Первый этап эволюции Вселенной

Располагается в Зарождение и образование Вселенной

Наиболее современные астрономические наблюдения говорят о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Состав весьма прост. Этот огненный шар был очень сильно раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались и сталкивались друг с другом.

На первом этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при любой температуре, постоянно осуществляется процесс частица плюс античастица != гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс материализации гамма-фотон  частица плюс античастица мог протекать лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась, эволюцию Вселенной разделяют на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.

  • Уменьшение сейсмической и погодной активности
  • Группы из Российской Академии Наук изучали данные землетрясений в местах, окружающих пирамиду, и сравнивали их с более ранними данными, полученными до строительства пирамид. Оказалось, что пирамиды обладают способностью рассеивать накопление
  • Эксперимент Депальмы вращающийся шар.
  • Эксперимент ДеПальмы “Вращающийся шар”. Вот совершенный пример овладения торсионными волнами посредством вращения был абсолютно независимо обнаружен д-ром Брюсом ДеПальмой. Его часто цитирует Р. С Хоагленд и его группа на сайте Миссия
  • Вода в пирамиде не замерзает, если ее не нарушать
  • В первом эксперименте пластиковые бутылки с дистиллированной водой хранились в пирамиде на протяжении трех зимних месяцев. Температура в пирамиде падала до -38º Цельсия. Термометры внутри бутылок показали, что температура воды
  • Вторая стадия эволюции: Лептонная эра
  • Вещество состояло из сплошных лептонов в тот момент, когда энергия частиц и фотонов понизилась от 100 Мэв до 1 Мэв. Температура оставалась достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов