Текст книги "Теория струн и скрытые измерения вселенной"

Автор книги: Стив Надис

Соавторы: Яу Шинтан
сообщить о нарушении

Текущая страница: 23 (всего у книги 29 страниц)

Своеобразной визитной карточкой, которую ищут космологи, возможно, является обнаруженная анизотропия КМФ, названная ее открывателями Жоао Магейжо и Кейт Лэнд из Королевского колледжа Лондона «осью зла». Магейжо и Лэнд утверждают, что горячие и холодные участки в КМФ, по‑видимому, ориентированы вдоль определенной оси; если данные были обработаны корректно, то это означает, что Вселенная имеет определенную ориентацию, что противоречит священным космологическим принципам, утверждающим, что все направления во Вселенной неразличимы. Но в данный момент никто не знает, является ли предполагаемая ось чем‑то большим, чем статистическая флуктуация.

Если бы мы могли получить надежные свидетельства, что в нас врезался еще один пузырь, то что бы это доказало? И будет ли это иметь что‑то общее с теорией струн? «Если бы мы не жили в пузыре, то не могло бы быть и столкновения, так что для начала мы бы узнали, что мы действительно живем в пузыре», – объясняет физик Мэтью Клебан из Нью‑Йоркского университета. Более того, благодаря столкновению мы также узнали бы, что снаружи находится, по крайней мере, еще один пузырь. «Несмотря на то что это не доказывает истинности теории струн, теория делает много странных предсказаний, одно из которых заключается в том, что мы живем в пузыре» – в одном из множества подобных пузырей, разбросанных по всему ландшафту теории струн. «Как минимум, – считает Клебан, – мы могли бы увидеть что‑то странное и неожиданное, что также является предсказанием теории струн».[221]

Однако есть очень важный нюанс, который отмечает Генри Тай из Корнеллского университета: столкновения пузырей могут также возникать в квантовой теории поля, которая не имеет ничего общего с теорией струн. Тай признается, что в случае обнаружения следов столкновения он не знает, следствием какой теории их лучше объяснять – струнной или теории поля.[222]

Тогда встает вопрос: можно ли когда‑либо увидеть что‑то подобное, независимо от его происхождения? Вероятность обнаружения пузыря, конечно, зависит от того, находится ли какой‑либо случайный пузырь на нашем пути или в пределах «светового конуса». «Он может оказаться где угодно, – говорит Бен Фрайфогель, физик из Калифорнийского университета. – Это вопрос вероятностей, и у нас недостаточно знаний, чтобы определить эти вероятности».[223] Несмотря на то что никто не может точно оценить шанс такого обнаружения, большинство специалистов считают, что он крайне мал.

Хотя расчеты подсказывают, что пузыри не представляют плодородной почвы для исследований, многие физики до сих пор полагают, что космология дает прекрасный шанс проверить теорию струн, учитывая, что почти планковские энергии, при которых возникают струны, настолько огромны, что их никогда нельзя будет воспроизвести в лабораторных условиях.

Возможно, наибольшую надежду когда‑либо увидеть струны, предполагаемый размер которых составляет порядка 10‑ ³³см, вселяет возможность образования их в момент Большого взрыва и увеличения в размерах по мере расширения Вселенной. Я имею в виду гипотетические образования, называемые космическими струнами, – эта идея возникла до теории струн, но возродилась с новой силой благодаря ассоциации с этой теорией.

В соответствии с традиционной точкой зрения, которая совпадает с точкой зрения теории струн, космические струны являются тонкими, сверхплотными нитями, образовавшимися во время «фазового перехода» в первую микросекунду космической истории. Как трещина неизбежно появляется во льду при замерзании воды, так и Вселенная в первые моменты своей жизни проходит через фазовый переход, который сопровождается возникновением разного рода дефектов. Фазовый переход должен был происходить в различных областях в одно и то же время, а линейные дефекты должны были образоваться в месте стыка, то есть там, где эти области набегали друг на друга, оставляя позади себя тонкие нити не превращенной материи, навсегда попавшей в ловушку изначального состояния.

