НЕСТАЛІ сталі

Яким неймовірно дивним був би світ, якби фізичні константи могли змінюватися! Наприклад, так звана стала тонкої структури приблизно дорівнює 1/137. Якби вона мала інше значення, то між речовиною та енергією, можливо, не було б жодної відмінності.

Є речі, які ніколи не змінюються. Учені називають їх фізичними константами, або світовими сталими. Вважається, що швидкість світла $c$, гравітаційна стала $G$, маса електрона $m_e$ та деякі інші величини завжди й усюди залишаються незмінними. Вони утворюють основу, на якій ґрунтуються фізичні теорії, і визначають структуру Всесвіту.

Фізики докладають чимало зусиль, щоб виміряти світові сталі з дедалі вищою точністю, але нікому ще не вдалося хоч якось пояснити, чому їхні значення саме такі, якими вони є. У системі СІ $c = 299792458$ м/с, $G = 6,673\cdot 10^{–11}Н\cdot$м$^2$/кг$^2$, $m_e = 9,10938188\cdot10^{–31}$ кг – зовсім не пов’язані між собою величини, які мають лише одну спільну властивість: змінися вони хоч трохи, і існування складних атомних структур, зокрема живих організмів, опиниться під великим питанням. Прагнення обґрунтувати значення констант стало одним зі стимулів до розроблення єдиної теорії, яка повністю описує всі наявні явища. З її допомогою вчені сподівалися показати, що кожна світова стала може мати лише одне можливе значення, зумовлене внутрішніми механізмами, які визначають оманливу довільність природи.

Найкращим кандидатом на звання єдиної теорії вважають М-теорію (варіант теорії струн), яку можна вважати спроможною в тому разі, якщо Всесвіт має не чотири просторово-часові виміри, а одинадцять. Отже, спостережувані нами сталі фактично можуть і не бути справді фундаментальними. Істинні константи існують у повному багатовимірному просторі, а ми бачимо лише їхні тривимірні «силуети».

Тим часом фізики дійшли висновку, що значення багатьох сталих можуть бути результатом випадкових подій і взаємодій між елементарними частинками на ранніх стадіях історії Всесвіту. Теорія струн припускає існування величезної кількості ($10^{500}$) світів із різними самоузгодженими наборами законів і констант (див. «Пейзаж теории струн», «В мире науки», №12, 2004 р.). Поки що вчені не мають жодного уявлення, чому було відібрано нашу комбінацію. Можливо, у результаті подальших досліджень кількість логічно можливих світів зменшиться до одного, але не виключено, що наш Всесвіт – це лише невелика ділянка мультивсесвіту, у якому реалізовано різні розв’язки рівнянь єдиної теорії, а ми спостерігаємо лише один із варіантів законів природи (див. «Параллельные Вселенные», «В мире науки», №8, 2003 р.). У такому разі для багатьох світових констант немає жодного пояснення, крім того, що вони утворюють рідкісну комбінацію, яка допускає розвиток свідомості. Можливо, спостережуваний нами Всесвіт став одним із багатьох ізольованих оазисів, оточених нескінченністю безживного космічного простору – сюрреалістичного місця, де панують зовсім чужі нам сили природи, а частинки на зразок електронів і структури на зразок атомів вуглецю та молекул ДНК просто неможливі. Спроба потрапити туди обернулася б неминучою загибеллю.

Теорію струн було розроблено, зокрема, і для того, щоб пояснити позірну довільність фізичних сталих, тому в її основних рівняннях міститься лише кілька довільних параметрів. Але поки що вона не пояснює спостережуваних значень констант.

Надійна лінійка

Насправді вживання слова «стала» не цілком правомірне. Наші константи могли б змінюватися в часі й просторі. Якби додаткові просторові виміри змінювалися за розміром, константи в нашому тривимірному світі змінювалися б разом із ними. І якби ми зазирнули достатньо далеко в простір, то могли б побачити області, де константи набули інших значень. Починаючи з 1930-х рр. учені розмірковували про те, що константи можуть і не бути сталими. Теорія струн надає цій ідеї теоретичної правдоподібності й робить пошук ознак мінливості ще важливішим.

