Специалисты по физике частиц, изучающие рождение Вселенной, реконструируют первые мгновения истории космоса. История становления нового направления в физике — космологии элементарных частиц — наглядно демонстрирует, какими путями идет развитие современной науки.

Специалисты из области космологии элементарных частиц далеко продвинулись в изучении взаимодействия частиц высокой энергии, игравших главную роль в первые мгновения жизни Вселенной и определивших ее эволюцию на миллиарды лет вперед. Успехи космологии элементарных частиц тем более удивляют, что еще лет 30 назад такого направления вообще не существовало. До 1975 г. физика элементарных частиц и космология считались разными областями науки (особенно в США), и лишь немногие пытались понять, как открытия в одной области могут стимулировать исследования в другой.

В середине 1970-х гг. стало ясно, что изучение эволюции ранней Вселенной дает уникальную возможность исследовать высокоэнергичные явления, которые невозможно воссоздать в лаборатории. Ряд изменений в финансировании и преподавании физики, создание образовательных программ и появление учебников привели к быстрому развитию космологии элементарных частиц.

Мы расскажем о становлении нового направления в современной физике на примере теории поля Бранса-Дикке, предложенного специалистами по гравитации, и поля Хиггса, над которым ломали голову исследователи, занимавшиеся физикой частиц. Представители каждого из направлений по-своему отвечали на вопрос: почему тела имеют массу? Несмотря на то что обе теории не объединили физиков и космологов, их развитие показывает, как сближаются две области исследований.

История двух $\varphi$

Масса представляется таким неотъемлемым свойством материи, что ее происхождение, казалось бы, и не требует объяснений. Но дать ей определение, согласующееся с другими идеями современной физики, — дело непростое. Специалисты по гравитации и космологии рассматривают проблему в рамках принципа Маха, предложенного австрийским физиком и философом Эрнстом Махом (E. Mach), известным критиком Ньютона. Принцип Маха можно сформулировать так:  масса объекта (мера его сопротивления изменению своего движения), обязана его гравитационному взаимодействию со всем остальным веществом Вселенной. Несмотря на то что данный принцип заинтересовал Альберта Эйнштейна и стимулировал его исследования, общая теория относительности в конечном счете обошлась без него.

Чтобы согласовать принцип Маха с теорией гравитации, ученые допустили существование нового скалярного поля, взаимодействующего со всеми типами материи. (Скалярное поле описывается одним значением в каждой точке пространства и времени.) В 1961 г. выпускник Принстонского университета Карл Бранс (Carl Brans) и его руководитель Роберт Дикке (Robert H. Dicke) отметили, что в общей теории относительности Эйнштейна сила гравитации определяется ньютоновской постоянной G. Согласно Эйнштейну, значение G для Земли и для далеких галактик одинаково и не меняется со временем. Бранс и Дикке предположили, что удовлетворить принципу Маха можно в том случае, если постоянная Ньютона меняется в пространстве и времени. Они ввели поле $\varphi$, обратно пропорциональное постоянной Ньютона, и во всех уравнениях гравитации Эйнштейна заменили G на $1/ \varphi$.

Специалисты по физике частиц, изучающие рождение Вселенной, реконструируют первые мгновения в истории космоса

Согласно теории Бранса-Дикке, материя ответственна за кривизну пространства и времени, как в обычной общей теории относительности, а также за изменение локальной силы гравитации (рисунок вверху на вкладке КОНЦЕПЦИИ МАССЫ). Поле $\varphi$ пронизывает все пространство, и его поведение помогает определять, как материя движется в пространстве и времени. Поэтому результат измерения массы объекта зависит от локального значения $\varphi$. Эта теория оказалась настолько привлекательной, что члены «гравитационной» группы Кипа Торна из Калифорнийского технологического института шутили, что они верят в общую теорию относительности Эйнштейна по понедельникам, средам и пятницам, а во вторник, четверг и субботу они становятся приверженцами теории Бранса-Дикке. (По воскресеньям они считали себя агностиками.)

