Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Стенджер Виктор

Простейшая из ранних ТВО была предложена Говардом Джорджи и Шелдоном Глэшоу в 1974 году^{226}. Я буду называть ее ГГ-ТВО (в научном мире она называется минимальной SU(5)-моделью). Ее достоинство заключалось в возможности предсказать время жизни протона, составляющее, согласно этой модели, 10³² лет.

В поисках распада протона

Существующих научно-технических возможностей было вполне достаточно, чтобы проверить предсказанное в рамках ГГ-ТВО время жизни протона, и вскоре были проведены

четыре эксперимента по регистрации его распада. Эти эксперименты проводились в шахтах глубоко под землей, чтобы минимизировать фоновое излучение, в особенности от летящих из космоса высокоэнергетических мюонов, способных проникнуть глубоко под землю. По меньшей мере два из этих экспериментов вполне позволили бы обнаружить распад протона в случае, если время его жизни составляет 10³² лет или меньше. Один из них проводился в соляной шахте около Кливленда и получил название 1MB в честь трех основных учреждений, задействованных в нем (Калифорнийский университет в Ирвайне, Мичиганский университет и Брукхейвенская национальная лаборатория). В эксперименте участвовали мои коллеги из Гавайского университета. Еще один высокочувствительный эксперимент проводился в цинковой шахте японского поселка Камиоки и получил название Kamiokande — Камиоканский эксперимент по поиску нуклонного распада (Kamioka Nucleon Decay Experiment).

К 1982 году ученые, проводившие все четыре эксперимента, сообщили, что на уровне, предсказанном ГГ-ТВО, распад протона обнаружить не удалось. Таким образом, модель была опровергнута (что бы ни утверждали некоторые философы, научные теории действительно иногда опровергаются). К сожалению, ни одна из оставшихся ТВО не предусматривала доступного измерению срока жизни протона или каких-либо иных осуществимых вариантов экспериментальной проверки.

Чувствительность экспериментов продолжает повышаться, лучшим является усовершенствованный эксперимент в Камиоки, названный Super-Kamiokande (Super-K). Мне удалось немного поучаствовать в этом эксперименте, прежде чем я оставил исследовательскую деятельность в 2000 году. В 2011 году в эксперименте Super-K было найдено наиболее точное на сегодня значение нижнего предела времени распада протона, составляющее 1,01•10³⁴ лет, что на два порядка выше, чем прогноз ГГ-ТВО^{227}.

Иногда отрицательные результаты не менее важны, чем положительные. Знание нижнего предела времени жизни протона при распаде по различным каналам вносит бесценный вклад в работу теоретиков, занимающихся поиском физических процессов, лежащих за пределами стандартной модели. Теперь они могут исключить модели, которые предсказывают нарушение этого предела. Когда и если ученым удастся наблюдать распад протона, скорость, с которой он распадается по различным каналам, поможет им познать строение физического мира, лежащего за пределами стандартной модели.

Благодаря подземным экспериментам были совершены также некоторые полезные побочные открытия, значимость которых приближается к значимости провала попытки обнаружить распад протона. Как уже упоминалось в главе 10, в 1987 году в ходе экспериментов в Кливленде и Камиоки были обнаружены нейтрино, источником которых являлась сверхновая SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке. Впервые ученые наблюдали нейтрино, прилетевшие из-за пределов Солнечной системы.

Фазовый переход ТВО

Учитывая успех стандартной модели, разумно предположить, что до электрослабого фазового перехода, произошедшего, по современной оценке, при температуре 173 ГэВ, что соответствует возрасту примерно 10^{– 11} с, Вселенная описывалась стандартной

моделью с электрослабым объединением. Это значит, что сильное взаимодействие все еще представляет отдельную силу, но электрическое и слабое взаимодействия едины. Вселенная на этом этапе все еще состоит из кварков,

лептонов и калибровочных бозонов, перечисленных в табл. 11.1, однако они не имеют массы, а бозоны Хиггса еще не появились. Частицы все еще превосходят античастицы в соотношении 1 млрд/1. При некотором более высоком уровне энергии в более ранний момент времени определенно должен был произойти фазовый переход из состояния более высокой симметрии, которая, в свою очередь, была результатом фазового перехода из еще более высокосимметричного состояния.

Лучший кандидат на эту роль — все еще одна из ТВО, в которой сильное и электрослабое взаимодействия объединены, а законы сохранения барионного и лептонного зарядов нарушаются. Эта ТВО, в свою очередь, появляется из другой симметрии, существовавшей на более высоком уровне энергии, при которой эти законы сохранения выполняются.

Большинство предложенных учеными ТВО обладают этими свойствами. При этом симметрия проявляется в отсутствии различия между кварками и лептонами, вследствие чего могут происходить реакции, подобные показанным на рис. 11.4. Х-частицу, которой обмениваются другие частицы на рисунке, можно считать лептокварком — комбинацией кварка и лептона. Нарушение законов сохранения барионного и лептонного зарядов произошло, согласно идее Сахарова, из-за различия в скорости реакций, вызванного нарушением СР-симметрии.

В более симметричном состоянии, предшествующем фазовому переходу ТВО, соблюдается СР-инвариантность и законы сохранения барионного и лептонного зарядов снова действуют. Итак, вначале во Вселенной соблюдаются все симметрии, а число частиц равно числу античастиц. Асимметрия материи и антиматерии формируется после фазового перехода из более раннего состояния в состояние ТВО.

Итак, все, что нам остается, — это продолжать строить все более и более мощные ускорители частиц, чтобы все дальше и дальше продвигаться в своих исследованиях назад во времени, пока мы не достигнем условий, соответствующих ТВО. Проблема состоит в том, что мы и близко не подошли к требуемому количеству энергии. Фазовый переход ТВО, согласно оценке ученых, произошел при энергии, равной примерно 10²⁵ эВ, что на 12 порядков больше, чем энергия БАК. Между ТВО и электрослабым фазовым переходом может находиться широкая «пустыня», во время существования которой Вселенная непрерывно сохраняла фазу электрослабого объединенного состояния.

По меньшей мере, БАК позволит нам исследовать эту непрерывную фазу. Но сможем ли мы когда-нибудь продвинуться за ее пределы? Крайне маловероятно, чтобы нам удалось сделать это при помощи ускорителей частиц, по крайней мере в обозримом будущем. Однако у нас есть еще один способ взглянуть на первые мгновения Вселенной — это распад протона. Возможно, эксперимент Super-K приближается к точке, в которой распад протона можно будет наблюдать. Некоторые ТВО предсказывают модели распада, доступные детектору Super-K или его более мощному аналогу.

Суперсимметрия

Многообещающий подход к физике, лежащей за пределами стандартной модели, который привлек внимание целого поколения теоретиков, работающих в области физики частиц, — это суперсимметрия (название часто сокращается как SUSY, «сьюзи»). Это принцип симметрии, при котором в физической модели не проводится различие между фермионами и бозонами. Вспомним, что фермионы имеют полуцелый спин, в то время как спин бозонов равен либо целому числу, либо нулю.