Перспективы физики частиц и «висячие концы» Стандартной модели
25.01.2022
Источник: Троицкий вариант, 25.01.2022, Валерий Рубаков; Борис Штерн
О том, как обстоят дела в современной физике частиц, с Валерием Рубаковым, физиком-теоретиком, академиком РАН, докт. физ.-мат. наук, беседовал Борис Штерн.
Б. Ш. Первый вопрос о Стандартной модели — где в ней есть дыры, то есть чего в ней явным образом не хватает?
В. Р. Во-первых, сильно не хватает механизма, с помощью которого нейтрино получают массу. Во-вторых, непонятно, как обеспечить темную материю, которая есть во Вселенной. В Стандартной модели кандидатов на темную материю нет. В-третьих, требуется объяснить разницу между веществом и антивеществом, которая дала барионную асимметрию Вселенной. Ну и есть, конечно, неприятности, связанные с тем, что в Стандартной модели много параметров, причем некоторые из них очень чудные. Например, вакуумное среднее поля Хиггса. Ну и вообще масштаб масс наших частиц довольно чудной, и объяснить его очень бы хотелось.
— Чудной в смысле маленький?
— Да, маленький. Вообще, в теории есть замечательный масштаб массы — планковский, 1019 ГэВ. А масштаб масс частиц Стандартной модели — ГэВ, ну, бозон Хиггса, W-бозон — сотня ГэВ. Ну и, конечно, эту разницу на 17 порядков между гравитационным масштабом 1019 ГэВ и нашим хотелось бы объяснить.
— Какие-нибудь идеи по этому поводу есть?
— Идеи есть, но они пока не реализованы, в том смысле, что ни одна из этих идей пока не подтверждена экспериментально. Например, масштаб сильных взаимодействий — ГэВ, можно объяснять тем, что он берется из константы взаимодействия на очень высоких энергиях, 1016 ГэВ (энергия великого объединения). Константа взаимодействия — термин общепринятый, но неудачный. На самом деле то, что мы измеряем, — вовсе не константа, она потихоньку нарастает с уменьшением энергии. График ее изменения можно нарисовать так (рис. 1).
Рис. 1
То есть константа невелика при больших энергиях, а при малых становится большой (формально бесконечной, хотя бесконечностей не бывает), и на ГэВ образуется масштаб сильных взаимодействий. Важно то, что константа зависит от энергии логарифмически, и здесь разница не столь драматична — не 16 порядков, а фактор 16. Для электрослабых взаимодействий так не получается, хотя можно придумать что-то и для масштаба масс W-бозона.
— Люди привыкли к тому, что константа есть константа. Почему она меняется? За счет каких-то вторичных эффектов? То есть мы говорим не об исходной, а об эффективной константе?
— Да, это эффекты, связанные с квантовыми поправками. Возьмем электромагнетизм. Квадрат заряда электрона, поделенный на 4π, — 1/137. Но это так только при низких энергиях — на атомных масштабах. А при более высоких энергиях взаимодействие в электродинамике становится сильнее, рост при этом тоже логарифмический.
— Это то, что называется экранированием заряда?
— Да, это экранирование, а для сильных взаимодействий, для хромодинамической константы связи происходит антиэкранировка. И где-то там при больших энергиях они встречаются. Хотя картина сложней — есть электрослабые взаимодействия, которые при низких энергиях разваливаются на электромагнитные и слабые. Имеем три константы, и они устроены так: две константы убывают — это сильная константа и одна из слабых констант, — и электромагнитная константа (точнее, константа взаимодействия, связанного со слабым гиперзарядом), которая растет. Интересный вопрос — сходятся они или нет. Если сходятся, значит, на каком-то масштабе, а именно на 1016 ГэВ, имеется одно единое взаимодействие с одной константой. Это означает, что происходит «Великое объединение». В Стандартной модели такого нет — они не сходятся. Но если добавить новые частицы, которых нет в Стандартной модели, то они подправят поведение констант, и кривые сойдутся (рис. 2).
Рис. 2
— Какие именно новые частицы?
— Лучше всего добавить суперпартнеров. Предполагаем, что у каждой частицы есть суперпартнер с другим значением спина — если у частицы спин полуцелый, то у партнера целый, и наоборот. У электрона партнером будет скаляр, у фотона — фотино со спином ½, и т. д. Если их так всех «понадобавлять» при не слишком больших энергиях, то всё сойдется. Но какие именно у них массы, неизвестно, а экспериментально их нет (пока?). Хотя была очень большая надежда, что их обнаружат на Большом адронном коллайдере. Не обнаружили.
