Неприятности с физикой: взлет теории струн, упадок науки и что за этим следует - Ли Смолин

Эйнштейн позже назвал космологическую константу своим самым большим просчетом. На самом деле он просчитался дважды. Во-первых, она не очень хорошо работала; она на самом деле не удерживала вселенную от сжатия. Вы могли бы сбалансировать сжатие, происходящее от материи, расширением, происходящим от космологической константы, но только на мгновение. Баланс по своей сути был нестабилен. Чуть-чуть пошевелите вселенную – и она начнет расти или уменьшаться. Но реальный просчет был в том, что идея статической вселенной была ошибочной с самого начала. Десятилетием позже астроном по имени Эдвин Хаббл начал находить свидетельства, что вселенная расширяется. С 1920х космологическая константа стала помехой, чем-то, от чего надо избавиться. Но с течением времени это становилось все тяжелее и тяжелее сделать, по крайней мере, теоретически. Нельзя было просто выбрать ее равной нулю и проигнорировать. Подобно слону на углу, она была здесь, даже если вы притворялись, что ее нет.

Люди вскоре начали понимать, что квантовая теория могла бы кое-что сказать по поводу космологической константы. К сожалению, это было прямо противоположным тому, что мы хотели бы услышать. Квантовая теория – в особенности, принцип неопределенности, – кажется, требует гигантской космологической константы. Если что-нибудь точно покоится, оно имеет определенное положение и импульс, а это противоречит принципу неопределенности, который говорит, что вы не можете знать оба эти свойства частицы. Следствие таково, что даже когда температура равна нулю, вещи двигаются. Имеется малая остаточная энергия, связанная с любой частицей и с любой степенью свободы даже при нулевой температуре. Она называется энергией вакуума или энергией основного состояния. Когда квантовая механика применяется к полям, таким как электромагнитное поле, имеется вакуумная энергия для любой моды колебаний поля. Но поле имеет гигантское количество мод колебаний; поэтому квантовая теория предсказывает гигантскую вакуумную энергию. В контексте ОТО Эйнштейна это подразумевает гигантскую космологическую константу. Мы знаем, что это неверно, поскольку это подразумевает, что вселенная должна была бы расширяться так быстро, что в ней совсем не смогли бы сформироваться никакие структуры. Тот факт, что имеются галактики, устанавливает очень сильные пределы на то, насколько большой может быть космологическая константа. Эти пределы примерно на 120 порядков величины меньше, чем предсказания, которые дает квантовая теория; это можно оценить поистине как наихудшее предсказание, когда-либо сделанное научной теорией.

Что-то тут крайне не правильно. Разумная персона могла бы принять точку зрения, что необходима радикально новая идея и что прогресс в объединении гравитации и квантовой теории не может быть достигнут, пока это рассогласование не будет объяснено. Несколько самых здравых людей прощупали этот путь. Одним из них был немецкий физик-теоретик Олаф Дрейер, который утверждал, что несовместимость между квантовой теорией и ОТО может быть разрешена, только если мы отбросим идею, что пространство является фундаментальным. Он предположил, что само пространство появляется из более фундаментального описания, которое совершено другое. Эта точка зрения также отстаивалась некоторыми теоретиками, которые проделали огромную работу в области физики конденсированной материи, такими как Нобелевский лауреат Роберт Лафлин и русский физик Григорий Воловик. Но большинство из нас, кто работает в фундаментальной физике, просто игнорируют этот вопрос и двигаются дальше в изучении наших различных подходов, даже если, по большому счету, они ничего не дают для его разрешения.

До недавнего времени была спасительная отсрочка: по меньшей мере, наблюдаемая величина космологической константы была нулевой – то есть, не было никаких свидетельств ускоренного темпа расширения вселенной. Это утешало, поскольку мы могли надеяться, что будут найдены новые принципы, которые совсем устранят затруднение из уравнений и сделают космологическую константу точно нулевой. Было бы намного хуже, если бы наблюдаемая величина оказалась бы некоторым маленьким, но ненулевым числом, поскольку намного тяжелее представить новые принципы, которые срезают число до намного меньшей, но все еще ненулевой величины. Таким образом, в течение десятилетий мы благодарили наших разных богов, что мы хотя бы не имели этой проблемы.

