ГЛАВА 18 Научная работа в 60-х годах

ГЛАВА 18

Научная работа в 60-х годах

Годы 1963—1967-й были для меня плодотворными в научном отношении. Одной из причин было уменьшение интенсивности работы по спецтематике, которая стала гораздо меньше занимать мои мысли. Дома, т. е. на объекте, в коттедже, где я большую часть года жил один, и в Москве во время командировок, и во время отпуска в Крыму я думал теперь в основном о «большой науке». Но, самое главное, видимо просто подошло время и для меня самого (папа когда-то говорил, что период после 40 лет часто бывает самым плодотворным), и для тем, которые были мне по силам, соответствовали моему научному стилю, способностям и знаниям.

Как я уже писал, очень большую роль в моей научной судьбе в этот период сыграло общение с Я. Б. Зельдовичем. В начале 60-х годов Зельдович начал работать над проблемами космологии и астрофизики — они с этого времени стали для него главными. Вслед за ним о «большой космологии» стал думать и я.

Моя первая космологическая работа была выполнена в 1963—1964 гг., ее название — «Начальная стадия расширения Вселенной и возникновение неоднородности распределения вещества».[93]

Прежде чем говорить об этой и последующих моих работах, я должен разъяснить некоторые используемые в них представления и идеи. (Эта глава будет сильно отличаться по стилю и направленности от большей части книги; те из читателей, которым это не интересно, пусть ее либо пропустят, либо — лучше — прочтут ее сначала бегло, а в случае, если заинтересуются, прочтут еще раз — более внимательно и с использованием других книг.)

В настоящее время общепринятой является космологическая теория расширяющейся Вселенной. Эта теория основывается на найденном Александром Фридманом нестационарном (зависящем от времени) решении уравнения общей теории относительности и на открытом Хабблом и Хьюмансоном явлении разбегания галактик.

Как известно, звезды не распределены в пространстве равномерно, а образуют скопления, называемые галактиками. В каждое такое скопление входят десятки и даже сотни миллиардов звезд. Скопления-галактики отделены друг от друга гигантскими расстояниями, измеряемыми миллионами световых лет. (Для справки: световой год — это единица длины, путь, проходимый светом за 1 год. Свет распространяется со скоростью, в один миллион двести тысяч раз большей, чем скорость пассажирского реактивного самолета, и почти в сорок тысяч раз большей, чем скорость искусственного спутника Земли.) Все те звезды, которые мы видим на небе, принадлежат одной из галактик — «нашей». Другие галактики видны на небе в виде маленьких туманных пятнышек, раньше их так и называли — туманности. Ближайшая к нам (большая) галактика — знаменитая туманность Андромеды (есть еще «совсем рядом» маленькая галактика-спутник Магелланово облако, до нее 150 тысяч световых лет). Хаббл и Хьюмансон открыли, что все галактики удаляются от нашей, скорость их удаления пропорциональна расстоянию до них.

Вселенная — это все, что существует; она не имеет границ и нет ничего вне ее. Поэтому нелегко представить себе, что значит «расширение Вселенной». Быть может, полезен такой образ-аналогия. (Заимствовано с минимальными изменениями из прекрасной книги Мизнера, Торна и Уилера «Гравитация».) Представим себе двухмерных существ, живущих на поверхности резинового воздушного шарика и не подозревающих, что существует что-либо кроме этой поверхности; это — их Вселенная (популяризаторы XIX века использовали образ двухмерных существ на кривой поверхности, чтобы пояснить понятия неевклидовой геометрии; Чернышевский издевался над этим — и зря!). На поверхности шарика наклеены лепешечки теста, соответствующие галактикам нашей Вселенной. Пусть теперь в шарик вдувается воздух, и он «надувается». Лепешки на поверхности шарика при этом удаляются друг от друга. Двухмерный житель, ползающий по одной из лепешек, вправе сказать, что все остальные лепешки-галактики разлетаются от его родной лепешки; причем чем дальше от него лепешка, тем с большей скоростью она удаляется. Это именно та картина, которую наблюдают астрономы с настоящими трехмерными галактиками в нашем трехмерном мире!

Возникновение представления о нестационарной Вселенной, геометрические свойства которой зависят от времени, — одно из самых грандиозных изменений в научном мировоззрении, принесенных нашим веком. Наука прошлых веков, постигнув изменчивость жизни на Земле, изменчивость земной поверхности и даже самой Солнечной системы, неявно предполагала, что Вселенная в целом обладает некоей высокой степенью постоянства. Отказаться от этого постулата было очень нелегко.

Создав теорию относительности, Эйнштейн пытался применить свои уравнения к миру в целом. При этом он упорно искал стационарные, не изменяющиеся во времени решения. Для этого он даже модифицировал свои первоначальные уравнения, приписав вакууму свойство «самоотталкивания» (так называемая космологическая постоянная Эйнштейна — о ней я еще буду говорить). Но это изобретение тоже не спасло от больших теоретических трудностей, казавшихся непреодолимыми.

Простой и гениальный выход был найден Фридманом в 1922—1924 годах. Он впервые рассмотрел нестационарные решения, в частности расширяющуюся Вселенную, открыв таким образом «на кончике пера» самое грандиозное явление из всех известных сейчас людям.

Первоначально Эйнштейн счел работу Фридмана ошибочной. Лишь несколько месяцев спустя он понял, что ошибался он сам, и опубликовал об этом специальную заметку — еще одно свидетельство человеческой незаурядности и научной честности гения.

