Крупнейший физик, один из основоположников теории ранней Вселенной, академик РАН Алексей Старобинский ушел из жизни 21 декабря 2023 года. Одно из своих последних интервью он дал «Стимулу»

Крупнейший физик, один из основоположников теории ранней Вселенной, академик РАН Алексей Старобинский

Cтаробинский родился 19 апреля 1948 года, окончил физфак МГУ в 1972-м, его научным руководителем был Яков Зельдович. Сложившийся впоследствии научный стиль Старобинского был комбинацией математически строгого стиля школы Ландау и жадного до новых экспериментальных данных стиля школы Зельдовича. Еще в конце 1970-х Алексей Александрович первым предложил математически обоснованную модель образования Вселенной. В 1979 году он одним из первых математически доказал, что до Большого взрыва, породившего нашу Вселенную, имела место особая стадия, когда Вселенная расширялась с огромной скоростью. Это открытие считается одним из важнейших в теоретической физике за последние десятилетия: никому не удавалось заглянуть так далеко в прошлое мира. Впоследствии это явление было названо космологической инфляцией. Сегодня гипотеза Старобинского блестяще подтверждается в экспериментах.

Уход Старобинского — это огромная потеря для отечественного и мирового научного сообщества.

В прошлом году мы взяли у академика Старобинского интервью, но его согласование затянулось и так и не было завершено: Алексей Александрович очень щепетильно относился к этому тексту. Сегодня мы считаем возможным опубликовать это интервью, убрав из него фрагменты, которые вызывали у Алексея Александровича определенные сомнения. Мы не сочли возможным и собственное серьезное редакционное вмешательство в текст перед его публикацией даже в качестве стилистической правки, поэтому заранее приносим читателям извинения за некоторую неровность изложения.

На наш взгляд, это интервью важно и интересно тем, что в нем Алексей Старобинский популярно рассказал о сути своей теории и о ее влиянии на представления современной физики об истории Вселенной, а также изложил свое видение взаимодействия физики и философии, коснулся принципов философии науки с точки зрения физика.

Одним из поводов, побудивших нас обратиться к Алексею Александровичу с просьбой об интервью, было издание в России книги известного немецкого физика-теоретика и популяризатора науки Сабины Хоссенфельдер «Уродливая Вселенная: как поиски красоты заводят физиков в тупик»*, в которой Хоссенфельдер выступила с резкой критикой современной физики, в частности таких теорий, как Стандартная модель, суперсимметрия, теория струн, темная материя. То есть всех тех теорий, которыми в той или иной мере был занят Старобинский. Книга вызвала большой резонанс в среде физиков во всем мире, большинство из них подвергли книгу критике, хотя и признавали, что аргументы Хоссенфельдер заслуживают внимания и требуют серьезного обсуждения.

 

Яков Борисович Зельдович – советский физикохимик, академик, трижды Герой Социалистического Труда (1949, 1954,1956), лауреат четырёх Сталинских премий (1943, 1949, 1951, 1953) и Ленинской премии (1956)

— Вы один из авторов инфляционной модели развития Вселенной. Не могли бы вы пояснить, в чем суть этой теории, в каком состоянии она находится сейчас и насколько подтверждается наблюдениями?

— Как и всякая физическая теория, инфляционная модель основана на некоторой гипотезе, которая, естественно, должна быть сопоставлена с наблюдательными, экспериментальными данными. И это существенный элемент. В частности, один из недостатков книги Сабины Хоссенфельдер в том, что она считает, будто физики забыли, что нужно все сверять с экспериментами. Конечно, мы можем предлагать много гипотез, но потом мы сравниваем их предсказания с результатами наблюдений и отбрасываем те гипотезы, которые наблюдениями не подтверждаются. Или, как мы говорим, мы проверяем, можно ли эту теорию фальсифицировать. В книге Сабина этот принцип Поппера упоминает только один раз, и упоминает небрежно, в том стиле, что вроде бы даже физики от него отказались. Но это абсолютно не так. Требование, чтобы любую гипотезу можно было фальсифицировать, проделав эксперимент и получив не тот результат, который предсказан, и тогда ее исключить, я считаю решающим. Так было и так остается.