— Тогда вопрос. 1016 ГэВ не так далеко от планковской энергии. Может, что-то не точно учли и они сходятся на планковском масштабе?
— До планковской энергии все-таки далековато. Наверное, можно добавить еще чего-то посередине энергетической шкалы так, чтобы утащить на планковский масштаб, но для этого надо прикладывать усилия, и, скорее всего, масштаб Великого объединения, если оно вообще есть, пониже, чем планковский.
— Каков сейчас статус Великого объединения, как к нему относится народ? Я помню, оно было очень популярным.
— Дело вот в чем. В свое время думалось, что есть Великое объединение, и, более того, предполагалось, что его энергия ниже — 1015 ГэВ. А это что значит? В теории Великого объединения, в отличие от Стандартной модели, предсказывается распад протона. И при масштабе 1015 ГэВ распад протона должен быть «быстрым» — 1028–1030 лет. Не очень быстро, но экспериментально обнаружимо. Поставили эксперименты, думали, «вот-вот найдем», но не тут-то было. До сих пор его не обнаружили.
— Какой сейчас нижний предел на время жизни протона?
— 1033–1034 лет, в зависимости от того, на что распадается. То есть масштаб Великого объединения должен быть не меньше 1016 ГэВ. Пока не нашлось никаких экспериментальных подтверждений выхода за пределы Стандартной модели в этом направлении.
— Про барионную асимметрию можно пару слов? В чем там проблема? Ведь видят же асимметрию межу миром и антимиром на ускорителях.
— На ускорителях видят нарушение комбинированной четности (т. е. различие между частицами и античастицами) в распадах каонов и тяжелых мезонов (В и D). Но этого недостаточно для образования барионной асимметрии во Вселенной. Во-первых, требуется нарушение барионного числа, что, грубо говоря, означает распад протона. В рамках Стандартной модели есть механизм нарушения барионного числа, но в условиях современной Вселенной он слабенький, а в ранней Вселенной его одного для получения барионной асимметрии не хватает. Кроме того, есть нарушение комбинированной четности и выход из теплового равновесия в ранней Вселенной — это я условия Сахарова перечисляю. Но в том виде, в каком это есть в Стандартной модели, этих факторов недостаточно. В частности, нарушение комбинированной четности в распадах мезонов слишком слабое — его мало. Всего мало. Недостаточно и нарушения теплового равновесия: в Стандартной модели на самом деле никакого настоящего фазового перехода нет. Есть плавный переход, где все параметры менялись постепенно.
— Но ведь есть интервал в 25 порядков величины по времени до электрослабого фазового перехода Вайнберга — Салама (от ~10–35 до 10–10 секунд. — Б. Ш.). Там, выше по температуре Вселенной, могло произойти всё что угодно.
— Выше, конечно, могло. Но для этого надо расширять модель, чтобы там, выше 100 ГэВ, что-то происходило. Надо добавлять новые сущности. Наверное, где-то там и происходила генерация барионной асимметрии. Кстати, есть очень красивая возможность — связь между массой нейтрино и новой физикой выше электрослабого масштаба энергий. Могут существовать тяжелые стерильные нейтрино, и тогда их взаимодействие с нашими нейтрино через поле Хиггса может давать массы «нашим» нейтрино, и это же взаимодействие может приводить к нарушению лептонного числа, а за ним и барионного и, в конце концов, к барионной асимметрии. Тогда задача — найти эти частицы.
— Те, кто любит первичные черные дыры, уповают на то, что в ранней Вселенной, еще до электрослабого фазового перехода, была пылевидная стадия (т. е. родились некие тяжелые частицы и дожили до того, что стали холодными. — Б. Ш.).
— Может быть. Но то, о чем я только что говорил, не очень ложится в такой сценарий. Там не требуется никакой пылевидной стадии.
— Теперь пару слов про гравитацию. Вроде эйнштейновская гравитация на коне, но разные люди пытаются изобрести что-то новое. Дополнительные измерения, более мягкая гравитация, разные модификации. Эта деятельность заглохла?