Фридман за полтора года до смерти прочитал заметку Эйнштейна, но, к сожалению, не дожил до наблюдательного открытия «разбегания» галактик. Он умер в 1925 году в возрасте 37 лет от брюшного тифа. Во время первой мировой войны Фридман был летчиком-испытателем, Георгиевский кавалер, награжден золотым оружием. П. Л. Капица уверял меня однажды, что Фридман — незаконнорожденный сын одного из великих князей. Так ли это — я не знаю.

Наряду с работами Александра Фридмана в формировании представлений о расширяющейся Вселенной, в выяснении их космологического, астрофизического и общефилософского значения большую роль играли работы Джорджа Леметра (первая работа которого относится к 1927 году и увязана с наблюдательными данными Хаббла и Хьюмансона).

Продолжая мысленно процесс расширения Вселенной в прошлое, мы неизбежно приходим к начальному состоянию очень большой плотности с физическими условиями, отличающимися кардинально от того, что мы наблюдаем в повседневной жизни, или можем сейчас осуществить в лаборатории, или предполагаем, например, в недрах звезд. Сколько времени прошло с этого момента? Наиболее вероятная оценка — от 13 до 20 миллиардов лет. Приведенное число неоднократно уточнялось после первых оценок Хаббла и Хьюмансона, но и сейчас известно еще, по ряду причин, не очень точно. Но качественная картина расширения Вселенной может считаться установленной. Это факт огромного, принципиального значения!

Наблюдаемая картина мира характеризуется двумя особенностями: крайне неоднородным распределением вещества в относительно малых масштабах, сложной иерархической структурой, ступенями которой являются планеты, звезды, галактики, скопления галактик, — и практически однородным распределением вещества в масштабах, превосходящих размеры скопления галактик (в последнее время появились теории, согласно которым Вселенная в еще больших масштабах, чем доступные наблюдению, разбита на области с существенно различными свойствами). «Большая космология» ставит себе задачей объяснить эти особенности, объяснить, почему галактики, звезды и планеты именно такие, какими мы их наблюдаем, а не иные, как конкретно они образовались. Последние десятилетия в «большой космологии» все активней используются достижения теории элементарных частиц; с другой стороны, грандиозные космологические процессы (особенно начальной стадии расширения Вселенной) могут дать нам такие сведения о физике элементарных частиц, которые пока нельзя получить иными методами; уже сейчас космология — это испытательный полигон для новых теорий в области элементарных частиц. Об одном из вопросов этого круга — о барионной асимметрии Вселенной и нестабильности бариона — я буду рассказывать подробно.

Та гипотеза, которая казалась наиболее правдоподобной 20 лет назад — и, главным образом, лежит в основе популярных среди физиков космологических представлений и сейчас, — сводится к утверждению, что начальное состояние Вселенной было весьма однородным, плотность вещества и энергии была практически постоянной в пространстве и вся наблюдаемая структура возникла потом за счет механизма «гравитационной неустойчивости» (многие авторы считают, что на начальной стадии наряду с гравитационной неустойчивостью большую роль играла неустойчивость процессов превращения полей элементарных частиц, некоторые особую роль придают так называемым космическим струнам; в 60-е годы об этом еще никто не думал).

Что такое гравитационная неустойчивость — поясню на модели. Пусть мы имеем бесконечную цепочку одинаковых тяжелых шаров, расположенных на равных расстояниях друг от друга. Пока расстояния в точности равны, шары находятся в покое — силы, действующие на каждый шар слева и справа, уравновешиваются. Но стоит одному из шаров слегка сместиться, скажем вправо, как притяжение к шарам, расположенным слева, уменьшится, а к шарам, расположенным справа, — возрастет (напомню, что сила притяжения по закону тяготения Ньютона обратно пропорциональна квадрату расстояния между шарами). В результате смещение шаров будет возрастать, причем все быстрей и быстрей. В движение придут и остальные шары. Это и есть гравитационная неустойчивость — появление больших неоднородностей из малых начальных. Теорию гравитационной неустойчивости впервые построил Джеймс Джинс (тот самый, книгой которого «Вселенная вокруг нас» я зачитывался в отрочестве). В его теории были, однако, некоторые слабые места.

Строгое и полное исследование гравитационной неустойчивости применительно к космическим моделям Фридмана осуществил Евгений Михайлович Лифшиц в 1946 году. В качестве конкретного выхода своей теории Лифшиц имел в виду объяснить возникновение галактик и их скоплений. Через 10—11 лет после Лифшица некоторые его результаты более простым и наглядным способом воспроизвел Боннор. (У меня при виде этой фамилии невольно возникает вопрос, не из родственников ли он моей жены, разбросанных событиями века по странам и континентам?..)

Теория гравитационной неустойчивости показывает, как возрастают начальные малые неоднородности плотности. Однако, для того чтобы найти эти начальные неоднородности, нужны дополнительные физические соображения или гипотезы. Это одна из главных проблем большой космологии. В своей работе, опубликованной в 1965 году, я как раз пытался исследовать этот вопрос.

Я исходил тогда, вслед за Зельдовичем и многими другими авторами того времени, из так называемой «Холодной модели Вселенной», согласно которой начальная температура сверхплотного вещества предполагалась равной нулю (предполагалось, что вещество нагревается потом за счет тех или иных процессов, включая ядерные реакции). Сейчас «холодная» модель, во всяком случае в ее первоначальной форме, считается безусловно не соответствующей действительности. Наиболее широко принятая модель — «горячая», согласно которой начальное состояние характеризовалось очень высокой температурой.