Космические струны должны возникать во время этого фазового перехода в форме клубка, напоминающего спагетти, с отдельными нитями, распространяющимися со скоростями, близкими к скорости света. Они являются длинными и изогнутыми, со сложными изгибами, фрагментированными, замкнутыми в меньшие по размеру петли, которые напоминают туго натянутые резинки. Считают, что космические струны, толщина которых значительно меньше размеров субатомных частиц, должны быть почти неизмеримо тонкими и почти бесконечной длины и растягиваться за счет космического расширения, чтобы охватить всю Вселенную.

Эти протяженные нити характеризуются массой на единицу длины или напряжением, которое служит мерой гравитационной связи. Их линейная плотность может достигать чудовищно высокого значения – около 10 ²²граммов на сантиметр длины для струн с энергетическими параметрами теории Великого объединения. «Даже если мы сожмем один миллиард нейтронных звезд до размера одного электрона, то мы с трудом достигнем плотности массы‑энергии, характерной для струн теории Великого объединения», – говорит астроном Алехандро Ганжюи из Университета в Буэнос‑Айресе.[224]

Эти странные объекты стали в начале 1980‑х годов популярными среди космологов, которые увидели в них потенциальных «зародышей» для образования галактик. Однако в 1985 году Эдвард Виттен в своей статье утверждал, что наличие космических струн должно было создать неоднородности в КМФ, которые должны быть значительно больше наблюдаемых, таким образом подвергнув сомнению их существование.[225]

С того времени космические струны вызывают неизменный интерес, в основном благодаря своей популярности в теории струн, которая побудила многих людей посмотреть на эти объекты в новом свете. Сейчас космические струны считаются обычным побочным продуктом инфляционных моделей, основанных на теории струн. Самые современные версии теории показывают, что так называемые фундаментальные струны, основные единицы энергии и вещества в теории струн, могут достигать астрономических размеров и не страдают от проблем, описанных Виттеном в 1985 году. Тай и его коллеги объяснили, как космические струны могли образовываться в конце инфляционной стадии и не исчезнуть, разлетевшись по Вселенной в течение короткого периода неудержимого расширения, когда Вселенная удваивала свой размер, возможно, пятьдесят, а то и сто раз подряд.

Тай показал, что эти струны должны быть менее массивными, чем струны Виттена и прочие струны, которые физики обсуждали в 1980‑е годы, и поэтому их влияние на Вселенную не должно быть таким сильным, что было уже доказано наблюдениями. Тем временем, Джо Полчински из Калифорнийского университета в Санта‑Барбаре показал, почему только что образовавшиеся струны могли оказаться стабильными в космологическом масштабе времени.

Рис. 12.1.Это изображение – результат компьютерного моделирования. Оно показывает, как выглядела бы сеть космических струн, когда возраст Вселенной составлял около десяти тысяч лет (предоставлено Брюсом Алленом, Карлосом Мартинсом и Полом Шеллардом)

Усилия Тая, Полчински и других, ловко адресованные возражениям, которые Виттен выдвинул два десятилетия назад, возродили интерес к космическим струнам. Благодаря постулированной плотности, космические струны должны оказывать заметное гравитационное влияние на свое окружение и таким образом обнаруживать себя.

Например, если струна пробегает между нашей и другой галактикой, то свет от этой галактики будет огибать струну симметрично, создавая два одинаковых изображения, близко расположенных друг к другу на небе. «Обычно при гравитационном линзировании вы ожидаете увидеть три изображения», – объясняет Александр Виленкин, теоретик космических струн из Университета Тафта.[226] Некоторое количество света пройдет прямо через линзирующую галактику, а остальные лучи будут огибать ее с обеих сторон. Но свет не может пройти через струну, потому что диаметр струны намного меньше, чем длина волны света; таким образом, струны, в отличие от галактик, будут давать только два изображения, а не три.

Надежда замаячила в 2003 году, когда русско‑итальянская группа во главе с Михаилом Сажиным из Московского государственного университета объявила, что они получили двойное изображение галактики в созвездии Ворона. Изображения находились на одинаковом расстоянии, имели одинаковое красное смещение и были спектрально идентичными с точностью до 99,96 %.Либо это были две чрезвычайно похожие галактики, случайно оказавшиеся рядом, либо первый случай наблюдения гравитационной линзы, созданной космической струной. В 2008 году более подробный анализ, основанный на данных космического телескопа Хаббла, который дает гораздо более четкую картину, чем наземный телескоп, использовавшийся Сажиным и его коллегами, показал, что представлявшаяся первоначально линзированной галактика на самом деле представляет собой две разные галактики; тем самым эффект космической струны был исключен.