Тем временем специалисты по физике частиц столкнулись с проблемой массы в ином виде. Начиная с 1950-х гг., теоретики обнаружили, что могут описать действие ядерных сил введением специальных групп симметрий в уравнения, описывающие поведение субатомных частиц. Выражения, которые ранее использовались в уравнениях для описания массы частиц, нарушали эти симметрии. Например, возникала проблема с W- и Z-бозонами — частицами, переносящими слабое ядерное взаимодействие, ответственное за радиоактивный распад. Если бы эти переносчики силы были безмассовыми, как того требует условие симметрии, то область действия ядерных сил была бы бесконечной. Например, два протона могли бы влиять ядерными силами друг на друга, находясь на разных концах Галактики. Столь большая область действия ядерных сил совершенно противоречит наблюдаемому поведению частиц, чье ядерное взаимодействие быстро ослабевает на расстояниях, превышающих размер атомного ядра.

Многие физики заинтересовались данной проблемой, пытаясь создать теорию, в которой наряду с симметрией субатомных сил нашлось бы место и для частиц, имеющих массу. В 1961 г. Джефри Голдстоун (Jeffrey Goldstone), работавший тогда в Кембриджском университете, заметил, что решения уравнений не обязаны подчиняться той же симметрии, что и сами уравнения. Он рассмотрел скалярное поле, обозначенное как ф, плотность потенциальной энергии которого $V(\varphi)$ достигает минимума в двух точках: где $\varphi$ имеет значения $-v$ и $+v $ (рис. внизу на вкладке КОНЦЕПЦИИ МАССЫ). Т.к. энергия системы наименьшая в данных точках, поле должно оказаться в одной из них. Потенциальная энергия, заключенная в них, совершенно одинакова, но поскольку поле должно в конце концов принять одно из двух значений (либо $-v$, либо $+v$), решение уравнений самопроизвольно нарушает симметрию.

В 1964 г. Питер Хиггс (Peter W. Higgs) из Эдинбургского университета изучил работу Голдстоуна и обнаружил, что теория с самопроизвольным нарушением симметрии допускает существование массивных частиц. Масса возникает из-за взаимодействия между полем $\varphi$ и всеми типами частиц, включая и частицы-переносчики слабых ядерных сил. Хиггс показал, что уравнения, описывающие эти взаимодействия, подчиняются всем требованиям симметрии. До того как ($\varphi$ достигнет одного из минимумов своей потенциальной энергии, частицы перемещаются более или менее свободно. Когда же $\varphi$ достигает значения $-v$ или $+v $, новое фиксированное поле начинает тормозить все связанное с ним — субатомный эквивалент мухи, увязнувшей в патоке. Иными словами, частицы-переносчики сил (а также частицы обычного вещества, такие как электроны) начинают вести себя так, как если бы они обладали ненулевой массой, которая при этом зависит от локального значения $\varphi$.

Тяни-Толкай и педагогика

Статьи Бранса-Дикке и Хиггса почти одновременно были опубликованы в журнале Physical Review и стали очень популярными. И та, и другая предлагали объяснение происхождения массы, вводя новое скалярное поле, взаимодействующее со всеми типами материи. Однако обе группы исследователей видели различный смысл в своих ср. Для специалистов по гравитации и космологии введение поля Бранса-Дикке ($\varphi_{BD}$) стало альтернативой общей те-ории относительности Эйнштейна. Ученым, занимающимся физикой частиц, поле Хиггса ($\varphi_H$) давало надежду объяснить ядерное взаимодействие между массивными частицами, но до середины 1970-х гг. никто не предполагал, что $\varphi_{BD}$ и $\varphi_H$ могут иметь одинаковый физический смысл.

