Народження космології частинок

Фахівці з фізики частинок, які вивчають народження Всесвіту, реконструюють перші миті історії космосу. Історія становлення нового напряму у фізиці — космології елементарних частинок — наочно демонструє, якими шляхами розвивається сучасна наука.

Фахівці з космології елементарних частинок далеко просунулися у вивченні взаємодії частинок високої енергії, які відігравали головну роль у перші миті життя Всесвіту й визначили його еволюцію на мільярди років уперед. Успіхи космології елементарних частинок дивують тим більше, що ще років 30 тому такого напряму взагалі не існувало. До 1975 р. фізика елементарних частинок і космологія вважалися різними галузями науки (особливо у США), і лише небагато хто намагався зрозуміти, як відкриття в одній галузі можуть стимулювати дослідження в іншій.

У середині 1970-х рр. стало зрозуміло, що вивчення еволюції раннього Всесвіту дає унікальну можливість досліджувати високоенергетичні явища, які неможливо відтворити в лабораторії. Низка змін у фінансуванні й викладанні фізики, створення освітніх програм і поява підручників привели до швидкого розвитку космології елементарних частинок.

Ми розповімо про становлення нового напряму в сучасній фізиці на прикладі теорії поля Бранса — Дікке, запропонованого фахівцями з гравітації, та поля Гіґґса, над яким ламали голову дослідники фізики частинок. Представники кожного напряму по-своєму відповідали на запитання: чому тіла мають масу? Хоча обидві теорії не об’єднали фізиків і космологів, їхній розвиток показує, як зближуються дві галузі досліджень.

Історія двох $\varphi$

Маса видається настільки невіддільною властивістю матерії, що її походження, здавалося б, і не потребує пояснень. Але дати їй означення, узгоджене з іншими ідеями сучасної фізики, — непроста справа. Фахівці з гравітації та космології розглядають проблему в межах принципу Маха, запропонованого австрійським фізиком і філософом Ернстом Махом (E. Mach), відомим критиком Ньютона. Принцип Маха можна сформулювати так: маса об’єкта (міра його опору зміні свого руху) зумовлена його гравітаційною взаємодією з усією іншою речовиною Всесвіту. Попри те що цей принцип зацікавив Альберта Ейнштейна й стимулював його дослідження, загальна теорія відносності зрештою обійшлася без нього.

Щоб узгодити принцип Маха з теорією гравітації, вчені припустили існування нового скалярного поля, яке взаємодіє з усіма типами матерії. (Скалярне поле описується одним значенням у кожній точці простору й часу.) У 1961 р. випускник Принстонського університету Карл Бранс (Carl Brans) і його керівник Роберт Дікке (Robert H. Dicke) зазначили, що в загальній теорії відносності Ейнштейна сила гравітації визначається ньютонівською сталою G. Згідно з Ейнштейном, значення G для Землі й далеких галактик однакове та не змінюється з часом. Бранс і Дікке припустили, що принцип Маха можна задовольнити, якщо стала Ньютона змінюється в просторі й часі. Вони ввели поле $\varphi$, обернено пропорційне сталій Ньютона, і в усіх рівняннях гравітації Ейнштейна замінили G на $1/ \varphi$.

Фахівці з фізики частинок, які вивчають народження Всесвіту, реконструюють перші миті історії космосу

Згідно з теорією Бранса — Дікке, матерія відповідає за кривину простору й часу, як у звичайній загальній теорії відносності, а також за зміну локальної сили гравітації (рисунок угорі на вкладці КОНЦЕПЦІЇ МАСИ). Поле $\varphi$ пронизує весь простір, і його поведінка допомагає визначати, як матерія рухається в просторі й часі. Тому результат вимірювання маси об’єкта залежить від локального значення $\varphi$. Ця теорія виявилася настільки привабливою, що члени «гравітаційної» групи Кіпа Торна з Каліфорнійського технологічного інституту жартували, що вірять у загальну теорію відносності Ейнштейна в понеділок, середу й п’ятницю, а у вівторок, четвер і суботу стають прихильниками теорії Бранса — Дікке. (У неділю вони вважали себе агностиками.)