Аналогичный подход, называемый микролинзированием, основан на допущении, что петля, образованная в результате разрыва космической струны, может создавать потенциально обнаружимые гравитационные линзы возле отдельных звезд. Хотя инструментально наблюдать раздвоенную звезду не представляется возможным, можно попытаться поискать звезду, которая будет периодически удваивать свою яркость, оставаясь неизменной по цвету и температуре, что может свидетельствовать о наличии петли космической струны, осциллирующей на переднем плане. В зависимости от местоположения, скорости движения, натяжения и конкретной колебательной моды, петля будет давать двойное изображение в одних случаях и не давать в других – яркость звезды может меняться на протяжении секунд, часов или месяцев. Такое свидетельство может быть обнаружено телескопом Gaia Satellite, запуск которого намечен на 2012 год и в задачу которого входит наблюдение за миллиардами звезд Галактики и ближайших окрестностей. Сейчас в Чили строят Большой обзорный телескоп (Large Synoptic Survey Telescope, LSST), который также может зафиксировать аналогичное явление. «Прямое астрономическое обнаружение суперструнных реликтов входит в задачу экспериментальной проверки некоторых базовых положений теории струн», – заявляет корнеллский астроном Дэвид Чернофф, член совместного проекта LSST.[227]

Между тем исследователи продолжают искать другие средства обнаружения космических струн. Например, теоретики полагают, что космические струны помимо петель могли образовать изломы и перегибы, излучая гравитационные волны по мере того, как эти нерегулярности упорядочиваются или разрушаются.

Гравитационные волны определенной частоты могут быть обнаружены с помощью космической антенны, использующей принцип лазерного интерферометра (Laser Interferometer Space Antenna, LISA) и проектируемой для орбитальной обсерватории, которая разрабатывается сейчас для НАСА.

Измерения будут проводиться при помощи трех космических аппаратов, расположенных в вершинах равностороннего треугольника. Две стороны этого треугольника длиной 5 миллионов километров будут образовывать плечи гигантского интерферометра Майкельсона. Когда гравитационная волна искажает структуру пространства‑времени между двумя космическими аппаратами, появляется возможность измерить относительные изменения длины плеч интерферометра по сдвигу фазы лазерного луча, несмотря на малость этого эффекта. Виленкин и Тибо Дамур из французского Института высших научных исследований (IHES) предположили, что точные измерения этих волн могли бы выявить присутствие космических струн. «Гравитационные волны, излучаемые космическими струнами, обладают специфической формой, которая сильно отличается от волн, возникающих при столкновениях черных дыр или волн, испускаемых другими источниками, – объясняет Тай. – Сигнал должен начинаться с нуля и затем быстро увеличиваться и так же быстро уменьшаться. Под “формой волны” мы понимаем характер увеличения и уменьшения сигнала, причем описываемый характер присущ только космическим струнам».[228]

Другой подход основан на поиске искажений в КМФ, вызванных струнами. Исследование, проведенное в 2008 году Марком Хайндмаршем из Университета Сассекса, показало, что космические струны могут быть ответственными за комковатое распределение вещества, наблюдаемое с помощью Зонда Вилкинсона, предназначенного для исследования анизотропии микроволнового фона.

Это явление комковатости известно под названием не‑гауссовость. Несмотря на то что данные, полученные командой Хайндмарша, предполагают наличие космических струн, многие ученые отнеслись к ним скептически, рассматривая наблюдающуюся корреляцию как простое совпадение. Этот вопрос необходимо прояснить, выполнив более точные измерения КМФ. Исследование потенциально не‑гауссова распределения вещества во Вселенной является фактически одной из главных задач спутника «Планк», запущенного Европейским космическим агентством в 2009 году.

