Читать онлайн «Брайан Грин. Ткань космоса: Пространство, время и структура реальности». Страница 125

Несомненно, когда речь заходит о дополнительных размерностях, я предубежден. Я работал над аспектами дополнительных размерностей более пятнадцати лет, так что они занимают особое место в моем сердце. Но, с этой верой, как описателю, мне тяжело представить открытие, которое было бы более завораживающим, чем находка доказательства измерений за пределами трех, к которым мы все привыкли. По моему мнению, в настоящее время нет другого серьезного предположения, чье подтверждение так основательно потрясет основы физики и так полно установит, что мы должны быть готовы к вопросам, относящимся к кажущимся самоочевидными элементам реальности.

Хиггс, суперсимметрия и теория струн

Помимо научных попыток поиска неизвестного и шансов нахождения доказательства дополнительных размерностей, имеется пара специфических мотивов для недавнего обновления ускорителя в Фермилабе и для строительства мамонта – Большого Адронного Коллайдера. Один заключается в поиске частиц Хиггса. Как мы обсуждали в Главе 9, неуловимые частицы Хиггса должны быть мельчайшими составляющими поля Хиггса – поля, которое по предположениям физиков формирует Хиггсов океан и через это придает массу другим фундаментальным семействам частиц. Сегодняшние теоретические и экспериментальные изыскания предполагают, что Хиггс должен иметь массу в диапазоне от ста до тысячи масс протона. Если нижний предел этого диапазона окажется правильным, то Фермилаб имеет достаточно хорошие шансы открытия частицы Хиггса в ближайшем будущем. И определенно, если Фермилаб потерпит неудачу и если оценка диапазона масс, тем не менее, точна, Большой Адронный Коллайдер должен произвести частицы Хиггса в изобилии к концу десятилетия. Обнаружение частиц Хиггса будет важнейшей вехой, так как оно подтвердит существование семейств полей, которые теоретическая практика физиков и космологов вызвала к жизни десятилетия назад без какого-либо экспериментального доказательства.

Другая главная цель как Фермилаба, так и Большого Адронного Коллайдера заключается в обнаружении доказательства суперсимметрии. Повторим из Главы 12, что суперсимметричные пары частиц, чьи спины отличаются на половинку единицы, являются идеей, которая исходно появилась из исследований теории струн в начале 1970х. Если супперсимметрия имеет место в реальном мире, то для каждого из известных видов частиц со спином-1/2 должны существовать виды-партнеры со спином-0; для каждого из известных видов частиц со спином-1 должны существовать виды-партнеры со спином-1/2. Например, для электрона со спином-1/2 должна существовать частица со спином-0, называемая суперсимметричным электроном или, для краткости, сэлектроном; для кварков со спином-1/2 должны существовать суперсимметричные кварки со спином-0 или скварки; для нейтрино со спином-1/2 должны существовать снейтрино со спином-0; для глюонов, фотонов и W- и Z-частиц со спином-1 должны существовать глюино, фотино и вино и зино со спином-1/2. (Да, физики вошли в раж).

Никто никогда не детектировал любой из этих обозначенных двойников, а объяснение в том (физики надеются, скрестив пальцы), что суперсимметричные частицы тяжелее, чем их известные дубликаты. Теоретические рассмотрения наводят на мысль, что суперсимметричные частицы должны быть в тысячи раз тяжелее протона, и в этом случае их отсутствие в экспериментальных данных не должно быть удивительным: существующие атомные ускорители не имеют адекватной мощи, чтобы произвести их. В пришедшем десятилетии это изменится. Уже заново обновленный ускоритель в Фермилабе имеет шанс открыть некоторые суперсимметричные частицы. И, как и с Хиггсом, если Фермилаб не сможет найти доказательств суперсимметрии и если ожидаемый диапазон масс суперсимметричных частиц достаточно корректен, Большой Адронный Коллайдер должен произвести их с легкостью.

Подтверждение суперсимметрии будет самым важным достижением в физике элементарных частиц более чем за два десятилетия. Оно установит следующий этап в нашем понимании физики частиц за пределами успешной стандартной модели и обеспечит обстоятельное доказательство того, что теория струн следует правильному пути. Но заметим, что это не подтвердит саму теорию струн. Даже если суперсимметрия была открыта в ходе разработки теории струн, физики с тех пор давно осознают, что суперсимметрия более общий принцип, который может быть легко включен в традиционные подходы с точечными частицами. Подтверждение суперсимметрии должно установить необходимый элемент струнной схемы и должно задать следующие исследования, но оно не является "дымящимся пистолетом" теории струн.