Использование «холодной» модели в значительной степени обесценило мою первую космологическую работу. Некоторый интерес представляют результаты, относящиеся к теории гравитационной неустойчивости, в том числе (в особенности) квантовой, и гипотезы об уравнении состояния вещества при сверхвысоких плотностях. Квантовый случай неустойчивости я рассмотрел с помощью точного автомодельного решения для волновой функции гармонического осциллятора с переменными параметрами: тут большие трудности представил учет эффектов давления, но я их преодолел (как — отсылаю интересующихся к моей работе; я запомнил день, когда мне удалось найти решение — 22 апреля 1964 года).

В одном из рассмотренных мною гипотетических уравнений состояния плотность энергии при стремлении плотности вещества к бесконечности стремится к постоянной величине. То есть в пределе плотность энергии не зависит от плотности вещества. Давление при этом отрицательно, вещество растянуто. Такое уравнение состояния приводит к расширению Вселенной по закону показательной функции. Независимо, и с большей определенностью, о том же писал в те же годы Глинер. Недавно многие авторы — в их числе первыми были сотрудники ФИАНа Д. А. Киржниц и А. Д. Линде — пришли к выводу, что подобная ситуация может возникнуть в современных теориях элементарных частиц с нарушением внутренней симметрии вакуума. В этих теориях предполагается, что вакуум может существовать в нескольких состояниях, из которых только одно («истинный» вакуум) обладает нулевой (или очень малой по абсолютной величине) плотностью энергии; в остальных состояниях («ложный» вакуум) плотность энергии отлична от нуля и колоссальна по абсолютной величине. Алан Гут сделал следующий шаг, применив эти соображения к реальным космологическим проблемам. «Молодая» Вселенная в состоянии ложного вакуума расширяется по закону показательной функции, ее размеры увеличиваются в колоссальное число раз. Чтоб отличить этот случай от умеренного расширения на более поздних стадиях эволюции Вселенной, говорят о «раздувании». В настоящее время теория «раздувающейся» Вселенной является наиболее популярной в ранней космологии, ее развивают теоретики всего мира. Очень активно и успешно в этой области работает Линде. Из других советских астрофизиков я особо должен упомянуть А. А. Старобинского, который стоял у истоков некоторых альтернативных (впоследствии влившихся в общее русло) идей. Гипотеза раздувания естественно объясняет многие астрофизические факты (отсутствие наблюдаемых изолированных магнитных полюсов — «монополей», почти «плоская» геометрия Вселенной и др.). Впрочем, не исключено, что будут найдены альтернативные объяснения. Неясен основной вопрос — о природе поля, вызывающего раздувание. Возможно, что разные состояния вакуума тут ни при чем — просто мы живем в такой области Вселенной, где с самого начала присутствовало поле, обладающее отрицательным давлением, и поэтому в нашей области Вселенной произошло раздувание. Существование подобных полей предполагается в некоторых современных теориях. В целом ситуация тут далека от ясности. Гипотеза раздувающейся Вселенной безусловно должна быть отвергнута, если обнаружится, что геометрия Вселенной далека от плоской (евклидовой).

Главное значение работы 1965 года для меня — я вновь уверовал в свои силы физика-теоретика. Это был некий психологический «разбег», сделавший возможными мои последующие работы тех лет.

Свидетельством начального горячего состояния Вселенной является так называемое «реликтовое (т. е. остаточное) излучение» — приходящее из космоса микроволновое тепловое радиоизлучение, открытое Пензиасом и Вильсоном примерно в то самое время, когда я отдал свою исходящую из холодной модели работу в печать. История открытия реликтового излучения и вообще горячей модели — очень драматична, я не буду ее тут касаться, отослав читателя к ряду прекрасных книг, в их числе Стивена Вейнберга «Первые три минуты», к дополнениям редактора русского перевода этой книги Зельдовича и к его собственным книгам, написанным совместно с И. Д. Новиковым. Укажу лишь, что первоначальная идея горячей Вселенной принадлежит Гамову.

В своей следующей космологической работе я уже исходил из горячей модели и из следующего многозначительного факта — во Вселенной имеется так называемая «барионная асимметрия» (т. е. есть, насколько мы можем видеть, только барионы и нет антибарионов). При этом, что особенно требует объяснения, барионов гораздо меньше, чем фотонов реликтового излучения — примерно одна стомиллионная или даже миллиардная доля. Тут мне опять потребуются пространные разъяснения.

Напомню прежде всего, что барионы — это собирательное название для протонов и нейтронов (а также для некоторых нестабильных частиц, образующихся из протонов и нейтронов при столкновении частиц высоких энергий). Подобно тому, как у электронов существуют «античастицы» — позитроны — с противоположным знаком электрического заряда, так и у протонов и нейтронов существуют античастицы — антипротоны и антинейтроны, вместе — антибарионы. Антипротон обладает обратным по отношению к протону знаком электрического заряда, у антинейтрона (и антипротона) — обратен знак магнитного момента. Более существенно, однако, другое свойство, общее для всех античастиц — они «аннигилируют» при взаимодействии с частицами (аннигилируют — взаимно уничтожаются). При этом образуются гамма-кванты, пи-мезоны и другие частицы меньших и нулевой масс. Разность числа барионов и числа антибарионов в какой-либо системе называется «барионным зарядом». Например, массовое число атомного ядра (сумма числа протонов и числа нейтронов) есть по этому определению барионный заряд ядра.