В те годы, когда Бранс, Дикке, Голдстоун и Хиггс предложили свои теории скалярного поля $\varphi$, деление на специалистов по физике частиц и космологов было в США наиболее заметным. Например, в 1966 г. Комитет по физике Национальной академии наук рекомендовал удвоить финансирование и увеличить количество ученых со степенью Ph.D. в области физики частиц. Тем самым он фактически призвал не расширять исследования в области гравитации, космологии и астрофизики. В то время как в СССР в некоторых  учебниках  тех лет по гравитации содержались сведения о ядерных силах, в США данная тема вообще игнорировалась.

Но все изменилось к концу 1970-х гг. Вспоминая быстрое развитие космологии частиц, большинство физиков указывают на два важных обстоятельства, ускоривших процесс: открытие асимптотической свободы в 1973 г. и создание первых теорий Великого объединения (ТВО) в 1973–74 гг. Асимптотическая свобода описывает неожиданное явление в определенном классе теорий взаимодействия частиц: сила взаимодействия уменьшается с ростом их энергии, тогда как большинство других сил возрастает. Впервые теоретики смогли проводить точные вычисления явлений, связанных с сильным ядерным взаимодействием (которое удерживает кварки внутри ядерных частиц, таких как протоны и нейтроны), при условии, что они ограничивались областью очень высоких энергий, намного превышающих те, что были достигнуты в экспериментах.

Создание ТВО привлекло всеобщее внимание к области очень высоких энергий. Специалисты по физике частиц поняли, что величины трех из фундаментальных взаимодействий (электромагнетизма, слабых и сильных ядерных сил) могут сближаться при увеличении энергии частицы. Теоретики предположили, что при достаточно большой энергии все три силы будут работать как одна. Энергия, при которой может произойти великое объединение, имеет астрономическое значение в $10^{24}$ электронвольт, что в тысячу миллиардов раз больше самой высокой энергии, полученной физиками на ускорителях. Такая энергия никогда не будет достигнута в земных лабораториях, но некоторые ученые осознали, что если Вселенная возникла в результате Большого взрыва, то средняя энергия частиц в первые мгновения истории космоса должна была быть очень высокой.

С открытием асимптотической свободы и ТВО специалисты по физике частиц поняли необходимость изучения ранней Вселенной: первые моменты Большого взрыва дают в их руки «ускоритель для бедных», позволяющий наблюдать взаимодействие высокоэнергичных частиц, которые невозможно получить в земных условиях. Ученые, журналисты, философы и историки отметили эти события как момент рождения космологии частиц.

Несмотря на то что успехи теории частиц велики, они не могут объяснить развитие нового направления. Во-первых, не все сходится во времени. Число публикаций по космологии (в США и во всем мире) начало увеличиваться еще до 1973 г., и на скорость их роста совершенно не повлияло открытие асимптотической свободы и рождение первой теории великого объединения (врез ИЗМЕНЕНИЕ ТЕМАТИКИ). Более того, ТВО не привлекали заметного внимания даже специалистов по физике частиц до конца 1970-х и начала 1980-х гг. В первых трех обзорах по рождающейся космологии частиц, опубликованных в 1978–80 гг., вообще не упоминались ни асимптотическая свобода, ни ТВО.

Дорогу к космологии частиц не могли пробить только новые идеи: нужны были изменения в политике правительства и в образовании. Американская физика была в выигрыше от «холодной войны» до середины 1960-х гг. — в период, когда федеральное правительство щедро финансировало образование, оборону и научные исследования. Однако начиная с конца 1960-х гг. финансирование резко сократилось в связи с протестами против войны во Вьетнаме, ослаблением «холодной войны» и принятием Мэнсфилдской поправки, благодаря которой основательно снизился уровень ассигнований Министерству обороны на научные исследования. Почти все области науки и техники пришли в упадок, но физике досталась больше других.

