Минас Кафатос - Ты – Космос. Как открыть в себе вселенную и почему это важно

• Название: Ты – Космос. Как открыть в себе вселенную и почему это важно
• Автор: Минас Кафатос
• Жанр: Образовательная литература
• Год: 2017
• ISBN: 978-5-699-99523-3

Вы и Вселенная – единое целое. Осознайте это – и измените жизнь к лучшему.

Духовный лидер современности Дипак Чопра и физик Минас Кафатос познакомят вас с концепцией новой, Человеческой Вселенной, не имеющей ничего общего с холодной пустотой "научного" космоса. Вы сможете получить ответы на важнейшие вопросы мироздания и узнаете, как изменить мир к лучшему.

Новая концепция живой и сознательной Вселенной способна ответить на вопросы, перед которыми ученые по-прежнему бессильны:

[ul]Что было до Большого взрыва;

Почему Вселенная настолько совершенна;

Откуда взялось время;

Как возникла жизнь;

Какая роль во Вселенной отведена человечеству.[/ul]

---

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, бесконечно расширялся бы наружу. Средняя концентрация массы и энергии должна была максимально приблизиться к этой критической величине, чтобы создать Вселенную, которую мы видим, где пространство плоское.

Поскольку младенческая Вселенная была почти бесконечно плотной, ее расширение могло только уменьшить плотность – как ириска, которая, если ее растягивать, становится только тоньше. В нынешней Вселенной плотность массы-энергии на единицу пространства достаточно низка – примерно 6 атомов водорода на кубический метр пространства. В целом нынешняя Вселенная выглядит довольно плоской.

Но есть загвоздка. Уравнения общей теории относительности говорят нам, что, если критическое значение когда-либо действительно колебалось, пусть и немного, эффект этого в ранней Вселенной невероятно возрос бы, и очень быстро. Ясно, что младенческая Вселенная была близка к критическому значению, и это было удачно для того, чтобы Вселенная была такой, как сейчас, а не седловидной или самоколлапсирующей. Но расчеты показывают, что значение, когда Вселенная была юной, не могло отклониться более чем на одну квадриллионную (квадриллион – это единица с 15 нулями). Как возможна настолько ошеломляющая точность?

Решение Алана Гута, принятое как часть стандартной модели, состояло в том, чтобы ввести понятие инфлатонного поля, имеющего определенную плотность, которая никогда не изменяется, в отличие от возникшей из поля Вселенной, плотность которой изменяется по мере ее расширения. (Продолжая грубую аналогию с ириской, кусок ее может быть очень тонким, но сладким он будет всегда.) По сути, поле напоминает сетку, которая поддерживала устойчивость младенческой Вселенной даже в экстремальных, почти хаотических условиях. В результате сегодня мы видим «почти плоским» все, что наблюдаем. (Примечание: в статье того же периода по смежной теме Гут дал основанное на поле решение другой головоломки, известной как проблема горизонта и связанной с обнаруженной однородностью температур во Вселенной. Не будем здесь вдаваться в проблему горизонта: проблема плоскостности иллюстрирует тонкую настройку достаточно ярко.)

Конец ознакомительного фрагмента.

Текст предоставлен ООО «ЛитРес».

Прочитайте эту книгу целиком, купив полную легальную версию на ЛитРес.

Безопасно оплатить книгу можно банковской картой Visa, MasterCard, Maestro, со счета мобильного телефона, с платежного терминала, в салоне МТС или Связной, через PayPal, WebMoney, Яндекс.Деньги, QIWI Кошелек, бонусными картами или другим удобным Вам способом.

Сноски

1

Обычно теорию Эйнштейна называют теорией относительности, но Эйнштейн представил свою революционную идею в два этапа: «Специальная теория относительности» (1905) и «Общая теория относительности» (1915).