До недавнего времени считалось, что при всех процессах в природе барионный заряд сохраняется. Закон сохранения энергии и закон сохранения электрического заряда допускают распад протона на позитрон и какие-либо легкие частицы (гамма-кванты, нейтрино и т. п.). Но весь повседневный опыт свидетельствует о том, что этого не происходит (или происходит крайне редко). Экспериментальный предел для вероятности этого процесса очень низок. В тонне вещества содержится примерно 10³⁰ барионов. Можно утверждать, что за год в одной тонне распадается меньше одного бариона. (Добавление 1987 г. Теперь этот предел еще уменьшился в десять раз.) Если бы распадался ровно один барион в год, то за все время существования Вселенной (10 миллиардов лет) в кубе со стороной один километр распалась бы крупинка в 1/4 миллиметра диаметром — еле видная глазом. Экстраполируя эту потрясающую стабильность, физики сделали вывод, что существует абсолютный закон сохранения барионного заряда.

Именно на этот закон, казавшийся почти незыблемым, и посягнул я в своей работе.

Возвратимся опять к космосу.

Как я уже упомянул, в настоящее время, по-видимому, в наблюдаемой части Вселенной гораздо больше фотонов реликтового излучения (их около 400 в см³), чем барионов (в среднем 10^-5 — 10^-6 в см³), и — но это уже в какой-то мере предположение — совсем нет антибарионов. Что было раньше, на ранней стадии расширения Вселенной? Легче всего экстраполировать назад фотоны. Их общее число при расширении мало меняется, но меняются, конечно, их плотность (число фотонов в единице объема) и, что очень важно, средняя энергия фотонов, т. е. температура фотонного газа. Изменение температуры (энергии частиц) при изменении объема — это то самое явление, которое мы наблюдаем при накачивании автомобильной шины. Воздух при сжатии нагревается, а при расширении — охлаждается. То же самое происходит с фотонным газом. Поэтому на ранних стадиях его температура была гораздо выше.

Уменьшение энергии фотонов при расширении Вселенной называется космологическим красным смещением. Название связано с тем, что энергия фотонов видимого света максимальна у фиолетового конца спектра и минимальна у красного конца. Поэтому при уменьшении энергии фотонов спектральные линии «смещаются» к красному концу спектра. Именно наблюдение в 1927 году Хабблом и Хьюмансоном смещения спектральных линий в спектрах, испускаемых галактиками, стало наблюдательной основой теории расширения Вселенной. Чем дальше от нас какая-то галактика, тем раньше испущен дошедший до нас сейчас свет и тем сильней поэтому красное смещение. На тех стадиях, когда энергия фотонов превосходила энергию, требуемую для образования пары барион + антибарион, барионы и антибарионы должны были присутствовать, причем в количествах, равных количеству фотонов в том же объеме (с точностью до постоянного численного множителя порядка единицы). В результате в предположении сохранения барионного заряда и полной барионной асимметрии сегодня имеем в некотором объеме Вселенной (числа условные, для иллюстрации):

Сейчас:

Фотонов / Барионов / Антибарионов

100 000 000 / 1 / 0

На горячей стадии добавляется 100 000 000 пар барионов и антибарионов:

Фотонов / Барионов / Антибарионов

100 000 000 / 100 000 001 / 100 000 000

Трудно представить себе, чтобы приведенные в последней строчке числа были «заданными природой» начальными условиями. Они в таком качестве «режут глаз», «такого не может быть». Именно это обстоятельство (как видит читатель, из области интуиции, а не дедукции) и было исходным стимулом для многих работ по барионной асимметрии, в том числе и моей.

Предложенные гипотезы распадаются на три группы (первые две — в предположении сохранения барионного заряда, третья — в предположении его нарушения).

Первая группа гипотез (Альфвен, Омнес и другие) предполагает, что во Вселенной существуют достаточно большие области, в которых в настоящее время есть только барионы, и другие столь же большие области, где есть только антибарионы, т. е. Вселенная как бы пятнистая. В среднем во Вселенной ровно столько же барионов, сколько антибарионов. Размер областей, чтобы не прийти к противоречию с наблюдениями, надо предположить достаточно большим, скажем это часть пространства, приходящаяся на одну галактику. Например, наша галактика и прилегающая к ней область содержит барионы, а туманность Андромеды, возможно, — антибарионы.

Далее предполагается, что на ранней стадии расширения Вселенной она была вся барионно-нейтральной; пятнистость возникла потом, в результате каких-то (у разных авторов — разных) процессов пространственного разделения.

В этой группе гипотез («симметричная с разделением») возникают большие трудности; главная из них та, что не было найдено сколько-нибудь эффективного механизма пространственного разделения барионов и антибарионов.

Предложенные до середины 70-х годов разными авторами макроскопические механизмы разделения вещества и антивещества могли функционировать лишь в крайне разреженной среде и были неэффективны.

Вторая группа гипотез, по существу, возвращает нас к холодной модели. В начальном состоянии есть только барионы (точней, кварки); температура равна нулю, потом, на все еще ранних стадиях, происходит нагрев из-за каких-то неравновесных процессов с выделением огромного количества фотонов, порядка ста миллионов на один барион. Образуются избыточные пары барион + антибарион, затем они аннигилируют и остаются те же барионы, с которых все началось, и реликтовые фотоны. Интересный вариант этой гипотезы — выделение тепла и фотонов за счет перестройки симметрии вакуума.