— Нет, не заглохла, наоборот. Обнаружены гравитационные волны, и гравитацию теперь можно изучать в нелинейном режиме, когда черные дыры сливаются и гравитация очень далека от ньютоновской. Можно изучать то, что происходит вблизи горизонта событий черных дыр. И если вы думаете, что гравитация описывается другой теорией, то вы ожидаете другие эффекты, отличные от того, что предсказывает общая теория относительности (ОТО). И в связи с этим появился большой бум.
— Но пока видно, что она работает — наблюдения описываются расчетами по ОТО.
— Пока работает, но это при достигнутой точности. А если с ростом точности появятся отклонения, так это замечательно. Конечно, общая теория относительности очень красивая и при этом минималистская, но вовсе не обязательно, что Природа следует нашим представлениям о красоте. Например, Стандартная модель, если на нее внимательно посмотреть, уродлива. Там огромное количество констант, разбросанных не пойми как. У электрона масса — пол-МэВ, а у t-кварка — 172 ГэВ, разница почти на шесть порядков! При этом механизм, которым они приобретают массы, — один и тот же, так с какого перепоя он дает массы, отличающиеся на шесть порядков?
— Но, может быть, опять логарифмический масштаб работает?
— Нет, в Стандартной модели нет ничего подобного. Это просто числа, как будто кости выпали таким образом. Это свободные параметры, и они крайне идиотские — ничем не объясняются. Поэтому Стандартная модель совсем не такая красивая, как кажется. Она красивая на бумажке, а когда дело доходит до параметров, то они самые кривые. Кстати, и эта картинка с бегущими константами, указывающими на Великое объединение, плохо объясняет, почему массы именно такие. Поэтому вовсе не обязательно думать, что теория Вселенной любит красоту. И есть экстремистские точки зрения, что красоту вообще не надо искать — садись и считай! Надо добавить всего три новые частицы, чтобы объяснить массу нейтрино, темную материю, барионную асимметрию, и на этом закончить. Такой подход развивают Михаил Шапошников и его коллеги. И пожалуйста, можно инфляцию сделать на этом и всё, что требуется для описания нашего мира.
— Но у нас есть и другая палочка-выручалочка — антропный принцип.
— Ну все-таки его маловато. Конечно, это важное дело, им можно пользоваться — не очень хочется, но можно. Его маловато, потому что разброс масс электрона и кварков им не объяснишь. Почему тау-лептон имеет массу полтора ГэВ? Для антропного принципа эта величина безразлична. И при другой массе тау-лептона мы бы жили припеваючи. Общий низкий масштаб масс частиц по сравнению с гравитационным масштабом имеет отношение к антропному принципу — электрон, протон, — это да, а относительно большая масса тау-лептона — не имеет.
— А к плотности энергии вакуума (в смысле темной энергии) антропный принцип имеет отношение?
— Если к чему-то он имеет отношение, то, скорее всего, именно к этому. Плотность энергии вакуума — настолько странное число: не ноль, но чрезвычайно маленькое, ниоткуда не берущееся, что можно думать, что оно как раз определяется антропным принципом (при плотности энергии вакуума в несколько десятков раз больше мы бы не могли существовать. — Б.Ш.).
— Как-то не очень красиво валить это на антропный принцип. Придется жертвовать 120 порядками величины, на которые нынешняя плотность энергии вакуума отстоит от планковской. То есть надо предположить, что «кости кидались» 10120 раз, пока не выпала плотность энергии вакуума, благоприятная для нашего существования.
— Правильно, надо столько раз «кидать кости», а иначе нас бы тут не сидело. Если встать на эту точку зрения, они были кинуты по меньшей мере 10120 раз.
— Правильно — если встать на эту точку зрения. Но, может быть, есть какой-то принцип, который делает плотность энергии вакуума маленькой естественным путем?
— Конечно, хотелось бы найти физическое объяснение, а не философское.
— Такое уже было: плоскостность Вселенной. Тут, если уповать на случай, надо было «кидать кости» 1050 раз, чтобы получилась красивая плоская вселенная. Антропный принцип прямо-таки напрашивается. Но объяснили же без антропного принципа!
— Да, объяснили — инфляция.
— Может, и здесь работает что-то такое?
