Розділ без назви (34)

Обидва експерименти почали збирати дані десь у 1982–1983 роках. Велике об’єднання здавалося настільки привабливим, що фізична спільнота була певна: незабаром буде отримано сигнал і ВО ознаменує собою кульмінацію десятиріччя приголомшливих змін та відкриттів у галузі фізики елементарних частинок (не рахуючи Нобелівської премії Ґлешоу і, можливо, ще декому).

На жаль, цього разу природа виявилася не такою доброю. Ані на першому, ані на другому, ані на третьому році не було зафіксовано жодних сигналів. Найпростіша елегантна модель, яку запропонували Ґлешоу та Джорджі, досить швидко була відкинута. Проте, заразившись ідеєю Великого об’єднання, було нелегко її позбутися. Були запропоновані інші варіанти об’єднаних теорій, які могли пояснити пригнічення протонного розпаду поза межі поточних експериментів.

Проте 23 лютого 1987 року сталася інша подія, що підтвердила максиму, котра, як я мав можливість переконатися, є майже універсальною: щоразу, як ми відкриваємо нове вікно у все­світ, на нас чекає несподіванка. Того дня група астрономів на відзнятих за ніч фотографічних пластинах угледіла найближчий за майже чотириста років вибух зірки (наднової). Ця зірка перебувала на відстані приблизно 160 000 світлових років у Великій Магеллановій Хмарі — маленькій галактиці-супутнику Чумацького Шляху, яку можна спостерігати в Південній півкулі.

Якщо наші уявлення стосовно зірок, що вибухають, слушні, то, попри те, що випромінене видиме світло настільки яскраве, що ті наднові (з частотою приблизно одного вибуху на сто років на галактику) є найяскравішими космічними феєрверками в небі, більша частина виділеної при цьому енергії повинна виділятися у формі нейтрино. Згідно з грубими оцінками, величезні водяні детектори ІМБ (Ірвайн — Мічиган — Брукхейвен) та «Каміоканде» мали зафіксувати приблизно двадцять нейтринних подій. Тоді експериментатори з проектів ІМБ та «Каміоканде» переглянули дані за той день, і — вуаля! — ІМБ зафіксував впродовж 10-секундного інтервалу вісім подій-кандидатів, а «Каміоканде» — одинадцять. За мірками світу фізики нейтрино це була просто-таки повінь даних. На основі цих дев’ятнадцяти подій фізики на кшталт мене, які збагнули, що перед ними відкрилися безпрецедентне вікно в ядро наднової й лабораторія не лише для астрофізики, а й для фізики самих нейтрино, написали, мабуть, 1900 статей.

Пришпорені усвідомленням, що великі детектори протонних розпадів можна одночасно використовувати ще й як нові астрофізичні детектори нейтрино, кілька груп почали будувати такі детектори подвійного призначення нового покоління. Найбільший такий детектор у світі було збудовано знову ж таки в шахті біля Каміоки й названо «Супер-Каміоканде», причому небезпідставно. Цей велетенський бак на 50 тисяч тонн води, оточений 11 800 фотоелементами, працював у шахті, проте в рамках експерименту підтримували чистоту лабораторної стерильної кімнати. Це було абсолютно необхідно, оскільки в роботі з детектором такого розміру хвилюватися доводилося не лише щодо зовнішніх космічних променів, а й щодо внутрішніх радіоактивних забруднювачів води, здатних заглушити всі шукані сигнали.

Водночас упродовж цього періоду нового зеніту досяг інте­рес до спорідненої астрофізичної нейтринної сигнатури. Сонце виробляє нейтрино за рахунок ядерних реакцій у своєму ядрі, які його живлять, і впродовж двадцяти років Рей Девіс, використовуючи величезний підземний детектор, фіксував сонячні нейтрино, проте стабільно фіксував частоту подій, приблизно втричі меншу за теоретично передбачену на основі найкращих моделей Сонця. Тож у глибокій шахті в канадському Садбері було збудовано детектор сонячних нейтрино нового типу, який став відомий як Садберійська нейтринна обсерваторія (SNO).

Наразі «Супер-Каміоканде», який пережив різноманітні вдосконалення, майже безперервно пропрацював упродовж 20 років. За цей час не було зафіксовано ані жодного сигналу протонного розпаду, ані нових вибухів наднових. Проте високоточні спостереження нейтрино на цьому величезному детекторі в поєднанні з комплементарними спостереженнями в SNO, впевнено засвідчили: брак сонячних нейтрино, що їх зафіксував Рей Девіс, дійсно існує, мало того, він спричинений не астрофізичними ефектами на Сонці, а властивостями нейтрино. Принаймні один із трьох відомих типів нейтрино не є безмасовим, хоча його маса дійсно дуже мала, десь у сто мільйонів разів менша за масу наступної найлегшої частинки природи — електрона. Оскільки Стандартна модель не враховує маси нейтрино, це було перше переконливе спостереження того, що в природі діє якась нова фізика, що виходить за межі як Стандартної моделі, так і моделі Хіггса.

