Неприятности с физикой: взлёт теории струн, упадок науки и что за этим следует
Шрифт:
Но ни один из этих многообещающих знаков не был очевиден, когда люди стартовали вдоль дороги квантовой гравитации в 1950-х. Ограниченный прогресс, достигнутый с использованием независимых от фона методов, выглядел ничтожным по сравнению с великими шагами, которые были сделаны в КЭД. Так что до конца 1980-х большинство людей выбрали другой маршрут, который заключался в попытках применить методы КЭД к ОТО. Это, наверное, можно было понять. После формулирования КЭД люди узнали много о фоново-зависимых квантовых теориях, но ни один не знал хоть что-нибудь о том, на что может быть похожа фоново-независимая квантовая теория, если она вообще существует.
Поскольку это был маршрут, который привёл к теории струн, стоит проследовать вдоль него. Поскольку работы из 1930-х были забыты, их стоило открыть заново. Теория гравитонов была выработана повторно в диссертации на доктора философии Брюсом ДеВиттом, который
Но, как отмечалось, теории гравитона было недостаточно. Теория гравитона прекрасна, пока гравитоны просто двигаются через пространство, но если это всё, что они делают, нет гравитации и, определённо, нет динамической и искривлённой геометрии. Так что это была не унификация ОТО или гравитации с квантовой теорией, а просто унификация слабых гравитационных волн с квантовой теорией. Проблемы с теорией гравитонов снова всплыли в начале 1950-х, как только люди снова начали изучать, как они могут взаимодействовать друг с другом. С тех пор и до начала 1980-х было потрачено много трудов на эту проблему самодействия, чтобы удержать её от несовместимости с принципами квантовой теории. Ни один из этих трудов не достиг успеха.
Может быть, полезно было бы остановиться и подумать о том, что это означает в человеческих выражениях. Мы говорим о тридцати годах непрерывной тяжёлой работы, содержащей много сложных вычислений. Представьте, что вы платите подоходный налог каждый день все дни в течение недели и всё ещё не получили расчёты, чтобы непротиворечиво согласовать сумму. Где-то вы сделали ошибку, но вы не можете найти, где. Теперь представьте, что месяц прошёл таким образом. Сможете вы растянуть его до года? Теперь представьте двадцать лет. Теперь представьте, что имеется пара дюжин людей во всём мире, проводящих время подобно вам. Некоторые друзья, некоторые конкуренты. Все они имеют свои собственные схемы того, как делать их работу. Каждая схема до настоящего времени приводила к неудаче, но если вы попытаетесь слегка изменить подход или объединить два подхода, возможно, вы достигнете успеха. Один раз или дважды в год вы приезжаете на международную конференцию, где вы можете представить свою новую схему другим фанатикам. Такой была область квантовой гравитации до 1984 года.
Ричард Фейнман был одним из первых, кто атаковал указанную проблему гравитона. А почему нет? Он сделал такую хорошую работу в КЭД, почему он не должен применить те же методы к квантовой гравитации? Так в начале 1960-х он провёл несколько месяцев вне физики частиц, чтобы посмотреть, не сможет ли он проквантовать гравитацию. Чтобы дать вам представление о том, что затем вынес на берег прилив квантовой гравитации, приведём письмо Фейнмана, которое он написал своей жене в 1962 году о собрании в Варшаве, где он представил свою работу:
«Я не получил ничего от этой встречи. Я ничему не научился. Поскольку тут нет экспериментов, эта область не относится к активным, так что немногие из лучших людей трудятся в ней. В результате имеются толпы присосавшихся здесь… и это не есть хорошо для моего кровяного давления. Напомни мне больше не ходить ни на какие гравитационные конференции.» [31]
Тем не менее, он сделал хороший прогресс и весьма прояснил техническую проблему, связанную с вероятностями, которые представляют собой числа между 0 и 1. Обо всём, что определённо происходит, говорят как об имеющем вероятность 1, так что вероятность того, что что-нибудь вообще произойдёт, равна 1. До того, как Фейнман сделал свою работу, никто не мог сделать вероятности того, что различные вещи произойдут в квантовой гравитации, сходящимися к 1. На самом деле, Фейнман сделал вероятности сходящимися только на первом уровне приближения; несколькими годами позже Брюс ДеВитт понял, как сделать, чтобы это работало на всех уровнях. Годом или около того позже то же самое поняли двое русских, Людвиг Дмитриевич Фаддеев и Виктор Николаевич Попов. Они не могли знать работу ДеВитта, поскольку журнал послал его статью экспертам для отзыва, и рецензентам потребовалось больше года, чтобы внимательно изучить её. Так кусочек за кусочком люди решали некоторые проблемы, — но, даже если вероятности могут быть сделаны сходящимися к 1, теория гравитона как целое никогда не работала.