«Космические струны могут существовать, а могут и нет», – говорит Виленкин. Но поиск этих объектов идет полным ходом, и если они существуют, «их обнаружение представляется вполне реальным в ближайшие несколько десятилетий».[229]

В некоторых моделях струнной инфляции экспоненциальный рост объема пространства происходит в области многообразия Калаби‑Яу, которая называется искривленной горловиной. В абстрактной области струнной космологии искривленные горловины считаются объектами с фундаментальными и родовыми характеристиками, «которые возникают естественным образом из шестимерного пространства Калаби‑Яу», – говорит Игорь Клебанов из Принстона.[230] Несмотря на то что это не гарантирует наличия инфляции в таких областях, предполагается, что геометрический каркас искривленных горловин поможет нам понять инфляцию и разгадать другие тайны. Для теоретиков здесь открываются большие возможности.

Горловина, самый распространенный дефект в пространстве Калаби‑Яу, представляет собой конусовидный шип, или конифолд, который выступает из поверхности. Физик из Корнеллского университета Лиам Макаллистер говорит, что остальную часть пространства, часто описываемую как bulk‑пространство, можно рассматривать как большой шарик мороженого, сидящий на вершине тонкого и бесконечно заостренного конуса. Эта горловина становится более широкой, когда включаются поля, положенные теорией струн (техническое название – потоки). Астроном из Корнеллского университета Рэчел Вин утверждает, что, поскольку данное пространство Калаби‑Яу, вероятно, имеет больше одной искривленной горловины, лучшей аналогией будет резиновая перчатка. «Наша трехмерная Вселенная как точка, перемещающаяся вниз по пальцу перчатки», – объясняет она.

Инфляция заканчивается, когда брана, или «точка», достигает кончика пальца, где находится антибрана или стопка из антибран. Рэчел Вин считает, что поскольку движение браны ограничено формой пальца или горловины, то «геометрия горловины будет определять специфичные характеристики инфляции».[231]

Независимо от выбранной аналогии, различные модели искривленной горловины приведут к разным предсказаниям спектракосмических струн – полному набору всевозможных струн различного натяжения, которые могут возникнуть в условиях инфляции, которая, в свою очередь, укажет нам, какая геометрия Калаби‑Яу лежит в основе Вселенной. «Если нам посчастливится увидеть [полный спектр космических струн], – говорит Полчински, – то мы сможем сказать, какая картина искривленной горловины верна, а какая – нет».[232]

Если нам не повезет и мы не обнаружим ни одной космической струны или сети космических струн, то мы можем по‑прежнему ограничивать выбор форм пространства Калаби‑Яу посредством космологических наблюдений, которые исключат одни модели космической инфляции, оставив другие. По крайней мере, физик Гэри Шуй из Висконсинского университета и его коллеги придерживаются такой стратегии. «Как скручивались дополнительные размерности в теории струн? – спрашивает Шуй. – Мы утверждаем, что точные измерения космического микроволнового фонового излучения дадут нам подсказку».[233]

Шуй предполагает, что самые последние модели космической инфляции, основанные на теории струн, приближаются к той точке, начиная с которой можно делать детальные предсказания, касающиеся нашей Вселенной. Эти предсказания, варьирующие в зависимости от конкретной геометрии Калаби‑Яу, дающей старт инфляции, сейчас можно проверить, проанализировав данные КМФ.

Базовая предпосылка заключается в том, что инфляция обусловлена движением бран. И то, что мы называем нашей Вселенной, фактически находится на трехмерной бране. В этом сценарии брана и ее антипод – антибрана – медленно движутся друг к другу в дополнительных измерениях. В более точном варианте теории браны движутся в области искривленной горловины в пределах этих дополнительных измерений.

Из‑за взаимного притяжения браны и антибраны при их разделении возникает потенциальная энергия, которая движет инфляцией. Скоротечный процесс, в ходе которого наше четырехмерное пространство‑время экспоненциально расширяется, продолжается до соприкосновения браны и антибраны и их последующей аннигиляции, происходящей с высвобождением энергии Большого взрыва и созданием неизгладимых отпечатков на КМФ. «Тот факт, что браны двигались, позволяет нам узнать о пространстве больше, чем если бы они просто сидели в углу, – говорит Тай. – Так же, как на вечеринке с коктейлем: вряд ли вы завяжете много знакомств, если будете скромно стоять в одном углу. Но если вы будете двигаться, то узнаете много интересного».[234]