Третьей группе гипотез начало положено, по-видимому, мной (подробней, однако, смотри ниже — в вопросах приоритета всегда существуют нюансы). В 1966 году я высказал предположение о возникновении наблюдаемой барионной асимметрии Вселенной (и предполагаемой лептонной асимметрии) на ранней стадии космологического расширения из зарядово-нейтрального начального состояния, содержащего равное число частиц и античастиц. Работа была опубликована в 1967 году («Письма в ЖЭТФ», 1967, т. 5, вып. 1).[94]

Такой процесс возможен, только если:

1) закон сохранения барионного (и лептонного) заряда не является точным и нарушается при высоких температурах на ранней стадии космологического расширения (причем так, что не возникает противоречия с наблюдаемым большим временем жизни бариона при обычных температурах!);

2) различны вероятности образования частиц и античастиц при неравновесных процессах при начальном зарядово-симметричном состоянии.

Начну с обсуждения второй предпосылки. В 1966 году она уже не была гипотезой, а следовала из сенсационных экспериментов по распаду нейтральных ка-мезонов, осуществленных двумя годами ранее Крониным, Кристенсеном, Фитчем и Терлеем. Обнаруженный ими распад долгоживущего нейтрального ка-мезона (ка-лонг) на два пи-мезона свидетельствовал о нарушении CP-инвариантности (я ниже разъясню этот термин и связь с различным образованием частиц и античастиц). До указанных авторов распад ка-лонг на два пи-мезона пыталась обнаружить группа советских физиков во главе с Подгорецким, но у них в распоряжении был слишком слабый пучок ка-мезонов, и они смогли установить лишь верхний предел вероятности искомого распада, равный, по их оценкам, примерно одной сотой от полной вероятности распада (пишу по памяти). Потом оказалось, что искомый эффект составляет около одной пятисотой. Подгорецкий и его товарищи были так близки к цели![95]

Открытие нарушения CP-инвариантности завершило тот путь пересмотра законов симметрии при «отражениях», который был начат в 1956 году Ли и Янгом (оба они — китайцы по происхождению, работали в США; за работу 1956 года им была присуждена Нобелевская премия; с точки зрения психологии научной работы интересно, что одновременно со статьей по «отражениям» они проводили изящные и трудоемкие вычисления по другой, гораздо менее известной работе по статистической физике и уделяли ей не меньше внимания; Янгу, совместно с Миллсом, принадлежит еще одна фундаментальная работа — о так называемых калибровочных полях). До Ли и Янга в физике элементарных частиц считалось самоочевидным и бесспорным, что существует три точных дискретных симметрии (слово «дискретная» тут антоним слова «непрерывная»; пример непрерывной симметрии — симметрия относительно вращения шара или цилиндра):

1) Симметрия относительно так называемого P-отражения (пространственного), эквивалентного отражению в зеркале (т. е. предполагалось, что все, что мы видим в зеркале, может происходить и в реальном мире).

2) Симметрия относительно C-отражения, отображающего частицы в античастицы. Другое название C-отражения — зарядовое сопряжение, так как заряды (электрический, барионный, лептонный) частиц и античастиц противоположны. Все процессы с участием античастиц, согласно этому предположению, должны происходить так же, как процессы с частицами.

3) Симметрия относительно T-отражения, меняющего направление процесса на обратное, превращающего, например, распад частицы на две частицы в их слияние.

Идея Ли и Янга была необыкновенно смелой и плодотворной. Они высказали мысль, что все эти симметрии являются приближенными; в особенности они подчеркнули, что в слабых взаимодействиях, возможно, сильно нарушаются P-симметрия и C-симметрия, а в сильных, гравитационных и электромагнитных взаимодействиях симметрии не нарушаются. Эта идея имела огромное значение для всей физики элементарных частиц, стимулировала множество экспериментальных и теоретических исследований.

Еще за несколько лет до этого Паули и Людерс установили, что из основных принципов квантовой теории поля следует симметрия относительно совместного преобразования C, P и T (так называемая CPT-симметрия). Затем этот вывод был сильно подкреплен другими авторами. Поэтому физики имеют некий рубеж, дальше которого им, по всей вероятности, отступать не придется. Но сначала была сделана попытка «закрепиться на промежуточном рубеже». Ряд авторов, среди них Ландау и Салам, высказали предположение, что точной симметрией является «комбинированная симметрия» CP. Предпосылка, из которой при этом исходил Ландау — равенство нулю массы нейтрино, — по-видимому, неправильна. Но сама идея оказалась плодотворной, и вскоре на ее основе была построена теория слабых взаимодействий (для процессов с изменением заряда частиц, в частности — бета-распада), хорошо согласующаяся с опытом.

CP-симметрия (или инвариантность — это синоним) означает, что любой процесс с античастицами происходит так же, как процесс с частицами, если античастицы расположены и двигаются в пространстве зеркально-симметрично по сравнению с частицами. Как следствие, полная вероятность любой реакции превращения частиц одинакова для частиц и античастиц (таким образом, для проблемы барионной асимметрии следствия CP-симметрии были бы такими же, как C-симметрии).

Между тем, червь сомнения, порожденный Ли и Янгом, продолжал свою работу… Начались проверки «комбинированной» CP-симметрии (можно сказать, частично комбинированной, если CPT-инвариантность называть полно комбинированной). При этом одновременно решалась судьба T-инвариантности — в силу CPT-теоремы Паули–Людерса, либо одновременно и CP и T симметрии точные, либо обе эти симметрии приближенные.

