Стивен Вайнберг - Первые три минуты
Такое часто случается в физике — наша ошибка не в том, что мы воспринимаем наши теории слишком серьезно, а в том, что мы не относимся к ним достаточно серьезно. Всегда очень трудно осознать, что те числа и уравнения, с которыми мы забавляемся за нашими столами, имеют какое-то отношение к реальному миру. Хуже того, часто кажется, что существует общее соглашение, будто некоторые явления еще не годятся для того, чтобы стать предметом солидных теоретических и экспериментальных исследований. Гамов, Альфер и Херман заслуживают колоссального уважения помимо всего прочего за то, что они серьезно захотели воспринять раннюю Вселенную и исследовали то, что должны сказать известные физические законы о первых трех минутах. Но даже они не сделали последнего шага, не убедили радиоастрономов, что те должны искать фон микроволнового излучения. Самое важное, что сопутствовало окончательному открытию в 1965 году трехградусного фона излучения, заключалось в том, что это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранняя Вселенная была.
Я подробно остановился на этой упущенной возможности потому, что эта история представляется мне одной из самых поучительных историй науки. Вполне понятно, что большая часть историографии науки посвящена ее успехам, ошеломляющим открытиям, блестящим выводам или великим волшебным скачкам, сделанным Ньютоном или Эйнштейном. Но я не думаю, что можно по-настоящему понять успехи науки, не понимая того, как тяжело они даются — как легко быть сбитым с пути, как трудно узнать в любой момент времени, что нужно делать дальше[47].
VII. ПЕРВАЯ СОТАЯ ДОЛЯ СЕКУНДЫ
Мы взялись за расчет первых трех минут в главе не с самого начала. Вместо этого мы начали с «первого кадра», когда космическая температура уже уменьшилась до 100 миллиардов градусов Кельвина и единственными частицами, имевшимися в большом количестве, были фотоны, электроны, нейтрино и соответствующие им античастицы. Если бы эти частицы были единственными типами частиц в природе, мы, вероятно, могли бы экстраполировать расширение Вселенной назад по времени и вычислить, что должно было существовать действительное начало, состояние бесконечных температуры и плотности, которое возникло на 0,0108 секунды раньше нашего первого кадра.
Однако современной физике известно много других типов частиц: мюоны, пи-мезоны, протоны, нейтроны и др. Когда мы смотрим назад на все более ранние моменты времени, мы сталкиваемся со столь высокими температурой и плотностью, что все эти частицы должны были присутствовать в большом количестве, находясь в состоянии теплового равновесия и непрерывного взаимодействия друг с другом. По причинам, которые я надеюсь разъяснить, мы до сих пор просто недостаточно знаем физику элементарных частиц, чтобы иметь возможность рассчитать с какой-то уверенностью свойства подобной смеси. Незнание микроскопической физики стоит как пелена, застилающая взор при взгляде на самое начало.
Конечно, заманчиво попытаться рассеять эту пелену. Искушение особенно велико для теоретиков вроде меня, чья работа значительно больше связана с физикой элементарных частиц, чем с астрофизикой. Множество интересных идей современной физики частиц имеют столь тонкие следствия, что их чрезвычайно трудно проверить сегодня в лабораториях, но эти следствия весьма драматичны, если подобные идеи применять к ранней Вселенной.
Первая проблема, с которой мы сталкиваемся, обращаясь к температурам выше 100 миллиардов градусов, связана с «сильными взаимодействиями» элементарных частиц. Сильные взаимодействия — это те силы, которые удерживают вместе нейтроны и протоны в атомном ядре. Эти силы не знакомы нам в повседневной жизни так, как знакомы электромагнитные или гравитационные силы, потому что радиус действия этих сил невероятно мал, около одной десятимиллионной от миллионной доли сантиметра (10-13 см). Даже в молекулах, ядра которых обычно находятся на расстоянии нескольких сот миллионных долей сантиметра (10-8 см) друг от друга, сильные взаимодействия между различными ядрами по существу не дают никакого эффекта. Однако, как указывает их название, эти взаимодействия очень сильны. Когда два протона прижимаются друг к другу достаточно близко, сильное взаимодействие между ними становится примерно в 100 раз больше, чем электрическое отталкивание; именно поэтому сильные взаимодействия способны удержать от развала атомные ядра, преодолевая электрическое отталкивание почти 100 протонов. Причиной взрыва водородной бомбы является перераспределение нейтронов и протонов, в результате которого они более тесно связываются друг с другом сильными взаимодействиями; энергия бомбы есть как раз та избыточная энергия, которая высвобождается при этом перераспределении.