Таких исследователей, как Тай, вдохновляет тот факт, что данные получаются достаточно точными, и мы можем сказать, что одно пространство Калаби‑Яу не противоречит экспериментальным данным, в то время как другое – противоречит. Таким образом, космологические измерения проводятся и для того, чтобы наложить ограничения на вид пространства Калаби‑Яу, в котором мы можем жить. «Вы берете инфляционные модели и делите их на две группы, одна часть будет соответствовать наблюдениям, другая – нет, – говорит физик Клифф Берджесс из института теоретической физики Периметр. – Тот факт, что сейчас мы можем провести различие между инфляционными моделями, означает, что мы можем также провести различие между геометрическими конструкциями, которые дали начало этим моделям».[235]

Шуй и его бывший аспирант Брет Ундервуд, сейчас работающий в Университете Макгилла, предприняли еще несколько шагов в этом направлении. В 2007 году в статье в Physical Review LettersШуй и Ундервуд показали, что две разные геометрии для скрытых шести размерностей, являющиеся вариациями конифолдов Калаби‑Яу с искривленными горловинами, могут дать разные картины распределения космического излучения. Шуй и Ундервуд выбрали для сравнения две модели горловины – Клебанова‑Штрасслера и Рандалла‑Сандрама – геометрии которых достаточно изучены, и затем посмотрели, как инфляция при этих разных условиях повлияет на КМФ. В частности, они сосредоточились на стандартных измерениях КМФ, то есть температурных флуктуациях в ранний период жизни Вселенной. Эти флуктуации примерно одинаковы на маленьком и большом масштабах. Скорость изменения величины флуктуации при переходе от малого масштаба к большому называется спектральным индексом. Шуй и Ундервуд обнаружили разницу в 1% между спектральными индексами двух моделей, показывающую, что выбор геометрии приводит к измеримому эффекту.

Хотя это может показаться несущественным, но разница в 1% считается значимой в космологии. Недавно запущенная обсерватория «Планк» должна быть способна измерять спектральный индекс, по крайней мере на этом уровне. Другими словами, может оказаться, что посредством аппарата «Планк» можно получить данные о том, что геометрия горловины Клебанова‑Штрасслера соответствует наблюдениям, а геометрия Рандалла‑Сандрама – нет, или наоборот. «Дальше от вершины горловины обе геометрии выглядят почти одинаково, и люди привыкли думать, что можно использовать одну вместо другой, – отмечает Ундервуд. – Шуй и я показали, что детали имеют большое значение».[236]

Тем не менее переход от спектрального индекса, который является просто числом, к геометрии дополнительных измерений представляет собой гигантский шаг. Это так называемая обратная задача: если у нас достаточно данных по КМФ, то можем ли мы определить, что представляет собой пространство Калаби‑Яу? Берджесс не считает это возможным в «этой жизни» или, по крайней мере, в течение той дюжины лет, которая осталась у него до пенсии. Макаллистер также настроена скептически. «Будет большой удачей, если в следующее десятилетие мы сможем сказать, имеет место инфляция или нет, – говорит она. – Я не думаю, что мы получим достаточно экспериментальных данных, чтобы конкретизировать полную форму пространства Калаби‑Яу, хотя мы могли бы узнать, какой вид горловины она имеет или какой род браны содержит».[237]

Шуй более оптимистичен. Несмотря на то что обратная задача намного сложнее, признает он, мы все же должны сделать наш лучший выстрел. «Если вы можете измерить только спектральный индекс, то трудно сказать что‑то определенное о геометрии пространства. Но вы получите гораздо больше информации, если сможете определить что‑то типа не‑гауссовых характеристик из данных КМФ». Он считает, что четкое указание на не‑гауссовость (отклонение от Гауссова распределения) будет накладывать «значительно больше ограничений на геометрию. Вместо одного числа – спектрального индекса у нас будет целая функция – целая куча чисел, связанных между собой». Высокая степень не‑гауссовости, добавляет Шуй, может указывать на конкретную версию инфляции, вызванной бранами, например на модель Дирака‑Борна‑Инфельда (ДБИ), которая имеет место в рамках хорошо описанной геометрии горловины. «В зависимости от точности эксперимента, такое открытие, фактически, может внести ясность в проблему».[238]

Физик Сара Шандера из Колумбийского университета замечает, что инфляция, описываемая теорией струн, такая как модель ДБИ, окажется для нас важной, даже если мы обнаружим, что теория струн не является окончательной теорией описания природы. «Дело в том, что она предсказывает вид не‑гауссовости, о котором космологи до сих пор и не думали», – говорит Шандера.[239] А любые эксперименты, если правильно поставить вопросы и знать, что искать, составляют большую часть всей игры.