С другой стороны, если сценарий мира на бране корректен, грядущие эксперименты на ускорителях имеют потенциал подтверждения теории струн. Как отмечалось коротко в Главе 13, если внешние измерения в сценарии мира на бране окажутся больше 10–16 сантиметра, то не только гравитация должна быть внутренне сильнее, чем мы ранее думали, но струны также должны быть существенно больше. Поскольку более длинные струны менее жесткие, они требуют меньше энергии, чтобы колебаться. В то время как в общепринятой струнной схеме колебательные моды струны должны иметь энергии, которые более чем в миллион миллиардов раз выходят за пределы досягаемости наших экспериментов, в сценарии мира на бране энергии колебательных мод струны могут быть также малы, как тысячи протонных масс. При таком раскладе высокоэнергетические столкновения в Большом Адронном Коллайдере будут близки к хорошо посланному мячу для гольфа, который рикошетирует внутри пианино; столкновения будут иметь достаточно энергии, чтобы возбудить многие "октавы" колебательных мод струны. Эксперименты будут обнаруживать богатство новых, никогда ранее не виданных частиц, – что означает, новых, никогда ранее не виданных колебательных мод струны, – чьи энергии будут соответствовать гармоническим резонансам струнной теории.

Свойства этих частиц и взаимосвязи между ними будут безошибочно показывать, что все они являются частью одной и той же космической партитуры, что все они суть различные, но связанные ноты, что все они являются особыми колебательными модами одного вида объектов – струн. В обозримом будущем это наиболее вероятный сценарий для прямого подтверждения теории струн.

Космические истоки

Как мы говорили в предыдущих главах, космическое микроволновое фоновое излучение играет доминирующую роль в космологических исследованиях с момента его открытия в середине 1960х. Причина ясна: на ранних этапах вселенной пространство было заполнено смесью электрически заряженных частиц – электронов и протонов, – которые с помощью электромагнитного взаимодействия непрерывно испускали и поглощали фотоны сюда и туда. Но всего через 300 000 лет после Взрыва вселенная охладилась достаточно, чтобы электроны и протоны соединились в электрически нейтральные атомы, – и дальше с этого момента радиация путешествует сквозь пространство большей частью беспрепятственно, обеспечив четкую мгновенную фотографию ранней вселенной. Имеется грубо 400 миллионов этих первичных фотонов космического микроволнового излучения, нетронутых реликтов ранней вселенной, рассеянных в каждом кубическом метре пространства.

Начальные измерения микроволновой фоновой радиации определили, что ее температура в высшей степени однородна, но, как мы обсуждали в Главе 11, более пристальная проверка, впервые выполненная в 1992 Зондом Космического Фона (Cosmic Background Explorer – COBE) и с тех пор усовершенствованная большим числом наблюдений, нашла доказательство малых температурных вариаций, как показано на Рис 14.4а. Данные отмечены серым со светлыми и темными пятнами, показывающими температурные вариации примерно в несколько десятитысячных градуса. Неровности рисунка показывают мелкие, но неопровержимо реальные неровности температуры радиации по небу.

Хотя это впечатляющее открытие само по себе, эксперимент COBE также обозначил фундаментальное изменение в характере космологических исследований. До COBE космологические данные были грубыми. Напротив, космологическая теория считалась жизнеспособной, если она могла соответствовать приблизительным особенностям астрономических наблюдений. Теоретики могли предлагать схему за схемой лишь с минимальным анализом соответствия наблюдательным ограничениям. Тогда просто не было достаточного количества наблюдательных ограничений, а те, которые существовали, не были особенно точными. Но COBE инициировал новую эру, в которой стандарты ощутимо ужесточились. Теперь имеется растущий ком точных данных, с которыми теория должна успешно справляться, даже чтобы быть просто рассмотренной. В 2001 был запущен спутниковый Зонд Микроволновой Анизотропии имени Вилкинсона (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – WMAP), совместный венчурный проект НАСА и Принстонского Университета, чтобы измерять микроволновое фоновое излучение с примерно в сорок раз большим разрешением и чувствительностью, чем у COBE.