Федеральное финансирование физики в течение 1967–76 гг. сократилось более чем на треть. С 1950-х до середины 1960-х гг. число свободных рабочих мест превышало число студентов-физиков, ищущих работу на бирже труда Американского института физики. Но вскоре ситуация изменилась к худшему. В то время как в 1968 г. на 989 желающих приходилось 253 места, то в 1971 г. на 53 вакансии претендовало 1053 студента.

Особенно непростая ситуация сложилась в области физики частиц: в 1970–74 гг. федеральное финансирование этой области сократилось на 50%, что привело к значительному оттоку талантливой молодежи из этой области науки, а с 1968 по 1970 г. в США ее покинуло вдвое больше ученых, чем приходило. Соответственно, количество диссертаций по данной тематике в 1969–75 гг. сократилось на 44%, т.е. намного больше, чем в любой другой области физики. Но в те же годы начало улучшаться положение в астрофизике и теории гравитации. Благодаря открытию квазаров,    пульсаров    и реликтового излучения в середине 1960-х гг., число новых диссертаций в этой области возросло с 1968 по 1970 г. На 60% и еще 33% добавилось между 1971 и 1976 гг., а количество диссертационных работ по физике в целом резко сократилось.

Резкое снижение финансирования, начавшееся в конце 1960-х гг., вызвало кризис в американской науке

Комментируя обвал 1972 г., Комитет по физике Национальной академии наук отметил трудности, возникшие в области физики частиц. Как указывалось в его докладе, у многих молодых теоретиков в данной области возникали сложности при изменении места работы по причине «узкой специализации». Поэтому на физических факультетах изменилась программа обучения теоретиков, занимающихся физикой частиц. Вскоре наступили перемены в учебных планах университетов, направленные на расширение специализации студентов, включая гравитацию и космологию. После десятилетий игнорирования гравитации и космологии американские издатели начали печатать множество учебников на все темы, удовлетворяющие новые запросы читателей.

Расширение границ

Внезапные перемены повлияли на отношение физиков к работам Бранса–Дикке и Хиггса. В 1979 г., после почти двух десятилетий, когда никто даже не упоминал оба исследования в одной статье, и уж тем более не отмечал их схожести, два американских теоретика независимо друг от друга предположили, что $\varphi_{BD}$ и $\varphi_H$ — возможно, одно и то же поле. Энтони Зее (Anthony Zee) из Пенсильванского университета и Ли Смолин (Lee Smolin) из Гарвардского университета независимо друг от друга соединили две важнейшие части $\varphi$, получив уравнения Бранса-Дикке с несимметричным потенциалом Голдстоуна-Хиггса.

В данной модели локальная сила гравитации первоначально меняется в пространстве и времени так, что G пропорционально $1/$\varphi$^2$, но ее современное, постоянное значение возникло, когда поле $\varphi$ достигло минимума своего несимметричного потенциала, что произошло, видимо, в первые мгновения Большого взрыва. Тем самым Зее и Смолин предложили объяснение, почему сила гравитации слаба по сравнению с другими силами: когда поле достигает своего конечного значения $\varphi\pm v$, оно фиксирует $\varphi$ на некотором большом ненулевом уровне, делая значение G (которое обратно пропорционально $v^2$) малым.

Карьеры Зее и Смолина показывают, как физики приходили в космологию после окончания холодной войны. В середине 1960-х гг. в Принстоне Зее был дипломником мэтра гравитации Джона Уилера (John A. Wheeler). Свою диссертацию по физике частиц он защитил в Гарварде в 1970 г., как раз в то время, когда начался спад в данной области. Позднее он вспоминал, что когда был студентом, космология даже не упоминалась. Через несколько лет после защиты Зее начал преподавать в Принстоне. В 1974 г., находясь в отпуске, он снимал квартиру у французского физика и случайно наткнулся на стопку статей европейских теоретиков, пытавшихся использовать идеи физики частиц для объяснения космологических загадок (например, почему наблюдаемая Вселенная содержит больше вещества, чем антивещества). Несмотря на то что некоторые идеи показались ему неубедительными, гравитация его заинтересовала, и он связался с Уилером и приступил к исследованиям по космологии частиц.