31
Richard P. Feynman, What Do You Care What Other People Think? <Что вас заботит в мыслях других людей?> (New York: W.W. Norton, 1988), стр. 91.
Имелась
Но осталась неупокоенной сама квантовая гравитация. Люди использовали все сорта методов аппроксимации. Поскольку стандартная модель физики частиц была сделана осмысленной, для доказательства её различных свойств было разработано много методов. Один за одним, каждый из них был применён к проблеме квантовой гравитации. Каждый потерпел неудачу. Не имеет значения, как вы организовали квантовую теорию гравитационных волн, как только вы принимаете за факт, что они взаимодействуют друг с другом, поднимают свою голову бесконечные величины. Не имеет значения, как вы обходили проблему стороной, бесконечности не укрощаются. Много лет работы, множество статей, множество диссертаций на звание доктора философии, множество презентаций на конференциях. Та же самая ситуация. Итог заключался в том, что к 1974 году стало ясно, что зависимый от фона подход к объединению ОТО с квантовой теорией не имеет смысла.
Имелась, однако, одна вещь, которую можно было бы сделать с фоново-зависимыми методами. Вместо того, чтобы пытаться проквантовать гравитацию и, тем самым, понять влияние, которое квантовая теория имеет на гравитационные волны, мы могли бы перевернуть проблему и спросить, какое влияние гравитация может оказывать на квантовые явления. Чтобы сделать это, мы могли бы изучить движение квантовых частиц в пространствах-временах, где гравитация важна, таких как чёрные дыры или расширяющаяся вселенная. Начавшись в 1960-х, в этом направлении был достигнут большой прогресс. Это важное направление, поскольку некоторые открытия приводят к загадкам, на решение которых направлены более поздние подходы, такие как теория струн.
Первым успехом было предсказание, что когда гравитационное поле быстро меняется во времени, должны рождаться элементарные частицы. Эта идея смогла быть применена к ранней вселенной, когда она быстро расширялась, и привела к предсказаниям, которые используются по сей день в изучении ранней вселенной.
Успех этих вычислений побудил нескольких физиков попытаться сделать нечто более тяжёлое, которое заключалось в изучении влияния, которое чёрная дыра может оказывать на квантовые частицы или поля. Проблема здесь в том, что, хотя чёрные дыры имеют область, где геометрия очень быстро эволюционирует, эта область скрыта за горизонтом. Горизонт представляет собой саван для света, который стоит на месте. Он отмечает границу региона, в пределах которого весь свет втягивается вовнутрь, по направлению к центру чёрной дыры. Так что никакой свет не может спастись из-под горизонта. Снаружи чёрная дыра кажется статической, но именно внутри её горизонта есть регион, по направлению к которому всё втягивается всё более и более сильными гравитационными полями. Они заканчиваются в сингулярности, где всё бесконечно и время останавливается.
Первый значительный результат соединения квантовой теории с чёрными дырами был получен в 1973 году Якобом Бекенштейном, молодым израильским аспирантом Джона Арчибальда Уилера в Принстоне. Он сделал ошеломляющее открытие, что чёрные дыры обладают энтропией. Энтропия есть мера беспорядка, и имеется известный закон, именуемый вторым законом термодинамики, устанавливающий, что энтропия замкнутой системы никогда не может уменьшаться. Бекенштейн озаботился вопросом, что если он взял ящик, заполненный горячим газом, — который должен был иметь много энтропии, поскольку движение молекул газа было хаотическим и неупорядоченным, — и сбросил его в чёрную дыру, энтропия вселенной будет казаться уменьшившейся, поскольку газ никогда не сможет быть восстановленным. Чтобы сохранить второй закон, Бекенштейн предположил, что чёрная дыра должна сама иметь энтропию, которая должна была повыситься, когда на неё упал ящик газа, так что полная энтропия вселенной никогда не будет уменьшаться. Обработав несколько простых примеров, он смог показать, что энтропия чёрной дыры должна быть пропорциональна площади окружающего её горизонта.