Какую же гипотезу я предложил? Причем сделал это раньше Гута**. Я не буду произносить умных слов о втором начале термодинамики, поскольку в случае таких дальнодействующих сил, как гравитация, нет четкого представления об энтропии. Но даже наш житейский опыт подсказывает, что если ничего не делать, то хаос растет, беспорядок растет, и, чтобы поддерживать порядок даже в нашем окружении, нужно прикладывать много усилий. И, кстати, если поддерживать порядок, то часть беспорядка — мусор — вам придется выбрасывать куда-нибудь. Эта проблема вам тоже знакома: куда девать мусор?

Тогда из того факта, что окружающая нас Вселенная, особенно в больших масштабах, достаточно упорядоченная, естественно сделать вывод, что в прошлом она была упорядочена еще больше, если только во Вселенной не действовали какие-то особенные, незнакомые нам механизмы. Правда, я в своей статье употреблял терминологию де Ситтера***, а потом Алан Гут ввел более близкий к жизни простых людей термин «инфляция». Но это в действительности почти одно и то же.

Так вот, моя гипотеза состояла в том, что в некоторые моменты времени в прошлом та часть мира, которую мы видим, условно говоря, наша Вселенная, или, более точно, все то, что находится в нашем световом конусе, была настолько максимально симметричной, насколько позволяют законы физики.

Вся эта теория строилась в рамках чего-то достаточно близкого к теории Эйнштейна, то есть в искривленном пространстве-времени, у которого есть геометрия, а в нем есть материя разных видов. И свойства материи определяют геометрию, и наоборот.

Так же как в свое время открыли, что стадии, скажем, рабовладельческого строя предшествовал первобытно-общинный, так и стадии так называемого горячего Большого взрыва, предшествовала эта самая «максимально симметричная» инфляционная, или, как я ее называл, де-ситтеровская стадия.

— А как Вселенная развивалась дальше?

— Известную часть истории Вселенной можно разделить, но, опять-таки, в стандартном варианте, на четыре части. И если идти из прошлого в будущее, то можно выделить четыре этапа. Первый — инфляционная, или де-ситтеровская, стадия холодного расширения. Где, кстати, расширение Вселенной не просто очень быстрое, оно ускоренное и качественно похожее на то, что есть сейчас. Потом идет стадия замедленного разлета. Это тот самый горячий Большой взрыв, или, как мы его называем, стадия доминирования излучения, или, более точно, излучения и ультрарелятивистских частиц.

Сама инфляция — это в некотором смысле более быстрый цикл, но она холодная. Мы предполагаем, что в далеком прошлом при очень высокой кривизне пространства основная часть материи не была чем-то абсолютно непохожим на то, что есть сейчас. Мы предполагаем, что это качественно — не количественно, но качественно — похоже на нынешнюю темную энергию.

Я поэтому употребляю термин «первичная темная энергия». Та самая первичная темная энергия, которая поддерживала инфляцию. Вначале вся энергия сидит в этой первичной темной энергии, которая должна в конечном счете как-то распасться на частицы. А эти частицы, взаимодействуя, должны «разогреться» и в результате должен возникнуть горячий Большой взрыв. Это необходимая часть, и в действительности это есть основная проблема. 

Сабина Хоссенфельдер — физик теоретик, работающая, что называется, на переднем крае науки с такими загадочными теориями, как Стандартная модель, суперсимметрия, теория струн, темная материя и прочее столь же недостижимое для понимания не только обывателя, но и многих физиков, работающих в других разделах этой науки

Очень многие инфляционные модели, включая, кстати, модель, которую предложил и Алан Гут, но после меня, не смогли эту проблему решить. А достоинства моей модели восьмидесятого года в том, что я с самого начала чувствовал, что тут будет основная трудность — как найти механизм этого распада. Как что-то без частиц, что-то абсолютно, как говорится, бесформенное, как оно распадается на отдельные частицы и как эти частицы потом в столкновениях разогреваются.

И вот оказалось, что все это в моей модели естественно возникает. То есть это необходимая часть каждой инфляционной модели, без которой она просто не сможет дать знания, которые могут быть проверены на опыте.

