Джорджи, Куинн и Вайнберг использовали эти идеи и довели их до замечательного финала. Они показали, что если аккуратно учесть влияние всех этих квантовых флуктуаций, то мы увидим, что интенсивности всех трёх негравитационных взаимодействий станут сближаться. Хотя интенсивности этих трёх видов взаимодействий очень сильно различаются на масштабах расстояний, доступных современной технике, согласно выводам Джорджи, Куинн и Вайнберга, это различие связано с различным влиянием, которое оказывает на них «туман» квантовых флуктуаций. Их расчёты показали, что если проникнуть сквозь этот туман и исследовать взаимодействия не в обычных для нас масштабах, а на расстояниях, составляющих примерно одну сотую от миллиардной миллиардной миллиардной (10 −29) доли сантиметра (приблизительно в десять тысяч раз превышающем планковскую длину), интенсивности всех трёх негравитационных взаимодействий окажутся одинаковыми.
Высокие энергии, которые исследуются на таких малых расстояниях, значительно превышают те, с которыми мы обычно имеем дело, однако такие энергии были характерными для бурной и раскалённой Вселенной в момент, когда её возраст составлял примерно одну тысячную от одной триллионной триллионной триллионной (10 −39) доли секунды, а её температура, как упоминалось выше — около 10 28K. Эти теоретические работы показали, что примерно так же, как набор самых различных ингредиентов — кусков металла, дерева, горных пород, минералов и т. п. — сплавляется в единое целое и образует однородную, гомогенную плазму при нагреве до достаточно высокой температуры, сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия при такой огромной температуре сливаются в одно величественное взаимодействие. Схематически это показано на рис. 7.1. {55}
![]()
Рис. 7.1.Интенсивность трёх негравитационных взаимодействий при уменьшении расстояния или (что эквивалентно) при увеличении энергии
Хотя у нас нет устройств, с помощью которых можно было бы производить измерения на столь малых расстояниях или воспроизводить столь высокие температуры, за время, прошедшее с 1974 г., экспериментаторам удалось существенно уточнить значения интенсивности трёх негравитационных взаимодействий в обычных условиях. Эти данные, являющиеся начальными точками на трёх кривых изменения интенсивности взаимодействий, показанных на рис. 7.1, представляют собой исходные данные для квантово-механических расчётов, выполненных Джорджи, Куинн и Вайнбергом. В 1991 г. Уго Амальди из ЦЕРНа, Вим де Боер и Герман Фюрстенау из университета Карлсруэ в Германии пересчитали результаты Джорджи, Куинн и Вайнберга с использованием новых экспериментальных данных и продемонстрировали два замечательных факта. Во-первых, интенсивность трёх негравитационных взаимодействий почти (но не абсолютно) одинаковав масштабе малых расстояний (соответственно, высоких энергий и высоких температур), как показано на рис. 7.2. Во-вторых, это незначительное, но несомненное различие в интенсивности исчезаетпри включении суперсимметрии. Причина состоит в том, что новые частицы-суперпартнёры, существования которых требует суперсимметрия, дают дополнительные квантовые флуктуации достаточной величины, чтобы интенсивности взаимодействий стали одинаковыми.
![]()
Рис. 7.2.Уточнение расчёта интенсивностей взаимодействий показало, что без суперсимметрии они очень близки, но не совпадают
Для большинства физиков чрезвычайно трудно поверить в то, что природа могла выбрать взаимодействия таким образом, чтобы на микроскопическом уровне они были почти, но не в точности равны. Это всё равно, как если бы вы собирали головоломку и увидели, что последний фрагмент имеет немного не ту форму, которая позволила бы ему занять последнее остающееся свободным место. Суперсимметрия искусно изменяет форму этого фрагмента, и все части головоломки встают на свои места.
Другой аспект этих последних достижений связан с тем, что они дают возможный ответ на вопрос, почему до сих пор не открыта ни одна частица-суперпартнёр. Расчёты, подтвердившие равенство интенсивности взаимодействий, а также ряд других исследований, выполненных физиками, показали, что частицы-суперпартнёры должны быть намного тяжелее, чем все открытые до сих пор частицы. Хотя точный прогноз дать пока невозможно, проведённые исследования показывают, что частицы-суперпартнёры должны быть как минимум в тысячу раз тяжелее протона. Это объясняет, почему такие частицы до сих пор не обнаружены: даже самые современные ускорители не способны развивать такие энергии. В главе 9 мы вернёмся к вопросу о перспективах экспериментальной проверки того, является ли суперсимметрия реальным свойством нашего мира.
Конечно, приведённые доводы в пользу того, чтобы принять суперсимметрию или, по крайней мере, не отвергать такой возможности, не являются неоспоримыми. Мы описали, как суперсимметрия придаёт нашим теориям наиболее симметричный вид, но вы можете возразить, что мироздание, возможно, вовсе не стремится принять наиболее симметричную форму, достижимую с математической точки зрения. Мы обратили ваше внимание на важный технический момент, состоящий в том, что суперсимметрия избавляет нас от необходимости детальной подгонки параметров стандартной модели для преодоления ряда тонких проблем в квантовой теории, но вы можете возразить, что истинная теория, описывающая явления природы, вполне может балансировать на тонкой грани между непротиворечивостью и саморазрушением. Мы показали, что на ничтожно малых расстояниях суперсимметрия изменяет интенсивность трёх негравитационных взаимодействий в точности так, чтобы они могли слиться в одно великое объединённое взаимодействие, но вы, опять же, можете возразить, что в устройстве мироздания нет ничего, что диктовало бы необходимость совпадения интенсивности этих взаимодействий на микроскопическом масштабе. Наконец, вы можете предположить, что частицы-суперпартнёры до сих пор не обнаружены просто потому, что наша Вселенная не является суперсимметричной и, следовательно, частицы-суперпартнёры не существуют.
Никто не может опровергнуть ни одно из этих возражений. Однако доводы, говорящие в пользу суперсимметрии, необычайно усиливаются, если мы рассмотрим её роль в теории струн.
Суперсимметрия в теории струн
Первоначальный вариант теории струн, начало которой было положено работой Венециано в конце 1960-х гг., содержал все виды симметрии, которые обсуждались в первых пунктах этой главы, но не включал суперсимметрию (которая в то время ещё не была открыта). Эта первая теория, базировавшаяся на концепции струн, называлась теорией бозонных струн. Слово бозоннаяуказывает на то, что все моды колебаний бозонной струны обладали целочисленным спином: в этой теории не было фермионных мод, т. е. мод, спин которых отличался бы от целого числа на половину единицы. Это приводило к двум проблемам.
Во-первых, если назначением теории струн было описание всех взаимодействий и всех видов материи, она должна была каким-то образом включать фермионные моды колебаний, поскольку все известные частицы вещества имеют спин 1/2. Вторая, гораздо более серьёзная проблема была связана с существованием в теории бозонных струн ещё одной моды колебаний, масса которой (или, точнее, квадрат массы) была отрицательной, — так называемого тахиона. Возможность того, что в дополнение к более привычным частицам с положительными массами наш мир может содержать тахионы, изучалась физиками ещё до появления теории струн, однако их работы показали, что создать непротиворечивую теорию, включающую тахионы, чрезвычайно трудно, если вообще возможно. Аналогичным образом физики испробовали самые фантастические способы, пытаясь придать смысл экзотической идее тахионной моды в контексте теории струн, но все попытки оказались безуспешными. Эти две проблемы показали, что хотя теория бозонных струн была весьма интересна, в ней определённо не хватало каких-то существенных элементов.
