Пол Хэлперн - Коллайдер

В струнной теории различные поля и частицы - это всего лишь разные режимы, или моды, энергетических колебаний. Чтобы настроить гитару, подтягивают ее струны. Так же и колебания в теории струн меняются с изменением натяжения. Они создают определенный гармонический рисунок вроде того, что мы слышим в музыкальных произведениях. Разные состояния струны обеспечивают различные массы, спины и другие свойства всевозможных кирпичиков природы.

Первоначально теория струн зародилась как модель только сильного взаимодействия. В этой своей версии она относилась только к переносчикам сил, то есть к бозонам. Бозонную теорию струн нечего было даже и думать применять к материи. Последняя, как мы знаем, построена из фермионов. Поэтому теоретикам пришлось поломать голову, чтобы распространить теорию струн помимо переносчиков взаимодействий и на частицы материи. А для этого в струны как-то нужно было включить фермионы.

Чтобы наряду с бозонными струнами описать фермионные, физик Пьер Рамон из Университета Флориды в 1971 г. предложил концепцию суперсимметрии. Идея Рамона о преобразовании, связывающем силы и материю, молниеносно распространилась в физическом сообществе и увлекла теоретиков всех мастей, даже тех, кто относился к струнам скептически. Симметрия, объединявшая бозоны с фермионами, словно знаменовала собой конец неравенству в мире частиц.

Более того, в отличие от традиционных квантовых теорий поля вроде Стандартной модели, суперсимметрия, кажется, готова была взять под свое крыло и гравитацию. Никогда еще за свою историю квантовая физика не стояла так близко к тому, чтобы включить гравитацию в единую теорию поля. Нежданно-негаданно неисполненная мечта Эйнштейна об окончательной теории получила новую жизнь, будто раритетному автомобилю поставили новенький рычащий мотор.

На волне всеобщей эйфории, вызванной суперсимметрией (коротко - просто SUSY [11]), вдохновленные теоретики оказались на некотором перепутье. Во-первых, можно было вплотную заняться суперструнами - суперсимметричной теорией струн - и исследовать их фундаментальные свойства, надеясь, что они совпадут с наблюдаемым поведением элементарных частиц. В 1984 г. Грин и Шварц получили важный результат об отсутствии в теории суперструн «аномалий», то есть математических неувязок. Ликованию не было предела. Суперструны, казалось, вырвались вперед на гоночном треке.

Непростой задачей для выбравших более отвлеченный путь явилось найти общий язык с экспериментаторами. Вычисления в теории струн зачастую требуют известной сноровки и зависят от многих свободных параметров. В зависимости от их значений меняются предсказания. Кроме того, у струнной теории было несколько разных версий (в середине 90-х Эд Виттен и другие доказали их эквивалентность). Такое многообразие параметров и теорий приводило ученых в недоумение: что же тогда проверять на опыте? Да о чем речь - объекты настолько крохотные (атомное ядро - галактика по сравнению с ними), что нам вряд ли суждено их вскоре «увидеть».

К тому же от математических парадоксов в теории суперструн можно избавиться, если только поселить струну в пространстве десяти, а то и больше измерений. Чтобы увязать это с тем фактом, что люди видят только три пространственных и одно временное измерение, теоретики вспомнили об идее шведского физика Оскара Кляйна, предложенной им в 20-х гг. XX в. Они заставили шесть лишних измерений скрутиться в шарик, такой маленький, что мы его не замечаем. На бумаге это получалось отлично, но экспериментаторов оставляло ни с чем. Ссылаясь на невозможность экспериментальной проверки, критики теории струн - среди знаменитостей это Глэшоу и Ричард Фейнман - заговорили о ее зыбкости.

Сотрудники лабораторий несколько оживились, когда на свет появился более близкий к жизни вариант суперсимметрии - Минимальная суперсимметричная стандартная модель (МССМ). Ее в 1981 г. выдвинули Савас Димопулос из Стэнфордского университета и Говард Джорджи. Они расширили Стандартную модель за счет дополнительных полей, представив ее в виде, удобном для включения в будущую объединенную теорию. Среди этих полей есть и суперсимметричные двойники, которые можно надеяться обнаружить в эксперименте.

В окончательной теории, естественно, должна присутствовать гравитация. Но по сравнению с другими силами она очень слабая. Если прослеживать в прошлое историю Вселенной до той эпохи, когда гравитация могла выступать на равных со своими напарниками, то придется уйти до планковского момента времени, отстоящего от Большого взрыва на 10 -43секунды. Тогда безумно горячая Вселенная была настолько мелкой, что квантовомеханические принципы, описывающие самые маленькие природные системы, были справедливы и для гравитации. Одно мимолетное мгновение квантовый мир и общая теория относительности прожили в неравном браке, имя которому квантовая гравитация.