— Может быть. Но пока ничего красивого не появляется. Люди пытаются — вопрос про энергию вакуума был поставлен лет 60 назад. Тогда считалось, что она точно равна нулю, это тоже надо было объяснить. Но сейчас еще хуже — она не нуль, а просто мала. Лучшие умы бьются и пытаются найти ответ, но упруго отражаются.
— Но тут сразу возникает другой вопрос: почему плотность энергии вакуума не провалилась еще ниже, в минус.
— В минус тоже плохо с точки зрения антропного принципа. Если плотность энергии вакуума была бы отрицательной и по модулю в несколько десятков раз больше, чем сейчас, Вселенная давно бы сколлапсировала.
— Но ведь существует возможность, что вакуум может провалиться в минус и в рамках Стандартной модели.
— Есть такая история. Дело в том, что если рисовать эффективный потенциал для поля Хиггса, т. е. плотность энергии в зависимости от значения хиггсовского поля, то получится такая картинка. Сначала потенциал идет вниз, доходит до нуля и поднимается вверх, как φ4. Это есть во всех учебниках. Система любит «сидеть» в минимуме потенциальной энергии, вот она и «сидит» в этой точке, где значение поля примерно 250 ГэВ, а плотность энергии — почти нулевая. Если думать так, как думали в 1967 году, то на этом дело заканчивается. Но оказывается, что есть квантовые поправки к эффективному потенциалу, которые вообще-то этот эффективный потенциал загибают вниз. И этот загиб очень сильно зависит от масс имеющихся частиц, он обеспечивается в основном t-кварком, самой тяжелой частицей — у него самая большая константа взаимодействия с хиггсовским полем. Если бы топ-кварк был в четыре раза легче, ничего такого не было бы. Происходит загиб вниз, и выясняется, что загиб такой сильный, что где-то там плотность энергии еще меньше, чем в нашем вакууме. Но это еще вопрос, это не точно — всё зависит от точного значения массы t-кварка, причем зависит очень сильно. Сейчас точности измерения масс t-кварка, а также W-бозона недостаточно, чтобы сказать, находится эта точка пересечения с нулем до планковской массы или после. Если до и ничего нового посередине нет, то вычислениям в рамках Стандартной модели можно доверять, и где-то в районе 1012 ГэВ имеется пересечение с нулем, и где-то еще дальше есть настоящий вакуум. А может быть, его и нет, и потенциал вообще уходит в минус бесконечность (рис. 3).
Рис. 3
— Тогда вопрос, почему наш вакуум не гикнулся, когда температура была выше 1012 ГэВ?
— А вот это есть проблема для инфляции. Когда температура выше 1012 ГэВ, поле попадает в область очень больших значений справа и может скатиться вниз. Вот вопрос: как температура разогрева после инфляции оказалась ниже? Правда, тут нельзя точно сказать — эта точка 1012 или 1014 ГэВ, и даже 1019 может оказаться. Поэтому, если такая картина верна, что сейчас на грани, то инфляция должна приводить к перегреву при довольно низких температурах.
— Дикий вопрос. А не может ли оказаться так, что глобальная энергия вакуума положительно определена?
— Оснований для этого не видно. Но и оснований для волнений нет. Если уж мы сели в этот минимум, то тут и останемся. Конечно, со временем возможен туннельный переход в отрицательные значения энергии, поле Хиггса станет гигантским, всё разрушится, но время это колоссальное. Время жизни вакуума в нашем минимуме экспоненциально большое, несравненно больше времени жизни Вселенной.
— А если есть более тяжелые частицы, чем t-кварк, до которых пока не дотянулись?
— Важно, каким образом получила массу эта предполагаемая частица. Все наши получают массу из-за взаимодействия с бозоном Хиггса. Сегодня мы знаем, правда, с оговорками, что более тяжелых частиц, получающих массу за счет взаимодействия с хиггсовским полем, нет. Могут быть более тяжелые частицы, чья масса образована другим способом, но тогда они не дают вклада в этот загиб потенциала.
— Стоит сказать еще пару слов про темную энергию.
— А чего тут говорить? Есть такой параметр, а больше мы сказать ничего не можем.
— Но ведь есть сильно разные варианты относительно того, что это за параметр, — насколько он похож на вакуум, насколько на физическое поле.