Тим часом фахівці з фізики частинок зіткнулися з проблемою маси в іншому вигляді. Починаючи з 1950-х рр., теоретики виявили, що можуть описати дію ядерних сил, увівши спеціальні групи симетрій у рівняння, які описують поведінку субатомних частинок. Вирази, які раніше використовували в рівняннях для опису маси частинок, порушували ці симетрії. Наприклад, виникала проблема з W- і Z-бозонами — частинками, що переносять слабку ядерну взаємодію, відповідальну за радіоактивний розпад. Якби ці переносники сили були безмасовими, як того вимагає умова симетрії, то область дії ядерних сил була б нескінченною. Наприклад, два протони могли б впливати ядерними силами один на одного, перебуваючи на різних кінцях Галактики. Така велика область дії ядерних сил цілком суперечить спостережуваній поведінці частинок, ядерна взаємодія яких швидко слабшає на відстанях, що перевищують розмір атомного ядра.

Багато фізиків зацікавилися цією проблемою, намагаючись створити теорію, у якій поряд із симетрією субатомних сил знайшлося б місце й для частинок із масою. У 1961 р. Джеффрі Ґолдстоун (Jeffrey Goldstone), який тоді працював у Кембриджському університеті, зауважив, що розв’язки рівнянь не обов’язково мають підкорятися тій самій симетрії, що й самі рівняння. Він розглянув скалярне поле, позначене як ф, густина потенціальної енергії якого $V(\varphi)$ досягає мінімуму у двох точках: де $\varphi$ має значення $-v$ і $+v $ (рис. унизу на вкладці КОНЦЕПЦІЇ МАСИ). Оскільки енергія системи найменша в цих точках, поле має опинитися в одній із них. Потенціальна енергія в них цілком однакова, але оскільки поле має зрештою набути одного з двох значень (або $-v$, або $+v$), розв’язок рівнянь спонтанно порушує симетрію.

У 1964 р. Пітер Гіґґс (Peter W. Higgs) з Единбурзького університету вивчив роботу Ґолдстоуна й виявив, що теорія зі спонтанним порушенням симетрії допускає існування масивних частинок. Маса виникає внаслідок взаємодії між полем $\varphi$ та всіма типами частинок, включно з частинками — переносниками слабких ядерних сил. Гіґґс показав, що рівняння, які описують ці взаємодії, задовольняють усі вимоги симетрії. До того як ($\varphi$ досягне одного з мінімумів своєї потенціальної енергії, частинки рухаються більш-менш вільно. Коли ж $\varphi$ досягає значення $-v$ або $+v $, нове фіксоване поле починає гальмувати все, що з ним пов’язане, — субатомний еквівалент мухи, яка загрузла в патоці. Інакше кажучи, частинки — переносники сил (а також частинки звичайної речовини, такі як електрони) починають поводитися так, наче вони мають ненульову масу, яка при цьому залежить від локального значення $\varphi$.

Тягни-штовхай і педагогіка

Статті Бранса — Дікке та Гіґґса майже одночасно вийшли в журналі Physical Review і стали дуже популярними. Обидві пропонували пояснення походження маси, вводячи нове скалярне поле, що взаємодіє з усіма типами матерії. Однак обидві групи дослідників вбачали різний зміст у своїх ср. [позначення в оригіналі потребує уточнення]. Для фахівців із гравітації та космології введення поля Бранса — Дікке ($\varphi_{BD}$) стало альтернативою загальній теорії відносності Ейнштейна. Ученим, які займалися фізикою частинок, поле Гіґґса ($\varphi_H$) давало надію пояснити ядерну взаємодію між масивними частинками, але до середини 1970-х рр. ніхто не припускав, що $\varphi_{BD}$ і $\varphi_H$ можуть мати однаковий фізичний зміст.

