Имеется другая научная школа, значительно более традиционная, более близкая к обычной интуиции, чем "ядерная демократия", и, на мой взгляд, более близкая к истине. Согласно этой школе не все частицы одинаковы; некоторые действительно элементарны, а все остальные состоят из простых комбинаций элементарных частиц. Считается, что в разряд элементарных частиц входят фотон и все известные лептоны, но не входит ни один из известных адронов. Вместо этого предполагается, что адроны состоят из более фундаментальных частиц, известных как "кварки".
Первоначальный вариант теории кварков принадлежит Мюррею Гелл-Манну и (независимо) Джорджу Цвейгу (оба из Калтеха). Поэтическое воображение физиков-теоретиков действительно разыгралось вовсю в названии различных сортов кварков. Имеются кварки разных типов, или "ароматов", которые носят имена вроде "верхний", "нижний", "странный" и "очарованный". Более того, каждый "аромат" кварка бывает трех различных "цветов", которые теоретики США обычно называют красным, белым и голубым. Небольшая группа физиков-теоретиков в Пекине давно питает пристрастие к некоему варианту кварковой теории, но они называют эти частицы "стратонами", а не кварками, так как эти частицы соответствуют более глубокому пласту физической реальности, чем обычные адроны.
Если идея кварков правильна, тогда физика очень ранней Вселенной может оказаться проще, чем думали. Можно сделать ряд выводов о силах, действующих между кварками, из их пространственного распределения внутри ядерной частицы, а это распределение можно, в свою очередь, определить (если кварковая модель верна) из наблюдений столкновений электронов с ядерными частицами при высоких энергиях. Таким способом несколько лет назад в совместной работе МТИ и Станфордского ускорительного центра было найдено, что сила между кварками оказывается исчезающе малой, когда кварки находятся очень близко друг к другу. Это наводит на мысль, что при некоторой температуре, около нескольких тысяч миллиардов градусов Кельвина, адроны просто разобьются на составляющие их кварки, так же как атомы разбиваются на электроны и ядра при нескольких тысячах градусов, а ядра разбиваются на протоны и нейтроны при нескольких тысячах миллионов градусов. Согласно такой картине в очень ранние времена Вселенную можно рассматривать как состоящую из фотонов, лептонов, антилептонов, кварков и антикварков, причем все они движутся как свободные частицы, и поэтому каждая разновидность частиц представляет собой просто еще один тип излучения черного тела. Тогда легко вычислить, что должно было быть начало, состояние бесконечной плотности и бесконечной температуры, примерно на сотую долю секунды раньше первого кадра.
Эти более или менее интуитивные идеи были недавно поставлены на значительно более солидную математическую основу. В 1973 году три молодых теоретика Хью Дэвид Политцер из Гарварда, Дэвид Гросс и Франк Вилчек из Принстона показали, что в специальном классе квантовых теорий поля силы между кварками действительно становятся слабее, если кварки прижимаются ближе друг к другу. (Такой класс теорий называется "неабелевы калибровочные теории" по причинам, слишком техническим для того, чтобы их здесь объяснять.) Эти теории обладают примечательным свойством "асимптотической свободы"; асимптотически на малых расстояниях или при высоких энергиях кварки ведут себя как свободные частицы. Дж. К. Коллинз и М.Дж. Перри из университета в Кембридже показали даже, что в любой асимптотически свободной теории свойства среды при достаточно высоких температуре и плотности такие же, как если бы среда состояла только из свободных частиц. Таким образом, асимптотическая свобода подобных неабелевых калибровочных теорий дает солидное математическое подтверждение очень простой картине первой сотой доли секунды - тому, что Вселенная была сделана из свободных элементарных частиц.
Кварковая модель с большим успехом используется во множестве приложений. Протоны и нейтроны действительно ведут себя так, как если бы они состояли из трех кварков, ро-мезоны ведут себя так, как если бы они состояли из кварка и антикварка, и так далее. Но, несмотря на этот успех, кварковая модель преподносит нам большую загадку: проверено, что до сих пор невозможно разбить любой адрон на составляющие его кварки, даже с помощью самых высоких энергий, доступных на существующих ускорителях.