СБЛИЖЕНИЕ ТЕОРИЙ

К концу 1970-х гг. новое поколение физиков (как космологи, так и специалисты по физике частиц) обратили внимание на связь между гравитацией Бранса-Дикке и полем Хиггса

	ЭНТОНИ ЗЕЕ еще студентом работал с крупным специалистом по гравитации Джоном Уилером в принстонском университете, затем защитил диссертацию по физике частиц. К космологии он вернулся во время своего отпуска в Париже в 1974 г.
	ЛИ СМОЛИН В 1970 г., будучи студентом Гарвардского университета, изучал космологию и физику частиц. Работал со Стенли Десером, одним из пионеров квантовой гравитации
	АЛАН ГУТ В 1972 г. защитил диссертацию по физике частиц в Массачусетсом технологическом институте. В конце 1970-х гг. после посещения лекций Дикке заинтересовался космологией

В своих статьях, независимо опубликованных в 1979 г., Зее и Смолин совместили гравитационные уравнения Бранса-Дикке с несимметричным потенциалом Голдстоуна-Хиггса. В 1981 г. Гут ввел новое поле, основанное на поле Хиггса и названное инфлатоном. оно является движущей силой сверхбыстрого расширения (инфляции) в первые мгновения жизни Вселенной

В отличие от Зее, Ли Смолин появился в Гарварде в 1975 г., как раз когда изменения в учебных планах уже начали приносить плоды. Наряду с физикой частиц Смолин изучал гравитацию и космологию, сотрудничая при этом со Стенли Десером (Stanley Deser) из университета Бренди, который тогда работал на физическом факультете в Гарварде. Десер был одним из немногих американских теоретиков, заинтересовавшихся квантовой гравитацией еще в 1960-х гг. и пытавшихся дать описание гравитации, совместимое с квантовой механикой. Он был также одним из первых физиков, процитировавших в своей статье и Бранса-Дикке, и Хиггса. Смолин, работавший в области квантовой гравитации, уже к окончанию своей диссертации в 1979 г. предполагал, что $\varphi_{BD}$ и $\varphi_H$ могут быть одним и тем же полем.

Пример Смолина характерен для поколения теоретиков 1970-х гг. Такие физики, как Пол Стейнхардт (Paul J. Steinhardt), Майкл Тернер (Michael S. Turner) и Эдвард Колб (Edward «Rocky» Ko lb), изучали в высшей школе и гравитацию, и физику частиц. Вскоре они начали обучать своих студентов, работая в новой междисциплинарной области — космологии частиц. В 1980-е гг. Тернер, Колб и Стейнхардт возглавили группы, искавшие более тесную связь между $\varphi_{BD}$ и $\varphi_H$.

Основываясь на своей работе 1979 г., Зее в 1980 г. писал, что стандартные космологические теории, например модель Большого взрыва, не могут объяснить невероятную  гладкость  наблюдаемой Вселенной (по крайней мере в больших масштабах). Независимо от него Дикке сделал вывод, что Большой взрыв не может объяснить также плоскостность Вселенной, форма которой могла бы существенно отличаться от наблюдаемой астрономами минимальной кривизны. В 1981 г. Алан Гут (Alan H. Guth), работавший тогда в Стен-фордском университете, а сейчас профессор Массачусетского технологического института, создал инфляционную космологию, благодаря которой были решены обе проблемы. Основой модели Гута стало еще одно скалярное поле, напоминающее поле Хиггса и названное инфлатоном. Оно вызывает сверхбыстрое расширение (инфляцию) Вселенной в первые мгновения ее жизни.

