Иногда отрицательные результаты не менее важны, чем положительные. Знание нижнего предела времени жизни протона при распаде по различным каналам вносит бесценный вклад в работу теоретиков, занимающихся поиском физических процессов, лежащих за пределами стандартной модели. Теперь они могут исключить модели, которые предсказывают нарушение этого предела. Когда и если ученым удастся наблюдать распад протона, скорость, с которой он распадается по различным каналам, поможет им познать строение физического мира, лежащего за пределами стандартной модели.

Благодаря подземным экспериментам были совершены также некоторые полезные побочные открытия, значимость которых приближается к значимости провала попытки обнаружить распад протона. Как уже упоминалось в главе 10, в 1987 году в ходе экспериментов в Кливленде и Камиоки были обнаружены нейтрино, источником которых являлась сверхновая SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке. Впервые ученые наблюдали нейтрино, прилетевшие из-за пределов Солнечной системы.

Учитывая успех стандартной модели, разумно предположить, что до электрослабого фазового перехода, произошедшего, по современной оценке, при температуре 173 ГэВ, что соответствует возрасту примерно 10-11 с, Вселенная описывалась стандартной моделью с электрослабым объединением. Это значит, что сильное взаимодействие все еще представляет отдельную силу, но электрическое и слабое взаимодействия едины. Вселенная на этом этапе все еще состоит из кварков,

лептонов и калибровочных бозонов, перечисленных в табл. 11.1, однако они не имеют массы, а бозоны Хиггса еще не появились. Частицы все еще превосходят античастицы в соотношении 1 млрд/1. При некотором более высоком уровне энергии в более ранний момент времени определенно должен был произойти фазовый переход из состояния более высокой симметрии, которая, в свою очередь, была результатом фазового перехода из еще более высокосимметричного состояния.

Лучший кандидат на эту роль — все еще одна из ТВО, в которой сильное и электрослабое взаимодействия объединены, а законы сохранения барионного и лептонного зарядов нарушаются. Эта ТВО, в свою очередь, появляется из другой симметрии, существовавшей на более высоком уровне энергии, при которой эти законы сохранения выполняются.

Большинство предложенных учеными ТВО обладают этими свойствами. При этом симметрия проявляется в отсутствии различия между кварками и лептонами, вследствие чего могут происходить реакции, подобные показанным на рис. 11.4. Х-частицу, которой обмениваются другие частицы на рисунке, можно считать лептокварком — комбинацией кварка и лептона. Нарушение законов сохранения барионного и лептонного зарядов произошло, согласно идее Сахарова, из-за различия в скорости реакций, вызванного нарушением СР-симметрии.

В более симметричном состоянии, предшествующем фазовому переходу ТВО, соблюдается СР-инвариантность и законы сохранения барионного и лептонного зарядов снова действуют. Итак, вначале во Вселенной соблюдаются все симметрии, а число частиц равно числу античастиц. Асимметрия материи и антиматерии формируется после фазового перехода из более раннего состояния в состояние ТВО.

Итак, все, что нам остается, — это продолжать строить все более и более мощные ускорители частиц, чтобы все дальше и дальше продвигаться в своих исследованиях назад во времени, пока мы не достигнем условий, соответствующих ТВО. Проблема состоит в том, что мы и близко не подошли к требуемому количеству энергии. Фазовый переход ТВО, согласно оценке ученых, произошел при энергии, равной примерно 1025 эВ, что на 12 порядков больше, чем энергия БАК. Между ТВО и электрослабым фазовым переходом может находиться широкая «пустыня», во время существования которой Вселенная непрерывно сохраняла фазу электрослабого объединенного состояния.

По меньшей мере, БАК позволит нам исследовать эту непрерывную фазу. Но сможем ли мы когда-нибудь продвинуться за ее пределы? Крайне маловероятно, чтобы нам удалось сделать это при помощи ускорителей частиц, по крайней мере в обозримом будущем. Однако у нас есть еще один способ взглянуть на первые мгновения Вселенной — это распад протона. Возможно, эксперимент Super-K приближается к точке, в которой распад протона можно будет наблюдать. Некоторые ТВО предсказывают модели распада, доступные детектору Super-K или его более мощному аналогу.

Многообещающий подход к физике, лежащей за пределами стандартной модели, который привлек внимание целого поколения теоретиков, работающих в области физики частиц, — это суперсимметрия (название часто сокращается как SUSY, «сьюзи»). Это принцип симметрии, при котором в физической модели не проводится различие между фермионами и бозонами. Вспомним, что фермионы имеют полуцелый спин, в то время как спин бозонов равен либо целому числу, либо нулю.

Согласно SUSY каждая элементарная частица сопровождается частицей-суперпартнером, или «счастицей», с противоположным спином. Таким образом, электрон со спином 1/2 сопровождается сэлектроном со спином, равным нулю, фотон со спином 1 — фотино со спином 1/2, кварк, чей спин равен 1/2, — скварком с нулевым спином.

Если бы SUSY была идеальной симметрией, счастицы имели бы такие же массы, как и их партнеры, и они не только были бы наблюдаемы, но и не подчинялись бы таким правилам, как принцип исключения Паули, который отделяет бозоны от фермионов. В таком случае химии бы не существовало. Поскольку до сих пор нам не удалось наблюдать ни одной счастицы, а химия существует, эта симметрия нарушается при низком уровне энергии (в сравнении с характерным для ранней Вселенной), при котором мы можем существовать. Если счастицы существуют, их массы должны быть огромными.

Как мы увидим в главе 13, в экспериментах на Большом адронном коллайдере до сих пор не удалось обнаружить ни одной из предполагаемых частиц-суперпартнеров, а значит, сама эта идея все еще под большим вопросом.

Суперсимметрия предполагает возможность найти теорию, объединяющую гравитацию с другими силами природы, описанными в этой главе, — ее часто называют теорией всего (ТВ). Изначально она называлась теорией струн. Предполагалось, что Вселенная имеет больше трех пространственных измерений, при этом дополнительные измерения закручены так плотно, что их невозможно обнаружить. Теория струн заменила нуль-мерные частицы одномерными струнами.

Со временем было предложено дальнейшее обобщение этой идеи, названное М-теорией, в которую включили объекты более высокой мерности, называемые вранами. Двухмерная брана называется мембраной. P-мерная брана, что достаточно очевидно, называется p-браной. Частица — это 0-брана, струна — 1-брана, а мембрана — это 2-брана. М-теория допускает количество измерений до p = 9. Хотя сторонники М-теории в ходе поиска теории всего совершили множество значимых математических открытий, они до сих пор не смогли предложить эмпирического прогноза, который можно было бы проверить экспериментально. Более того, из-за только что упомянутого фактора теория суперсимметрии до сих пор не была подтверждена, как ожидалось, в экспериментах на БАК. Хотя ей уделяется много внимания в СМИ, из-за чего обыватели считают, что теория всего уже на подходе, М-теория еще далека от подтверждения и, возможно, вскоре будет опровергнута.