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"1.
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 ХIХ 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)1.
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
СР-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!2
Открытие нарушения СР-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 Р-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 С-отражения, отображающего частицы в античастицы.
Другое название С-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 Т-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
Р-симметрия и С-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 С, Р и Т (так называемая СРТ-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" СР. 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.
СР-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 СР-симметрии были бы такими же, как
С-симметрии).
Между тем, червь сомнения, порожденный Ли и Янгом, продолжал свою работу...
Начались проверки "комбинированной" СР-симметрии (можно сказать, частично
комбинированной, если СРТ-инвариантность называть полно комбинированной).
При этом одновременно решалась судьба Т-инвариантности - в силу СРТ-теоремы
Паули-Людерса, либо одновременно и СР и Т симметрии точные, либо обе эти
симметрии приближенные.
Физики усиленно искали явления, в которых происходит нарушение СР-симметрии
и Т-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 СР-симметрии. Через несколько лет было открыто
другое явление, где нарушение СР-симметрии и отличие частиц от античастиц
проявляются более наглядно. Среди многих способов распада ка-лонг-мезона
существуют два способа (как говорят - два канала), являющиеся СР- или
С-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 СР- и С-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.
|
