Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную

Теперь трудность задачи состоит в том, чтобы объединить четыре силы: три, которые управляют микромиром, – электромагнетизм, сильное взаимодействие и слабое взаимодействие – и силу тяготения. Первый современный шаг к их унификации связан с именами Шелдона Глэшоу и Стивена Вайнберга в США, Герарда ‘т Хоофта в Голландии и пакистанского физика Абдуса Салама. Результаты их работы показали, что электрическая и магнитная силы (объединенные Максвеллом) сами по себе связаны, по-видимому, с совершенно иной силой – так называемым слабым взаимодействием, важным для нейтрино и радиоактивности. В очень ранней Вселенной эти силы были объединены в одну и начали различаться только после того, как Вселенная остыла ниже критической температуры примерно 10¹⁵ градусов (что произошло, когда ее возраст составлял 10^–12 секунд). Самые большие ускорители могут имитировать такие температуры, и Салам и Вайнберг получили доказательства своей правоты, когда во время экспериментов в CERN открыли новые частицы, существование которых они предсказывали.

В 1950-х и 1960-х гг. было открыто так много новых частиц (добавившихся к хорошо знакомым электронам, нейтронам и протонам), что казалось: ученые, занимающиеся физикой частиц, рискуют превратиться в «коллекционеров марок». Но в череде этих частиц обнаружилась система; субатомные частицы можно было объединять в «семьи», подобно тому как атомы в периодической таблице Менделеева подразделяются на периоды и группы. В 1964 г. Мюррей Гелл-Ман и Джордж Цвейг, два американских физика-теоретика, предложили «кварковую модель». Кварки имеют заряд, составляющий 1/3 или 2/3 от заряда электрона. Экспериментальную поддержку теории обеспечили Джером Фридман, Генри Кендалл и Ричард Тейлор, которые использовали новейший линейный ускоритель в Стэнфорде, чтобы бомбардировать протоны электронами. Ученые обнаружили, что электроны рассеиваются так, будто каждый протон состоит из трех «точечных зарядов», содержащих соответственно 2/3, 2/3 и – 1/3 общего заряда. Тем не менее один из неожиданных аспектов «кварковой модели» состоит в том, что отдельный кварк вычленить никак нельзя, хотя внутри протона кварки ведут себя как свободные частицы. (Все попытки обнаружить частично заряженные частицы провалились.) В конце 1970-х гг. бо́льшая часть «зоопарка частиц» была объяснена в категориях 9 типов кварков.

Так называемая «стандартная модель», которая появилась в 1970-х гг., внесла в микромир потрясающий порядок. Электромагнитная сила и слабое взаимодействие были объединены, а сильные или ядерные силы были интерпретированы с точки зрения кварков, которые скрепляет вместе еще одна частица под названием «глюон». Но никто не считал, что последнее слово в этой области сказано: количество элементарных частиц остается обескураживающе большим, а уравнения все еще включают числа, которые были определены экспериментальным путем и пока не подтверждены теорией. В частности, объяснение на основе глюонов не связано с конкретным значением силы ядерного взаимодействия, которое решающим образом проявляет себя в нашем основном числе ε = 0,007.

После объединения электромагнитной силы и слабого взаимодействия следующей целью стало добавить ядерную силу и таким образом добиться так называемой «теории великого объединения» всех сил, управляющих физикой микромира (хотя все эти теории пока что недостаточно «велики», чтобы включить в себя тяготение, это по-прежнему трудная задача). Камень преткновения в том, что великое объединение, как полагают, имеет место при температуре 10²⁸ градусов. Это в миллион миллионов раз выше, чем можно достичь в процессе современных экспериментов, а чтобы добиться требуемой энергии, потребуется ускоритель размером больше Солнечной системы. Поэтому на Земле эти теории проверить очень трудно.

Их специфическое влияние на мир низких энергий имеет зачаточный характер: например, протоны, главные составляющие всех звезд и планет, распадаются очень медленно – этот эффект будет важен в отдаленном будущем, но сейчас не имеет значения. Тем не менее все было горячее 10²⁸ градусов в первые 10^–35 секунд после Большого взрыва. Возможно, ранняя Вселенная была единственным местом, где была возможна температура, требуемая для объединения сил. Этот «эксперимент» кончился более 10 млрд лет назад, но оставил ли он во Вселенной какие-то следы, наподобие того как гелий остался от первых нескольких минут ее существования? По всей видимости, да: перевес вещества над антивеществом (который мы обсуждали в главе 6), возможно, был запечатлен на этой ультраранней стадии. Что куда более важно, огромный масштаб Вселенной и тот факт, что она вообще расширяется, может быть, был предопределен тем, что случилось в эти краткие первые мгновения.

ПОНЯТИЕ «ИНФЛЯЦИИ»