Потом, после горячего Большого взрыва, наступает третья стадия — стадия доминирования нерелятивистских частиц, которые на одну шестую представляют собой известную нам материю, а на пять шестых это та самая темная, неопределенная материя. И примерно семь миллиардов лет тому назад начинается четвертая стадия — уже ускоренное расширение Вселенной. Одно из замечательных астрономических достижений последних лет — открытие ускоренного расширения, которое пока что отлично описывается эйнштейновской космологической постоянной. Но мы уверены в первичности темной энергии, и мы абсолютно уверены, что она должна была быть неустойчивой, а то и мы бы не возникли.

И раз она так похожа на нынешнюю темную энергию, то почему бы не считать, что и нынешняя темная энергия не есть абсолютно постоянная и вечная космологическая постоянная Эйнштейна, что она тоже во что-то распадется? И время ее распада, условно говоря, примерно на порядок больше современного возраста Вселенной. Пока это гипотеза.

Обращу ваше внимание на то, что инфляционная теория — это квантовая теория. Я сам начинал вместе с моим учителем Яковом Борисовичем Зельдовичем с квантовой теории поля в искривленном пространстве-времени. Даже обычные частицы — электроны, фотоны — в искривленном пространстве-времени ведут себя иначе, чем в обычном пространстве.

И от экспериментов по обнаружению гравитационных волн мы ждем обнаружения первичного гравитационного фона, это уже чисто квантово-гравитационный эффект. И, кстати, возможны и другие квантово-гравитационные эффекты, таким был бы гравитационный эффект, если бы были маленькие первичные черные дыры, тогда от них было бы излучение Хокинга, но пока их не нашли. И в простейших моделях их и не должно быть, поэтому, если говорить о моей большой мечте, то моя большая мечта — найти истинно квантово-гравитационный эффект. Но все-таки наиболее реалистичным пока что мне представляется обнаружение этих самых первичных гравитационных волн****, дошедших до нас от этой инфляционной стадии.

Но давайте зафиксируем, что все-таки в самом простом варианте инфляционной модели нужна квантовая теория поля, и нужна квантовая гравитация.

— Вы упомянули максимально симметричные пространства. А какие пространства обладают этой характеристикой?

— Предварительно замечу, что, хотя в некоторых современных теориях предполагается, что пространство может обладать некими дополнительными координатами, я в своей теории инфляции исходил из того, что у нас есть, того, что мы видим: три координаты пространственные и одна временнáя.

Что касается максимально симметричного пространства, то прежде всего это четырехмерное пространство Минковского, но у него, согласно уравнению Эйнштейна, нет материи, а вокруг нас есть материя, в частности та, из которой мы состоим сами. Значит, оно не подходит. Но есть столь же симметричное пространство, которое называется пространством де Ситтера. В терминах двухмерной поверхности трехмерного пространства это гиперболоид, или, более точно, однополостный гиперболоид, из элементов которого построена Шуховская радиобашня.

Это пространство столь же симметрично, как и пространство Минковского. По нашей гипотезе, пространство-время было максимально симметрично, а эффективная плотность материи в нем была положительной. Из нее после многочисленных превращений мы в конечном счете образуем плотность энергии, в нашем случае это в основном энергия покоя — mс2.

Максимально симметричное пространство означает, что в нем нет частиц, поскольку у любой частицы есть импульс, а это уже есть асимметрия, то направление, куда смотрит вектор импульса. Состояние без частиц называется вакуумом. Но когда произносят слово «вакуум», имейте в виду, что вакуумов может быть много. В частности, один — это вакуум пространства Минковского. Но в данном случае это вакуум в пространстве де Ситтера. А это значит, что там могут быть поля, но нет флуктуирующих полей, поэтому частиц нет.

И еще одно ключевое слово, к которому я буду неоднократно возвращаться. Это слово «приближенно». Это, кстати, относится и ко всему тому, что так смущает Сабину в ее книге. Но все законы физики приближенные. Хотя есть очень хорошие законы, приближенные с очень хорошей точностью, это, кстати, например, уравнение Эйнштейна. Есть законы, приближенные с меньшей степенью точности, и есть законы очень грубо приближенные.

— Закон Ома — грубый закон?

