chociaż w niektórych przypadkach można zastosować różne schematy półanalityczne , takie jak formalizm Pressa-Schechtera ). Chociaż w zasadzie te symulacje są dość proste, w praktyce są trudne do wykonania, ponieważ wymagają symulacji milionów, a nawet miliardów cząstek. Ponadto, pomimo dużej liczby cząstek, przy czym każda cząstka zazwyczaj waży 10 9 mas słonecznych i dyskretyzacji działanie może stać się istotne. Największą taką symulacją od 2005 roku jest symulacja Millennium .

Wyniki symulacji ciała N sugerują, że wszechświat składa się głównie z pustek , których gęstość może wynosić zaledwie jedną dziesiątą średniej kosmologicznej. Materia kondensuje się w dużych włóknach i aureolach, które mają skomplikowaną strukturę przypominającą sieć. Tworzą one grupy galaktyk , gromady i supergromady . Chociaż symulacje wydają się zasadniczo zgadzać się z obserwacjami, ich interpretacja jest skomplikowana ze względu na zrozumienie, jak gęste nagromadzenia ciemnej materii pobudzają powstawanie galaktyk. W szczególności powstaje o wiele więcej małych halo, niż widzimy w obserwacjach astronomicznych jako galaktyki karłowate i gromady kuliste . Jest to znane jako problem galaktyki karłowatej i zaproponowano wiele różnych wyjaśnień. Większość tłumaczy to jako wpływ na skomplikowaną fizykę formowania się galaktyk, ale niektórzy sugerują, że jest to problem z naszym modelem ciemnej materii i że niektóre efekty, takie jak ciepła ciemna materia , uniemożliwiają tworzenie się najmniejszych aureoli.

Ewolucja gazu

Ostatni etap ewolucji następuje, gdy bariony kondensują się w centrach halo, tworząc galaktyki, gwiazdy i kwazary . Ciemna materia znacznie przyspiesza tworzenie się gęstych aureoli. Ponieważ ciemna materia nie ma ciśnienia promieniowania, tworzenie mniejszych struktur z ciemnej materii jest niemożliwe. Dzieje się tak, ponieważ ciemna materia nie może rozproszyć pędu kątowego, podczas gdy zwykła materia barionowa może zapaść się, tworząc gęste obiekty, rozpraszając moment pędu poprzez chłodzenie radiacyjne . Zrozumienie tych procesów jest niezwykle trudnym problemem obliczeniowym, ponieważ mogą one obejmować fizykę grawitacji, magnetohydrodynamikę , fizykę atomową , reakcje jądrowe , turbulencje, a nawet ogólną teorię względności . W większości przypadków nie jest jeszcze możliwe przeprowadzenie symulacji, które można by ilościowo porównać z obserwacjami, a najlepsze, co można osiągnąć, to symulacje przybliżone, które ilustrują główne jakościowe cechy procesu, takiego jak formowanie się gwiazd.

Modelowanie tworzenia struktur

Migawka z komputerowej symulacji tworzenia się struktur na dużą skalę we wszechświecie Lambda-CDM .

Perturbacje kosmologiczne

Wiele trudności i wiele sporów w zrozumieniu wielkoskalowej struktury Wszechświata można rozwiązać poprzez lepsze zrozumienie wyboru miernika w ogólnej teorii względności . W wyniku rozkładu tensorów skalarnych wektorów metryka obejmuje cztery perturbacje skalarne , dwie perturbacje wektorowe i jedną perturbację tensorową . Istotne są tylko perturbacje skalarne: wektory są wykładniczo tłumione we wczesnym Wszechświecie, a mod tensorowy ma tylko niewielki (ale ważny) udział w postaci pierwotnego promieniowania grawitacyjnego i modów B kosmicznej mikrofalowej polaryzacji tła. Dwa z czterech modów skalarnych można usunąć przez fizycznie pozbawioną znaczenia transformację współrzędnych. To, które tryby zostaną wyeliminowane, określa nieskończoną liczbę możliwych mocowań miernika . Najbardziej popularnym miernikiem jest miernik Newtona (i blisko spokrewniony miernik konformalny Newtona), w którym zachowanymi skalarami są potencjały newtonowskie Φ i Ψ, które dokładnie odpowiadają newtonowskiej energii potencjalnej z grawitacji newtonowskiej. Stosowanych jest wiele innych mierników, w tym miernik synchroniczny , który może być skutecznym miernikiem do obliczeń numerycznych (jest używany przez CMBFAST ). Każdy miernik nadal zawiera niefizyczne stopnie swobody. Istnieje tak zwany formalizm niezmienniczy cechowania, w którym uwzględniane są tylko niezmienne kombinacje cechowania.

Inflacja i warunki początkowe

Uważa się, że początkowe warunki dla wszechświata wynikają z niezmiennych skali fluktuacji mechaniki kwantowej kosmicznej inflacji . Zakłócenie gęstości energii tła w danym punkcie w przestrzeni jest następnie określane przez izotropowe , jednorodne losowe pole Gaussa o średniej zerowej. Oznacza to, że przestrzenna transformata Fouriera - ma następujące funkcje korelacji

,

gdzie jest trójwymiarową funkcją delta Diraca i jest długością . Co więcej, widmo przewidywane przez inflację jest prawie niezmienne w skali , co oznacza

,

gdzie jest mała liczba. Wreszcie warunki początkowe są adiabatyczne lub izentropowe, co oznacza, że ​​ułamkowe zakłócenia w entropii każdego rodzaju cząstek są równe. Uzyskane prognozy bardzo dobrze pasują do obserwacji, jednak istnieje problem koncepcyjny z przedstawionym powyżej obrazem fizycznym. Stan kwantowy, z którego pochodzą fluktuacje kwantowe, jest w rzeczywistości całkowicie jednorodny i izotropowy, a zatem nie można argumentować, że fluktuacje kwantowe reprezentują pierwotne niejednorodności i anizotropie. Interpretacja niepewności kwantowych w wartości pola inflacji (którym tak naprawdę są tak zwane fluktuacje kwantowe), jak gdyby były one fluktuacjami statystycznymi w polu losowym Gaussa, nie wynika ze stosowania standardowych reguł teorii kwantów. Kwestia ta jest czasami przedstawiana w kategoriach „przejścia kwantowego do klasycznego”, co jest mylącym sposobem odniesienia się do danego problemu, ponieważ jest bardzo niewielu fizyków, jeśli w ogóle, którzy twierdzą, że istnieje jakikolwiek byt, który jest naprawdę klasyczna na poziomie podstawowym. W rzeczywistości rozważenie tych zagadnień stawia nas twarzą w twarz z tak zwanym problemem pomiarowym w teorii kwantów. Jeśli już, problem zaostrza się w kontekście kosmologicznym, ponieważ wczesny Wszechświat nie zawiera żadnych bytów, które mogłyby odgrywać rolę „obserwatorów” lub „urządzeń pomiarowych”, z których oba są niezbędne do standardowego stosowania mechaniki kwantowej. . Najpopularniejszą postawą kosmologów w tym względzie jest oparcie się na argumentach opartych na dekoherencji i pewnej formie „ interpretacji wielu światów ” teorii kwantów. Trwa intensywna debata na temat racjonalności tej postawy.

Zobacz też

Bibliografia