Космологическая константа представляет собой проблему для всей физики, но ситуация казалась чуть лучше для теории струн. Теория струн не могла объяснить, почему космологическая константа была равна нулю, но, по крайней мере, она объясняла, почему она не является положительным числом. Как одно из нескольких заключений, которые мы смогли получить из теории струн, было известно, что космологическая константа могла бы быть только равной нулю или отрицательной. Я не знаю ни одного струнного теоретика, который предсказал, что космологическая константа не должна быть положительным числом, но это было широко известное следствие струнной теории. Причины являются слишком техническими, чтобы обосновывать их справедливость здесь.

Фактически, изучались струнные теории с отрицательной космологической постоянной. Знаменитое предположение Малдасены, например, содержит пространство-время с отрицательной космологической постоянной. Имелось множество трудностей, и до сегодняшнего дня никто подробно не выписал детали теории струн в мире с отрицательной космологической постоянной. Но этот недостаток подробностей, как все были уверены, является технической проблемой – нет известных причин, почему этого не должно быть в принципе.

Вы можете представить себе сюрприз тогда, в 1998, когда наблюдения сверхновых начали показывать, что расширение вселенной являлось ускоренным, что означало, что космологическая константа должна была быть положительным числом. Это был подлинный кризис, поскольку проявилось явное рассогласование между наблюдениями и предсказаниями теории струн. В самом деле, имелись теоремы, указывающие, что вселенные с положительной космологической константой – по меньшей мере, пока мы пренебрегаем квантовыми эффектами, – не могут быть решениями теории струн.

Эдвард Виттен не из тех, кто предается пессимизму, однако, и он уныло заявил в 2001: "Я не знаю ни одного четкого способа получения пространства де Ситтера [вселенной с положительной космологической константой] из теории струн или М-теории."[2]

Философы и историки науки, среди которых Имре Лакатос, Пол Фейерабенд и Томас Кун, утверждали, что одной экспериментальной аномалии редко бывает достаточно, чтобы убить теорию. Если в теории достаточно глубоко уверена достаточно большая группа экспертов, они будут искать все более крайние меры, чтобы сохранить ее. Это не всегда плохо для науки, а порой бывает и очень хорошо. Временами защитникам теории сопутствует успех, и когда это происходит, могут быть сделаны великие и неожиданные открытия. Но иногда защитники терпят неудачу, и тогда растрачивается огромное количество времени и энергии, пока теоретики глубже и глубже закапываются в яму. История теории струн в последние несколько лет является одной из тех, которые Лакатос и Фейерабенд должны были хорошо понимать, это история большой группы экспертов, которые делают, что могут, чтобы сохранить заветную теорию перед лицом данных, которые кажутся ей противоречащими.

Что сохранило бы теорию струн – если она на самом деле сохранится – так это решение совершенно другой проблемы: как сделать высшие измерения стабильными. Вспомним, что в теориях с высшими измерениями скручивание дополнительных измерений производит множество решений. Те, которые могли бы воспроизвести наблюдаемый нами мир, очень специальные, так как определенные аспекты геометрии высших измерений должны будут поддерживаться замороженными. С другой стороны, раз уж геометрия начинает изменяться, она может только продолжать двигаться, приводя либо к сингулярности, либо к быстрому расширению, которое сделает скрученные дополнительные размерности столь же большими, как и наблюдаемые нами измерения.

Струнные теоретики называют это проблемой стабилизации модулей, где слово "модули" обозначает общее название для констант, которые различают свойства дополнительных измерений. Это проблема, которую теории струн следовало решить, но долгое время было не ясно, как это сделать. Как и в других случаях, пессимисты были обеспокоены, хотя оптимисты были уверены, что раньше или позже мы найдем решение.

В этом случае оптимисты были правы. Прогресс начался в 1990е, когда некоторые теоретики в Калифорнии поняли, что ключом было использование бран для стабилизации высших измерений. Чтобы понять, как, нам надо принять во внимание одну особенность проблемы, которая заключается в том, что геометрия высших измерений может изменяться непрерывно, хотя и оставаться хорошим фоном для теории струн. Иными словами, вы можете изменять объем или форму высших измерений, и, делая это, перетекать через пространство различных струнных теорий. Это означает, что ничто не может остановить геометрию дополнительных измерений от эволюции во времени. Чтобы избежать этой эволюции, мы должны были найти класс теорий струн, среди которых было бы невозможно двигаться без разрывов. Один из способов сделать это заключался в нахождении струнных теорий, для которых каждое изменение является дискретным шагом – то есть, вместо гладкого течения среди теорий вы должны сделать большие, резкие изменения.