— Да. Это грубый закон. Но закон Ома все-таки выводится, а есть еще более грубый закон — закон силы сухого трения. Вы даже в учебниках вузов не встретите его, хотя бы приближенного, вывода, но, однако, он работает. Так вот, в действительности все приближенно, в том числе и Стандартная модель элементарных частиц, поэтому мы и обсуждаем столь разные модели, которые бы за ее пределы выходили. И есть масса модифицированных теорий тяготения, отличных от эйнштейновской. Но с современной точки зрения гениальность Эйнштейна проявляется не в том, что он предложил нечто, дальше чего нельзя пойти, а в том, что он предложил нечто приближенное, но приближенное с такой точностью, что мы пока не можем измерить ни в одной опции отклонений. И все последние достижения, в частности измерение гравитационных волн от слияния двух черных дыр, пока что никаких отклонений от того, что Эйнштейн предсказывал, не показывают. 

Герман Минковский — немецкий математик, разработавший геометрическую теорию чисел и геометрическую четырёхмерную модель теории относительности

— Книга Сабины Хоссенфельдер по-английски называется «Lost in math» — «Затерянные в математике». Она, в частности, имеет в виду, что строятся все более сложные математические модели и они выглядят не лучше, чем предыдущие, то есть у них те же проблемы…

— На самом деле в современной физике есть проблема сложной математики, из-за чего сложно просчитать основанную на ней модель. Поэтому, кстати, в работе физиков-теоретиков все больше численных расчетов. Но численные расчеты ведь тоже приближенные, и очень часто оказывается: то, что считалось достаточно точным расчетом, потом оказывается не таким, потому что некую накапливающуюся ошибку не учли. То есть налицо трудности двух сортов — и с экспериментом, и с расчетом самих моделей. Но у нас растет опыт, и мы, как говорится, учимся.

Например, мы умеем хорошо решать всякие модели в режиме слабых возмущений, но не все можно аппроксимировать линейными дифференциальными уравнениями. А вот с нелинейными сложнее, мы их свойства знаем достаточно, я бы сказал, кусочно. И в некоторых случаях мы представляем себе решения нелинейных уравнений, которые у нас возникают, а в некоторых случаях не очень.

Я вам хочу рассказать, как я всегда классифицирую все модели. Модель — это система уравнений. В этих уравнениях стоят разные члены, которые могут быть с математической точки зрения сколь угодно сложными конструкциями. Но любой член этого уравнения имеет некоторый свободный коэффициент, который в самой модели вычислен быть не может. Это константы, которые не следуют из внутренней структуры самой теории, то есть их рассчитать теоретически нельзя, их нужно брать только из эксперимента. Так вот, давайте классифицировать разные модели по количеству свободных коэффициентов — численных параметров, которые, кстати, можно всегда сделать безразмерными, то есть свести просто к набору чисел. Это константы типа отношения массы протона к массе электрона, отношения массы мю- и тау-мезонов к массе электрона, масса нейтрино и так далее. В Стандартной модели таких констант порядка двадцати. Причем я говорю немножко неточно, поскольку, когда я говорю «константы», я имею в виду ненулевые константы. Я не считаю нулевые константы. Скажем, мы знаем, что есть три типа нейтрино, но мы уверены, что масса есть у двух. Насчет третьего этого вообще не доказано, возможно, у него масса ноль.

Так вот, в системе уравнений Стандартной модели элементарных частиц есть порядка двадцати констант, которые берутся только из экспериментов. Космология в своем минимальном варианте добавляет еще четыре константы. Инфляционные модели тоже можно классифицировать по числу тех констант, которые берутся только из наблюдения. В простейших моделях это одна константа. Но это не значит, что теория с меньшим числом констант обязательно верная. Просто она более предсказательна, ее в этом смысле фальсифицировать будет легче.

Я бы сказал так: если цель экспериментальной физики — открыть новую фундаментальную константу, то есть увеличить число этих констант в системе уравнений, то цель теоретической физики — разработать теорию, в которой эти константы уже бы рассчитывались и число не выводимых из теории констант уменьшалось.

Возвращаясь к инфляционным моделям: оказывается, что, если ввести в дополнение к двадцати константам Стандартной модели еще три константы, которые описывают, какая сейчас есть материя во Вселенной, и еще добавить только одну константу, которая описывает свойства Вселенной в далеком-далеком прошлом, можно все пока имеющиеся наблюдательные данные описать. И одна из таких моделей — это моя исходная пионерская модель восьмидесятого года.