У ті роки, коли Бранс, Дікке, Ґолдстоун і Гіґґс запропонували свої теорії скалярного поля $\varphi$, поділ на фахівців із фізики частинок і космологів був у США найпомітнішим. Наприклад, у 1966 р. Комітет із фізики Національної академії наук рекомендував удвічі збільшити фінансування та кількість учених зі ступенем Ph.D. у галузі фізики частинок. Тим самим він фактично закликав не розширювати дослідження гравітації, космології та астрофізики. Тоді як у СРСР деякі підручники тих років із гравітації містили відомості про ядерні сили, у США цю тему взагалі ігнорували.

Але все змінилося наприкінці 1970-х рр. Згадуючи стрімкий розвиток космології частинок, більшість фізиків указують на дві важливі обставини, що прискорили цей процес: відкриття асимптотичної свободи в 1973 р. і створення перших теорій Великого об’єднання (ТВО) в 1973–74 рр. Асимптотична свобода описує несподіване явище в певному класі теорій взаємодії частинок: сила взаємодії зменшується зі зростанням їхньої енергії, тоді як більшість інших сил зростає. Уперше теоретики змогли проводити точні обчислення явищ, пов’язаних із сильною ядерною взаємодією (яка утримує кварки всередині ядерних частинок, таких як протони й нейтрони), за умови, що вони обмежувалися областю дуже високих енергій, набагато вищих за ті, яких було досягнуто в експериментах.

Створення ТВО привернуло загальну увагу до області дуже високих енергій. Фахівці з фізики частинок зрозуміли, що величини трьох із фундаментальних взаємодій (електромагнетизму, слабких і сильних ядерних сил) можуть зближуватися зі зростанням енергії частинки. Теоретики припустили, що за достатньо великої енергії всі три сили діятимуть як одна. Енергія, за якої може відбутися Велике об’єднання, має астрономічне значення в $10^{24}$ електронвольт, що в тисячу мільярдів разів перевищує найвищу енергію, отриману фізиками на прискорювачах. Такої енергії ніколи не буде досягнуто в земних лабораторіях, але деякі вчені усвідомили, що якщо Всесвіт виник унаслідок Великого вибуху, то середня енергія частинок у перші миті історії космосу мала бути дуже високою.

З відкриттям асимптотичної свободи та появою ТВО фахівці з фізики частинок зрозуміли необхідність вивчення раннього Всесвіту: перші миті Великого вибуху дають їм у руки «прискорювач для бідних», що дає змогу спостерігати взаємодію високоенергійних частинок, які неможливо отримати в земних умовах. Учені, журналісти, філософи та історики відзначили ці події як момент народження космології частинок.

Попри те що успіхи теорії частинок великі, вони не можуть пояснити розвиток нового напряму. По-перше, не все збігається в часі. Кількість публікацій із космології (у США та в усьому світі) почала зростати ще до 1973 р., і на темп їхнього зростання зовсім не вплинули відкриття асимптотичної свободи та народження першої теорії Великого об’єднання (вставка ЗМІНА ТЕМАТИКИ). Ба більше, ТВО не привертали помітної уваги навіть фахівців із фізики частинок до кінця 1970-х і початку 1980-х рр. У перших трьох оглядах новонароджуваної космології частинок, опублікованих у 1978–80 рр., взагалі не згадувалися ні асимптотична свобода, ні ТВО.

Самі лише нові ідеї не могли прокласти шлях до космології частинок: потрібні були зміни в урядовій політиці та освіті. Американська фізика була у виграші від «холодної війни» до середини 1960-х рр. — у період, коли федеральний уряд щедро фінансував освіту, оборону та наукові дослідження. Однак починаючи з кінця 1960-х рр. фінансування різко скоротилося у зв’язку з протестами проти війни у В’єтнамі, послабленням «холодної війни» та ухваленням Менсфілдської поправки, внаслідок якої істотно знизився рівень асигнувань Міністерству оборони на наукові дослідження. Майже всі галузі науки й техніки занепали, але фізиці дісталося більше, ніж іншим.

