Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Однако мы все существуем. Число протонов и электронов превышает число антипротонов и позитронов в соотношении 1 млрд/1. В какой-то момент на самых ранних этапах жизни Вселенной, до того как сформировались ядра и атомы, законы сохранения барионного и лептонного зарядов были нарушены и образовалась огромная асимметрия между материей и антиматерией.

Если закон сохранения барионного заряда нарушается, протоны в конечном счете должны оказаться нестабильными. Насчет нестабильности электронов волноваться нечего из-за их маленькой массы: нет более легких заряженных частиц, на которые они могут распасться. От распада на фотоны и нейтрино их предохраняет закон сохранения электрического заряда. В противоположность этому существует множество заряженных лептонов, на которые могут распадаться протоны. В таблицах элементарных частиц, в которых перечисляются все их свойства, представлены также дюжины возможных типов распада частиц {224} 224 Beringer J. and Particle Data Group et al. The Review of Particle physics // Physical Review, D 88, 2012: 010001, available online at: http://pdg.lbl.gov/ (accessed February 22,2013). . Вот только один пример:

где e + — позитрон. Обратите внимание на нарушение законов сохранения лептонного и барионного зарядов.

Еще до завершения работы над стандартной моделью, в 1970-х годах, теоретики искали способы ее расширения. Один из классов моделей, о которых идет речь, называется теориями великого объединения (ТВО). Стандартная модель объединила электромагнитное и слабое ядерное взаимодействия в единое электрослабое взаимодействие, однако сильное ядерное взаимодействие осталось независимым. В рамках ТВО делаются попытки объединить сильное взаимодействие с другими силами.

Большинство ТВО предусматривают бариогенезис — формирование барионной асимметрии наряду с лептогенезисом — образованием лептонной асимметрии. Возможный механизм этих процессов, основанный на оригинальном предположении, которое выдвинул в 1967 году известный советский физик и диссидент Андрей Сахаров {225} 225 Сахаров А. Д. Нарушение СР-инвариантности, С-асимметрия и барионная асимметрия вселенной // Письма в ЖЭТФ, 1967. — Т. 5, вып. 1. — С. 32–35. Электронная версия статьи доступна по ссылке http://ufn.ru/ru/articles/ 1991/5/h/citedby.html. , показан на рис. 11.4. В нем задействованы новый калибровочный бозон, называемый Х-бозоном, и его античастица.

Простейшая из ранних ТВО была предложена Говардом Джорджи и Шелдоном Глэшоу в 1974 году {226} 226 Georgi Howard and Glashow S. L. Unity of All Elementary-Particle Forces // Physical Review Letters, 32,1974:438–441. . Я буду называть ее ГГ-ТВО (в научном мире она называется минимальной SU(5)-моделью). Ее достоинство заключалось в возможности предсказать время жизни протона, составляющее, согласно этой модели, 10 32лет.

Существующих научно-технических возможностей было вполне достаточно, чтобы проверить предсказанное в рамках ГГ-ТВО время жизни протона, и вскоре были проведены четыре эксперимента по регистрации его распада. Эти эксперименты проводились в шахтах глубоко под землей, чтобы минимизировать фоновое излучение, в особенности от летящих из космоса высокоэнергетических мюонов, способных проникнуть глубоко под землю. По меньшей мере два из этих экспериментов вполне позволили бы обнаружить распад протона в случае, если время его жизни составляет 10 32лет или меньше. Один из них проводился в соляной шахте около Кливленда и получил название 1MB в честь трех основных учреждений, задействованных в нем (Калифорнийский университет в Ирвайне, Мичиганский университет и Брукхейвенская национальная лаборатория). В эксперименте участвовали мои коллеги из Гавайского университета. Еще один высокочувствительный эксперимент проводился в цинковой шахте японского поселка Камиоки и получил название Kamiokande — Камиоканский эксперимент по поиску нуклонного распада (Kamioka Nucleon Decay Experiment).

К 1982 году ученые, проводившие все четыре эксперимента, сообщили, что на уровне, предсказанном ГГ-ТВО, распад протона обнаружить не удалось. Таким образом, модель была опровергнута (что бы ни утверждали некоторые философы, научные теории действительно иногда опровергаются). К сожалению, ни одна из оставшихся ТВО не предусматривала доступного измерению срока жизни протона или каких-либо иных осуществимых вариантов экспериментальной проверки.

Чувствительность экспериментов продолжает повышаться, лучшим является усовершенствованный эксперимент в Камиоки, названный Super-Kamiokande (Super-K). Мне удалось немного поучаствовать в этом эксперименте, прежде чем я оставил исследовательскую деятельность в 2000 году. В 2011 году в эксперименте Super-K было найдено наиболее точное на сегодня значение нижнего предела времени распада протона, составляющее 1,01∙10 34лет, что на два порядка выше, чем прогноз ГГ-ТВО {227} 227 Super-Kamiokande Collaboration. Proton Lifetime Is Longer Than 1034 Years. 2011 // http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/whatsnew/new-20091125-e.html (accessed February 22,2013). .

Иногда отрицательные результаты не менее важны, чем положительные. Знание нижнего предела времени жизни протона при распаде по различным каналам вносит бесценный вклад в работу теоретиков, занимающихся поиском физических процессов, лежащих за пределами стандартной модели. Теперь они могут исключить модели, которые предсказывают нарушение этого предела. Когда и если ученым удастся наблюдать распад протона, скорость, с которой он распадается по различным каналам, поможет им познать строение физического мира, лежащего за пределами стандартной модели.

Благодаря подземным экспериментам были совершены также некоторые полезные побочные открытия, значимость которых приближается к значимости провала попытки обнаружить распад протона. Как уже упоминалось в главе 10, в 1987 году в ходе экспериментов в Кливленде и Камиоки были обнаружены нейтрино, источником которых являлась сверхновая SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке. Впервые ученые наблюдали нейтрино, прилетевшие из-за пределов Солнечной системы.

Учитывая успех стандартной модели, разумно предположить, что до электрослабого фазового перехода, произошедшего, по современной оценке, при температуре 173 ГэВ, что соответствует возрасту примерно 10 -11с, Вселенная описывалась стандартной моделью с электрослабым объединением. Это значит, что сильное взаимодействие все еще представляет отдельную силу, но электрическое и слабое взаимодействия едины. Вселенная на этом этапе все еще состоит из кварков,