Симметрия и Стандартная модель
Подобным же образом для того, чтобы понять, как выглядят па-
раллельные Вселенные, мы для начала должны понять симметрию
сильного, слабого и электромагнитного взаимодействия. Например,
сильное взаимодействие основано на трех кварках, которые ученые
метят, символически приписывая им «цвета» (например, красный,
белый и синий). Мы хотим, чтобы уравнения оставались неизмен-
ными, если поменяем местами эти три цветных кварка. Мы говорим,
что уравнения обладают симметрией SU(3), то есть они останутся
неизменными, если мы перемешаем эти три кварка. Ученые считают,
что теория, обладающая симметрией SU(3), представляет наиболее
точное описание сильных взаимодействий (называемое «квантовой
хромодинамикой»). Если бы у нас был гигантский суперкомпьютер,
то только по массам кварков и силе их взаимодействия мы, теорети-
чески, могли бы вычислить все свойства протона и нейтрона и все
характеристики ядерной физики.
Пусть у нас есть два лептона — электрон и нейтрино. Если мы по-
меняем их местами в уравнении, то у нас будет симметрия SU(2). Мы
можем добавить свет, группа симметрии которого U( 1). (Эта группа
симметрии меняет местами между собой различные составляющие,
или поляризации света.) Таким образом, группой симметрии слабо-
го и электромагнитного взаимодействия является SU(2)xU( 1).
Если мы просто «склеим» эти три теории, то получим (и это не-
удивительно) симметрию SU(3)xSU(2)xU(l), — иными словами,
симметрию, которая отдельно «склеивает» три кварка между собой
и отдельно два лептона между собой (но не смешивает кварки и леп-
тоны). В результате получили теорию Стандартной модели — воз-
можно, одной из наиболее успешных теорий в истории человечества.
Как утверждает Гордон Кейн из Мичиганского университета: «Все,
что происходит внашем мире (кроме воздействия гравитации), про-
истекает из взаимодействия частиц согласно Стандартной модели».
Некоторые из ее положений были экспериментально проверены в
лабораторных условиях и оправдались с точностью до одной стомил-
лионной. (Вообще, физики, которые собрали вместе составляющие
Стандартной модели, получили 20 Нобелевских премий.)
В конце концов, можно было бы построить теорию, объединяю-
щую сильное, слабое и электромагнитное взаимодействие в единую
симметрию. Простейшая из теорий Великого Объединения, кото-
рая способна на это, меняет местами все пять частиц (три кварка и
два лептона) одновременно. В отличие от симметрии Стандартной
модели, симметрия Великого Объединения может перемешивать
кварки и лептоны (что означает, что протоны могут распадаться и
превращаться в электроны). Иными словами, в теории Великого
Объединения используется симметрия SU(5) (которая перетасовы-
вает все пять частиц — три кварка и два лептона — между собой).
За многие годы было проанализировано много других групп сим-
метрии, но SU(5), видимо, является минимальной группой, которая
вписывается в расчетные данные.
Когда происходит спонтанное нарушение, первоначальная симме-
трия ТВО может разрушиться несколькими путями. В одном случае
симметрия ТВО разрушается до SU(3)xSU(2)xU( 1), где есть ровно
19 параметров, которые нам необходимы для описания свойств
Вселенной. Это описывает свойства известной Вселенной. Однако
в действительности есть много различных вариантов разрушения
симметрии ТВО. В других вселенных наверняка будет наблюдаться
совершенно иная остаточная симметрия. Минимальным различием
будут отличные от наших значений 19 параметров. Иными словами,
действие различных сил будет различаться в разных вселенных, ведя
к огромным изменениям в структуре Вселенной. К примеру, ослабив
силу ядерного взаимодействия, можно предотвратить образование
звезд, что погрузит Вселенную в вечную тьму и сделает невозможной
существование в ней. Если силу ядерного взаимодействия увеличить,
то звезды могут израсходовать свое ядерное топливо слишком бы-
стро, чтобы успела зародиться какая-либо жизнь.