Федеральне фінансування фізики протягом 1967–76 рр. скоротилося більш ніж на третину. З 1950-х до середини 1960-х рр. кількість вільних робочих місць перевищувала кількість студентів-фізиків, які шукали роботу на біржі праці Американського інституту фізики. Але невдовзі ситуація змінилася на гірше. Якщо в 1968 р. на 989 охочих припадало 253 місця, то в 1971 р. на 53 вакансії претендували 1053 студенти.

Особливо складна ситуація склалася в галузі фізики частинок: у 1970–74 рр. федеральне фінансування цієї галузі скоротилося на 50%, що призвело до значного відпливу талановитої молоді з цієї галузі науки, а з 1968 по 1970 р. у США її залишило вдвічі більше вчених, ніж прийшло. Відповідно, кількість дисертацій із цієї тематики в 1969–75 рр. скоротилася на 44%, тобто набагато більше, ніж у будь-якій іншій галузі фізики. Але в ті самі роки почало поліпшуватися становище в астрофізиці та теорії гравітації. Завдяки відкриттю квазарів, пульсарів і реліктового випромінювання в середині 1960-х рр. кількість нових дисертацій у цій галузі зросла з 1968 по 1970 р. на 60% і ще на 33% між 1971 і 1976 рр., тоді як кількість дисертаційних робіт із фізики загалом різко скоротилася.

Різке скорочення фінансування, що почалося наприкінці 1960-х рр., спричинило кризу в американській науці

Коментуючи обвал 1972 р., Комітет із фізики Національної академії наук відзначив труднощі, що виникли в галузі фізики частинок. Як зазначалося в його доповіді, у багатьох молодих теоретиків у цій галузі виникали труднощі зі зміною місця роботи через «вузьку спеціалізацію». Тому на фізичних факультетах змінилася програма навчання теоретиків, які займаються фізикою частинок. Невдовзі відбулися зміни в навчальних планах університетів, спрямовані на розширення спеціалізації студентів, зокрема на вивчення гравітації та космології. Після десятиліть ігнорування гравітації та космології американські видавці почали друкувати безліч підручників на всі теми, що задовольняли нові запити читачів.

Розширення меж

Раптові зміни вплинули на ставлення фізиків до робіт Бранса–Дікке та Гіґґса. У 1979 р., після майже двох десятиліть, коли ніхто навіть не згадував обидва дослідження в одній статті, а тим паче не відзначав їхньої схожості, два американські теоретики незалежно один від одного припустили, що $\varphi_{BD}$ і $\varphi_H$ — можливо, одне й те саме поле. Ентоні Зі (Anthony Zee) з Пенсильванського університету та Лі Смолін (Lee Smolin) з Гарвардського університету незалежно один від одного поєднали дві найважливіші частини $\varphi$, отримавши рівняння Бранса–Дікке з несиметричним потенціалом Голдстоуна–Гіґґса.

У цій моделі локальна сила гравітації спочатку змінюється в просторі й часі так, що G пропорційна $1/$\varphi$^2$, але її сучасне, стале значення виникло, коли поле $\varphi$ досягло мінімуму свого несиметричного потенціалу, що сталося, ймовірно, у перші миті Великого вибуху. Таким чином Зі та Смолін запропонували пояснення, чому сила гравітації слабка порівняно з іншими силами: коли поле досягає свого кінцевого значення $\varphi\pm v$, воно фіксує $\varphi$ на деякому великому ненульовому рівні, роблячи значення G (яке обернено пропорційне $v^2$) малим.

