Мечты об окончательной теории: Физика в поисках самых фундаментальных законов природы - Стивен Вайнберг

Б176

Суперсимметрия сопоставляет всем известным кваркам, фотонам и т.д. «суперпартнеров» другого спина. Хотя ни одна из этих частиц не наблюдалась, теоретики не замедлили дать им имена: суперпартнеры (нулевого спина) частиц типа кварков, электронов и нейтрино, называются скварками, сэлектронами и снейтрино, а суперпартнеры (полуцелого спина) фотона, W, Z и глюонов называются фотино, вино, зино и глюино. Я как-то предложил называть этот местный жаргон «лангино»40), но Гелл-Манн предложил лучший термин «сязык». Совсем недавно идея суперсимметрии получила мощный толчок от экспериментов по распаду Z-частицы в ЦЕРНе. Как отмечалось выше, эти эксперименты сейчас настолько точны, что можно говорить о небольшом (порядка 5 %) расхождении между предсказанным в 1974 г. отношением констант, равным 0,22, и наблюдаемым значением. Интересно, что расчеты, учитывающие существование скварков и глюино, а также всех остальных требуемых суперсимметрией новых частиц, приводят к таким изменениям констант взаимодействия, которые вполне достаточны, чтобы привести к согласию между теорией и экспериментом.

Б177

Впервые это было обнаружено в 1968 г. при сравнении экспериментальных результатов Рея Дэвиса с расчетами Джона Бакала ожидаемого потока солнечных нейтрино.

Б178

Это было предложено в 1985 г. С.П. Михеевым и А.Ю. Смирновым на основе более ранней работы Линкольна Вольфенштейна.

Б179

Предложено независимо Йоширо Намбу, Хольгером Нильсеном и Леонардом Сасскиндом.

Б180

Это замечание принадлежит Эдварду Виттену.

Б181

Некоторые из этих трудностей можно преодолеть только путем наложения симметрии, которую позднее назвали суперсимметрией, так что такие теории часто называют теориями суперструн.

Б182

Хотя такая нежелательная частица возникает в теориях струн как мода колебаний замкнутой струны, не удается избежать появления этой частицы, рассматривая только открытые струны, так как при соударениях открытых струн обязательно образуются замкнутые струны.

Б183

К этому выводу пришли независимо Ричард Фейнман и я.

Б184

Это было впервые предложено в 1974 г. Дж. Шерком и Дж. Шварцем и независимо Т. Йонейя.

Б185

Цит. по Horgan J. // Scientific American, November 1991, p. 48.

Б186

Действительно, теорию струн можно рассматривать как теорию частиц, отвечающих различным модам колебаний струны, но из-за бесконечно большого числа сортов частиц в любой струнной теории она отличается от обычных квантовых теорий поля. Например, в квантовой теории поля испускание и обратное поглощение одного сорта частиц (скажем, фотона) приводит к бесконечному сдвигу энергии – в правильно сформулированной теории струн эта бесконечность сокращается благодаря эффектам испускания и поглощения частиц, принадлежащих бесконечному числу других типов.

Б187

Эта несогласованность в теории струн была чуть ранее обнаружена Виттеном и Луисом Альварес-Гауме.

Б188

Филип Канделас, Гарри Горовиц, Эндрю Строминджер и Эдвард Виттен.

Б189

Дэвид Гросс, Джеффри Харви, Эмиль Мартинес и Райан Ром.

Б190

Конформная симметрия основана на факте, что при движении множества струн в пространстве, они заметают в пространстве-времени двумерную поверхность. Каждая точка на поверхности имеет метку, задающую момент времени, и другую метку, определяющую координату вдоль одной из струн. Как и для любой другой поверхности, геометрия этой заметенной струнами двумерной поверхности описывается выражением для расстояния между любой парой очень близких точек, записанного через координатные метки. Принцип конформной инвариантности утверждает, что уравнения, управляющие движением струн, сохраняют свою форму, если мы изменим способ измерения расстояний, умножив все расстояния между какой-то точкой и любой соседней точкой на величину, произвольным образом зависящую от положения первой точки. Конформная симметрия необходима потому, что в противном случае колебания струны в направлении оси времени приведут (согласно одной из формулировок теории) либо к отрицательным вероятностям, либо к нестабильности вакуума. При наличии конформной симметрии эти времениподобные колебания могут быть устранены из теории преобразованием симметрии, и поэтому безвредны.

