Идея Эйнштейна состоит в том, что существует мировая постоянная, которая показывает, какая энергии содержится в определенном объеме совершенно пустого пространства. Если эта величина не равна нулю – а никаких причин ей быть нулевой нет, – эта энергия расталкивает разные части Вселенной, что приводит к космическому ускорению. Открытие этого ускорения привело в 2010 году Сола Перлмуттера, Адама Рисса и Брайана Шмидта к Нобелевской премии.
Мы с Брайаном Шмидтом, будучи аспирантами, сидели в одном офисе. В моей последней книге «Из вечности в сегодня» (From Eternity to Here) я рассказал историю о пари, которое мы с Брайаном заключили еще в те старые добрые времена: он считал, что мы не найдем полную плотность материи во Вселенной в ближайшие двадцать лет, а я утверждал, что найдем. Отчасти благодаря именно его усилиям мы сейчас уверены, что знаем плотность Вселенной, и в 2005 году я забрал свой приз – маленькую бутылку старого портвейна, причем для этого мы устроили забавную церемонию на крыше Куинси Хауса в Гарварде. С тех пор Брайан стал астрономом мирового класса, но остался неисправимым пессимистом – не так давно поспорил со мной о том, что невозможно обнаружить бозон Хиггса с помощью БАКа, и проиграл и это пари. Мы оба за это время подросли, соответственно, выросли и ставки. На сей раз проигравший Брайан должен будет на свои мили, собранные при частых перелетах, оплатить билеты для меня и моей жены Дженнифер в Австралию, куда мы собираемся прилететь к нему в гости.
Чтобы объяснить наблюдения астрономов, нам не нужна очень большая энергия вакуума – хватит и примерно одной десятитысячной электронвольта на кубический сантиметр. Точно тем же способом, что и при оценке поля Хиггса, мы можем грубо оценить энергию вакуума. Ответ получается впечатляющим: 10116 электронвольт на кубический сантиметр. Это больше, чем наблюдаемая величина, в 10120 раз – разница столь большая, что мы даже не пытаемся придумать для нее определение.
Расхождение между теоретическим и экспериментальным значениями энергии вакуума принадлежит к числу главных нерешенных проблем современной физики. Один из многих вкладов, которые делают расчетную энергию вакуума такой большой, вносит поле Хиггса, поскольку ненулевое поле в пустом пространстве должно обладать большой энергией (положительной или отрицательной). Именно поэтому Фил Андерсон и сомневался в правильности того механизма, который мы теперь называем механизмом Хиггса: такую большую плотность энергии ненулевого поля в пустом пространстве совместить с относительно небольшой плотностью энергии, на самом деле наблюдаемой в пустом пространстве, кажется невозможным. Сегодня мы не считаем, что эта проблема закроет механизм Хиггса, – есть много других, еще больших вкладов в энергию вакуума, все гораздо сложнее…
Возможно также, что энергия вакуума в точности равна нулю, а части Вселенной отталкиваются друг от друга за счет другой энергии, которая медленно убывает, а не строго постоянна. Эта энергия носит название «темной энергии», и астрономы делают все от них зависящее, чтобы проверить, может ли она быть причиной ускорения Вселенной. Самой популярной моделью носителя темной энергии является некое новое скалярное поле, похожее на поле Хиггса, но с гораздо меньшей энергией (массой). Это поле должно постепенно стремиться к нулевой энергии, но это будет медленный процесс, и он может занять миллиарды лет. А сейчас энергия должна бы вести себя более или менее как темная энергия – плавно меняться в пространстве и медленно убывать со временем.
Бозон Хиггса, обнаруженный на БАКе, к энергии вакуума не имеет прямого отношения, но есть косвенная связь. Узнав о нем больше, мы бы поняли, почему энергия вакуума столь мала или как может возникнуть медленно меняющаяся составляющая темной энергии. На этом пути у нас не очень большие шансы на успех, но в решении такой трудной задачи нужно использовать любые шансы.
Суперсимметрия
Главный урок, который мы должны извлечь из успеха электрослабой теории, состоит в том, что симметрия – наш союзник. Физики озаботились тем, чтобы найти как можно больше симметрий. Пожалуй, наиболее амбициозная попытка в этом направлении связана с названием, которое, хотя и соответствует сути, звучит не слишком оригинально. Это теория суперсимметрии.
Все симметрии, лежащие в основе сил Стандартной модели, устанавливают связь между частицами, по виду очень похожими друг на друга. Симметрия сильных взаимодействий устанавливает связь между кварками разных цветов, в то время как симметрия слабого взаимодействия устанавливает связь между верхними и нижними кварками, электронами и электронными нейтрино и похожим образом – между другими парами фермионов. Суперсимметрия, напротив, предпринимает амбициозную попытку установить связь между фермионами и бозонами. Если симметрия между электронами и электронными нейтрино похожа на установление родства яблок с апельсинами, то симметрия между фермионами и бозонами напоминает сравнение бананов с орангутанами.
На первый взгляд такой подход кажется не очень перспективным. Сказать, что есть симметрия – значит сказать, что какие-то различия не имеют значения. Мы называем кварки «красными», «зелеными» и «синими», но какой у кого цвет – не имеет значения. Электроны и электронные нейтрино, конечно, отличаются друг от друга, но только потому, что симметрия слабых взаимодействий нарушается полем Хиггса, скрывающимся в пустом пространстве. Если бы поля Хиггса там не было, электроны (только те, которые левши) и электронные нейтрино были бы вообще неразличимы.
Но когда мы смотрим на фермионы и бозоны Стандартной модели, они кажутся нам совершенно разными: массы различны, заряды различны, отличаются они и отношением к слабым и сильным взаимодействиям: одни в них участвуют, а другие – нет, даже общее число частиц совершенно разное. Никакой очевидной симметрии между этими частицами не заметно.
Однако физики упорно продолжают искать симметрии, и в конечном итоге они пришли к идее, что каждая частица Стандартной модели имеет совершенно неизвестного «суперпартнера», с которым устанавливает отношения суперсимметрии. Считается, что все эти суперпартнеры должны быть очень тяжелыми, потому мы еще и не обнаружили ни одного из них. Чтобы отметить эту блестящую идею, физики придумали остроумное правило поименования этих суперчастиц: если у вас есть фермион, название его суперпартнера-бозона образуется добавлением буквы «с» в начале названия соответствующего фермиона, а если у вас есть бозон, для названия его суперпартнера-фермиона к его названию добавляется окончание «ино».
Поэтому в теории суперсимметрии у нас есть набор новых бозонов с названиями «сэлектрон», «скварки» и так далее, а также набор новых фермионов под названием «фотино», «глюино» и «хиггсино». (Как любит поговаривать Дейв Барри[14]: «Клянусь, я не шучу!») Основные характеристики суперпартнеров – те же, что и у оригинальных частиц, за исключением того, что их масса намного больше, а бозоны и фермионы стали взаимозаменяемыми. Таким образом, «стоп» – это бозонный партнер топ-кварка (истинный кварк иногда называют топ-кварком), он чувствует как сильные, так и слабые взаимодействия и имеет заряд +2/3. Интересно, что в некоторых моделях суперсимметрии стоп – зачастую самый легкий бозонный суперпартнер, хотя сам топ-кварк является самым тяжелым фермионом. Бозонные суперпартнеры-фермионы, как правило, смешиваются, так что суперпартнеры W-бозонов и заряженных бозонов Хиггса соединяются, чтобы образовать «чарджино» (заряженный), в то же время партнеры Z-бозона, фотона и нейтральных бозонов Хиггса смешиваются, чтобы образовать «нейтралино».