Перша проблема полягає в тому, що сама лабораторна установка може бути чутливою до змін констант. Розміри всіх атомів могли б зрости, але якби лінійка, яку використовують для вимірювань, теж стала довшою, нічого не можна було б сказати про зміну розмірів атомів. Експериментатори зазвичай припускають, що еталони величин (лінійки, гирі, годинники) незмінні, але цього неможливо досягти під час перевірки констант. Дослідники мають звернути увагу на безрозмірні константи – просто числа, що не залежать від системи одиниць вимірювання, наприклад, відношення маси протона до маси електрона.

Чи змінюється внутрішня будова світобудови?

Особливий інтерес становить величина $\alpha = e^2/2\epsilon_0 h c$, яка об’єднує швидкість світла $c$, електричний заряд електрона $e$, сталу Планка $h$ і так звану діелектричну сталу вакууму $\epsilon_0$. Її називають сталою тонкої структури. Уперше її було введено в 1916 р. Арнольдом Зоммерфельдом, який одним із перших спробував застосувати квантову механіку до електромагнетизму: $\alpha$ пов’язує релятивістську (c) і квантову (h) характеристики електромагнітних (e) взаємодій, у яких беруть участь заряджені частинки в порожньому просторі ($\epsilon_0$). Вимірювання показали, що ця величина дорівнює 1/137,03599976 (приблизно 1/137).

Якби $\alpha $ мала інше значення, то змінився б увесь навколишній світ. Якби вона була меншою, густина твердої речовини, що складається з атомів, зменшилася б (пропорційно $\alpha^3 $), молекулярні зв’язки розривалися б за нижчих температур ($\alpha^2 $), а кількість стійких елементів у таблиці Менделєєва могла б зрости ($1/\alpha $). Якби $\alpha $ виявилася надто великою, малі атомні ядра не могли б існувати, тому що ядерні сили, які їх зв’язують, не змогли б перешкоджати взаємному відштовхуванню протонів. За $\alpha >0.1 $ не міг би існувати вуглець.

Ядерні реакції в зорях особливо чутливі до величини $\alpha $. Щоб міг відбуватися ядерний синтез, тяжіння зорі має створювати достатньо високу температуру, щоб змусити ядра зближуватися, попри їхню тенденцію відштовхуватися одне від одного. Якби $\alpha $ перевищувала 0,1, то синтез був би неможливий (якщо, звісно, інші параметри, наприклад, відношення мас електрона і протона, залишилися б незмінними). Зміна $\alpha$ лише на 4% до такої міри вплинула б на енергетичні рівні в ядрі вуглецю, що його утворення в зорях просто припинилося б.

Впровадження ядерних методів

Друга, серйозніша, експериментальна проблема пов’язана з тим, що для вимірювання змін констант потрібне високоточне обладнання, яке має бути надзвичайно стабільним. Навіть за допомогою атомного годинника дрейф сталої тонкої структури можна відстежувати лише протягом кількох років. Якби $\alpha $ змінювалася більш ніж на 4 $\cdot$ $10^{–15}$ за три роки, найточніші годинники дали б змогу це виявити. Однак нічого подібного поки що зареєстровано не було. Здавалося б, хіба це не підтвердження незмінності? Але три роки для космосу – мить. Повільні, але істотні зміни протягом історії Всесвіту можуть залишитися непоміченими.

СВІТЛО І СТАЛА ТОНКОЇ СТРУКТУРИ

На щастя, фізики знайшли інші способи перевірки. У 1970-х рр. учені французької Комісії з ядерної енергії помітили деякі особливості в ізотопному складі руди з уранової шахти в Окло в Габоні (Західна Африка): вона нагадувала відходи ядерного реактора. Очевидно, приблизно 2 млрд років тому в Окло утворився природний ядерний реактор (див. «Божественный реактор», «В мире науки», №1, 2004 р.).

У 1976 р. Олександр Шляхтер (Alexander Shlyakhter) із Ленінградського інституту ядерної фізики помітив, що працездатність природних реакторів критично залежить від точного значення енергії певного стану ядра самарію, який забезпечує захоплення нейтронів. А сама енергія сильно пов’язана з величиною $\alpha $. Так, якби стала тонкої структури була трохи іншою, жодна ланцюгова реакція, можливо, не відбулася б. Але вона справді відбувалася, а отже, за минулі 2 млрд років стала не змінилася більш ніж на 1 $\cdot$ $10^{–8}$. (Фізики продовжують сперечатися про точні кількісні результати через неминучу невизначеність щодо умов у природному реакторі.)