У этой модели есть, конечно, четкие предсказания. Одно из них, и я так понимаю, что решающее, — о том, что есть первичные гравитационные волны. И есть предсказания, сколько их.

Конечно, есть инфляционные модели с бóльшим числом параметров, в которых количество гравитационных волн уже не предсказывается, а является свободным параметром, тем самым коэффициентом в уравнениях. То есть если, в частности, моя модель окажется лет через десять сфальсифицированной, то у нас есть в кармане много других моделей. Но в них число констант будет больше.

— Меняется ли число констант, которые добавились к Стандартной модели для описания космологической ситуации с эволюцией Вселенной или, возможно, меняются значения этих констант? Или достаточно этих четырех констант для описания всей истории Вселенной?

— Пока можно сказать, что их четыре и они такие, какие есть, ничего другого. Пока что таков уровень науки. Но могут быть открыты и другие константы.

Минимальные инфляционные модели, в частности моя, не предсказывают большого количества так называемых первичных черных дыр, а именно тех, которые образовались не сейчас из конуса звезд, а возникли вскоре после конца инфляционной стадии, на последующей стадии горячего Большого взрыва.

Но сейчас обсуждается возможность, что все-таки есть эти первичные черные дыры, в частности, это даже, может быть, те черные дыры слияния, которые мы видим по гравитационным антеннам, хотя естественный вариант, что это все-таки остатки коллапса нормальных двойных звезд. А может, все-таки это первичные черные дыры. Отдельный вопрос, как это доказывать. Но если окажется, что это так, нам придется ввести в начальный спектр возмущения по крайней мере две новые константы. Одна из них — это характерный масштаб, на котором возникают большие возмущения, и, соответственно, можно определить характерную массу этих первичных черных дыр. И сколько их — это вторая константа. Вот вам возможный гипотетический пример того, что нам придется добавить к имеющимся четырем константам еще по крайней мере две.

— То есть количество этих первичных черных дыр — это просто константа?

— Да. Их количество и их характерная масса. Они абсолютно никак не связаны. Но это не выводится из современных теорий, нам нужно будет придумывать какую-то новую модель. Феноменологически это можно. Мы можем легко обобщить теорию. Но пока ничего такого фундаментального, что это предсказывало бы, нет. Но это, естественно, будет менее, я бы сказал, красиво, но, как говорится, природа не всегда красива в таком наивном понимании. Это то, что Сабину смущает. Но вот вам еще простой пример. Казалось бы, если уж мы вводим нейтрино — достаточно одного нейтрино, а нет: необходимо ввести второе и третье. И зачем, собственно говоря? Для нас самих эти второе и третье нейтрино, казалось бы, не нужны совсем.

— При переходе из инфляционной стадии в стадию горячего Большого взрыва закон сохранения энергии сохраняется или нет?

— Да. Сохраняется, только в обобщенном, как говорится, виде. Это же все нестационарный процесс, поэтому этот процесс описывает уравнение, которое знакомо вам из школы: изменение энергии dE = −PdV*****остается верным всегда.

— То есть, по сути, классическая термодинамика в обобщенном виде правильно описывает эти процессы?

— Да. И это еще одно достоинство всех наших инфляционных моделей, что мы в этом смысле не нарушаем стандартных законов физики и это, оказывается, работает. Не нужно считать, что нарушается стандартная термодинамика. И не требуется какого-то кардинального изменения самих основ теории тяготения Эйнштейна.

Но, как говорится, если что-нибудь откроют новое, тогда и будем обсуждать дальше. У нас в кармане много всяких других, более сложных теорий с дополнительными «эпициклами» имеется. 

Людвиг Дмитриевич Фаддеев — академик РАН, один из создателей современной математической физики, внес решающий вклад в решение трехмерной обратной задачи квантовой теории рассеяния, квантовой проблемы трех тел, в квантование калибровочных полей и создание квантовой теории солитонов и квантового метода обратной задачи

— Возвращаясь к роли математики в физике. Людвиг Фаддеев нам в свое время сказал: он считает, что современный физик должен обладать еще и математической интуицией и что она теперь зачастую играет бóльшую роль, чем физическая. Какое у вас представление о роли той и другой интуиции?