Бурные дебаты о путях развития теоретической физики, вероятно, отражают беспокойство по поводу очередной возможной дискриминации этой науки

Карьера Гута похожа на карьеру Зее: он защитил диссертацию по физике частиц в 1972 г. в МТИ еще до того как реформа образования вернула гравитацию в университетские программы. В конце 1970-х гг. он случайно попал на лекцию Дикке по проблеме плоскостности, после которой понял, что космология может быть полезной для решения задач физики частиц. Он начал изучать новую область, погрузился в гравитацию, космологию ТВО и нашел решение — инфляция. Большинство физиков, развивавших данную идею, были молодыми теоретиками, такими как Тернер, Колб и Стейнхардт и их студенты, уже получившие необходимые знания. Так же пришел к исследованию теории инфляции и Андрей Линде из Физического института им. Лебедева в Москве. В России физика частиц и гравитация развивались бок о бок, поэтому Линде смог быстро преуспеть в усовершенствовании теории.

Затем специалисты по космологии частиц стали объединять поля Бранса–Дикке, Хиггса и инфлатон, свободно видоизменяя уравнения для объяснения множества явлений.

Может ли история повториться? Физика частиц была вновь ущемлена в 1990-е гг., особенно при отказе продолжать строительство сверхпроводящего суперколлайдера — огромного ускорителя частиц, который уже начали сооружать в Техасе. С тех пор финансирование физики в США продолжает снижаться. Возможно, разгорающиеся бурные дебаты о путях развития теоретической физики, где с одной стороны выступают сторонники теории струн, а с другой — последователи альтернативных подходов, и есть симптом нарастающего недовольства очередной дискриминацией этой науки.

Сейчас физики ожидают новых результатов от проектов, запланированных на ближайшие годы: Большого адронного коллайдера  в Швейцарии, Космического гамма-телескопа с большой рабочей площадью (Gamma-ray Large Area Space Telescope, GLAST) и спутника «Планк», который с высочайшей точностью измерит фоновое излучение. Если повезет, то физики, специалисты по высоким энергиям станут такими же яркими и активными, как 30 лет назад.

Перевод: В.Г. Сурдин

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

1. Was Einstein Right? Putting General Relativity to the Test. Second edition. Clifford M. Will. Basic Books, 1993.
2. The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Alan H. Guth. Addison-Wesley, 1997.
3. Einstein’s Universe: Gravity at Work and Play. Anthony Zee. Oxford University Press, 2001.
4. Three Roads to Quantum Gravity. Lee Smolin. Basic Books, 2001.
5. Cold War Requisitions, Scientific Manpower, and the Production of American Physicists after World War II. David Kaiser in Historical Studies in the Physical and Biological Sciences, Vol. 33, pages 131–159; 2002.
6. Inflationary Cosmology: Exploring the Universe from the Smallest to the Largest Scales. Alan H. Guth and David Kaiser in Science, Vol. 307, pages 884–890; February 11, 2005.
7. Клапдор-Клайнгротхаус Г.В., Цюбер К. астрофизика элементарных частиц. М.: Редакция журнала «Успехи физических наук», 2000.
8. Линде а.Д. Физика элементарных частиц и инфляционная космология. м.: наука, 1990.
9. Хлопов М.Ю. основы космомикрофизики. М.: едиториал УРСС, 2004.

ОБ АВТОРЕ
Дэвид Кайзер (David Kaiser) — физик и историк, профессор массачусетского технологического института. В его последней книге «Расхождение теорий: Распространение диаграмм Фейнмана в послевоенной физике» (Drawing Theories Apart: The Dispersion of Feynman Diagrams in Postwar Physics, University of Chicago Press, 2005) говорится о том, как появился в науке уникальный подход Ричарда Фейнмана к квантовой физике. В настоящее время он заканчивает новую книгу о физике в годы «холодной войны». Научные интересы автора сосредоточены в области космологии частиц. Он стремится согласовать космическую инфляцию с суперструнами больших дополнительных размерностей.

Комментарии (4):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.