Текст книги "Всё ещё неизвестная Вселенная"

Если Стандартная модель является эффективной теорией поля, то ее уравнения должны быть дополнены членами, размерность которых содержит массу в степени выше четвертой, то есть фактически теми членами, существование которых допускается принципами симметрии и которые должны быть нивелированы отрицательными степенями некоторой огромной новой массы.

В последние годы мы нашли доказательство существования нового массового масштаба массы в окрестности 10¹⁹ МэВ. При взаимодействиях, описываемых калибровочными полями в рамках Стандартной модели, барионное и лептонное числа сохраняются автоматически, однако нет причин предполагать, что эти законы сохранения[31]31
  Барионы – это протоны, нейтроны и соответствующие частицы сильного взаимодействия. Лептоны – это электроны, нейтрино и соответствующие частицы слабого взаимодействия. Сохранение барионных и лептонных чисел означает, что полное число барионов минус число их античастиц никогда не изменяется, и то же самое относится к лептонам.


[Закрыть] абсолютны. Фактически измерение массы нейтрино показало, что Стандартная модель должна быть дополнена не поддающимся перенормировке взаимодействиями, в которых лептонное число не сохраняется вследствие наличия множителя, порядок которого приближенно такой же, как у отношения единицы к 10^–19 МэВ. Я рассчитываю, что когда-нибудь в будущем столетии мы найдем аналогичные процессы, в которых не сохраняется барионное число, и распад протона станет главным вопросом для ученых, занимающихся физикой частиц.

Конечно, задолго до измерения массы нейтрино мы уже знали о том, что за пределами Стандартной модели существует нечто, формирующее новую физику при энергиях немногим больше 10¹⁹ МэВ, и знали о существовании гравитации, которая становится сильным взаимодействием при таких уровнях энергии. Не стоит забывать о том факте, что три независимых параметра, которые определяют силу взаимодействий в Стандартной модели и слабо зависят от энергии, по всей видимости, принимают одно и то же значение при энергии где-то между 10¹⁸ МэВ и 10¹⁹ МэВ.

Предложено огромное множество хороших идей о том, как выйти за рамки Стандартной модели, среди которых и суперсимметрия, и то, что теперь называют теорией струн, однако пока нет экспериментальных данных, подтверждающих эти идеи. Даже если щедрость правительств на финансирование физики частиц превзойдет наши самые дерзкие мечты, мы все равно никогда не построим ускоритель, в котором можно получить энергии порядка 10¹⁸–10¹⁹ МэВ. Когда-нибудь мы сможем обнаружить и зарегистрировать высокочастотные гравитационные волны, излученные в ранней Вселенной, которые расскажут нам о физических процессах при очень высоких энергиях. Ну а пока мы будем надеяться, что БАК и те ускорители, которые появятся после него, дадут нам столь необходимые ключи для расширения пределов успешных теорий последних 100 лет.

Насколько это важно? Действительно ли нам так необходимо узнать, почему существует три поколения кварков и лептонов, признает ли природа суперсимметрию или что такое темная материя? Я думаю, да, важно, поскольку поиск ответов на подобные вопросы – это следующий шаг в программе решении вопроса: как все закономерности в природе (все, что не является исторической случайностью) вытекают из малого числа простых законов.

Впервые реализация этой программы показалась возможной благодаря появлению квантовой механики после открытия Резерфордом атомного ядра. До той поры химия считалась отдельной наукой, построенной на собственных принципах, независимых от принципов физики – настолько независимых, что на рубеже XX в. ученые могли говорить о завершенности физики даже несмотря на отсутствие каких-либо работ по выводу химических законов из законов физики. Ученые-физики не переживали по этому поводу, поскольку, как им казалось, объяснение химических законов – это не их работа. Однако в 1929 г., когда была создана квантовая механика, Дирак заявил, что «фундаментальные физические законы, необходимые для математической теории большей части физики и всей химии, теперь полностью известны»[32]32
  Dirac P. Quantum mechanics of many-electron systems // Proceedings of the Royal Society of London. Series A. 1929. Vol. 123. Issue 792. http://doi.org/10.1098/rspa.1929.0094.


[Закрыть].

Программа редукциониста – свести все научные принципы к нескольким простым законам физики – важна не только для науки и даже не только для физики. Ее особая значимость в том, что эта задача будет продолжать мотивировать работу физиков в будущем столетии.