У 1962 р. Джеймс Піблс (P. James E. Peebles) і Роберт Дікке (Robert Dicke) з Принстонського університету першими застосували подібний аналіз до давніх метеоритів: відносна поширеність ізотопів, що є результатом їхнього радіоактивного розпаду, залежить від $\alpha $. Найчутливіше обмеження пов’язане з бета-розпадом під час перетворення ренію на осмій. Згідно з недавньою роботою Кейта Оліва (Keith Olive) з Міннесотського університету та Максима Поспєлова (Maxim Pospelov) з Університету Вікторії в Британській Колумбії, у той час, коли формувалися метеорити, $\alpha$ відрізнялася від нинішнього значення на 2 $\cdot$ $10^{–6}$. Цей результат менш точний, ніж дані, отримані в Окло, але він сягає далі в глиб часів, до виникнення Сонячної системи 4,6 млрд років тому.

Щоб дослідити можливі зміни на ще довших проміжках часу, дослідники мають звернути погляд до небес. Світло від далеких астрономічних об’єктів прямує до наших телескопів мільярди років і несе відбиток законів і світових констант тих часів, коли воно тільки почало свою подорож і взаємодію з речовиною.

Спектральні лінії

Астрономи залучилися до дослідження констант невдовзі після відкриття квазарів у 1965 р., які щойно було виявлено та ідентифіковано як яскраві джерела світла, розташовані на величезних відстанях від Землі. Оскільки шлях світла від квазара до нас надзвичайно довгий, воно неминуче перетинає газоподібні околиці молодих галактик. Газ поглинає світло квазара на специфічних частотах, залишаючи у його спектрі штрихкод із вузьких ліній (див. врізку внизу).

ПОШУК ЗМІН У ВИПРОМІНЮВАННІ КВАЗАРА

Коли газ поглинає світло, електрони в атомах перескакують із низьких енергетичних рівнів на вищі. Рівні енергії визначаються тим, наскільки сильно атомне ядро утримує електрони, що залежить від сили електромагнітної взаємодії між ними і, отже, від сталої тонкої структури. Якщо вона була іншою в той момент часу, коли світло було поглинуто, або в якійсь конкретній області Всесвіту, де це відбувалося, то енергія, потрібна для переходу електрона на новий рівень, і довжини хвиль переходів, спостережуваних у спектрах, мають відрізнятися від тих, які спостерігають сьогодні в лабораторних експериментах. Характер зміни довжин хвиль критично залежить від розподілу електронів на атомних орбітах. За заданої зміни $\alpha$ одні довжини хвиль зменшуються, інші — збільшуються. Складну картину ефектів важко сплутати з помилками калібрування даних, що робить такий експеримент надзвичайно корисним.

Розпочавши роботу сім років тому, ми зіткнулися з двома проблемами. По-перше, довжини хвиль багатьох спектральних ліній не було виміряно з достатньою точністю. Хоч як дивно, про спектри квазарів, віддалених на мільярди світлових років, учені знали набагато більше, ніж про спектри земних зразків. Нам потрібні були високоточні лабораторні вимірювання, щоб порівняти з ними спектри квазара, і ми переконали експериментаторів провести відповідні вимірювання. Їх виконали Енн Торн (Anne Thorne) і Джульєт Пікерінг (Juliet Pickering) з Імперського коледжу в Лондоні, а потім групи на чолі зі Свенеріком Йоганссоном (Sveneric Johansson) з Лундської обсерваторії у Швеції, а також Ульфом Грісманном (Ulf Griesmann) і Райнером Клінгом (Rainer Kling) з Національного інституту стандартів і технології у штаті Меріленд.