Именно интенсивность сильных взаимодействий делает их значительно более трудными для математического анализа, чем электромагнитные взаимодействия. Когда мы, например, рассчитываем вероятность рассеяния двух электронов за счет электрического отталкивания между ними, мы должны сложить бесконечное число вкладов, отвечающих определенной последовательности испускания и поглощения фотонов и электрон-позитронных пар. Эти вклады символически изображаются «фейнмановскими диаграммами», вроде тех, которые показаны на рис. 10. (Метод расчета с использованием этих диаграмм был разработан в конце 40-х годов Ричардом Фейнманом, работавшим тогда в Корнелле. Строго говоря, вероятность процесса рассеяния дается квадратом суммы вкладов от каждой диаграммы.) Добавление к любой диаграмме одной лишней внутренней линии понижает вклад этой диаграммы на множитель, грубо говоря, равный фундаментальной постоянной, которая известна как «постоянная тонкой структуры». Эта константа довольна мала, приблизительно равна 1/137,036. Поэтому сложные диаграммы дают малые вклады, и мы можем рассчитать вероятность процесса рассеяния с достаточным приближением, складывая вклады лишь от нескольких простых диаграмм. (Именно поэтому мы уверены в том, что можем предсказать атомные спектры с почти неограниченной точностью.) Однако для сильных взаимодействий та константа, которая играет роль постоянной тонкой структуры, примерно равна единице, а не 1/137, и поэтому сложные диаграммы дают столь же большой вклад, как и простые. Эта проблема, заключающаяся в сложности расчета вероятностей процессов, включающих сильные взаимодействия, была единственной величайшей помехой прогрессу физики элементарных частиц в последнюю четверть века.
Рис. 10. Некоторые фейнмановские диаграммы.
Показаны некоторые из простейших фейнмановских диаграмм для процесса электрон-электронного рассеяния. Сплошные линии обозначают электроны или позитроны; волнистые линии обозначают фотоны. Каждой диаграмме отвечает определенная численная величина, зависящая от импульсов и спинов входящих и выходящих электронов; вероятность процесса рассеяния равна квадрату суммы этих величин, связанных со всеми фейнмановскими диаграммами. Вклад каждой диаграммы в эту сумму пропорционален числу множителей 1/137 (постоянная тонкой структуры), равному числу фотонных линий. Диаграмма а представляет обмен одним фотоном и дает главный вклад, пропорциональный 1/137. Диаграммы б, в, г и д представляют все типы диаграмм, приводящих к главным «радиационным» поправкам к диаграмме а; все они вносят вклад, пропорциональный (1/137)2. Диаграмма е дает еще меньший вклад, пропорциональный (1/137)3.
Не все процессы включают сильные взаимодействия. Эти взаимодействия затрагивают только класс частиц, известный как «адроны»; сюда входят ядерные частицы и пи-мезоны, а также другие нестабильные частицы, известные как К-мезоны, эта-мезоны, лямбда-гипероны, сигма-гипероны и др. Вообще говоря, адроны тяжелее лептонов (название «лептон» произошло от греческого слова «легкий»), но действительно важное различие между ними в том, что адроны чувствуют влияние сильных взаимодействий, в то время как лептоны — нейтрино, электроны и мюоны — нет. Тот факт, что электроны не ощущают ядерных сил, невероятно важен — вместе с малой массой электрона это обстоятельство приводит к тому, что облако электронов в атоме или молекуле примерно в 100 000 раз больше, чем атомное ядро, а также к тому, что химические силы, удерживающие вместе атомы в молекулах, в миллионы раз слабее, чем силы, удерживающие протоны и нейтроны в ядрах. Если бы электроны в атомах и молекулах ощущали действие ядерных сил, то не существовало бы химии, кристаллографии или биологии — была бы одна ядерная физика.
Температура 100 миллиардов градусов Кельвина, с которой мы начали в главе V, была предусмотрительно выбрана ниже пороговой температуры для всех адронов. (Согласно табл. 1 легчайший адрон пи-мезон имеет пороговую температуру, равную примерно 1600 миллиардов градусов Кельвина). Таким образом, в течение всей истории, рассказанной в главе V, единственными частицами, присутствовавшими в больших количествах, были лептоны и фотоны и взаимодействиями между ними можно было спокойно пренебречь.