4
Преподаватели и ученые в земле Техаса

Я никогда особо не задумывался о своих похоронах. Приличная урна – это все, чего бы я хотел для своего праха, но, может быть, хватило бы и пустой банки из-под кофе. И тем не менее мне было очень приятно, когда кладбище штата Техас в Остине предложило участок мне и моей жене. Кладбище штата – это симпатичный островок зелени, расположенный в восточной части Остина по соседству с кварталом прекрасных мексиканских ресторанов. После многих лет, проведенных в Нью-Йорке, Калифорнии и Массачусетсе, мы с женой бросили якорь в Техасе, и было очень приятно узнать, что мы останемся здесь желанными навсегда.

Так чувство признательности заставило меня ответить согласием на предложение Издательства Техасского университета поучаствовать в написании книги о кладбище штата, которую планировалось издать в 2011 г. Издательство попросило меня написать предисловие к главе, посвященной преподавателям и ученым, похороненным здесь. Мне пришлось покопаться в истории Техаса, которая, я надеюсь, может увлечь читателей, не испытывающих особого интереса к кладбищам.

Когда первые поселенцы пришли на территорию современного Техаса, они столкнулись с проблемами, связанными с подготовкой земель для ведения сельского хозяйства, войной с индейцами и преодолением ужасных конфликтов и противоречий, обусловленных Войной за независимость Техаса и Гражданской войной. В целом и без заботы о высшем образовании проблем хватало, однако с самого начала некоторые техасцы мечтали о построении цивилизованного общества, благословленного колледжами и университетами. Первые колледжи, основанные в период существования Техасской республики, были маленькими церковными школами: в 1840 г. был основан колледж Саут Вестерн, а в 1845 г. – Бейлор и Мэри Хардин-Бейлор. Университет Тринити (названный по имени реки) был основан после Гражданской войны в 1869 г.

Частное финансирование ни одного из названных колледжей не может сравниться с обеспечением таких школ, как Гарвард и Йель на Восточном побережье. Только сам штат располагает необходимыми ресурсами для создания крупного университета. Республике требовался университет «первого класса», поэтому власти выделили несколько квадратных километров земли, но так и не нашли время, чтобы основать университет. Эрудит Гидеон Линсекум, первый техасец, получивший международное признание в науке, был самоучкой и никогда не занимал должности в университете.

Наконец, в период с 1876 по 1881 г. штат приступил к созданию университетов: появились Техасский университет A&M в Колледж-Стейшн, Университет Прейри Вью A&M, Техасский университет в Остине и Университет Техас Медикал Бранч в Галвестоне. Пожалуй, самый неоценимый вклад в реализацию этой программы внес Ашбель Смит, основатель Университета Прейри Вью, регент и первый президент Техасского университета и инициатор создания Медикал Бранч.

С тех пор университеты и колледжи Техаса постепенно наращивали силу и авторитет. Три университета, а именно Техасский университет в Остине, Техасский университет A&M в Колледж-Стейшн и Университет Райса, теперь являются всемирно признанными исследовательскими центрами; медицинский факультет Техасского университета и Медицинский колледж Бейлор числятся среди лучших в мире; свои островки мастерства есть и в других многочисленных школах Техаса.

Такой рост высшего образования испытывал влияние общественной жизни в Техасе и сам оказывал влияние на нее. Пейдж Китон, долгое время служивший деканом юридического факультета Техасского университета, преданно защищал академическую свободу в 1950-х и 1960-х гг. и твердо следовал букве и духу решения Верховного суда, открывшего двери юридической школы для чернокожих студентов. После продолжительной государственной службы Барбара Джордан пришла в Школу общественных связей им. Линдона Джонсона Техасского университета, чтобы поделиться своими опытом и мудростью.

Несмотря на развитие высшего образования в Техасе, покойные студенты и ученые занимают лишь малую часть земли (или, корректнее будет сказать, подземелья) кладбища штата Техас. Отчасти это связано с тем, что многие годы право захоронения на кладбище штата предоставлялось только ветеранам Гражданской войны, выборным государственным чиновникам, членам государственных комиссий и их супругам. Чтобы открыть кладбище для Фрэнка Доби или Пейдж Китон, потребовались распоряжение губернатора и соответствующий законодательный акт. В 1997 г. в законодательном органе штата был создан Комитет кладбища штата Техас, который получил право выдавать разрешения на захоронения техасцев, внесших заметный вклад в жизнь штата в любой области деятельности. На могилах преподавателей, вероятно, не будут ставить такие же монументальные плиты, какие стоят в честь Стивена Остина или Альберта Сидни Джонстона, но все же количество могил преподавателей будет расти, что станет свидетельством процветания науки и образования в Техасе.

