Уродливая Вселенная. Как поиски красоты заводят физиков в тупик: читать книгу онлайн полностью и бесплатно

«Она не очень-то убедительна. Мне не доводилось видеть ничего, что говорило бы, будто темная материя, состоящая из частиц, – плохая модель. И мне не доводилось видеть ничего, что говорило бы, будто модифицированная гравитация хоть чем-то лучше. Думаю, частицы проще, чем добавление дополнительных полей. Если бы модифицированная гравитация лучше согласовывалась с данными, я бы ею заинтересовалась».

Чтобы объяснить имеющиеся космологические данные, мы вынуждены предположить, что Вселенная содержит два новых, до сих пор загадочных компонента. Один из них – темная энергия. Другой обычно приписывают состоящей из неких частиц темной материи, обобщенно называемой жидкостью. Но ровно тот же эффект, что дает эта дополнительная жидкость, может еще иметь место, если ответ гравитации на обычное вещество не такой, как предсказывают наши уравнения.

Однако модифицировать гравитацию сложнее, чем добавить частицы в Стандартную модель. Модификация гравитации присутствовала бы всюду, тогда как частицы могли бы находиться здесь в одном количестве, а там в другом. Поэтому темная материя, состоящая из частиц, куда более гибкая.

Возможно, слишком гибкая. Астрофизики обнаружили у части галактик закономерности, которые темная материя, состоящая из частиц, объяснить не способна, такие как зависимость Талли – Фишера (эмпирически полученное соотношение между светимостью галактики и скоростью ее наиболее удаленных звезд). Есть и другие проблемы с темной материей, состоящей из частиц. Например, эта модель предсказывает, что Млечный Путь должен иметь больше галактик-спутников, чем мы наблюдаем, и никак не объясняет, почему те, что мы наблюдаем, лежат почти в одной плоскости. Еще центры галактик получаются не вполне правильными, если исходить из модели темной материи, состоящей из частиц: плотность вещества там должна быть выше наблюдаемой.

Возможно, эти изъяны вызваны астрофизическими процессами, которые не были еще должным образом учтены в согласованной космологической модели. Интересный был бы сценарий, но он не изменил бы оснований физики. Или, может, эти изъяны подсказывают нам, что темная материя, состоящая из частиц, – неверное объяснение.

Первая попытка модифицировать гравитацию, известная как модифицированная ньютоновская динамика, не подчинялась симметриям общей теории относительности, что серьезно свидетельствовало против этой альтернативной гипотезы ¹⁷². Новые варианты модифицированной гравитации симметриям общей теории относительности подчиняются и объясняют наблюдаемые галактические закономерности лучше, чем темная материя, состоящая из частиц ¹⁷³. Но эти варианты плоховато работают на расстояниях, сильно меньших или больших, чем размер галактики.

Решение может находиться где-то посередине. Недавно группа исследователей предположила, что темная материя – это сверхтекучая жидкость, которая на малых расстояниях походит на модифицированную гравитацию, а на больших допускает гибкость темной материи, состоящей из частиц ¹⁷⁴. Эта идея объединяет преимущества обеих теорий, избегая их недостатков.

Несмотря на терминологические различия, математика модифицированной гравитации и математика темной материи, состоящие из частиц, почти одинаковы. Как говорит Кэти, для модифицированной гравитации приходится вводить новые – пока не обнаруженные – поля. Для темной материи, состоящей из частиц, приходится вводить новые – пока не обнаруженные – частицы. Но частицы описываются полями, так что разница ничтожна. Что отличает эти подходы, так это тип полей и их способ взаимодействия с гравитацией. С точки зрения специалиста по физике элементарных частиц, поля модифицированной гравитации обладают необычными свойствами. Они непривычны. Несимпатичны. И поэтому модифицированная гравитация осталась где-то на задворках сообщества физиков. У нее всего-навсего несколько десятков сторонников, тогда как над вимпами и аксионами работают тысячи ученых.

Сегодня модифицированная гравитация согласуется не со всеми космологическими данными, равно как и согласованная космологическая модель. Возможно, дело в том, что этот подход неверен. Но не исключено, что просто мало кто пытается согласовать модифицированную гравитацию с данными.

«А что думаете вы? – спрашивает Кэти в конце нашего разговора. – Считаете ли вы, что мы отыщем более красивые и простые модели?»