Друга проблема полягала в тому, що попередні спостерігачі використовували так звані лужні дублети — пари ліній поглинання, що виникають в атомарних газах вуглецю або кремнію. Вони порівнювали інтервали між цими лініями у спектрах квазара з лабораторними вимірюваннями. Однак такий метод не давав змоги використати одне специфічне явище: варіації $\alpha $ спричиняють не лише зміну інтервалу між рівнями енергії атома відносно рівня з найнижчою енергією (основного стану), а й зміну положення самого основного стану. Насправді другий ефект навіть сильніший за перший. У результаті точність спостережень становила лише 1 $\cdot$ $10^{–4}$.

У 1999 р. один з авторів статті (Вебб) і Віктор Фламбаум (Victor V. Flambaum) з Університету Нового Південного Уельсу в Австралії розробили методику, що дає змогу враховувати обидва ефекти. У результаті чутливість вдалося збільшити в 10 разів. Крім того, з’явилася можливість порівнювати різні види атомів (наприклад, магній і залізо) та проводити додаткові перехресні перевірки. Довелося виконати складні розрахунки, щоб точно встановити, як спостережувані довжини хвиль змінюються в атомах різних типів. Озброївшись сучасними телескопами й датчиками, ми вирішили перевірити сталість $\alpha $ з безпрецедентною точністю за новим методом багатьох мультиплетів.

Перегляд поглядів

Розпочинаючи експерименти, ми просто хотіли з вищою точністю встановити, що значення сталої тонкої структури в давні часи було таким самим, як сьогодні. На наш подив, результати, отримані в 1999 р., показали невеликі, але статистично значущі відмінності, які згодом підтвердилися. Використовуючи дані щодо 128 ліній поглинання квазара, ми зареєстрували збільшення $\alpha$ на 6 $\cdot$ $10^{–6}$ за минулі 6–12 млрд років.

Результати вимірювань сталої тонкої структури не дають змоги зробити остаточні висновки. Деякі з них указують, що колись вона була меншою, ніж тепер, а деякі — ні. Можливо, α змінювалася в далекому минулому, але тепер стала сталою. (Прямокутники зображують діапазон зміни даних.)

Сміливі твердження потребують переконливих доказів, тому нашим першим кроком став ретельний перегляд методів збирання даних та їхнього аналізу. Помилки вимірювання можна поділити на два типи: систематичні та випадкові. З випадковими похибками все просто. У кожному окремому вимірюванні вони набувають різних значень, які за великої кількості вимірювань усереднюються і прямують до нуля. Із систематичними помилками, які не усереднюються, боротися важче. В астрономії невизначеності такого роду трапляються на кожному кроці. У лабораторних експериментах налаштування приладів можна змінювати, щоб мінімізувати помилки, але астрономи не можуть «підлаштувати» Всесвіт, і їм доводиться визнавати, що всі їхні методи збирання даних містять неусувні зміщення. Наприклад, спостережуваний просторовий розподіл галактик помітно зміщений у бік яскравих галактик, тому що їх легше спостерігати. Виявлення та нейтралізація таких зміщень — постійне завдання для спостерігачів.

Спочатку ми звернули увагу на можливе спотворення шкали довжин хвиль, відносно якої вимірювалися спектральні лінії квазара. Воно могло виникнути, наприклад, під час перетворення «сирих» результатів спостереження квазарів на калібрований спектр. Хоча просте лінійне розтягнення або стиснення шкали довжин хвиль не могло точно імітувати зміну $\alpha$, навіть приблизної подібності було б достатньо для пояснення отриманих результатів. Поступово ми виключили прості помилки, пов’язані зі спотвореннями, підставляючи замість результатів спостереження квазара калібрувальні дані.

Понад два роки ми розбиралися з різними причинами зміщення, щоб переконатися, що їхній вплив знехтовно малий. Ми виявили лише одне потенційне джерело серйозних помилок. Ідеться про лінії поглинання магнію. Кожен із трьох його стабільних ізотопів поглинає світло з різними довжинами хвиль, які дуже близькі одна до одної і у спектрах квазарів видимі як одна лінія. На підставі лабораторних вимірювань відносної поширеності ізотопів дослідники оцінюють внесок кожного з них. Їхній розподіл у молодому Всесвіті міг би істотно відрізнятися від сучасного, якби зорі, що випромінювали магній, у середньому були масивнішими за їхні сучасні аналоги. Такі відмінності могли б імітувати зміну $\alpha $. Але результати дослідження, опублікованого цього року, вказують, що спостережувані факти не так легко пояснити. Єше Феннер (Yeshe Fenner) і Бред Гібсон (Brad K. Gibson) з Технологічного університету Свінберна в Австралії та Майкл Мерфі (Michael T. Murphy) з Кембриджського університету дійшли висновку, що поширеність ізотопів, необхідна для імітації зміни $\alpha$, призводила б також до надлишкового синтезу азоту в ранньому Всесвіті, що зовсім не відповідає спостереженням. Таким чином, ми повинні змиритися з імовірністю того, що $\alpha $ справді змінювалася.