5
Возвышение стандартных моделей

Журнал The New York Review of Books был основан в 1963 г. во время забастовки полиграфистов, из-за которой остановился выпуск ряда газет, в том числе The New York Times. Под руководством Роберта Сильверса и Барбары Эпштейн (умерла в 2006 г.) New York Review стал «ведущим литературно-интеллектуальным журналом на английском языке», по мнению одного из изданий. В 1995 г. я отправил в Review свою первую статью и с тех пор с огромным удовольствием пишу для этого журнала. Он дает своим авторам возможность высказывать мнения, выходящие за рамки простого суждения о рецензируемой книге, иногда даже можно и без рецензии обойтись. Кроме того, я обнаружил, что мои тексты совершенно точно становятся лучше благодаря работе с Сильверсом, хотя мой опыт работы с редакторами других периодических изданий не всегда столь позитивен. Поэтому я был очень рад, когда в 2013 г. меня пригласили присоединиться к 24 другим авторам, чтобы написать материал для юбилейного выпуска Review. Эта статья была опубликована в 50-м, юбилейном номере в ноябре 2013 г.

За последние 50 лет в двух крупных областях физики произошел исторический сдвиг. Помнится, в начале 1960-х гг. и космология, и физика элементарных частиц представляли собой какофонию конкурирующих гипотез. Сегодня же в каждой из этих областей имеется своя общепринятая теория, про которую говорят, что это – «стандартная модель».

Благодаря космологии и физике элементарных частиц мы получаем достоверные знания о явлениях, обнаруживаемых на разных расстояниях – от огромных до кратчайших. Ученые-космологи вглядываются в космический горизонт – на предельное расстояние, которое свет мог пройти с того момента, как Вселенная стала прозрачной для него, то есть за 13,8 млрд лет, а физики, занимающиеся элементарными частицами, изучают процессы на расстояниях много меньше размера атомного ядра. И наши стандартные модели действительно работают: они позволяют с высокой точностью выполнять количественные расчеты, результаты которых согласуются с наблюдениями.

До некоторого момента историю космологии и физики частиц можно рассказывать независимо друг от друга. Однако к концу статьи эти истории сойдутся, так же как они сходятся в нашей научной работе.

Научная космология началась в 1920-х гг. Именно тогда ученые выяснили, что маленькие облака, которые не меняют своего видимого положения среди звезд, на самом деле далекие галактики вроде нашего Млечного Пути, и в каждой из них – многие миллиарды звезд. Затем обнаружилось, что все эти галактики удаляются от нас и друг от друга. Несколько десятилетий все космологические исследования были почти полностью сосредоточены на попытках определить скорость расширения Вселенной и измерить возможное изменение этой скорости.

Как ни странно, очень мало внимания было уделено очевидному выводу: если галактики удаляются друг от друга, значит, в какой-то момент времени в прошлом они все были «спрессованы» вместе. По измеренной скорости расширения можно определить, что этот момент времени удален от нас на несколько миллиардов лет. Расчеты, выполненные в конце 1940-х гг., показали, что ранняя Вселенная должна была быть очень горячей, иначе весь водород в ней (самый распространенный элемент) образовал бы более тяжелые химические элементы. Горячая материя должна излучать свет, который сохранился бы до настоящего времени в виде слабого статичного микроволнового фона (реликтового излучения), охлажденного в результате расширения Вселенной до современного уровня температуры, составляющего несколько градусов выше абсолютного нуля[33]33
  Говорят, что излучение имеет определенную температуру, если плотность его энергии распределена по длинам волн так же, как энергия равновесного излучения в комнате, стены которой имеют эту температуру. Для нас такое излучение в основном видимо при температуре в несколько тысяч градусов, инфракрасное излучение имеет температуру, с которой мы имеем дело в повседневной жизни, а температура микроволнового излучения всего лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля.


[Закрыть].

Никаких попыток найти это остаточное космическое микроволновое фоновое излучение не предпринималось, и об этом предсказании практически забыли. Некоторое время теоретики даже допускали, что Вселенная находится в стационарном состоянии и всегда выглядит примерно одинаково, а пустоту между разбегающимися галактиками заполняет непрерывно образующаяся новая материя.