И тогда я осознаю, что из всех, с кем я говорила, никто больше не спросил моего собственного мнения. И я этому рада, поскольку ответа на вопрос у меня не было бы.

Но за время моих странствий мне стало ясно, что я не упускаю какое-то обоснование того, почему коллеги полагаются на красоту. Такого обоснования попросту нет. Как бы мне ни хотелось верить, что законы природы красивы, не думаю, что наше чувство прекрасного – надежный руководящий принцип; напротив, оно отвлекает наше внимание от других, более насущных вопросов. Вроде того, на который указал Стивен Вайнберг, – связанного с появлением макроскопического мира. Или, как напомнил мне Вэнь Сяоган, – с нашим непониманием квантовой теории поля. Или, как показывает ситуация с мультивселенной и естественностью, – с нашим непониманием того, что применительно к закону природы означает быть вероятным.

И я отвечаю Кэти, что, да, думаю, у природы припасено для нас еще много красоты. Только вот красоту, как и счастье, нельзя найти, просто жалуясь на ее отсутствие.

Призрачные поля и пятые силы

Есть еще один способ постулировать новую физику и тут же припрятать ее в рукаве – ввести поля, которые становятся значимыми либо только на очень больших расстояниях, либо только в очень ранней Вселенной, а и то и другое проверить трудно. Подобные изобретения сегодня допустимы, поскольку тоже объясняют численные совпадения.

В общей теории относительности космологическая постоянная – свободный параметр. Это означает, что нет никакого глубинного принципа, исходя из которого можно было бы вычислить ее значение, – оно должно быть определено экспериментально. Ускоряющееся расширение Вселенной показывает, что космологическая постоянная положительна и ее значение относится к масштабу энергий, сравнимых с массой самого тяжелого из известных нейтрино. Таким образом, для специалистов по физике элементарных частиц это очень маленькие энергии (см. рис. 14)[104].

Если космологическая постоянная ненулевая, значит, пространство-время, не содержащее никаких частиц, уже не плоское. Поэтому космологическая постоянная часто интерпретируется как вакуум с ненулевыми плотностью энергии и давлением.

Общая теория относительности ничего не говорит нам о значении космологической постоянной. В квантовой теории поля, однако, мы можем вычислить плотность энергии вакуума – и она оказывается бесконечно большой. Но в отсутствие гравитации это не важно: мы все равно никогда не измеряем абсолютные значения энергий, мы измеряем лишь разницу энергий. В Стандартной модели без гравитации мы можем, таким образом, использовать нужные математические процедуры, чтобы избавиться от бесконечности и получить физически осмысленный результат.

Но в присутствии гравитации бесконечный вклад становится физически значимым, ведь он вызвал бы бесконечное искривление пространства-времени. А это определенно не имеет смысла. Дальнейшая проверка, по счастью, показывает, что энергия вакуума ничем не ограничена, только если экстраполировать Стандартную модель в область бесконечно высоких энергий. А поскольку мы ожидаем, что эта экстраполяция будет нарушаться при планковской энергии (самое позднее), энергия вакуума должна быть степенью планковской энергии. Уже лучше – теперь энергия вакуума по крайней мере конечна. Но все же слишком велика, чтобы согласовываться с наблюдениями. Такая огромная космологическая постоянная давным-давно разорвала бы нас в клочья или схлопнула бы обратно Вселенную.

Впрочем, мы можем просто выбрать в общей теории относительности свободную константу, так чтобы при добавлении ее ко вкладу квантовой теории поля (каким бы тот ни был) результат согласовывался с наблюдениями. Стало быть, ожидание, что сумма окажется где-то вблизи от планковской энергии, опять-таки основано на аргументе о естественности. Если бы мы могли проделать вычисления, так гласит легенда, мы вряд ли нашли бы два больших числа, которые почти, но не точно друг друга уничтожают, оставляя после себя только то маленькое значение, что мы наблюдаем.

Следовательно, космологическая постоянная неестественна, если выражаться языком физиков. Она требует тонкой настройки. Ее маленькое значение некрасиво. С ней все в порядке – просто физикам она не нравится.