Кар’єри Зі та Смоліна показують, як фізики приходили в космологію після закінчення холодної війни. У середині 1960-х рр. у Принстоні Зі був дипломником метра гравітації Джона Вілера (John A. Wheeler). Свою дисертацію з фізики частинок він захистив у Гарварді в 1970 р., саме тоді, коли почався спад у цій галузі. Пізніше він згадував, що коли був студентом, космологія навіть не згадувалася. Через кілька років після захисту Зі почав викладати в Принстоні. У 1974 р., перебуваючи у відпустці, він винаймав квартиру у французького фізика і випадково натрапив на стос статей європейських теоретиків, які намагалися використати ідеї фізики частинок для пояснення космологічних загадок (наприклад, чому спостережуваний Всесвіт містить більше речовини, ніж антиречовини). Хоча деякі ідеї здалися йому непереконливими, гравітація його зацікавила, і він зв’язався з Вілером та розпочав дослідження з космології частинок.

ЗБЛИЖЕННЯ ТЕОРІЙ

Наприкінці 1970-х рр. нове покоління фізиків (як космологи, так і фахівці з фізики частинок) звернуло увагу на зв’язок між гравітацією Бранса–Дікке та полем Гіґґса

	ЕНТОНІ ЗІ ще студентом працював із видатним фахівцем із гравітації Джоном Вілером у Принстонському університеті, потім захистив дисертацію з фізики частинок. До космології він повернувся під час своєї відпустки в Парижі в 1974 р.
	ЛІ СМОЛІН У 1970 р., будучи студентом Гарвардського університету, вивчав космологію та фізику частинок. Працював зі Стенлі Дезером, одним із піонерів квантової гравітації
	АЛАН ГУТ У 1972 р. захистив дисертацію з фізики частинок у Массачусетському технологічному інституті. Наприкінці 1970-х рр. після відвідування лекцій Дікке зацікавився космологією

У своїх статтях, незалежно опублікованих у 1979 р., Зі та Смолін поєднали гравітаційні рівняння Бранса–Дікке з несиметричним потенціалом Голдстоуна–Гіґґса. У 1981 р. Гут увів нове поле, засноване на полі Гіґґса й назване інфлатоном. Воно є рушійною силою надшвидкого розширення (інфляції) у перші миті життя Всесвіту

На відміну від Зі, Лі Смолін з’явився в Гарварді в 1975 р., саме тоді, коли зміни в навчальних планах уже почали давати плоди. Поряд із фізикою частинок Смолін вивчав гравітацію та космологію, співпрацюючи при цьому зі Стенлі Дезером (Stanley Deser) з Університету Брандейса, який тоді працював на фізичному факультеті в Гарварді. Дезер був одним із небагатьох американських теоретиків, які зацікавилися квантовою гравітацією ще в 1960-х рр. і намагалися дати опис гравітації, сумісний із квантовою механікою. Він також був одним із перших фізиків, які процитували у своїй статті і Бранса — Дікке, і Гіґґса. Смолін, який працював у галузі квантової гравітації, уже на момент завершення своєї дисертації в 1979 р. припускав, що $\varphi_{BD}$ і $\varphi_H$ можуть бути одним і тим самим полем.

Приклад Смоліна характерний для покоління теоретиків 1970-х рр. Такі фізики, як Пол Стейнхардт (Paul J. Steinhardt), Майкл Тернер (Michael S. Turner) та Едвард Колб (Edward «Rocky» Ko lb), вивчали у вищій школі і гравітацію, і фізику частинок. Невдовзі вони почали навчати своїх студентів, працюючи в новій міждисциплінарній галузі — космології частинок. У 1980-ті рр. Тернер, Колб і Стейнхардт очолили групи, які шукали тісніший зв’язок між $\varphi_{BD}$ і $\varphi_H$.