Современная эпоха научной космологии началась 48 лет назад, когда случайно было открыто реликтовое излучение. На этом стационарная космология закончилась – ранняя Вселенная действительно существовала. С тех пор реликтовое излучение интенсивно исследовалось с помощью как околоземных спутников, так и наземных радиотелескопов. Теперь мы знаем, что современное значение температуры реликтового излучения составляет 2,725° выше абсолютного нуля. Если эти данные использовать для расчетов образования атомных ядер в первые три минуты после Большого взрыва, тогда их результаты предскажут наблюдаемую распространенность легких элементов (изотопов водорода, гелия и лития) с некоторыми оговорками относительно лития. Более тяжелые химические элементы, как известно, образуются внутри звезд.

Куда важнее, чем точное измерение температуры, открытие 1992 г., что температура реликтового излучения для разных участков неба разная. В ее распределении были обнаружены флуктуации масштаба одной стотысячной доли. Это явление не стало сюрпризом. Такая мелкая зыбь в распределении температуры должна наблюдаться из-за малых сгустков материи в ранней Вселенной, которые впоследствии стали центрами гравитационной конденсации материи в галактики.

Эти сгустки и флуктуации обусловлены хаотическими волнами, похожими на звуковые в материи ранней Вселенной. Пока температура Вселенной превышала 3000 K, электроны в разогретой материи находились в свободном состоянии и непрерывно рассеивали излучение, поэтому сжатие и разрежение в звуковых волнах создавало соответствующие изменения в интенсивности излучения. Мы не можем заглянуть непосредственно в тот период времени, поскольку взаимодействие излучения со свободными электронами сделало Вселенную непрозрачной, но, когда Вселенная остыла до 3000 K, электроны оказались заперты в атомах водорода и Вселенная стала прозрачной. Излучение того времени сохранилось, остыло за счет расширения Вселенной и все еще несет в себе отпечаток волн, которые наполняли Вселенную до того, как она стала прозрачной.

Описанные физические процессы неизбежно стали предметом экспериментальных и теоретических исследований, которые показали, что Вселенная внезапно стала прозрачной примерно через 380 000 лет после возникновения атомного ядра. На основе данных о флуктуациях реликтового излучения мы можем рассчитать распространенность различных типов элементарных частиц во Вселенной до того, как она стала прозрачной.

Результаты озадачили ученых. Оказалось, что известных нам типов частиц недостаточно, чтобы учесть массу горячей материи, в которой должны были распространяться волны. Не меньше 5/6 массы Вселенной должно принадлежать некоторому типу темной материи, которая не излучает и не поглощает свет. Существование столь большого количества темной материи в современной Вселенной уже было обосновано тем фактом, что скопления галактик удерживаются вместе за счет гравитации вопреки высоким случайным скоростям движения галактик внутри этих скоплений. Так была сформулирована большая загадка: что такое темная материя? Теорий множество; предпринимаются попытки зафиксировать частицы темной материи или следы их аннигиляции в наземных детекторах, создать темную материю в ускорителях. Но до сих пор темная материя не найдена, и никто не знает, что это такое[34]34
  Все еще верно и в 2019 г.


[Закрыть].

Астрономы продолжали работать в рамках старой программы по регистрации скорости разбегания галактик от нас и друг от друга. Их работа привела к великому открытию. Изначально предполагалось, что расширение Вселенной должно замедляться из-за гравитационного притяжения галактик, почти как движение брошенного вверх камня замедляется под воздействием силы притяжения Земли. Главный вопрос всегда состоял в том, прекратится ли расширение Вселенной и начнется ли обратный процесс, как в случае с камнем движение вверх сменяется падением обратно на землю, или замедление продлится вечно, как движение камня, скорость которого превышает вторую космическую[35]35
  Вторая космическая скорость – наименьшая скорость, которую необходимо придать объекту, чтобы вывести его за пределы замкнутой орбиты вокруг небесного тела, например Земли. – Прим. пер.


[Закрыть]. В 1998 г., используя данные о видимом блеске сверхновых звезд для измерения расстояния до дальних галактик, две группы астрономов обнаружили, что расширение Вселенной вовсе не замедляется, а, наоборот, ускоряется. В рамках ОТО это явление можно объяснить, только допустив существование энергии, не связанной с массой частиц любого типа, темных или нет, но представляющей собой «темную энергию», присущую пространству как таковому, которая создает нечто вроде антигравитационного воздействия, заставляющего галактики разбегаться.