Другую подсказку, касающуюся инфляции в рамках теории струн, можно найти путем изучения гравитационных волн, излученных во время сильного фазового перехода, который вызвал инфляцию. Самые длинные из этих волн изначальной пространственной ряби нельзя наблюдать непосредственно, потому что их диапазон длин волн охватывает сейчас всю видимую Вселенную. Но они оставляют следы в микроволновом фоновом излучении. Несмотря на то что, по мнению теоретиков, этот сигнал сложно выделить из температурных карт КМФ, гравитационные волны должны создавать характерный рисунок на картах поляризации фотонов КМФ.

В одних инфляционных моделях струнной теории отпечатки гравитационных волн являются обнаруживаемыми, в других – нет. Грубо говоря, если брана перемещается на небольшое расстояние на Калаби‑Яу во время инфляции, то не существует доступного оценке результата воздействия гравитационной волны. Но, как считает Тай, если брана проходит длинный путь через дополнительные измерения, «оставляя маленькие кружки, как желобки на грампластинке, то результат гравитационного воздействия должен быть значимым». Если движение браны жестко ограничено, добавляет он, «то получается особый вид компактификации и особый тип Калаби‑Яу. Увидев это, вы узнаете, каким должен быть тип многообразия». Компактификации, о которых идет здесь речь, представляют собой многообразия, у которых модули стабилизированы, что подразумевает, в частности, наличие искривленной геометрии и искривленной горловины.[240]

Установление формы пространства Калаби‑Яу, включая форму его горловины, потребует точных измерений спектрального индекса и обнаружения не‑гауссовости, гравитационных волн, а также космических струн. Шиу предлагает запастись терпением. «Хотя мы уверены в Стандартной модели, эта модель не возникла единовременно. Она родилась из последовательности экспериментов, проводившихся много лет. Сейчас нам необходимо выполнить множество измерений, чтобы убедиться, действительно ли существуют дополнительные измерения или действительно ли за всем этим стоит теория струн».[241]

Главная цель исследований заключается не только в том, чтобы прощупать геометрию скрытых измерений, но и в том, чтобы проверить теорию струн в целом. Макаллистер, между прочим, полагает, что этот подход может дать нам наилучший шанс проверить теорию. «Возможно, теория струн предскажет конечный класс моделей, ни одна из которых не будет соответствовать наблюдаемым свойствам ранней Вселенной, и в таком случае мы могли бы сказать, что наблюдения исключили теорию струн. Некоторые модели уже отброшены, что вдохновляет, потому что это означает, что современные данные действительно позволяют выявить различие между моделями».

Она добавляет, что, несмотря на то что такое заявление не является абсолютной новостью для физиков, оно является новым для теории струн, которая подлежит экспериментальной проверке. И продолжая свою мысль, Макаллистер говорит, что в настоящее время инфляция в искривленной горловине является одной из лучших моделей, которые мы до сих пор создали, «но реально инфляция может и не иметь места в искривленных горловинах, даже если картина будет выглядеть безупречно».[242]

Наконец, Рэчел Бин соглашается, что «инфляционные модели в искривленных горловинах могут не дать ожидаемого ответа. Но эти модели основаны на геометриях, вытекающих из теории струн, на основании которой мы можем сделать детальные предсказания, которые затем можно проверить. Другими словами, это хорошая отправная точка для старта».[243]

Хорошей новостью является то, что для старта существует не единственная отправная точка. В то время как одни исследователи прочесывают ночное (или дневное) небо в поисках признаков дополнительных измерений, глаза других нацелены на Большой адронный коллайдер. Обнаружение намеков на существование дополнительных измерений не является приоритетной задачей коллайдера, но в списке его заданий стоит достаточно высоко.