Физики усиленно искали явления, в которых происходит нарушение CP-симметрии и T-симметрии. Как я уже писал, таким явлением оказался распад ка-лонг-мезона на два пи-мезона. Я не буду объяснять, почему этот распад свидетельствует о нарушении CP-симметрии. Через несколько лет было открыто другое явление, где нарушение CP-симметрии и отличие частиц от античастиц проявляются более наглядно. Среди многих способов распада ка-лонг-мезона существуют два способа (как говорят — два канала), являющиеся CP- или C-отражением друг друга, — распад на пи-плюс-мезон, электрон и нейтрино и распад на пи-минус-мезон, позитрон и антинейтрино (мы будем интересоваться полными вероятностями каждого канала, поэтому CP- и C-симметрии для нас эквивалентны).

Оказалось, что полные вероятности распада по этим двум каналам отличаются на 0,6%! Это как раз эффект того типа, который был мне необходим для объяснения возникновения барионной асимметрии Вселенной из нейтрального состояния.

Первая известная мне работа, в которой обсуждаются следствия сохранения CPT-симметрии и нарушения CP- и C-симметрии, принадлежат Соломону Окубо. Он (с конкретными примерами) формулирует следующие утверждения:

Пусть некое состояние (частица) А распадается по нескольким каналам B₁, B₂ и т. д., а зарядово-сопряженное состояние ? (античастица) распадается по зарядово-сопряженным каналам B₁, B₂ и т. д. Тогда:

1) Из CPT-симметрии следует, что масса A равна массе ?, и полная вероятность распада A равна полной вероятности распада ? (полная вероятность — сумма вероятностей распада по всем возможным каналам).

2) Нарушение CP-симметрии приводит к тому, что вероятности распада по каналам могут быть различны для частиц и античастиц, т. е. вероятность канала B₁ не равна вероятности канала B₁ и т. д.

Именно эти два утверждения, наряду с нарушением барионного заряда, легли в основу моей работы. На экземпляре работы, который я подарил в 1967 году Евгению Львовичу Фейнбергу, я написал такой эпиграф:

Из эффекта С. Окубо

при большой температуре

для Вселенной сшита шуба

по ее кривой фигуре.

Перехожу теперь к обсуждению другой предпосылки работы — к нарушению барионного заряда.

В отличие от только что обсужденной она являлась гипотезой, причем, как я уже отмечал, такой, которая шла вразрез с установившимися в науке тех лет убеждениями. Отчасти поэтому моя работа тогда привлекла мало внимания.

В хорошей книге Зельдовича и Новикова (вышедшей в свет в 1975 году!)[96] есть параграф, посвященный гипотезе нарушения барионного заряда и объяснению с ее помощью барионной асимметрии Вселенной. Общее отношение — определенно отрицательное.

Когда я писал свою работу, я знал о предложении Ли и Янга попытаться обнаружить на опыте поле, обусловленное барионным зарядом (мне рассказал об этом предложении Я. Б. Зельдович). Наличие такого поля явилось бы подтверждением сохранения барионного заряда, подобно тому, как наличие у электрически заряженных тел кулоновского электрического поля является «гарантом» сохранения электрического заряда. Аналогично — гравитационное поле, существующее в окрестности любой системы тел (на «бесконечности»), однозначно связано с сохраняющейся массой системы (или энергией, по формуле Эйнштейна). В общем, из самого факта существования дальнодействующего поля (т. е. убывающего обратно пропорционально квадрату расстояния) следует, что оно вызвано какой-то сохраняющейся субстанцией. Обратное заключение — что отсутствие поля означает отсутствие соответствующей сохраняющейся величины — не является логически обязательным, но оно весьма правдоподобно.

По существу, независимость ускорения свободного падения тел от их химического состава, которую проверял Галилей, бросая разные предметы с Пизанской башни, одновременно указывает на отсутствие барионного поля. Эти опыты Галилея явились началом современной экспериментальной науки, в этом их историческое значение. Теперь, с высоты знаний XX века, мы можем сказать, что Галилей закладывал основы теории тяготения Эйнштейна (принцип эквивалентности инертной и тяготеющей массы) и проверял, существуют ли не гравитационные и не электрические силы дальнодействия — что, в частности, имеет отношение к проблеме барионного заряда. Заметим, что, если бы обнаружилось различие ускорений, это имело бы большие последствия. И всегда есть опасность (или надежда), что при дальнейшем уточнении что-нибудь обнаружится. Опыты Галилея подвергались уточнению много раз. Вскоре после него — Ньютоном, использовавшим маятники из разных материалов. В нашем веке — в опытах Этвеша, затем Дике и, наконец, Брагинского и Панова, со все возрастающей точностью, достигшей у Брагинского и Панова 10^-12 — 10^-13 (по-прежнему с негативным результатом).

Я узнал совсем недавно, что в 1964 году (т. е. до меня, так же как до Янга и Ли) Стивен Вейнберг, исходя из отсутствия барионного поля, предположил, что барионный заряд не сохраняется. Он также обсуждал возможную связь этого с космологией. В своей популярной книге (1977 год) о космологии «Первые три минуты» — я уже отсылал к ней читателя — Вейнберг не упоминает о своей гипотезе, видимо не придавая ей значения.

Я должен сказать, что в работе 1967 года я предложил конкретный механизм нарушения барионного заряда, который, по-видимому, не имеет отношения к действительности. В 1970 году появилась интересная работа по проблеме возникновения барионной асимметрии Вадима Кузьмина (со ссылкой на мою работу), затем — работа Пати и Салама, в которых предлагались другие гипотезы относительно механизма нестабильности протона. Они также, по-видимому, не соответствуют природе. Важный принципиальный шаг был сделан Джорджи и Глешоу в 1974 году.

