Сабина Хоссенфельдер - Уродливая Вселенная [Как поиски красоты заводят физиков в тупик]

Калибровочные симметрии и симметрии специальной теории относительности определяют бо́льшую часть структуры Стандартной модели, но у последней есть некоторые особенности, которые мы не сумели (пока?) объяснить симметриями. Например, одна из таких особенностей состоит в том, что фермионы бывают трех поколений, представляющих из себя наборы похожих частиц со все возрастающими массами (фермионы первого поколения – самые легкие, третьего – самые тяжелые, второго – посередине). Другая необъясненная особенность: фермионы каждого типа бывают двух разновидностей – их называют левыми и правыми, – представляющих собой зеркальные отражения друг друга. Кроме нейтрино, правой разновидности которых никто никогда не видел. Мы подробнее обсудим, что еще не так со Стандартной моделью, в четвертой главе.

Разработка Стандартной модели началась в 1960-х годах и по большей части была завершена к концу 1970-х. Помимо фермионов и калибровочных бозонов в Стандартной модели есть еще только одна частица – бозон Хиггса, придающий массу остальным элементарным частицам [39] Строго говоря, массы элементарным частицам придает не бозон Хиггса, а ненулевое среднее значение поля Хиггса. Массы составных частиц вроде нейтронов и протонов – это по большей части энергия связи, а не следствие хиггсовского механизма. . Стандартная модель работает и без хиггсовского бозона, просто она тогда не описывает реальность, ибо все частицы оказываются безмассовыми. Поэтому-то Шелдон Глэшоу однажды очаровательнейшим образом назвал бозон Хиггса «отхожим местом» Стандартной модели, придуманным с определенной целью, а не для красоты 53.

Хиггсовский бозон, независимо предложенный несколькими исследователями в начале 1960-х, был последней открытой (в 2012 году) фундаментальной частицей, но не последней предсказанной. Последними предсказанными (в 1973-м) частицами были истинный и прелестный кварки, чье существование было экспериментально подтверждено в 1995 и 1977 годах соответственно. В конце 1990-х добавились массы нейтрино – существование самой частицы было доказано в 1950-х – после экспериментов, подтвердивших, что нейтрино имеют ненулевую массу. Однако с 1973 года не было больше ни одного успешного нового предсказания, которое бы пришло на смену Стандартной модели.

Стандартная модель – это пока наш лучший ответ на вопрос «Из чего мы сделаны?». Но она не объясняет гравитацию. Все потому, что специалистам по физике элементарных частиц не нужно учитывать гравитацию, делая предсказания для экспериментов на ускорителях: массы отдельных элементарных частиц ничтожны, поэтому незначительно и их гравитационное притяжение. Гравитация – преобладающая сила на больших расстояниях, а на коротких, исследуемых при столкновениях частиц, она пренебрежимо, почти неизмеримо, мала. Однако, в то время, как все остальные силы могут уравновесить друг друга (и уравновешивают), с гравитацией такое не проходит. Хотя для больших объектов все другие силы взаимно компенсируются и становятся незаметными, силы гравитации суммируются и, напротив, проявляют себя.

Еще гравитация стоит особняком, поскольку в наших действующих теориях это единственная (фундаментальная) сила, не обладающая квантовыми свойствами: она неквантуема, мы называем такие силы «классическими». Мы увидим, какие проблемы это доставляет, в седьмой главе, но сначала позвольте мне рассказать вам, что мы знаем о гравитации и как это знание обрели.

Пока специалисты по физике элементарных частиц строят все бо́льшие коллайдеры, чтобы прощупать все меньшие расстояния, астрономы конструируют все бо́льшие телескопы, чтобы заглянуть все глубже в космос [40] Прекрасный обзор об устройстве и истории развития телескопов см. в книге Фрэнсиса Грэма-Смита «Взгляд в небеса: спектр телескопов» (Graham-Smith F. 2016. Eyes on the sky: a spectrum of telescopes . Oxford, UK: Oxford University Press). . Первые телескопы создавались бок о бок с первыми микроскопами, но затем эти приборы быстро обособились. И теория и эксперимент в этой области также развивались параллельно.

Поскольку от далеких звездных объектов до нас доходит очень мало света, астрономы конструировали телескопы со все большей апертурой, то есть с более крупными зеркалами, чтобы собирать как можно больше света. Однако этот подход вскоре исчерпал себя, ведь с громадными аппаратами стало невозможно управляться. Положение кардинально изменилось в середине XIX века – с появлением фотографических пластинок. Теперь астрономы имели возможность накапливать свет в течение длительного времени. Но, так как Земля вращается, большие выдержки приводили к смазыванию изображения, пока астрономы не снабдили телескопы специальным компенсирующим механизмом, что, в свою очередь, опять-таки требовало знаний о движении Земли. И так, чем больше астрономы узнавали о ночном небе, тем подкованнее становились по части его наблюдения.