Самой логичной отправной точкой для струнных теоретиков является поиск суперсимметричных партнеров уже известных частиц. Суперсимметрия вызывает интерес у многих физиков, а не только у струнных теоретиков: суперсимметричные партнеры, обладающие самой маленькой массой, а это могут быть нейтралино, гравитино или снейтрино, чрезвычайно важны в космологии, поскольку они считаются главными кандидатами на роль темной материи. Предположительная причина, по которой мы еще не наблюдали эти частицы и пока они остаются для нас невидимыми и, следовательно, темными, заключается в том, что они массивнее обычных частиц. В настоящее время не существует достаточно мощных коллайдеров, способных рождать эти более тяжелые «суперпартнеры», поэтому на Большой адронный коллайдер возлагаются большие надежды.

В моделях на основе теории струн, разработанных Кумруном Вафой из Гарвардского университета и Джонатаном Хекманом из Института перспективных исследований, гравитино – гипотетический суперпартнер гравитона (частицы, ответственной за гравитацию) – является самым легким суперпартнером. В отличие от более тяжелых суперпартнеров, гравитино должен быть абсолютно стабильным, так как ему не на что распадаться. Гравитино в вышеуказанной модели составляет большую часть темной материи Вселенной. Хотя гравитино характеризуется слишком слабым взаимодействием, чтобы его можно было наблюдать с помощью Большого адронного коллайдера, Вафа и Хекман полагают, что другая теоретическая суперсимметричная частица – тау‑слептон ( stau), суперпартнер так называемого тау‑лептона – должна быть стабильной где‑то в диапазоне от секунды до часа, а это больше чем достаточно, чтобы ее зафиксировали детекторы коллайдера.

Обнаружение таких частиц подтвердит важный аспект теории струн. Как мы уже видели, многообразия Калаби‑Яу были тщательно выбраны струнными теоретиками в качестве подходящей геометрии для дополнительных измерений, отчасти из‑за суперсимметрии, автоматически встроенной в их внутреннюю структуру.

Без преувеличения можно сказать, что обнаружение признаков суперсимметрии на Большом адронном коллайдере будет обнадеживающей новостью для защитников теории струн и объектов Калаби‑Яу. Бёрт Оврут объясняет, что характеристики суперсимметричных частиц сами могут рассказать нам о скрытых измерениях, «потому что способ компактификации многообразия Калаби‑Яу влияет на вид суперсимметрии и уровень суперсимметрии, которые вы получаете. Вы можете обнаружить компактификации, которые сохраняют суперсимметрию, или те, что разрушают ее».[244]

Подтверждение суперсимметрии само по себе не подтверждает теорию струн, но, по крайней мере, указывает в том же направлении, свидетельствуя, что часть истории, которую рассказывает теория струн, является верной. С другой стороны, если мы не найдем суперсимметричных частиц, это не будет означать краха теории струн. Это может означать, что мы ошиблись в расчетах и частицы находятся за пределами досягаемости коллайдера. Вафа и Хекман, например, допускают такую возможность, что коллайдер может рождать полустабильные и электрически нейтральные частицы вместо тау‑слептонов, которые непосредственно невозможно зарегистрировать. Если окажется, что суперпартнеры являются чуть более массивными, чем может рождать этот коллайдер, то потребуются более высокие энергии, чтобы выявить их и, следовательно, придется долго ждать нового прибора, который, в конце концов, заменит Большой адронный коллайдер.

Рис. 12.2.Эксперименты на Большом адронном коллайдере в лаборатории ЦЕРНа в Женеве могут обнаружить признаки дополнительных измерений или существования суперсимметричных частиц. Здесь показана аппаратура для эксперимента с детектором ATLAS (любезно предоставлено ЦЕРНом)

Есть небольшой шанс, что Большой адронный коллайдер сможет обнаружить более прямое и менее сомнительное доказательство существования дополнительных измерений, предсказываемых теорией струн. В экспериментах, уже запланированных на этой установке, исследователи будут искать частицы с признаками дополнительных измерений там, откуда они родом, – так называемые частицы Калуцы‑Клейна. Суть идеи заключается в том, что осцилляции в измерениях высокого порядка могут проявляться в виде частиц в нашем четырехмерном мире. Мы можем увидеть или остатки распада частиц Калуцы‑Клейна или, может быть, даже признаки частиц, исчезающих из нашего мира вместе с энергией и переходящих в более многомерные области.