По результатам этих измерений, а также на основе исследований влияния расширения Вселенной на фоновое космическое излучение было обнаружено, что темная энергия в настоящее время составляет около 3/4 полной энергии Вселенной. Кроме того, мы узнали, что Вселенная расширяется 13,8 млрд лет – с того самого момента, как она стала прозрачной. Таким образом, мы теперь располагаем стандартной космологической моделью: наша расширяющаяся Вселенная по большей части состоит из темной материи и темной энергии. Во всей этой темноте есть маленькое загрязнение в виде нескольких процентов обычной материи, из которой состоят звезды, планеты и мы с вами.

История развития физики элементарных частиц шла совсем по иному сценарию, не схожему с историей космологии. Вместо того чтобы страдать от недостатка данных, мы были завалены данными, которые не могли понять. Прогресс в этой области был достигнут в основном благодаря теоретическим успехам, а эксперимент выступал арбитром для конкурирующих теорий.

К концу 1940-х гг. у нас уже была хорошая теория для одного типа взаимодействий, в котором участвуют элементарные частицы, например электроны, а именно электромагнитного взаимодействия. Эта теория – квантовая электродинамика – частный случай целого класса теорий, известных как квантово-полевые теории. Величины, входящие в фундаментальные уравнения, описывают поля, которые заполняют пространство, как вода заполняет ванну. Элементарные частицы вторичны: это «кванты» полей, сгустки энергии и импульса поля, примерно как водовороты на море. Фотоны – безмассовые частицы света – это кванты электромагнитного поля, а электроны – кванты электронного поля.

Вычисления в квантовой электродинамике можно проводить с очень большой точностью, поскольку силы взаимодействия довольно малы. Вероятность всякого процесса в квантовой теории поля дается суммой, каждое слагаемое которой соответствует одной возможной последовательности промежуточных шагов, определяющей протекание процесса. Например, при столкновении двух электронов один из них может испустить фотон, который будет поглощен другим электроном, или один электрон может испустить два фотона, которые будут поглощены другим электроном в том же или обратном порядке, или один электрон может испустить два фотона, один из которых будет поглощен испустившим его электроном, а второй – другим электроном, и т. д.

Количество таких сценариев всегда бесконечно, что в общем случае делает невозможным выполнение точных расчетов, однако, если силы взаимодействия малы, наиболее вероятны простейшие сценарии. Пренебрегая всеми слагаемыми, за исключением самых больших, в квантовой электродинамике можно получать результаты, великолепно согласующиеся с экспериментом. 50 лет назад некоторые из нас мечтали о том, чтобы найти более полную квантовую теорию поля, которая смогла бы описать все частицы и силы природы так же успешно, как квантовая электродинамика описывает фотоны и электроны. В итоге почти все так и вышло.

Но на это потребовалось время. Существует еще одна сила, которая даже слабее силы электромагнитного взаимодействия. Она называется слабым ядерным взаимодействием, и именно она отвечает за то, что иногда нейтрон в атомном ядре превращается в протон или наоборот. К 1950-м гг. результаты исследований радиоактивности позволили сформулировать квантово-полевую теорию слабого взаимодействия, которая хорошо описывала имеющиеся данные. Проблема заключалась в том, что при применении этой теории за пределами диапазона параметров, обычных для задач радиоактивности, а также для расчета характеристик экзотических процессов, которые по техническим причинам невозможно исследовать экспериментально, получались очевидно бессмысленные результаты, содержащие бесконечные значения величин. Аналогичные бесконечности встречались на начальных этапах развития квантовой электродинамики, но позже ученые-теоретики поняли, что все эти бесконечности могут быть устранены[36]36
  То есть некоторые вклады в поток или энергию положительны и бесконечны, а другие – отрицательны и бесконечны, но общая их сумма оказывается конечной.


[Закрыть], если озадачиться определением массы и электрического заряда электрона (соответствующая процедура получила название перенормировки). Однако для слабого взаимодействия подобное исключение бесконечностей казалось невозможным.

Найденным в конце 1960-х гг. решением стала новая квантово-полевая теория слабого взаимодействия. Эта теория была построена не просто по лекалам квантовой электродинамики, она включила в себя квантовую электродинамику как частный случай. Аналогично тому, как электромагнитное взаимодействие осуществляется за счет обмена фотонами, слабое взаимодействие в рамках этой «электрослабой» теории осуществляется за счет обмена соответствующими частицами, получившими название W⁺-, W^–– и Z⁰-бозонов.