Группа симметрии может измениться таким образом, что это
станет причиной образования совершенно иной вселенной. В не-
которых из таких вселенных протон может оказаться неустойчивым
и быстро распасться на позитроны. В таких вселенных невозможна
известная нам жизнь, они быстро распадутся в безжизненное облако
электронов и нейтрино. В других вселенных распад симметрии ТВО
может пойти иным путем — будет больше устойчивых частиц, таких,
как протоны. В такой вселенной могло бы существовать огромное
разнообразие новых неизвестных химических элементов. Формы
жизни в таких вселенных были бы более сложными, чем в нашей, так
как там соединения, подобные ДНК, создавались бы из большего
количества элементов.
Мы можем также разбить изначальную симметрию ТВО таким
образом, что в результате получим несколько симметрии U(l).
Это определит существование нескольких форм света, а не одной.
Подобная Вселенная действительно была бы удивительной — су-
щества, обитающие в ней, могли бы «видеть», пользуясь не одной,
а несколькими силами. В такой Вселенной глаза любого живого
существа были бы снабжены большим количеством разнообразных
рецепторов для улавливания различных видов излучения, подобных
световому.
Неудивительно, что существуют сотни, а возможно, бесчисленное
множество возможностей разбить эти симметрии на составляющие.
В свою очередь, каждое из возможных решений может соответство-
вать совершенно иной вселенной.
Проверяемые прогнозы
К несчастью, проверка теории Мультивселенной, предполагающей
существование многочисленных вселенных с различным набором
физических законов в каждой из них, в настоящее время не является
возможной. Для того, чтобы добраться до параллельных вселенных,
необходимо двигаться со скоростью, превышающей скорость света.
Но одним из преимуществ инфляционной теории является то, что
она делает заключения о природе нашей Вселенной, которые можно
проверить.
Поскольку инфляционная теория — теория квантовая, она
основывается на принципе неопределенности Гейзенберга, крае-
угольном камне квантовой теории. (Принцип неопределенности
гласит, что нельзя произвести измерения с бесконечной точнос-
тью, например такие, как измерение скорости и местоположения
электрона. При этом неважно, насколько чувствительны прибо-
ры, -— в измерениях все равно будет присутствовать некоторая
неопределенность. Если вам точно известна скорость электрона,
то не может быть известно его местоположение; если вы точно
знаете его местоположение, то вы не можете знать его скорость.)
Применительно к изначальному огненному облаку Большого
Взрыва это означает, что первоначальный космический взрыв не
мог быть бесконечно «ровным». (Если бы он был идеально одно-
родным, то мы бы знали точные траектории субатомных частиц,
разлетевшихся в результате Большого Взрыва, что противоречит
принципу неопределенности.) Квантовая теория позволяет нам
вычислить размер этих волн, или флуктуации, в первоначальном
облаке огня. Если мы расширим эти крошечные многочисленные
волны, то сможем вычислить минимальное количество волн, кото-
рое должны увидеть в фоновом микроволновом излучении через
380 000 лет после Большого Взрыва. (А если мы расширим эту рябь
до настоящего времени, то должны увидеть расположение галакти-
ческих скоплений. Наша галактика сама появилась в виде одной из
этих крошечных флуктуации.)
Первоначальный поверхностный анализ данных со спутника
СОВЕ не обнаружил отклонений или флуктуации в фоновом микро-
волновом излучении. Это несколько озаботило физиков, поскольку
идеально гладкий микроволновый фон противоречил бы не только
инфляционной теории, но также и всей квантовой теории, нарушая
принцип неопределенности. Это потрясло бы физическую науку до
самого основания. Возможно, пришлось бы разрушить весь фунда-
мент квантовой физики XX века.
К великому облегчению ученых, доскональное изучение обра-
ботанных на компьютере данных со спутника СОВЕ обнаружило
размытую рябь, при этом колебания температуры не превосходили
10-5 — минимальный размер отклонения, допускаемый кванто-
вой теорией. Эти бесконечно малые волны ряби вписывались в
инфляционную теорию. Гут признался: «Я совершенно очарован
космическим фоновым излучением. Сигнал был таким слабым, что
его обнаружили лишь в 1965 году, а теперь измеряют флуктуации с
точностью до 10-5».
Хотя накапливаемые экспериментальные данные постепенно
подтверждали инфляционную теорию, ученым все еще предстояло
решить мучительную проблему значения со — объяснить тот факт,
что со равнялась 0, 3, а не 1, 0.