Эта же невозможность изолировать свободные кварки возникает и в космологии. Если адроны действительно разбились на свободные кварки в условиях, господствовавших в ранней Вселенной, тогда можно ожидать, что некоторое количество свободных кварков осталось до настоящего времени. Советский астрофизик Я.Б. Зельдович оценил, что оставшиеся свободными кварки должны встречаться в теперешней Вселенной примерно так же часто, как атомы золота. Нет нужды говорить, что золото не слишком распространено, но унцию золота добыть значительно легче, чем унцию кварков.
Загадка несуществования изолированных свободных кварков есть одна из самых важных проблем, с которыми в настоящее время сталкивается теоретическая физика. Гросс, Вилчек и я предположили, что возможное объяснение этому дает "асимптотическая свобода". Если сила взаимодействия между двумя кварками уменьшается, когда они близко прижимаются друг к другу, то эта сила увеличивается, когда кварки отрываются друг от друга. Поэтому энергия, необходимая на то, чтобы оторвать один кварк от других в обычном адроне, увеличивается с ростом расстояния, и в конце концов оказывается достаточно большой, чтобы породить из вакуума новую кварк-антикварковую пару. В результате все кончается не несколькими свободными кварками, а несколькими обычными адронами. Это в точности напоминает попытку изолировать один конец струны: если мы очень сильно ее растянем, то струна разорвется, но конечным результатом будут два куска струны, каждый с двумя концами! Кварки в ранней Вселенной были достаточно близки друг к другу, так что они не чувствовали этих сил и могли вести себя как свободные частицы. Однако каждый свободный кварк, существовавший в очень ранней Вселенной, должен был в процессе расширения и охлаждения Вселенной либо аннигилировать с антикварком, либо найти свою могилу внутри протона или нейтрона.
Но достаточно о сильных взаимодействиях. У нас в запасе есть еще проблемы, когда мы поворачиваем стрелку часов к самому началу.
Одним из поистине поразительных следствий современных теорий элементарных частиц является то, что Вселенная могла испытать фазовый переход, похожий на замерзание воды при падении температуры ниже 273 К (0 °C). Этот фазовый переход связан не с сильными взаимодействиями, а с другим классом короткодействующих взаимодействий - со слабыми взаимодействиями.
Слабые взаимодействия - это те, которые ответственны за определенные процессы радиоактивного распада вроде распада свободного нейтрона или вообще за любую реакцию, включающую нейтрино. Как указывает их название, слабые взаимодействия значительно слабее электромагнитных или сильных взаимодействий. Например, при столкновении нейтрино с электроном при энергии один миллион электронвольт эта сила составляет примерно одну десятимиллионную (10) часть электромагнитной силы между двумя электронами, сталкивающимися при той же энергии.
Несмотря на слабость слабых взаимодействий, уже давно считается, что должна существовать глубокая связь между слабыми и электромагнитными силами. В 1967 году мною и независимо в 1968 году Абдусом Саламом была предложена теория поля, объединяющая эти две силы. Эта теория предсказывает существование нового класса слабых взаимодействий, так называемых нейтральных токов, что было экспериментально подтверждено в 1973 году. Теория получила дальнейшую поддержку в результате открытия в 1974 году целого семейства новых адронов. Ключевая идея теории состоит в том, что природа имеет очень высокую степень симметрии, которая связывает различные частицы и силы друг с другом, но затемняется в обычных физических явлениях. Теории поля, используемые с 1973 года для описания сильных взаимодействий, принадлежат к тому же математическому типу (неабелевы калибровочные теории), и сейчас многие физики верят, что калибровочные теории могут обеспечить единую основу для понимания всех сил в природе: слабых, электромагнитных, сильных и, возможно, гравитационных. Эта точка зрения подтверждается свойством единых калибровочных теорий, о котором догадывались Салам и я, но которые впервые доказали в 1971 году Герард Тофт и Бенжамен Ли: вклады сложных фейнмановских диаграмм, хотя и кажутся бесконечными, дают конечные результаты для вероятностей всех физических процессов.