С теориями такого типа имеется очевидная проблема. Фотоны не имеют массы, тогда как W⁺-, W^–– и Z⁰-бозоны должны быть очень тяжелыми, иначе их обнаружили бы на несколько десятков лет раньше: ведь чем тяжелее частицы, тем больше энергии необходимо для их получения в ускорителе и тем дороже становится сам ускоритель. Решение связано с идеей так называемого спонтанного нарушения симметрии, успешно применявшейся в других областях физики частиц с 1960 г. Уравнения теории могут обладать определенными упрощениями, которые отсутствуют в решениях, описывающих результаты наблюдений[37]37
  Я говорил о нарушении симметрии в более ранней статье, текст которой приведен в главе 11 этой книги.


[Закрыть]: например, можно упростить соотношения, описывающие взаимодействие между фотоном, W⁺-, W^–– и Z⁰-бозонами. В теории электрослабого взаимодействия симметрия между слабой и электромагнитной силами нарушается и W⁺-, W^–– и Z⁰-бозоны, как и электрон, получают массы от четырех предполагаемых «скалярных» полей, пронизывающих Вселенную[38]38
  Скалярное поле – это поле, которое не характеризуется никаким направлением в пространстве, в отличие от электрического и магнитного полей, которые характеризуются некоторым направлением.


[Закрыть]. Новая, недавно открытая частица, существование которой было предсказано теорией, представляет собой квант одного из этих скалярных полей[39]39
  См. главу 13 этой книги.


[Закрыть].

Поскольку уравнения теории электрослабого взаимодействия аналогичны уравнениям квантовой электродинамики, соответственно, все бесконечности в теории вроде бы должны исчезнуть. Доказательство было получено в 1971 г. Явления, связанные с обменом Z⁰-частицами, были зарегистрированы в 1973 г., и, как оказалось, наблюдения согласуются с предсказаниями теории электрослабого взаимодействия. Сами W⁺-, W^–– и Z⁰-бозоны были открыты на 10 лет позже, и все их свойства соответствовали теоретическим оценкам.

Чуть больше времени потребовалось, чтобы понять природу еще одной силы, которая удерживает вместе протоны и нейтроны в атомном ядре. Речь идет о сильном ядерном взаимодействии. 50 лет назад мы располагали огромным массивом данных об этой силе и могли вообразить любое количество квантово-полевых теорий, потенциально пригодных для описания этого типа взаимодействия, однако у нас не было способа воспользоваться данными, чтобы выбрать правильную теорию. Поскольку сила взаимодействия велика, во всех этих теориях каждая возможная последовательность промежуточных шагов вносила существенный вклад во все наши расчеты. Учесть все эти вклады даже приблизительно, как мы делали в рамках теории электрослабого взаимодействия, было невозможно.

Ситуация усложнялась тем, что со временем обнаруживалось все больше и больше типов частиц, участвующих в сильном взаимодействии. Казалось невероятным, что все эти сотни типов частиц могут быть квантами различных полей, сгустками энергии поля, по одному полю на каждый тип частиц. Всем этим частицам можно было бы придать какой-то смысл, если предположить, что они состоят из по-настоящему элементарных частиц – кварков, относящихся к нескольким типам. Было сделано предположение, что каждый протон и нейтрон в атомном ядре состоит из трех кварков. Но если это так, почему экспериментаторы не смогли обнаружить эти кварки? Я помню охвативший всех пессимизм относительно того, можно ли вообще сильное взаимодействие описать хоть какой-то квантово-полевой теорией.

Позже, в начале 1970-х гг., нужная теория была найдена. Как и успешная теория электрослабого взаимодействия, новая теория имела нечто общее с квантовой электродинамикой, только теперь место электрического заряда заняла новая величина, условно названная цветом. В рамках этой теории, получившей название квантовой хромодинамики, сильное взаимодействие между кварками осуществляется за счет обмена протоноподобными частицами восьми типов, названных глюонами. Квантовая хромодинамика объясняет экспериментальные результаты, согласно которым сильное взаимодействие между кварками ослабевает, когда кварки рассматриваются на конечных расстояниях, как и в случае, когда они сталкиваются с электронами при высоких энергиях. Это ослабление силы взаимодействия позволяет проводить различные приближенные расчеты, как в теории электрослабого взаимодействия, и результаты расчета согласуются с экспериментами, что подтверждает правильность теории.

