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

Успех этих вычислений побудил нескольких физиков попытаться сделать нечто более тяжелое, которое заключалось в изучении влияния, которое черная дыра может оказывать на квантовые частицы или поля. Проблема здесь в том, что, хотя черные 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 черной дыры. Так что никакой свет не может спастись из-под горизонта. Снаружи черная дыра кажется статической, но именно внутри ее горизонта есть регион, по направлению к которому все втягивается все более и более сильными гравитационными полями. Они заканчиваются в сингулярности, где все бесконечно и время останавливается.

Первый значительный результат соединения квантовой теории с черными дырами был получен в 1973 Якобом Бекенштейном, молодым израильским аспирантом Джона Арчибальда Уилера в Принстоне. Он сделал ошеломляющее открытие, что черные 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 черную дыру, энтропия вселенной будет казаться уменьшившейся, поскольку газ никогда не сможет быть восстановленным. Чтобы сохранить второй закон, Бекенштейн предположил, что черная дыра должна сама иметь энтропию, которая должна была повыситься, когда на нее упал ящик газа, так что полная энтропия вселенной никогда не будет уменьшаться. Обработав несколько простых примеров, он смог показать, что энтропия черной дыры должна быть пропорциональна площади окружающего ее горизонта.

Это приводит к загадке. Энтропия есть мера хаотичности, а хаотическое движение есть теплота. Так что же, черная дыра должна иметь также и температуру? Годом позже, в 1974, Стивен Хокинг смог показать, что черная дыра на самом деле должна иметь температуру. Он также смог установить точный коэффициент пропорциональности между площадью горизонта черной дыры и ее энтропией.

Есть и другая сторона предсказанной Хокингом температуры черных дыр, которая будет важна для нас позднее, и которая заключается в том, что температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе. Это означает, что черные дыры ведут себя не так, как привычные объекты. Чтобы нагреть большинство вещей, вы должны подвести к ним энергию. Мы снабжаем огонь топливом. Черные дыры ведут себя противоположным образом. Если вы вводите в нее энергию или массу, вы делаете черную дыру более массивной – и она охлаждается.[5]

Эта головоломка с тех пор бросает вызов каждой попытке создать квантовую теорию гравитации: как мы можем объяснить температуру и энтропию черных дыр из первых принципов? Бекенштейн и Хокинг трактовали черную дыру как классический фиксированный фон, внутри которого двигались квантовые частицы, и их аргументы базировались на состоятельности известных законов. Они не описывали черную дыру как квантовомеханическую систему, поскольку это может быть сделано только в квантовой теории пространства-времени. Так что для любой квантовой теории гравитации является вызовом необходимость дать более глубокое понимание энтропии Бекенштейна и температуры Хокинга.

В следующем году Хокинг нашел еще одну загадку, прятавшуюся в указанных результатах. Поскольку черная дыра имеет температуру, она будет излучать как горячее тело. Но излучение уносит энергию от черной дыры. После достаточного количества времени вся масса черной дыры перейдет в радиацию. Раз она теряет энергию, черная дыра становится легче. И вследствие только что обсужденного мной свойства, когда она теряет массу, она нагревается, так что излучает быстрее и быстрее. В конце этого процесса черная дыра уменьшится до планковской массы, и потребуется квантовая теория гравитации, чтобы предсказать окончательную судьбу черной дыры.

Но какова бы ни была ее окончательная судьба, возникает загадка относительно судьбы информации. В течение жизни черной дыры она втягивает гигантское количество вещества, переносящего гигантское количество внутренней информации. В конце же все, что останется, это много горячей радиации, – которая, будучи хаотичной, не переносит информации совсем, – и микроскопическая черная дыра. Информация просто исчезла?

Это проблема для квантовой гравитации, поскольку в квантовой механике имеется закон, который говорит, что информация никогда не может быть разрушена. Квантовое описание мира предполагается точным, а отсюда вытекает, что, когда все детали приняты во внимание, информация не может быть потеряна. Хокинг сделал сильное утверждение, что испаряющаяся черная дыра теряет информацию. Это кажется противоречащим квантовой теории, так что он назвал это утверждение информационным парадоксом черной дыры. Любая предполагаемая квантовая теория гравитации нуждается в его разрешении.