В своей статье Джорджи и Глешоу развивают успех работ Глешоу, Вейнберга и Салама, в которых были объединены в единой теории слабые и электромагнитные взаимодействия элементарных частиц. Джорджи и Глешоу предложили первый (и очень интересный) вариант того, что теперь называется GUT (Grand Unification Theory, Теория Великого Объединения), с объединением сильных, слабых и электромагнитных взаимодействий, оставив за бортом только гравитацию. К этому времени утвердилось представление о структуре барионов как составных частиц, состоящих из трех «более элементарных» частиц — кварков (соответственно, антибарион состоит из античастиц — антикварков). В теории кварки и лептоны (собирательное название электрона и нейтрино) рассматриваются на равных правах и могут превращаться друг в друга. Следствие этого — возможность реакций с изменением барионного заряда. Например, протон может распадаться на позитрон и два фотона. Процесс распада происходит с образованием на промежуточной стадии так называемого икс-бозона (а также иных аналогичных по свойствам тяжелых скалярных и векторных частиц, для краткости будем говорить только об икс-бозонах; поясним, что векторными называются поля, которые могут существовать в разных состояниях поляризации, электромагнитное поле — простейший пример, а скалярными называются поля, подобные звуку, не обладающие свойством поляризации).

Вероятность этой реакции распада чрезвычайно мала. Дело в том, что масса кварка заведомо меньше массы икс-бозона. Поэтому эта реакция не происходит в обычном (классическом) смысле слова. Происходит лишь некое малое «раскачивание» той степени свободы вакуума, которая соответствует икс-бозону. Даже слабая ручка маленького ребенка (кварка) может слегка раскачать язык огромного колокола, но амплитуда этого колебания будет тем меньшей, чем больше масса языка (икс-бозона). Согласно теории, вероятность реакции обратно пропорциональна массе икс в четвертой степени. Джорджи и Глешоу из некоторых соображений оценили массу икс-бозона, потом эти оценки неоднократно уточнялись. По этим оценкам масса икс превосходит массу протона в 10¹⁵ раз (т. е. необыкновенно велика по масштабам микромира), и, соответственно, время жизни протона равно 10³¹ лет, т. е. в 10 раз больше существовавшего тогда экспериментального предела. Если бы удалось подтвердить предсказание о распаде протона, это было бы величайшим триумфом теории Джорджи и Глешоу, всей современной теории элементарных частиц! Сейчас запланированы крупномасштабные опыты с целью обнаружить распад протона в большой массе чистой воды с помощью счетчиков излучения Черенкова. Чтобы избежать помех от космических лучей, эти опыты следует проводить глубоко под землей. Есть также не вполне уверенные показания, что два случая распада протона уже наблюдались в подземных экспериментах индийско-японской экспериментальной группы в глубокой шахте недалеко от Бангалора. (Добавление 1987 г. Сейчас предел для времени жизни протона значительно повышен до величины порядка 10³¹ лет или еще выше, что уже почти исключает первоначальную схему Джорджи и Глешоу, но современные суперсимметричные теории дают гораздо большее время жизни.)

Распад икс-бозона может происходить по двум каналам — на антикварк и позитрон или на два кварка; соответственно, анти-икс может распадаться на кварк и электрон или на два антикварка. Это та самая ситуация, о которой писал Окубо. Суммарная вероятность распада икс равна суммарной вероятности распада анти-икс. Но при распаде икс образуется больше пар кварков, чем при распаде такого же количества анти-икс — пар антикварков. А также образуется меньше антикварков и позитронов, чем кварков и электронов при распаде анти-икс. Существенно, что распад икс происходит неравновесно, с «запаздыванием». В противном случае барионная асимметрия, по общим теоремам, не могла бы образоваться. (Нагляднее всего исходить из теоремы, установленной еще в XIX веке американским физиком Д. Гиббсом, согласно которой вероятность какого-либо состояния в равновесии однозначно определяется его энергией, одинаковой для частиц и античастиц в силу CPT-симметрии.) На дальнейших стадиях космологического расширения Вселенной происходит аннигиляция антикварков с кварками, затем — слияние избыточных кварков в барионы, а избыточные электроны еще позже входят в состав атомов. Так возникает вещество. Космологические следствия GUT были поняты большинством физиков не сразу.

Мне же, конечно, следовало сразу ухватиться за GUT. К сожалению, я не сразу понял идеи GUT и не сумел принять участия в их развитии. Об одном своем заблуждении, сыгравшем тут роль, я расскажу чуть ниже.

В 1976 году я был на международной конференции по физике элементарных частиц в Тбилиси. В перерыве между докладами ко мне подошел один из иностранных участников и спросил, правда ли, что у меня есть работа, в которой я рассматриваю распад протона в предположении дробных зарядов кварков. Я сказал, что такая работа была у меня 10 лет назад, но что сейчас мне больше нравится теория Пати и Салама, в которой кварки обладают целым зарядом и поэтому нестабильны и ненаблюдательны. Мой собеседник вежливо раскланялся и отошел. А через день я понял, что я зря как бы отрекся от своей работы и зря высказался в пользу кварков с целыми зарядами.