Невдовзі після цього спостереження за високоенергетичними нейтрино, які постійно бомбардують Землю в міру того, як високоенергетичні протони космічних променів врізаються в атмосферу та породжують спрямовану вниз зливу частинок, зокрема й нейтрино, показали, що масу має й другий тип нейтрино. Ця маса дещо більша, одначе все одно значно менша за масу електрона. За ці результати очільники команд у SNO та «Каміоканде» одержали 2015 року Нобелівську премію з фізики — лише за тиждень до того, як я написав перший чорновий варіант цих слів. Ці інтрижні натяки на існування нової фізики досі не пояснені поточними теоріями.

Хоча відсутність протонних розпадів розчаровувала, її не можна було назвати абсолютно несподіваною. Відтоді як теорія Великого об’єднання була запропонована вперше, фізичний ландшафт дещо змінився. Більш точні вимірювання реальних сил трьох негравітаційних взаємодій, поєднані з більш хитромудрими обрахунками залежності сили цих взаємодій від відстані, показали, що, якщо в природі існують лише частинки Стандартної моделі, сили цих трьох сил на жодному єдиному масштабі не об’єднуються. Для того, щоб відбулося Велике об’єднання, має існувати якась нова фізика на енергетичних масштабах поза межами вже спостережених. Наявність нових частинок вплине не лише на швидкість зміни трьох відомих взаємодій із відстанню таким чином, що вони все-таки зможуть об’єднатися на якомусь одному масштабі енергії; це спричинюватиме підвищення масштабу Великого об’єднання, а отже, зменшуватиме швидкість протонного розпаду, що приведе до передбачених часів життя, які перевищують мільйони мільярдів мільярдів мільярдів років.

Паралельно з усіма цими подіями нові математичні інструменти спонукали теоретиків узятися за дослідження можливого нового типу симетрії природи, яка стала відомою як суперсиметрія. Ця фундаментальна симетрія відрізняється від усіх досі відомих симетрій тим, що поєднує два різні типи частинок природи: ферміони (частинки з дробовими спінами) та бозони (частинки з цілочисельними спінами). Наслідком цього (багато інших книжок, зокрема декілька моїх, детально досліджують це питання) є те, що, якщо ця симетрія існує в природі, тоді для кожної відомої частинки Стандартної моделі має існувати принаймні одна відповідна нова елементарна частинка. Для кожного відомого бозона має існувати новий ферміон. Для кожного відомого ферміона має існувати новий бозон.

Оскільки ми досі не бачили цих частинок, ця симетрія не може проявлятися у світі на рівні наших відчуттів і має бути порушеною, що означає, що всі нові частинки отримують достатньо великі маси, щоб не засікатися жодним зі збудованих нині прискорювачів.

Що може бути привабливим у симетрії, яка раптом подвоює кількість частинок у природі за відсутності будь-яких свідчень існування хоч якихось із цих нових частинок? Великою мірою її звабливість полягає в самому факті Великого об’єднання. Оскільки, якщо теорія Великого об’єднання існує на масштабі маси енергії, вищому на 15–16 порядків за масу спокою протона, це відповідає енергії, приблизно на 13 порядків вищій за розмірність порушення електрослабкої симетрії. Головне питання тут у тому, чому і яким чином може існувати настільки величезна різниця масштабів фундаментальних законів природи. Зокрема, якщо Стандартна модель Хіггса є останнім істинним залишком Стандартної моделі, постає питання, чому енергетична розмірність порушення симетрії Хіггса на 13 порядків менша за розмірність порушення симетрії, пов’язаної з новим полем (яким би воно не було), яке необхідно ввести задля розбиття ТВО-симетрії на окремі складові сили?