— Как я сказал, у нас есть модели, которые описывают современную физику. Это Стандартная модель элементарных частиц и чуть-чуть, минимально модифицированная теория тяготения Эйнштейна, чтобы описать инфляционную стадию. Но мы все согласны, что это не абсолютно точно.

Так вот, математическая интуиция состоит в том, чтобы понять, какие у этих моделей, этих уравнений есть новые решения. А физическая интуиция — чтобы почувствовать, какие из них могут иметь отношения к реальности. Поэтому многие матфизики для себя нашли выход в теории других вселенных. «Пусть к нашей Вселенной наша модель не имеет отношения. А давайте предположим, что есть другая вселенная, где работают другие математические модели». Может быть, но я подчеркиваю, это не имеет отношения к нашей Вселенной.

А, например, в теории струн, о которой много разговоров идет, в действительности даже нет математического понимания того, что в этой теории есть, а чего в ней нет. Есть только отдельные, я бы сказал, холмики, даже не очень сильно связанные.

Было такое сильное утверждение: всякая математическая модель имеет отношение к действительности. Буквально оно неверно. А верно оно в следующем уточнении: почти всякая внутренне непротиворечивая математическая модель может приближенно — первое ключевое слово — приближенно описывать какую-то часть физического мира.

То есть первое ключевое слово, которое я назвал, «приближенно», а второе — не весь мир, а какой-то класс явлений. В такой формулировке я согласен. Благодаря математической интуиции вы ее решение знаете. А к чему бы ее применить — это задача для физической интуиции. И вот вам хорошая иллюстрация: Нобелевская премия 2020 года за работу, которая была основана на теоретической работе физика-теоретика Паризи. За технический прием, который действительно не требовал математического обоснования для того, чтобы в термодинамике рассчитывать некие сложные системы. Но идея этого приема — считать в некотором приближении, что наше пространство даже не трехмерно, а нольмерно. Такой математический фокус.

Но оказалось, что этот метод работает не столько на физике элементарных частиц, сколько на физике атмосферы. Вот вам пример, что предложенная некая математическая модель работает, но работает совсем не там, куда ее хотели первоначально применить. Но, опять-таки, неточно. Конечно, точно мы погоду предсказать не можем, но тем не менее большой прогресс в физике атмосферы с помощью этой математической модели был достигнут.

— Вы несколько скептически отозвались сейчас о теории струн. В свое время Людвиг Фаддеев в своем интервью тоже как-то очень к ней скептически отнесся. Но в то же время именно вокруг нее наибольший, можно сказать, хайп в СМИ…

— Вы меня абсолютно неверно поняли. Я скептически отнесся не к теории струн. Я скептически отнесся к высказыванием Сабины, что это законченная теория, в которой мы знаем решение. Это не так. Это в некотором смысле направление работы.

Поясню. В стандартной теории поля есть то, с чем мы миримся, — это расходимости. Мы с ними миримся, поскольку есть методы, я бы сказал, формально математически приемлемые, как от этих расходимостей избавиться, и они работают. Есть четкие предсказания, которые с колоссальной точностью подтверждаются на эксперименте. Но все-таки это искусный математический прием. Так вот, есть мечта, и есть главная цель, на которых создается теория струн, построить истинную теорию, в которой бы этих расходимостей не было, в которой не нужно было бы искусно владеть этим вычитанием бесконечных величин и говорить, что они подобраны так, что это значения тех констант, которые там есть… Вот мы опять возвращаемся к константам.

Так вот, цель теории струн — найти теорию, в которой расходимости бы не было. И в той теории константы либо вообще не нужно будет вводить, либо, по крайней мере, только одну. А те самые 24 константы вообще бы вычислялись. Такая действительно очень амбициозная цель. И над этим стоит работать и к этому стремиться. В этом направлении работают, но до результата, до построения теории без расходимостей, причем, опять-таки, имеющей отношение к нашей Вселенной, пока не дошли. Довольно быстро обнаружилось, что если пространство двухмерное — только одна координата пространства и одна координата временная, — то можно такие теории построить. И действительно есть очень большое число работ, в которых получено много красивых математических результатов про двухмерное пространство. Но, увы, к нашему четырехмерному пространству это не имеет отношения. Я всячески эту работу приветствую. Но пока что это математическая физика.

