Ты – Космос. Как открыть в себе вселенную и почему это важно. Дипак Чопра

Реальность внезапно становится похожей на диапазон радиочастот, где мы можем «поймать» только одну станцию – нашу Вселенную.

      Оглядываясь назад, на раннюю Вселенную, на то время, когда только образовывались атомы, квантовая теория утверждает, что каждая частица материи уравновешивалась частицей антиматерии. Они могли бы уничтожить друг друга, и тогда история космоса была бы очень короткой. Но, как часто бывает (вы уже привыкли к этой фразе), материи было чуть-чуть, буквально на одну миллиардную, больше, чем антиматерии. Этого было достаточно, чтобы позволить всей видимой материи в творении избежать уничтожения и породить ту Вселенную, какой она стала.

      Добавочная тайна: плоскостность

      Тонкая настройка, представленная в виде констант, выглядит математической абстракцией. Но, как и в каждой космической загадке, вокруг нас есть видимые доказательства в физической форме. Наглядный пример этого – так называемая проблема плоскостности, добавочная тайна, усложняющая главную: тайну тонкой настройки. Приблизившись как можно более вплотную к началу творения, достигла больших успехов модель космической инфляции, рассмотренная в предыдущей главе. Общепринятая версия этой модели была разработана молодым американским физиком-теоретиком Аланом Гутом в Корнелле в 1979 году и опубликована в 1981 году. По мнению Гута, Вселенная начала расширяться не в самый момент Большого взрыва, но доли секунды спустя.

      Доказательство того, что ранняя Вселенная развивалась с поразительной скоростью, опирается на различные «улики». Первая – почти полное единообразие излучения, возникшего во время Большого взрыва и распространяющегося по Вселенной до сих пор. Вторая – то, что космос почти плоский. «Плоскостность» – это научный термин из области физики, относящийся к искривлению Вселенной и распределению материи и энергии в ней. Ньютон разработал теорию гравитации, определив ее как единственную силу, через призму которой ее можно рассматривать. Разработанная Эйнштейном общая теория относительности описывает гравитацию в терминах трехмерной геометрии, так что более сильные или более слабые гравитационные эффекты можно изобразить как искривления в пространстве. Чем больше массы и энергии, тем больше кривизна.

      Искривление возможно в обе стороны: сближением кривых, порождающим сферу наподобие баскетбольного мяча, или их расхождением, когда поверхность подобна лошадиному седлу. Физика называет это положительной и отрицательной кривизной соответственно. «Мяч» и «седло» могут быть смоделированы как двумерные поверхности, но кривизна трехмерного пространства гораздо сложнее (например, у шара есть внутренняя и внешняя стороны, а у Вселенной – нет). Общая теория относительности позволяет вычислить, сколько массы и энергии в данном пространстве заставит его искривляться так или иначе. Если бы критические значения оказались превышены, Вселенная свернулась бы в шар, который сжался бы до точки и исчез, или, напротив,