Сабина Хоссенфельдер - Уродливая Вселенная [Как поиски красоты заводят физиков в тупик]

Первая попытка модифицировать гравитацию, известная как модифицированная ньютоновская динамика, не подчинялась симметриям общей теории относительности, что серьезно свидетельствовало против этой альтернативной гипотезы 172. Новые варианты модифицированной гравитации симметриям общей теории относительности подчиняются и объясняют наблюдаемые галактические закономерности лучше, чем темная материя, состоящая из частиц 173. Но эти варианты плоховато работают на расстояниях, сильно меньших или больших, чем размер галактики.

Решение может находиться где-то посередине. Недавно группа исследователей предположила, что темная материя – это сверхтекучая жидкость, которая на малых расстояниях походит на модифицированную гравитацию, а на больших допускает гибкость темной материи, состоящей из частиц 174. Эта идея объединяет преимущества обеих теорий, избегая их недостатков.

Несмотря на терминологические различия, математика модифицированной гравитации и математика темной материи, состоящие из частиц, почти одинаковы. Как говорит Кэти, для модифицированной гравитации приходится вводить новые – пока не обнаруженные – поля. Для темной материи, состоящей из частиц, приходится вводить новые – пока не обнаруженные – частицы. Но частицы описываются полями, так что разница ничтожна. Что отличает эти подходы, так это тип полей и их способ взаимодействия с гравитацией. С точки зрения специалиста по физике элементарных частиц, поля модифицированной гравитации обладают необычными свойствами. Они непривычны. Несимпатичны. И поэтому модифицированная гравитация осталась где-то на задворках сообщества физиков. У нее всего-навсего несколько десятков сторонников, тогда как над вимпами и аксионами работают тысячи ученых.

Сегодня модифицированная гравитация согласуется не со всеми космологическими данными, равно как и согласованная космологическая модель. Возможно, дело в том, что этот подход неверен. Но не исключено, что просто мало кто пытается согласовать модифицированную гравитацию с данными.

«А что думаете вы? – спрашивает Кэти в конце нашего разговора. – Считаете ли вы, что мы отыщем более красивые и простые модели?»

И тогда я осознаю, что из всех, с кем я говорила, никто больше не спросил моего собственного мнения. И я этому рада, поскольку ответа на вопрос у меня не было бы.

Но за время моих странствий мне стало ясно, что я не упускаю какое-то обоснование того, почему коллеги полагаются на красоту. Такого обоснования попросту нет. Как бы мне ни хотелось верить, что законы природы красивы, не думаю, что наше чувство прекрасного – надежный руководящий принцип; напротив, оно отвлекает наше внимание от других, более насущных вопросов. Вроде того, на который указал Стивен Вайнберг, – связанного с появлением макроскопического мира. Или, как напомнил мне Вэнь Сяоган, – с нашим непониманием квантовой теории поля. Или, как показывает ситуация с мультивселенной и естественностью, – с нашим непониманием того, что применительно к закону природы означает быть вероятным.

И я отвечаю Кэти, что, да, думаю, у природы припасено для нас еще много красоты. Только вот красоту, как и счастье, нельзя найти, просто жалуясь на ее отсутствие.

Есть еще один способ постулировать новую физику и тут же припрятать ее в рукаве – ввести поля, которые становятся значимыми либо только на очень больших расстояниях, либо только в очень ранней Вселенной, а и то и другое проверить трудно. Подобные изобретения сегодня допустимы, поскольку тоже объясняют численные совпадения.

В общей теории относительности космологическая постоянная – свободный параметр. Это означает, что нет никакого глубинного принципа, исходя из которого можно было бы вычислить ее значение, – оно должно быть определено экспериментально. Ускоряющееся расширение Вселенной показывает, что космологическая постоянная положительна и ее значение относится к масштабу энергий, сравнимых с массой самого тяжелого из известных нейтрино. Таким образом, для специалистов по физике элементарных частиц это очень маленькие энергии (см. рис. 14) [104] Если вы справитесь о значении космологической постоянной (Λ), то увидите, что сейчас оно оценивается примерно в 10 –52 /м 2 . Но специалисты по физике элементарных частиц под масштабом космологической постоянной имеют в виду другое. Они берут связанную с космологической постоянной плотность энергии, равную c 4 Λ/ G (где G – гравитационная постоянная, с – скорость света), делят ее на ℏ и с и извлекают из получившегося выражения корень четвертой степени, что дает примерно 10 4 /м, или, если вычислить обратную величину, масштаб расстояний около 1/10 мм. В терминах масштаба расстояний расхождение с планковской длиной – примерно 30 порядков (см. рис. 14). В терминах плотности энергии – это различие надо возвести в четвертую степень – получается расхождение на 120 порядков (его приводят чаще, но оно несколько сбивает с толку). .

Если космологическая постоянная ненулевая, значит, пространство-время, не содержащее никаких частиц, уже не плоское. Поэтому космологическая постоянная часто интерпретируется как вакуум с ненулевыми плотностью энергии и давлением.

Общая теория относительности ничего не говорит нам о значении космологической постоянной. В квантовой теории поля, однако, мы можем вычислить плотность энергии вакуума – и она оказывается бесконечно большой. Но в отсутствие гравитации это не важно: мы все равно никогда не измеряем абсолютные значения энергий, мы измеряем лишь разницу энергий. В Стандартной модели без гравитации мы можем, таким образом, использовать нужные математические процедуры, чтобы избавиться от бесконечности и получить физически осмысленный результат.

Но в присутствии гравитации бесконечный вклад становится физически значимым, ведь он вызвал бы бесконечное искривление пространства-времени. А это определенно не имеет смысла. Дальнейшая проверка, по счастью, показывает, что энергия вакуума ничем не ограничена, только если экстраполировать Стандартную модель в область бесконечно высоких энергий. А поскольку мы ожидаем, что эта экстраполяция будет нарушаться при планковской энергии (самое позднее), энергия вакуума должна быть степенью планковской энергии. Уже лучше – теперь энергия вакуума по крайней мере конечна. Но все же слишком велика, чтобы согласовываться с наблюдениями. Такая огромная космологическая постоянная давным-давно разорвала бы нас в клочья или схлопнула бы обратно Вселенную.

Впрочем, мы можем просто выбрать в общей теории относительности свободную константу, так чтобы при добавлении ее ко вкладу квантовой теории поля (каким бы тот ни был) результат согласовывался с наблюдениями. Стало быть, ожидание, что сумма окажется где-то вблизи от планковской энергии, опять-таки основано на аргументе о естественности. Если бы мы могли проделать вычисления, так гласит легенда, мы вряд ли нашли бы два больших числа, которые почти, но не точно друг друга уничтожают, оставляя после себя только то маленькое значение, что мы наблюдаем.