Эти открытия 1970х были контрольными точками на пути к квантовой теории гравитации. С тех пор мы измеряли успех подхода к квантовой гравитации частично тем, насколько хорошо он отвечает на заданные вопросы по энтропии, температуре и потере информации в черных дырах.

Примерно в это время была, наконец, предложена идея по поводу квантовой гравитации, которая, кажется, работает, по меньшей мере, временами. Она привлекла использование идеи суперсимметрии к гравитации. В результате появилась супергравитация.

Я присутствовал на одной из первых презентаций, когда-либо дававшихся по этой новой теории. Это была конференция в 1975 в Цинциннати по развитию ОТО. Я был все еще студентом в Хэмпширском колледже, но я ходил всюду, надеясь узнать, о чем люди думали. Я помню некоторые прекрасные лекции Роберта Героха из Чикагского университета, который был тогда звездой в области математики бесконечных пространств. Он получил продолжительные овации за одну особенно элегантную демонстрацию. Тогда же было задвинутое в самый конец коференции сообщение молодого постдока по имени Петер ван Ньювенхёйзен. Я вспоминаю, что он изрядно нервничал. Он начал со слов, что он находится здесь, чтобы ввести качественно новую теорию гравитации. Он полностью завладел моим вниманием.

Ван Ньювенхёйзен сказал, что эта новая теория основана на суперсимметрии, тогда новой еще идее по унификации бозонов и фермионов. Частицы, которые мы получаем из квантования гравитационных волн, называются гравитонами, и они являются бозонами. Но для суперсимметричной системы должны быть как бозоны, так и фермионы. ОТО не имеет фермионов, так что новые фермионы должны быть гипотетически суперпартнерами гравитонов. "Сгравитон" не легкое для произношения слово, так что они были названы гравитино.

Поскольку гравитино никогда не наблюдались, он сказал, что мы свободны в придумывании законов, которым они удовлетворяют. Для теории, которая симметрична относительно суперсимметрии, силы не должны изменяться, когда гравитино заменяются на гравитоны. Это устанавливает много ограничений на законы, и поиск решений с такими ограничениями требует недель кропотливых вычислений. Две команды исследователей финишировали почти одновременно. Ван Ньювенхёйзен был частью одной из этих команд; другая включала моего будущего консультанта в Гарварде Стэнли Дезера, который работал с одним из открывателей суперсимметрии, Бруно Зумино.

Ван Ньювенхёйзен также говорил о более глубоком способе подумать о теории. Мы начинаем с размышлений о симметриях пространства и времени. Свойства обычного пространства остаются неизменными, если мы вращаемся, поскольку в нем нет предпочтительного направления. Они также остаются неизменными, если мы движемся от места к месту, поскольку геометрия пространства однородна. Таким образом, трансляции и вращения являются симметриями пространства. Вспомним, что в главе 4 я объяснял калибровочный принцип, который устанавливает, что при некоторых обстоятельствах симметрия может диктовать законы, которым удовлетворяют силы. Вы можете применить этот принцип к симметриям пространства и времени. Результатом будет в точности ОТО Эйнштейна. Это не тот путь, каким Эйнштейн нашел свою теорию, но если бы Эйнштейна не существовало, этим путем ОТО могла бы быть найдена.

Ван Ньювенхёйзен объяснил, что суперсимметрия может рассматриваться как углубление симметрий пространства. Это происходит вследствие глубокого и красивого свойства: Если вы заменяете все фермионы на бозоны, а затем заменяете их назад, вы получаете тот же самый мир, который был до замены, но со всеми вещами, сдвинутыми на маленький кусочек в пространстве. Я не могу здесь объяснить, почему это верно, но это говорит нам, что суперсимметрия некоторым образом фундаментально связана с геометрией пространства. Как следствие, если вы примените калибровочный принцип к суперсимметрии, вы получите теорию гравитации – супергравитацию. С этой точки зрения супергравитация значительно глубже ОТО.