На самом деле уже тогда можно было быть почти уверенным, что гораздо более красивая теория дробно заряженных кварков соответствует действительности. Дальнейшее развитие только подтвердило эту картину, включающую так называемую квантовую хромодинамику — динамическую теорию сильных взаимодействий. Согласно этой теории кваркам приписывается дополнительная степень свободы, называемая условно цветом, — отсюда название. Квантовая хромодинамика (английское сокращение QCD) имеет большие успехи в описании масс адронов и других их свойств. Характерная ее особенность — удержание кварков: их нельзя извлечь из бариона или мезона, подобно тому, как электрон извлекается из атома. Причина — образование «струны», удерживающей кварк с силой, не падающей с расстоянием.

Я пытался найти своего собеседника на конференции в Тбилиси, чтобы исправить допущенный промах, но, не зная его фамилии, — не смог.

В 1977 году А. Ю. Игнатьев, Н. В. Красников, В. А. Кузьмин и А. Н. Тавхелидзе в докладе на международной конференции и в 1978-м М. Иошимура в получившей большую известность работе сделали то, что мог бы сделать, но не сделал я — связали теорию GUT с барионной асимметрией Вселенной. Эти работы произвели большое впечатление и вызвали множество новых исследований, в которых, в частности, была выяснена описанная роль частиц икс и других бозонов, так называемых скаляров Хиггса. Среди авторов: Кузьмин, Игнатьев, Шапошников, Красников, Вейнберг (S. Weinberg), Нанопулос (D. V. Nanopoulos), Тамвакис (K. Tamvakis), Зусскинд (L. Susskind), Димопулос (S. Dimopoulos), Тернер (M. Turner), Туссант (D. Toussant), Трейман (S. Treiman), Вилчек (F. Wilczek), Зи (A. Zee) и многие другие; я могу не знать некоторых авторов и многие работы.

После этих работ нестабильность протона, которая раньше рассматривалась как вероятный недостаток GUT, теперь стала ее важным преимуществом (я-то это понимал и раньше).

Появились и другие работы, в которых выявились новые аспекты связи физики элементарных частиц и космологии. Несомненно, эта связь — одна из примечательных особенностей современной науки. Сыграла ли моя работа 1967 года какую-либо роль в инициировании этого научного процесса? Прямых доказательств у меня нет. Иошимуре, видимо, моя работа была неизвестна. Но все же мне хотелось бы думать, что косвенно моя работа как-то повлияла на формирование научного мнения в те 10 лет, которые отделяют ее появление от работы Иошимуры.

В заключение я хочу рассказать об одном моем заблуждении, которое сильно помешало мне своевременно правильно оценить работу Джорджи и Глешоу и другие работы по GUT и барионной асимметрии и нашло отражение в моих работах.

В квантовой теории элементарных частиц известны два метода описания элементарных частиц со спином 1/2 (фермионов). Один из этих методов, исторически первый, принадлежит Дираку, это «теория дырок», в которой античастицы рассматриваются как вакансии («дырки») в ненаблюдаемом море частиц отрицательной энергии. Другой метод — квантовой теории поля — рассматривает частицы и античастицы равноправно. Я считал, что необходимо ограничиваться такими теориями, в которых применимы оба метода и они эквивалентны. Большинство теорий, рассматривавшихся до сих пор, удовлетворяли этому критерию. Из теории «дырок» следует закон сохранения общего числа фермионов, и никак нельзя допустить такого процесса, как распад икс-бозона на два кварка. Поэтому я с сомнением относился к теории Джорджи — Глешоу, а в качестве механизма распада протона предполагал распад на три лептона (каждый кварк превращается в лептон), с выполнением закона сохранения числа элементарных фермионов (кварков и лептонов). Но теперь (в момент, когда я это пишу) мне кажется, что все это построение — заблуждение. Нет никакого закона сохранения числа фермионов, так как опыты по проверке принципа эквивалентности не обнаруживают никакого поля, сопутствующего фермионам. А значит, не надо требовать эквивалентности «теории дырок» и метода квантовой теории поля. Наиболее правдоподобной тогда оказывается теория GUT с возможным распадом протона на позитрон (в некоторых вариантах теории — преимущественно мю-плюс-мезон) и гамма-кванты (но тоже без нового точного закона сохранения разности числа барионов и лептонов, который предполагается в некоторых вариантах GUT) и с объяснением барионной асимметрии Вселенной через распад бозонов по двум конкурирующим каналам в качестве главного механизма.

Обидно, что из-за этих (и других) заблуждений я не смог довести до конца одну из лучших своих работ!

У работы 1967 года, наряду с фотонно-барионным отношением, была и еще одна предпосылка — гипотеза о «космологической CPT-симметрии». Я предположил, что все процессы во Вселенной CPT-симметричны относительно точки бесконечной плотности. Это — один из возможных ответов на вопрос, что было до момента «начального» состояния бесконечной плотности. Дальнейшее обсуждение CPT-отражения — в моей работе, опубликованной в 1980 году.[97] Космологическое CPT-отражение — это единственная возможность тождественного обращения времени, в соответствии с теоремой Паули–Людерса. Надо ли требовать именно тождественного обращения — отдельный вопрос, на который я не знаю ответа.

Из космологической CPT-симметрии с необходимостью следует точное равенство нулю начальных значений всех сохраняющихся зарядов (формальное доказательство — в статье 1980 года, но по существу это ясно и так), тем самым — динамическое происхождение барионной асимметрии. Для меня именно эта предпосылка была главной. Теперь она уже не кажется мне таковой. По-прежнему будучи уверен в динамическом объяснении барионной асимметрии, я сомневаюсь в гипотезе CPT-отражения, более того — я считаю ее неверной.