ІНОДІ ЗМІНЮЄТЬСЯ, ІНОДІ — НІ

Згідно з гіпотезою, висунутою авторами статті, в одні періоди космічної історії стала тонкої структури залишалася незмінною, а в інші — зростала. Експериментальні дані (див. попередню врізку) узгоджуються з цим припущенням.

Наукова спільнота одразу оцінила значення отриманих нами результатів. Дослідники спектрів квазарів усього світу відразу взялися за вимірювання. У 2003 р. науково-дослідні групи Сергія Левшакова (Sergei Levshakov) із Санкт-Петербурзького фізико-технічного інституту ім. Йоффе та Ральфа Кваста (Ralf Quast) з Гамбурзького університету вивчили три нові системи квазарів. Минулого року Хам Чанд (Hum Chand) і Рагунатан Шрінанд (Raghunathan Srianand) з Міжуніверситетського центру астрономії та астрофізики в Індії, Патрік Птіжан (Patrick Petitjean) з Інституту астрофізики та Бастьєн Арасіль (Bastien Aracil) з LERMA в Парижі проаналізували ще 23 випадки. Жодна з груп не виявила зміни $\alpha $. Чанд стверджує, що будь-яка зміна за інтервал від 6 до 10 млрд років тому має бути меншою за одну мільйонну.

Чому схожі методики, використані для аналізу різних вихідних даних, призвели до такої радикальної розбіжності? Відповідь поки що невідома. Результати, отримані згаданими дослідниками, мають відмінну якість, але обсяг їхніх вибірок і вік проаналізованого випромінювання істотно менші, ніж у нас. До того ж Чанд використав спрощену версію методу багатьох мультиплетів і не провів повного оцінювання всіх експериментальних і систематичних помилок.

Відомий астрофізик Джон Баколл (John Bahcall) із Принстона розкритикував сам метод багатьох мультиплетів, але проблеми, на які він звертає увагу, належать до категорії випадкових помилок, що зводяться до мінімуму при використанні великих вибірок. Баколл, а також Джефрі Ньюман (Jeffrey Newman) з Національної лабораторії ім. Лоуренса в Берклі розглядали лінії випромінювання, а не поглинання. Їхній підхід набагато менш точний, хоча в майбутньому, можливо, виявиться корисним.

Законодавча реформа

Якщо наші результати виявляться правильними, наслідки будуть величезними. Донедавна всі спроби оцінити, що сталося б із Всесвітом, якби стала тонкої структури змінилася, були незадовільними. Вони не йшли далі розгляду $\alpha$ як змінної в тих самих формулах, які було отримано в припущенні, що вона стала. Погодьтеся, вельми сумнівний підхід. Якщо $\alpha $ змінюється, то енергія та імпульс у пов’язаних із нею ефектах мають зберігатися, що повинно впливати на гравітаційне поле у Всесвіті. У 1982 р. Якоб Бекенштейн (Jacob D. Bekenstein) з Єврейського університету в Єрусалимі вперше узагальнив закони електромагнетизму для випадку непостійних констант. У його теорії $\alpha $ розглядається як динамічна компонента природи, тобто як скалярне поле. Чотири роки тому один із нас (Берроу) разом із Говардом Сандвіком (Håvard Sandvik) і Жуаном Магейжу (João Magueijo) з Імперського коледжу в Лондоні розширили теорію Бекенштейна, включивши до неї врахування сил тяжіння.