Спираючись на свою роботу 1979 р., Зі в 1980 р. писав, що стандартні космологічні теорії, наприклад модель Великого вибуху, не можуть пояснити неймовірну гладкість спостережуваного Всесвіту (принаймні на великих масштабах). Незалежно від нього Дікке дійшов висновку, що Великий вибух також не може пояснити пласкість Всесвіту, форма якого могла б істотно відрізнятися від мінімальної кривини, яку спостерігають астрономи. У 1981 р. Алан Ґут (Alan H. Guth), який тоді працював у Стенфордському університеті, а нині є професором Массачусетського технологічного інституту, створив інфляційну космологію, завдяки якій обидві проблеми було розв’язано. Основою моделі Ґута стало ще одне скалярне поле, подібне до поля Гіґґса й назване інфлатоном. Воно спричиняє надшвидке розширення (інфляцію) Всесвіту в перші миті його життя.

Бурхливі суперечки про шляхи розвитку теоретичної фізики, імовірно, відображають занепокоєння через чергову можливу дискримінацію цієї науки

Кар’єра Ґута схожа на кар’єру Зі: він захистив дисертацію з фізики частинок у 1972 р. у МТІ ще до того, як реформа освіти повернула гравітацію в університетські програми. Наприкінці 1970-х рр. він випадково потрапив на лекцію Дікке про проблему пласкості, після якої зрозумів, що космологія може бути корисною для розв’язання задач фізики частинок. Він почав вивчати нову галузь, занурився в гравітацію, космологію ТВО й знайшов розв’язання — інфляцію. Більшість фізиків, які розвивали цю ідею, були молодими теоретиками, такими як Тернер, Колб, Стейнхардт та їхні студенти, які вже здобули потрібні знання. Так само прийшов до дослідження теорії інфляції й Андрій Лінде з Фізичного інституту ім. Лебедєва в Москві. У Росії фізика частинок і гравітація розвивалися пліч-о-пліч, тому Лінде зміг швидко досягти успіхів в удосконаленні теорії.

Потім фахівці з космології частинок почали об’єднувати поля Бранса — Дікке, Гіґґса й інфлатон, вільно видозмінюючи рівняння для пояснення багатьох явищ.

Чи може історія повторитися? Фізика частинок знову зазнала утисків у 1990-ті рр., особливо після відмови продовжувати будівництво надпровідного суперколайдера — величезного прискорювача частинок, який уже почали споруджувати в Техасі. Відтоді фінансування фізики у США й далі скорочується. Можливо, бурхливі суперечки, що розгоряються навколо шляхів розвитку теоретичної фізики, де з одного боку виступають прихильники теорії струн, а з іншого — послідовники альтернативних підходів, і є симптомом дедалі більшого невдоволення черговою дискримінацією цієї науки.

Нині фізики очікують нових результатів від проєктів, запланованих на найближчі роки: Великого адронного колайдера у Швейцарії, Космічного гамма-телескопа з великою робочою площею (Gamma-ray Large Area Space Telescope, GLAST) і супутника «Планк», який із найвищою точністю виміряє фонове випромінювання. Якщо пощастить, то фізики — фахівці з високих енергій — стануть такими самими яскравими й активними, як 30 років тому.

Переклад: В.Г. Сурдін

ДОДАТКОВА ЛІТЕРАТУРА

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.

ПРО АВТОРА
Девід Кайзер (David Kaiser) — фізик та історик, професор Массачусетського технологічного інституту. У його останній книжці «Розходження теорій: поширення діаграм Фейнмана в повоєнній фізиці» (Drawing Theories Apart: The Dispersion of Feynman Diagrams in Postwar Physics, University of Chicago Press, 2005) ідеться про те, як у науці з’явився унікальний підхід Річарда Фейнмана до квантової фізики. Нині він завершує нову книжку про фізику в роки «холодної війни». Наукові інтереси автора зосереджені в галузі космології частинок. Він прагне узгодити космічну інфляцію із суперструнами великих додаткових вимірів.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.