Как отметили в 1972 году Д.А. Киржниц и А.Д. Линде из Физического института им. Лебедева в Москве, важным моментом в калибровочных теориях, относящимся к изучению ранней Вселенной, является то, что в таких теориях возникает фазовый переход, нечто вроде замерзания, при "критической температуре" 3000 миллионов миллионов градусов (3 × 10 К). При температуре ниже критической Вселенная была такая же, как сейчас: слабые взаимодействия были слабыми и короткодействующими. При температуре выше критической стало явным существенное единство слабых и электромагнитных взаимодействий: слабые взаимодействия подчинялись тому же закону обратных квадратов, что и электромагнитные взаимодействия, и имели примерно ту же интенсивность.
Здесь полезна аналогия с замерзающей в стакане водой. Выше точки замерзания жидкая вода проявляет высокую степень однородности: вероятность обнаружить молекулу воды в одной точке внутри стакана такая же, как в любой другой точке. Однако, когда вода замерзает, эта симметрия между различными точками в пространстве частично теряется: лед образует кристаллическую решетку, причем молекулы воды занимают определенные, регулярно расположенные в пространстве положения, и вероятность обнаружения молекул воды где-нибудь в другом месте почти равна нулю. Подобным образом, когда Вселенная "замерзает", как только температура падает ниже 3000 миллионов миллионов градусов, теряется симметрия, но не пространственная однородность, как в нашем стакане со льдом, а симметрия между слабыми и электромагнитными взаимодействиями.
Оказывается, можно провести аналогию еще дальше. Как знает каждый, когда вода замерзает, она обычно образует не идеальный кристалл льда, а нечто значительно более сложное: огромную путаницу кристаллических областей, разделенных разными типами кристаллических нерегулярностей. Не образовались ли подобные области и при замерзании Вселенной? Живем ли мы в одной из таких областей, где симметрия между слабыми и электромагнитными взаимодействиями нарушилась определенным образом, и обнаружим ли мы когда-нибудь другие области?
До сих пор наше воображение довело нас до температуры 3000 миллионов миллионов градусов, и мы имели дело с сильными, слабыми и электромагнитными взаимодействиями. Что можно сказать о другом известном в физике важном классе взаимодействий - о гравитационном взаимодействии? Гравитация, конечно, играет в нашей истории важную роль, так как она контролирует связь между плотностью Вселенной и скоростью ее расширения. Однако до сих пор не обнаружено, что тяготение имело какое-то влияние на внутренние свойства любой части ранней Вселенной. Это объясняется чрезвычайной слабостью силы тяготения; к примеру, сила тяготения между электроном и протоном в атоме водорода слабее электрической силы на множитель 10 в 39-й степени.
(Одной из иллюстраций слабости гравитации является процесс образования частиц в гравитационных полях. Леонард Паркер из университета в Висконсине отметил, что "приливные" эффекты гравитационного поля Вселенной были достаточно велики в момент времени около одной миллионной миллионной миллионной миллионной доли секунды 10 с) после начала, чтобы породить из пустого пространства пары частица-античастица. Однако при тех температурах гравитация была все же так слаба, что число частиц, образованных таким способом, составило пренебрежимо малую добавку к частицам, уже находившимся в тепловом равновесии.)
Тем не менее мы можем, по крайней мере, вообразить момент времени, когда гравитационные силы были столь же велики, как и сильные ядерные взаимодействия, обсуждавшиеся выше. Гравитационные поля порождаются не только массой частиц, но и всеми формами энергии. Земля вращается вокруг Солнца несколько быстрее, чем она вращалась бы, если бы Солнце было не таким горячим, так как энергия солнечного тепла дает небольшой вклад в источник тяготения. При сверхвысоких температурах энергия частиц в тепловом равновесии может стать так велика, что силы тяготения между ними станут такими же большими, как и любые другие силы. Можно оценить, что такое положение будет достигнуто при температуре около 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10 К).
При этой температуре должны происходить всевозможные странные вещи. Не только гравитационные силы будут большими и образование частиц гравитационными полями обильным - сама идея "частицы" не будет еще иметь какого-то смысла. "Горизонт", т. е. то расстояние, из-за которого невозможно принять никакого сигнала, будет в этот момент времени ближе, чем одна средняя длина волны частицы в тепловом равновесии. Вольно выражаясь, каждая частица будет почти такой же большой, как вся наблюдаемая Вселенная!