Глюоны никогда не наблюдались в эксперименте. Сначала предполагалось, что причиной этому является слишком высокая масса частиц, поэтому их не удается получить в существующих ускорителях. Глюоны приобретают огромную массу в результате нарушения симметрии, аналогично тому как W⁺-, W^–– и Z⁰-бозоны приобретают массу в теории электрослабого взаимодействия. И даже в этом случае все еще остается загадкой, почему кварки ни разу не наблюдались в экспериментах. Трудно было поверить, что кварки слишком тяжелые; навряд ли они могут быть намного тяжелее, чем содержащие их протоны и нейтроны.

Позже несколько ученых-теоретиков предположили, что, поскольку сильное взаимодействие ослабевает на малых расстояниях, возможно, оно становится очень интенсивным на больших расстояниях, настолько интенсивным, что оказывается невозможным разъединить цветные частицы вроде кварков и глюонов. Никто не доказал математически справедливость этого предположения, но многие физики считают его верным.

Итак, теперь мы имеем Стандартную модель элементарных частиц. Ее компоненты – это квантовые поля и различные элементарные частицы, представляющие собой кванты этих полей: фотоны, W⁺-, W^–– и Z⁰-частицы, восемь глюонов, шесть типов кварков, электрон и два типа подобных ему частиц, а также три типа почти безмассовых частиц, называемых нейтрино. Уравнения этой теории не случайны; они тесно связаны с различными принципами симметрии и с условиями исключения бесконечностей.

При этом Стандартная модель, очевидно, не является окончательной теорией. В ее уравнения входит множество параметров, например массы кварков, которые нужно получать экспериментально, и мы не понимаем, почему они имеют именно такие значения. Более того, Стандартная модель не описывает самую привычную и давно известную силу – силу гравитации. Обычно мы описываем гравитацию с помощью теории поля – общей теории относительности, однако это не квантово-полевая теория с исключенными бесконечностями по типу Стандартной модели.

Начиная с 1980-х гг. огромное количество сложных математических работ было посвящено развитию квантовой теории, фундаментальными компонентами которой были бы не частицы или поля, а тонкие струны. Различные моды колебаний этих струн мы видим как различные типы элементарных частиц. Одна из таких мод соответствует гравитону, кванту гравитационного поля. Если теория струн окажется верна, это не означает, что теории поля, такие как Стандартная модель или ОТО, станут неверными; просто их значение понизится до эффективных теорий, приближений, справедливых на масштабах расстояний и энергий, доступных для наблюдения.

Теория струн довольно привлекательна, поскольку включает в себя гравитацию, не содержит бесконечностей, а ее структура тесно связана с условиями математической согласованности, то есть теория струн всего одна. К сожалению, несмотря на то что мы до сих пор не знаем точный вид уравнений, лежащих в основе теории струн, есть причины полагать, что, какими бы эти уравнения не были, они имеют огромное количество решений. Я был поклонником теории струн, однако меня огорчает то, что пока никому не удалось найти решение, соответствующее наблюдаемому нами миру.

Проблемы физики элементарных частиц и космологии все чаще пересекаются. Существует классическая загадка космологии: почему Вселенная настолько однородна? За 13,8 млрд лет с того момента, как Вселенная стала прозрачной для электромагнитного излучения, никакому физическому взаимодействию не хватило бы времени, чтобы связать те части Вселенной, которые мы видим в различных по отношению к себе направлениях, и чтобы наблюдаемое распределение плотности и температуры во Вселенной вследствие этого всюду стало бы однородным. В начале 1980-х гг. выяснилось, что различные квантово-полевые теории предсказывают предшествующий моменту формирования атомных ядер период инфляции, когда Вселенная расширялась экспоненциально. Высокооднородные малые области во время инфляции должны были расшириться до размеров, превышающих современные размеры наблюдаемой Вселенной, оставаясь при этом приблизительно однородными. Конечно, это всего лишь гипотеза, однако она оказалась чрезвычайно успешной. Расчеты показывают, что квантовые флуктуации в процессе инфляции должны были запустить через несколько тысяч лет что-то вроде хаотических волн, отзвуки которых мы сегодня наблюдаем в виде фонового реликтового излучения.