В современных моделях теории струн очень важным элементом является понятие суперсимметрии. Это суперсимметрия между бозонами и фермионами. Пока что мы на нашем уровне ее не видим. В частности, в такой теории число фермионов должно быть равно числу бозонов. Но пока что известное число фермионов существенно больше, чем число бозонов, даже учитывая бозон Хиггса.

— Сабина Хоссенфельдер в своей книге высказывает надежду, что в решении многих проблем физики могут помочь философы. Ведь и Эйнштейн не чурался философии. Насколько, на ваш взгляд, проблемы физики требуют привлечения философов?

— Какова роль философии для физики? Она есть, но только не такая, как ее понимают некоторые философы. Философия не должна диктовать физике конкретные законы. Но есть вопросы, которые требуют философского осмысления. Например, каково отношение наших теорий, в частности математических, нашего разума и реальной Вселенной. Это вполне философский вопрос.

Если вы вспомните, то философы нас учили о существовании диалектических пар. Я буду обсуждать такие пары: часть — целое и явление — сущность. В ходе исследований мы узнаем какие-то части. И мы из них пытаемся построить целое. Философия обсуждает в принципе, как это работает или не работает. Например, сейчас мы понимаем, что есть некоторые математические модели, в некотором смысле максимально сложные, изучив которые в части взаимодействия элементов принципиально нельзя сделать вывод о том, как работает все целое. И постигнуть, как это все в целом работает, можно действительно только скачком, можно сказать — божественным, можно сказать — просто каким-то гениальным скачком. Но пока у нас таких примеров, на мой взгляд, нет. Мы все-таки работаем по принципу, что, изучив одну часть, потом изучим более широкую часть, и это приближение, или, в философских терминах, изучение относительных истин, позволяет нам приближаться к абсолютной истине. Только это не так в случае теории струн. Там может оказаться, что ее целое — это нечто совершенно отличное от ее частей, от нынешней квантовой теории поля. 

Сабина Хоссенфельдер — немецкий физик-теоретик и популяризатор науки, специалист в области квантовой гравитации

Следующий пример важный, это явление и сущность. Мы изучаем конкретные явления, более точно — конкретные свойства какого-то вида материи. А есть сущность или, как сейчас физики любят говорить, природа. Так вот, вы неоднократно можете встретить в литературе критику: вот, мол, астрономы вводят темную материю, темную энергию, а они о них ничего не знают. Вот тут я решительно возражаю: это неверно. Мы знаем очень многое про их свойства. Мы знаем про темную материю, что она состоит из частиц. Мы знаем, что она не релятивистская, что она холодная. Кстати, что, значит, слово «холодная»? Слово «холодная» возникает из сравнения ее собственных скоростей с той характерной скоростью, которую она приобретает в движении во внешнем гравитационном поле. Это космический аналог первой, второй космической скорости. Характерная космическая скорость в космических гравитационных полях — порядка сотен километров в секунду. Слово «холодный» означает, что собственная случайная скорость ее частиц, существенно меньше, чем эти самые сотни километров в секунду.

Мы также знаем, что темная материя очень слабо взаимодействует с обычной материей. А про темную энергию мы, наоборот, знаем, что в ней существует какое-то поле.

И это классический пример того, что мы видим явление, знаем его свойства, но мы не знаем его природы или сущности. Я считаю, что это не так уж и плохо. Я спрашиваю: а вы думаете, что вы природу электрона знаете? Естественно, про электрон мы знаем его заряд, мы знаем его массу, мы знаем, как он взаимодействует с хиггсом, мы знаем, как он взаимодействует с нейтрино. Но я бы не сказал, что мы знаем природу электрона. Я бы сказал, что я знаю природу электрона, если бы мне объяснили, почему, скажем, мю-мезон в двести с лишним раз — именно в двести, а не в какое-то другое число раз — массивнее электрона.

То есть объясните мне эти самые фундаментальные константы. Я бы сказал, что пока эти фундаментальные константы не объяснены, я бы не стал говорить, что даже в случае электрона я понимаю его истинную сущность.