Передбачення узагальненої теорії спокусливо прості. Оскільки електромагнетизм у космічних масштабах набагато слабший за гравітацію, зміни $\alpha$ на кілька мільйонних не мають помітного впливу на розширення Всесвіту. А от розширення істотно впливає на $\alpha $ через невідповідність між енергіями електричного та магнітного полів. Протягом перших десятків тисяч років космічної історії випромінювання домінувало над зарядженими частинками й підтримувало баланс між електричним та магнітним полями. У міру розширення Всесвіту випромінювання розріджувалося, і домінантним елементом космосу стала речовина. Енергії електричного та магнітного полів виявилися нерівними, і $\alpha $ почала зростати пропорційно до логарифма часу. Приблизно 6 млрд років тому почала переважати темна енергія, яка прискорила розширення, що утруднює поширення всіх фізичних взаємодій у вільному просторі. У результаті $\alpha$ знову стала майже постійною.

Описана картина узгоджується з нашими спостереженнями. Спектральні лінії квазара характеризують той період космічної історії, коли домінувала матерія і $\alpha$ зростала. Результати лабораторних вимірювань і досліджень в Окло відповідають періоду, коли домінує темна енергія і $\alpha$ є сталою. Особливо цікаве подальше вивчення впливу зміни $\alpha$ на радіоактивні елементи в метеоритах, тому що воно дає змогу дослідити перехід між двома названими періодами.

Альфа — це лише початок

Якщо стала тонкої структури змінюється, то матеріальні об’єкти мають падати по-різному. Свого часу Галілей сформулював слабкий принцип еквівалентності, згідно з яким тіла у вакуумі падають з однаковою швидкістю незалежно від того, з чого вони складаються. Але зміни $\alpha$ мають породжувати силу, що діє на всі заряджені частинки. Що більше протонів містить ядро атома, то сильніше він її відчуватиме. Якщо висновки, зроблені під час аналізу результатів спостереження квазарів, правильні, то прискорення вільного падіння тіл із різних матеріалів має відрізнятися приблизно на 1 $\cdot$ $10^{–14}$. Це в 100 разів менше, ніж можна виміряти в лабораторії, але достатньо багато, щоб виявити відмінності в таких експериментах, як STEP (перевірка принципу еквівалентності в космосі).

У попередніх дослідженнях $\alpha $ вчені нехтували неоднорідністю Всесвіту. Подібно до всіх галактик, наш Чумацький Шлях приблизно в мільйон разів густіший, ніж космічний простір у середньому, тому він не розширюється разом із Всесвітом. У 2003 р. Берроу і Девід Мота (David F. Mota) з Кембриджа обчислили, що $\alpha$ може поводитися по-різному в межах галактики та в більш порожніх ділянках простору. Щойно молода галактика ущільнюється і, релаксуючи, приходить у гравітаційну рівновагу, $\alpha$ стає сталою всередині галактики, але продовжує змінюватися зовні. Отже, експерименти на Землі, у яких перевіряється сталість $\alpha$, страждають від упередженого вибору умов. Нам ще належить з’ясувати, як це позначається на перевірці слабкого принципу еквівалентності. Жодних просторових варіацій $\alpha$ поки що не було помічено. Спираючись на однорідність реліктового випромінювання, Берроу нещодавно показав, що $\alpha $ змінюється не більш ніж на 1 $\cdot$ $10^{–8}$ між ділянками небесної сфери, віддаленими одна від одної на $10^o$.

Нам залишається чекати на появу нових даних і проведення нових досліджень, які остаточно підтвердять або спростують гіпотезу про зміну $\alpha $. Дослідники зосередилися саме на цій константі просто тому, що ефекти, зумовлені її варіаціями, легше помітити. Але якщо $\alpha $ справді непостійна, то інші константи теж мають змінюватися. У такому разі нам доведеться визнати, що внутрішні механізми природи набагато складніші, ніж ми припускали.

ПРО АВТОРІВ:
Джон Берроу (John D. Barrow), Джон Вебб (John K. Webb) зайнялися дослідженням фізичних сталих у 1996 р. під час спільної творчої відпустки в Сассекському університеті в Англії. Тоді Берроу досліджував нові теоретичні можливості зміни констант, а Вебб займався спостереженнями квазарів. Обидва автори пишуть науково-популярні книжки і часто виступають у телевізійних програмах.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.