Б191

Термин «антропный принцип» ввел Б. Картер. См., например, Confrontation of Cosmological Theories with Observation / Ed. M.S. Longair (Dordrecht: Reidel, 1974); Carter B. The Anthropic Principle and Its Implications for Biological Evolution // The Constants of Physics / Ed. W. McCrea and M.J. Rees (London: Royal Society, 1983), p. 137; Barrow J.D. and Tipler F.J. The Anthropic Cosmological Principle (Oxford: Clarendon Press, 1986); Gribbin J. and Rees M. Cosmic Coincidences: Dark Matter, Mankind, and Anthropic Cosmology (New York: Bantam Books, 1989), chap. 10; Leslie J. Universes (London: Routledge, 1989).

Б192

Салпетер в своей статье 1952 года также говорит о том, что И. Опик выдвигал эту идею в 1951 году.

Б193

С Хойлом работали Д.Н.Ф. Данбар, В.А. Венцель, В. Уолинг.

Б194

На самом деле, уровни энергии кислорода также должны обладать специальными свойствами, чтобы не допустить превращения всего углерода в кислород.

Б195

В группу входили М. Ливио, Д. Холловелл, А. Вейс и Дж.В. Труран.

Б196

Конкретно, на 60 кэВ. Это, конечно, очень маленькая энергия по сравнению с разностью в 7,644 МэВ между энергиями этого нестабильного состояния и стабильного наинизшего состояния углерода. Но не требуется никакой тонкой настройки, чтобы сделать энергию этого нестабильного состояния ядра углерода равной с такой же точностью энергии ядра бериллия-8 и ядра гелия, поскольку в хорошем приближении соответствующие состояния ядер углерода и бериллия являются просто слабо связанными ядерными молекулами, состоящими из трех или двух ядер гелия. (Я благодарен моему коллеге Вадиму Каплуновскому из Техасского университета за это замечание.)

Б197

Эта версия антропного принципа иногда называется слабым антропным принципом.

Б198

Hoyle F. Galaxies, Nuclei, and Quasars (London: Heinemann, 1965).

Б199

Строго говоря, эти «кротовые норы» возникают математически в том подходе к квантовой гравитации, которая известна как евклидово интегрирование по траекториям. Неясно, какое отношение все это может иметь к реальным физическим процессам.

Б200

Коулмен продолжал настаивать (как Баум и Хокинг ранее), что вероятности этих констант имеют бесконечно высокие пики при определенных значениях, так что с подавляющей вероятностью константы примут эти конкретные значения. Однако такой вывод базируется на математической формулировке (в виде евклидового интеграла по траекториям) квантовой космологии, согласованность которой находится под вопросом. Трудно быть полностью уверенным во всем этом, поскольку мы имеем дело с гравитацией в квантовой области, т.е. там, где наши уравнения уже неадекватны.

Б201

Чтобы вновь показать, насколько бывает сложной история науки, замечу, что сразу же после работы Эйнштейна 1917 г. по космологии его друг Биллем де Ситтер указал на то, что уравнения гравитационного поля Эйнштейна, модифицированные путем включения космологической постоянной, имеют другой класс решений, также по внешнему виду статических, но не содержащих (или почти не содержащих) материи. Это разочаровало Эйнштейна, так как в его решении космологическая постоянная связана со средней космической плотностью материи, в согласии с теми идеями, которые Эйнштейн почерпнул у Маха. Кроме того, решение Эйнштейна (с материей) на самом деле нестабильно: любое малое возмущение переведет его в конце концов в решение де Ситтера. Чтобы еще больше запутать дело, отмечу, что модель де Ситтера только приближенно статична. Хотя пространственно-временная геометрия в использованной де Ситтером координатной системе не изменяется со временем, любые малые пробные частицы, помещенные в его вселенную, будут разлетаться друг от друга. На самом деле, когда в начале 1920 г. в Англии стали известны измерения Слайфера, они были сначала интерпретированы Эддингтоном в рамках решения де Ситтера уравнений Эйнштейна при наличии космологической постоянной, которое также является статическим, а не с помощью первоначальной теории Эйнштейна, приводящей к нестатическому решению.

Б202

Abbott L. // Scientific American 258, no. 5 (1985): 106.

Б203

Мы не можем даже надеяться, что найдется механизм, с помощью которого вакуумное состояние потеряет энергию, перейдя в состояние с более низкой энергией и, следовательно, меньшей космологической постоянной, и в конце концов спустится в состояние с нулевой полной космологической постоянной, так как некоторые из этих возможных вакуумных состояний в теориях струн уже обладают большой отрицательной полной космологической постоянной.