На мой взгляд, ситуация с темной энергией и темной материей очень похожа на ситуацию с электричеством и магнетизмом, скажем, во второй половине восемнадцатого века, начиная с времени Ломоносова до Максвелла. Почти что сто лет. Мы можем сказать, что мы тогда не знали сущности природы электромагнитного поля. Мы не знали, что в действительности это единое поле. Однако за этот период были открыты масса полезных и нужных законов, которые до сих пор изучают. Закон Гаусса, законы магнетизма, закон Ома, в конце концов. Все полезные и нужные законы.

Это иллюстрация того, что, даже не зная сущности, не зная природы электричества и магнетизма, того, что в действительности это одно поле, наука, тем не менее, шла вперед и вполне развивалась. То есть из того факта, что мы природу чего-нибудь не знаем, не вытекает, что этого объекта, этого вида материи не существует.

От Ньютона идет представление о соотношении между тем, что мы знаем, и тем, чего не знаем, которое мне кажется очень наглядным. По-моему, хорошее представление. Пусть шар — это то, что мы знаем. У него есть граница некой толщины, скажем, это то, что мы то ли знаем, то ли не знаем, это именно то, что мы исследуем. А его окружает все остальное, что вне шара, — это то, чего мы не знаем. Со временем шар этот, несомненно, расширяется, то есть количество знаний растет.

Даже интуитивно ясно, что объем поверхностной части шара меньше, чем объем внутренней части шара. А с другой стороны, при расширении шара поверхность этой самой границы растет. Я это интерпретирую так, что, с одной стороны количество вещей, которые мы исследуем и которые мы не знаем, растет.

Но и отношение того, что мы знаем, к тому, что еще неопределенно, оно растет тоже. То есть хотя, с одной стороны, возникают всё новые и новые проблемы, я вам некоторые перечислил, с другой стороны, тем не менее, объем полученного знания по сравнению с тем, что находится на грани между надежным знанием и гипотезами, тоже растет.

Но я бы не сказал, что толщина корки растет. Более того, я бы сказал, что толщина корки остается постоянной, но отношение объема корки к объему всего шара с ростом радиуса шара падает. Хотя, с другой стороны, объем корки, естественно, растет просто по причине роста радиуса.

— Позвольте последний вопрос: так все-таки в физике есть кризис, о котором говорит Сабина Хоссенфельдер?

— Сабина беседовала с массой людей, ей множество очень крупных теоретиков рассказывали свои модели. Ни один из них не сказал, что в физике есть кризис. А она считает, что кризис есть, потому что она бы хотела, чтобы ей сказали, каково расширение стандартной физики с точки зрения теории гравитации Эйнштейна. Но мы действительно не знаем, какое из расширений Стандартной модели является правильным. Но так было всегда, что на границе знания находится незнание. И в этом смысле работа физика-теоретика сейчас достаточно рискованная. Он строит некоторую модель, проверяет ее на внутреннюю математическую согласованность, потом исследует ее следствия, сравнивает с экспериментом, и оказывается, что она не проходит. Увы, так бывает.

* Hossenfelder S. Lost in Math: How Beauty Leads Physics Astray. Basic Books, 2018. Русский перевод: Хоссенфельдер С. Уродливая Вселенная: Как поиски красоты заводят физиков в тупик. М.: Эксмо, 2021.

** Алан Гут — американский физик-теоретик и космолог. Вместе с Алексеем Старобинским и Андреем Линде он получил премию Кавли 2014 года «за новаторство в теории космической инфляции».

*** Виллем де Си́ттер — нидерландский астроном. Создал одну из первых релятивистских космологических моделей, названную его именем (модель де Ситтера). Эта модель предсказывает возможность быстрых движений космических объектов и послужила отправной точкой позднейших теорий расширяющейся Вселенной.

**** Первичные гравитационные волны — это гравитационные волны, которые возникли вскоре после Большого взрыва, во время периода ускоренного расширения.

***** В соответствии с первым законом термодинамики изменение внутренней энергии системы dE равно: dE = δQ − PdV, где Р — давление, dV — изменение объема системы, а δQ обозначает количество тепла, подаваемого в систему из окружающей среды. В данном случае δQ = 0.