— Да, это вопрос экспериментально проверяемый. Если это мировая константа, плотность энергии вакуума или, что то же самое, космологический член, который вводил еще Эйнштейн, тогда это число. Странное, безумно маленькое число. Но, может быть, это не вакуум, а какое-то поле, тогда эта плотность энергии должна зависеть от времени. Это вопрос к наблюдательной космологии — зависит ли темная энергия от времени. Пока указаний на то, что этот параметр зависит от времени, нет. В обозримое время точность измерений будет существенно увеличена, и если окажется, что темная энергия зависит от времени, то теоретикам будет весело. Начнется теоретический разгул — новая физика!
— Но пока есть указания, правда, слабые, что в темной энергии может быть примесь фантомной энергии (с уравнением состояния «давление < минус плотность энергии». — Б.Ш.). Так пытаются трактовать хаббловскую напряженность.
— Ну пытаются, но это всё вилами на воде писано. Пока отличить от вакуумного состояния (давление = минус плотность энергии. — Б.Ш.) нельзя.
— Мы пока поговорили о теоретических перспективах. Но что нам светит нового в экспериментальной физике частиц?
— В физике частиц есть несколько интересных мест. Во-первых, идут широким фронтом поиски частиц темной материи. По этому поводу есть очень разные теоретические представления, которые приводят к разным предсказаниям, и методы поиска очень разные. Если найдут частицу темной материи, это будет очень сильное добавление к тому, о чем мы сегодня разговариваем. Во-вторых, идут поиски слабо взаимодействующих частиц, в том числе тех, что связаны с массой нейтрино. Это поиски на ускорителях, но не только на коллайдерах: это не обязательно очень тяжелые частицы.
— А в распаде трития, как это делается у нас в ИЯИ РАН, тоже можно их найти?
— Может и там прорезаться. Если у частицы темной материи масса порядка нескольких килоэлектронвольт, она может появиться и там. На самом деле возможностей много, одна из них — эксперимент типа beam dump, когда лупят пучком в толстую мишень, где всё останавливается, кроме слабо взаимодействующих частиц, которые пролетают насквозь и могут регистрироваться. Тут есть интересные предложения, будем надеяться, что они будут реализованы. Какие-то эксперименты этого типа ведутся и сейчас. Например, один из экспериментов в ЦЕРНе, которым руководит сотрудник нашего института Сергей Гниненко. Ну и конечно, расчет на очень высокие энергии. Есть целая программа — Большой адронный коллайдер с высокой светимостью. Сейчас там хорошо закрыты сильновзаимодействующие частицы — новые кварки, суперсимметричные партнеры кварков и глюонов. Они закрыты до высокого уровня масс, до которого дотягивает БАК. Частицы, не участвующие в сильных взаимодействиях, открыть сложнее. На это нацелены будущие эксперименты с гораздо большей светимостью. И конечно, что нужно еще хорошо померить, — свойства бозона Хиггса. Сейчас мы приблизительно знаем, что эти свойства соответствуют тому, что предсказывает Стандартная модель. Но если обнаружатся отклонения от Стандартной модели — это будет прорыв. Для этого нужны прецизионные эксперименты.
— А светимость они еще могут серьезно поднять? Насколько?
— На первом этапе будет достигнута светимость 300 обратных фемтобарн.
— А сейчас сколько?
— Примерно 180. Это будет первый этап, потом будет серьезная модернизация, и светимость увеличится в 10 раз. Детекторы тоже будут модернизированы, появятся совершенно новые возможности. Вообще, эта программа довольно длинная, примерно до середины 2030-х годов. И конечно, все понимают, что надо делать электрон-позитронную машину, в первую очередь для прецизионного изучения свойств бозона Хиггса.
— На какую энергию реально сделать электрон-позитронную машину?
— Минимальная энергия, с которой надо начинать, это 300–350 ГэВ.
— Линейный ускоритель? (электроны сложней ускорять в кольце из-за синхротронного излучения, которое для протонов в миллионы раз меньше. — Б.Ш.)
— Может быть, линейная машина, а может быть, и кольцевая. Длина тоннеля 100 км — такая возможность рассматривается очень серьезно, в том числе вблизи ЦЕРНа. И предполагается, что потом в этом туннеле можно будет сделать и протон-протонную машину — очень большой адронный коллайдер, то, что называется Future Circular Collider, на энергию примерно 100 ТэВ в системе центра масс. Сейчас 14 ТэВ, будет 100 — масса новых возможностей.