Казалось бы, константа – самое простое допущение, какое теория вообще может иметь. Однако вера в то, что значение космологической постоянной требует объяснения, служит для теоретиков предлогом, чтобы изобретать новые законы природы. Вайнберг задал тон с антропным принципом – и теперь часть физиков занята тем, что придумывает распределения вероятностей для мультивселенной. Другой часто применяемый способ объяснить значение константы – сделать ее динамической, чтобы она имела право меняться во времени. Если динамическая константа удачно определена, она может предпочитать маленькие значения – и это может что-то объяснять. Подобные обобщенные версии космологической постоянной называются темной энергией.

Если темная энергия – это не просто космологическая постоянная, то ускорение расширения Вселенной должно чуточку меняться со временем. Доказательств тому нет. Зато есть обширнейшая литература о предполагаемых полях темной энергии, таких как хамелеоновые поля, дилатонные поля, модули, космоны, фантомные поля и квинтэссенция. Эксперименты разрабатываются.

И это не все невидимые поля, в которые играют космологи. Есть еще инфлатонное поле – раздувшее раннюю Вселенную.

Инфляция – стремительное расширение Вселенной сразу после Большого взрыва – это смелая экстраполяция в прошлое, назад во время, когда плотность вещества была гораздо выше тех плотностей, что мы когда-либо исследовали.

Чтобы строить предсказания, связанные с инфляцией, надо прежде указать, что делает инфлатонное поле, придуманное для ее осуществления. Для этого необходимо придать инфлатонному полю потенциальную энергию, которая будет зависеть от нескольких параметров. Как только потенциал поля выбран, можно из инфляции рассчитывать распределение флуктуаций плотности в ранней Вселенной. Результат зависит от параметров потенциала, и для некоторых простейших моделей вычисления хорошо согласуются с наблюдениями ¹⁷⁵. Те же инфляционные модели неплохо согласуются еще и с другими наблюдаемыми свойствами реликтового излучения[105].

Таким образом, инфляция помогает соотнести наблюдаемые параметры с базовой математической моделью. Правда, предсказания зависят от потенциала инфлатонного поля. Мы могли бы выбрать один потенциал, который согласуется с имеющимися на сегодня данными, и дорабатывать его по мере необходимости, но тогда у космологов оставалось бы много свободного времени. Поэтому они усердно штампуют инфляционные модели и в каждом случае высчитывают предсказания для измерений, которые еще не были сделаны.

При учете 2014 года насчитывалось 193 инфлатонных потенциала, и это только для случая с одним полем ¹⁷⁶. Однако способность теоретиков чеканить модели, предсказывающие любые возможные будущие наблюдения, продемонстрировала лишь, что те не в состоянии ничего предсказать. Эти модели сильно «недоопределены», как сказали бы философы; у нас недостаточно данных для однозначной экстраполяции ¹⁷⁷. Можно построить модель, исходя из имеющихся наблюдений, но не получится надежно предсказывать результаты будущих измерений.

Эта ситуация побудила Джо Силка заметить, что «всегда найдутся инфляционные модели для объяснения какого угодно популярного на данный момент феномена»178. А в статье, опубликованной недавно в журнале Scientific American, космологи Анна Иджас, Ави Лёб и Пол Стейнхардт посетовали, что из-за огромного количества моделей «инфляционная космология, как мы ее сегодня понимаем, не может быть оценена с помощью научного метода»179.

Рискуя напугать вас, скажу, что существует бесконечное число инфлатонных потенциалов – для дальнейших исследований. И конечно же, никто не запрещает брать сразу несколько полей или вообще какие-то иные поля. Безграничные возможности для творчества!

[104] Если вы справитесь о значении космологической постоянной (Λ), то увидите, что сейчас оно оценивается примерно в 10–52/м2. Но специалисты по физике элементарных частиц под масштабом космологической постоянной имеют в виду другое. Они берут связанную с космологической постоянной плотность энергии, равную c4Λ/G (где G – гравитационная постоянная, с – скорость света), делят ее на ℏ и с и извлекают из получившегося выражения корень четвертой степени, что дает примерно 104/м, или, если вычислить обратную величину, масштаб расстояний около 1/10 мм. В терминах масштаба расстояний расхождение с планковской длиной – примерно 30 порядков (см. рис. 14). В терминах плотности энергии – это различие надо возвести в четвертую степень – получается расхождение на 120 порядков (его приводят чаще, но оно несколько сбивает с толку).

[105] Самые важные – гауссовость и кросс-корреляция TE.