Мы слишком мало знаем о квантовой природе гравитации даже для того, чтобы делать разумные предположения об истории Вселенной до этого времени. Можно сделать грубую оценку, что температура 10 К была достигнута где-то через 10 секунды после начала, но, на самом деле, неясно, имеет ли эта оценка какой-то смысл. Таким образом, хотя мы, быть может, и приподняли другие завесы, остается все же одна завеса при температуре 10 К, все еще заслоняющая от нашего взора более ранние времена.
Однако ни одна из этих неопределенностей не является существенной для астрономии в году от Рождества Христова тысяча девятьсот семьдесят шестом. Дело в том, что в течение всей первой секунды Вселенная, по-видимому, находилась в состоянии теплового равновесия, в котором количество и распределение всех частиц, даже нейтрино, определялись законами статистической механики, а не деталями их предыдущей истории. Когда мы сегодня измеряем распространенность гелия, или фон микроволнового излучения, или даже количество нейтрино, мы наблюдаем реликты состояния теплового равновесия, закончившегося в конце первой секунды. Насколько мы знаем, ничто из того, что мы можем наблюдать, не зависит от истории Вселенной до этого времени. (В частности, ничто из того, что мы сейчас наблюдаем, не зависит от того, была ли Вселенная изотропна и однородна до первой секунды, за исключением, возможно, самого отношения числа фотонов к числу ядерных частиц.) Это напоминает то, как если бы с большим старанием приготовили обед - свежайшие продукты, весьма заботливо выбранные специи, нежнейшие вина, - а затем все свалили в огромный котел, где это несколько часов кипело. Даже самому разборчивому едоку трудно было бы узнать, что ему подали.
Есть одно возможное исключение. Явление гравитации, как и явление электромагнетизма, может проявляться в форме волн, так же как и в более привычной форме статического действия на расстоянии. Два электрона в состоянии покоя отталкиваются друг от друга со статической электрической силой, зависящей от расстояния между ними, но если мы начнем дергать один электрон туда-сюда, то другой не будет чувствовать никакого изменения действующей на него силы до тех пор, пока новости об изменении расстояния не донесутся до него на электромагнитной волне. Едва ли нужно говорить, что эти волны движутся со скоростью света - они и есть свет, хотя и не обязательно видимый. Таким же образом, если бы какой-то неблагоразумный великан стал дергать туда-сюда Солнце, мы на Земле не чувствовали бы никакого эффекта в течение восьми минут, т. е. того времени, которое требуется волне, чтобы пробежать со скоростью света от Солнца к Земле. Это не световая волна, т. е. не волна колеблющихся электрического и магнитного полей, а гравитационная волна, когда колебания происходят в гравитационных полях. Как и в случае электромагнитных волн, мы объединяем гравитационные волны всех длин термином "гравитационное излучение".
Гравитационное излучение взаимодействует с веществом значительно слабее электромагнитного излучения или даже нейтрино. (Поэтому, хотя мы достаточно уверены в теоретическом обосновании существования гравитационного излучения, по-видимому, провалились самые энергичные попытки детектировать гравитационные волны от любого источника.) По этой причине гравитационное излучение вышло из теплового равновесия с другим содержимым Вселенной очень рано, когда температура была около 10 К. С тех пор эффективная температура гравитационного излучения падала просто обратно пропорционально размеру Вселенной. Это в точности такой же закон уменьшения, какому подчиняется температура оставшейся части содержимого Вселенной, с той лишь разницей, что аннигиляция кварк-антикварковых и лептон-антилептонных пар нагревала все остальное содержимое Вселенной, кроме гравитационного излучения. Поэтому сегодня Вселенная должна быть заполнена гравитационным излучением при температуре, чуть меньше той, которую имеют нейтрино или фотоны, - возможно, около 1 К. Детектирование этого излучения явилось бы прямым наблюдением самого раннего момента истории Вселенной, который только может рассматривать сегодняшняя теоретическая физика. К сожалению, представляется, что в предвидимом будущем нет ни малейшего шанса детектировать одноградусный фон гравитационного излучения.
С помощью хорошей порции весьма спекулятивной теории мы смогли экстраполировать историю Вселенной назад по времени к моменту бесконечной плотности. Но это оставляет нас неудовлетворенными. Мы, естественно, хотим знать, что было перед этим моментом, прежде, чем Вселенная начала расширяться и охлаждаться.