Ця проблема дещо серйозніша, аніж здається. Скалярні частинки на кшталт бозона Хіггса мають кілька нових квантовомеханічних властивостей, відмінних від властивостей ферміонів чи частинок зі спіном 1 на кшталт калібрувальних частинок. Якщо розглянути впливи віртуальних частинок, зокрема частинок із довільно великими масами, таких як калібрувальні частинки гаданої теорії Великого об’єднання, виявиться, що вони схильні підвищувати масштаб маси та порушення симетрії бозона Хіггса так, що він, по суті, стає близьким або навіть ідентичним масштабу важкої ТВО-частинки. Це спричиняє проблему, відому як проблема природності. З формальної точки зору неприродно мати величезний розрив між розмірністю, на якій електрослабка симетрія порушується частинкою Хіггса, і розмірністю, на якій ТВО-симетрія порушується яким би не було новим важким скалярним полем.

Блискучий математичний фізик Едвард Віттен у впливовій статті від 1981 року показав, що суперсиметрія має особливу властивість. Вона здатна вгамувати вплив віртуальних частинок довільно великої маси та енергії на властивості світу на нині досліджуваних нами масштабах. Оскільки віртуальні ферміони й віртуальні бозони однакової маси породжують квантові корегування, ідентичні з точністю до знака, тоді якщо кожен бозон супроводжується ферміоном рівної маси, то квантові впливи віртуальних частинок взаємоскоротяться. Це означає, що впливи віртуальних частинок довільно великої маси та енергії на фізичні властивості всесвіту на масштабах, які ми здатні виміряти, будуть повністю нейтралізовані.

Проте, якщо порушується сама суперсиметрія, квантові корегування скоротяться не повністю. Натомість вони робитимуть внески в маси такого ж порядку, що й розмірність порушення суперсиметрії. Якби вона була порівнювана з розмірністю порушення електрослабкої симетрії, це пояснило б, чому розмірність маси бозона Хіггса є саме такою, якою є. І це також означало б, що на масштабі, нині досліджуваному в LHC, варто очікувати виявлення купи нових частинок — суперсиметричних напарників звичайної матерії.

Це розв’язало б проблему природності, оскільки захистило б маси бозонів Хіггса від можливих квантових корегувань, які могли б збільшити їх до енергетичного масштабу, пов’язаного з Великим об’єднанням. Суперсиметрія уможливила б «природний» великий розрив енергій (та мас) між електрослабким масштабом і масштабом Великого об’єднання.

Те, що суперсиметрія в принципі могла б розв’язати проблему калібрувальної ієрархії (саме під такою назвою вона стала відома), суттєво підвищило котирування її акцій серед фізиків. Вона змусила теоретиків розпочати дослідження реалістичних моделей, які включали в себе порушення суперсиметрії, та інших фізичних наслідків цієї ідеї. Коли вони це зробили, біржова вартість суперсиметрії зашкалила. Адже, якщо врахувати можливість спонтанного порушення суперсиметрії в розрахунках залежності трьох негравітаційних сил від відстані, зненацька сила цих трьох сил починає природним чином сходитися на єдиному, дуже малому лінійному масштабі. Велике об’єднання знову стало можливим!

Моделі, у яких порушується суперсиметрія, мають іще одну привабливу рису. Ще задовго до відкриття правдивого кварка було відзначено, що завдяки своїм взаємодіям з іншими суперсиметричними напарниками він здатен породжувати квантові корегування властивостей частинки Хіггса, які змусять поле Хіггса конденсуватися на масштабі його нині виміряної енергії за умови, що Велике об’єднання відбувається на значно вищому, надважкому масштабі. Коротше кажучи, енергетичний масштаб порушення симетрії електрослабкої взаємодії можна природним чином отримати в рамках теорії, у якій Велике об’єднання відбувається на значно більшому енергетичному масштабі. Коли правдивий кварк було відкрито й він дійсно виявився важким, можливість того, що саме порушення суперсиметрії відповідальне за спостережуваний енергетичний масштаб слабкої взаємодії, стала ще привабливішою.

Утім, усе це має свою ціну. Щоб ця теорія працювала, має бути не один, а два бозони Хіггса. Мало того, збудувавши прискорювач на кшталт LHC, здатний шукати нову фізику в околі електрослабкого масштабу, можна було б очікувати побачити нові суперсиметричні частинки. Нарешті, що досить довго здавалося вельми вбивчим обмеженням, найлегша передбачена цією теорією частинка Хіггса не могла бути занадто важкою, бо інакше цей механізм працювати не буде.

У ході безрезультатних пошуків бозона Хіггса прискорювачі дедалі ближче підходили до теоретичної вищої межі маси найлегшого бозона Хіггса, передбаченого суперсиметричними тео­ріями. Ця величина становила десь 135 мас протона, а конкретніші значення певною мірою залежали від конкретної моделі. Якби на цьому масштабі бозона Хіггса виявити не вдалося, це свідчило б про те, що весь цей галас навколо суперсиметрії був лише галасом.