Student World

(pokračování včerejšího úryvku)

Temná hmota je jasným svědectvím, že nutně potřebujeme vybudovat fyziku jdoucí za rámec standardního modelu elementárních částic. Teorie a experiment jsou zde v jasném rozporu. A existuje ještě jiná indicie potřeby nové fyziky: jemné naladění parametrů samotného standardního modelu.

Specifikovat teorii, jako je standardní model, znamená uvést seznam příslušných polí (kvarkových, leptonových, kalibračních bosonů, Higgsova bosonu) a také hodnoty speciálních konstant, které vystupují jako parametry teorie. Mezi ně patří hmotnosti částic a síla každé interakce. Například velikost elektromagnetické interakce je určena „konstantou jemné struktury“, což je v teoretické fyzice slavná veličina, jejíž hodnota je číselně blízká 1/137. V první polovině 20. století se někteří fyzici pokusili najít zajímavé numerologické formulky pokoušející se tuto hodnotu konstanty jemné struktury vysvětlit. Dnes máme za to, že jde prostě jen o vstupní parametr standardního modelu. Stále si však uchováváme naději, že sjednocená teorie fundamentálních interakcí nám někdy v budoucnu umožní tuto hodnotu spočítat z prvních principů.

Přestože jsou tyto fyzikální konstanty s jistého hlediska pouze reálnými veličinami, které musíme v přírodě změřit, fyzici stále doufají, že ve skutečnosti nabývají svých „přirozených“ hodnot. To proto, že z pohledu kvantové teorie pole jsou měřené hodnoty složitou kombinací mnoha různých procesů. V podstatě musíme vždy sečíst příspěvky od různých druhů virtuálních částic. Když například měříme náboj elektronu, jenž rozptyluje světlo, nevstupuje do hry jen daný elektron. Elektron je totiž vibrace příslušného pole, která je obklopena kvantovými fluktuacemi ve všech ostatních polích, a ty všechny se sčítají a dávají vzniknout tomu, co pozorujeme jako „fyzikální elektron“. Všechna možná uspořádání virtuálních částic nějakým způsobem přispívají k celkovému výsledku, přičemž někdy může být onen příspěvek dosti výrazný.

Bylo by proto velkým překvapením, kdyby pozorovaná hodnota jisté veličiny byla mnohem menší než individuální příspěvek, kterým vzniká. Znamenalo by to, že veliké kladné příspěvky je nutno kompenzovat velkými zápornými příspěvky a výsledek je mnohem menší. Samozřejmě to teoreticky možné je, nicméně to vypadá dost nepřirozeně. Jestliže změříme mnohem menší velikost určitého parametru, než očekáváme, pak říkáme, že stojíme před problémem jeho „jemného naladění“ a teorii pokládáme za „nepřirozenou“. Konečný soud pochopitelně vždy vynáší příroda, nikoli my. Jestliže však naše teorie vypadá nevypadá přirozeně, značí to, že bychom se měli poohlédnout po lepší teorii.

Většina parametrů standardního modelu částic vypadá vcelku přirozeně. Až na dvě zásadní výjimky: hodnotu Higgsova pole v prázdném prostoru a hustotu energie prázdného prostoru známou coby „energie vakua“. Obě hodnoty jsou ve skutečnosti neporovnatelně menší, než by podle našich teorií měly být. Všimněte si, že obě se týkají vlastností prázdného prostoru neboli „vakua“. To je velmi zajímavá okolnost, ale zatím nikomu nepomohla, aby obě záhady dokázal rozlousknout.

Oba problémy jsou si dost podobné. V případě hodnoty Higgsova pole i hodnoty energie vakua naše teorie začínají tím, že vyjdeme z libovolné počáteční hodnoty a pak započteme všechny příspěvky v důsledku existence virtuálních částic. V obou případech se tím výsledek stává větší a větší. Hrubý odhad hodnoty Higgsova pole říká, že by měl být asi 10 na 16krát (tedy deset biliardkrát) větší, než ve skutečnosti je. Popravdě řečeno, nevíme úplně přesně, jaká by jeho hodnota „měla být“, protože ještě nemáme k dispozici konzistentní teorii všech fyzikálních interakcí. Náš odhad vychází z faktu, že virtuální částice mají tendenci hodnotu Higgsova pole zvětšovat a že existuje horní mez, až kam se může dostat. Jde o takzvanou Planckovu škálu energií rovnou řádově 10 na 18 GeV. Při ní do hry zásadním způsobem vstupují efekty kvantové gravitace a sám klasický prostoročas ztrácí svůj běžný význam.

Tento obrovský rozpor mezi očekávanou hodnotou Higgsova pole v prázdném prostoru a její pozorovanou hodnotou je znám jako takzvaný „problém hierarchie“. Škála energií charakterizujících slabé interakce (hodnota Higgsova pole je 246 GeV) a mnohem větší škála charakterizují kvantovou gravitaci (Planckova škála je 10 na 18 GeV) jsou diametrálně odlišné, a právě o této hierarchii je řeč. Už samy o sobě jsou velmi zvláštní a navíc je potřeba mít na paměti, že kvantově-mechanické efekty související s virtuálními částicemi mají tendenci posouvat energetickou škálu slabých interakcí směrem k Planckově. Proč jsou tedy tak zásadně různé?

Energie vakua

Problém hierarchie je velký, ale problém energie vakua je ještě mnohem horší. V roce 1998 astronomové studovali rychlost vzdalování velmi dalekých galaxií a učinili při tom revoluční objev: nejenže celý vesmír expanduje, ale činí tak se stále větší rychlostí. Rozpínání vesmíru se zrychluje. Galaxie se od nás i od sebe navzájem vzdalují, a jsou přitom rychlejší a rychlejší. Tento jev je v principu možné vysvětlit několika různými způsoby, ale jeden z nich je docela prostý a navíc skvěle vyhovuje dosud provedeným měřením: jde o energii vakua, kterou v roce 1917 zavedl Albert Einstein a nazval ji „kosmologická konstanta“.

Myšlenka vakuové energie spočívá v tom, že existuje přírodní konstanta, která nám říká, kolik energie může obsahovat určitý objem zcela prázdného prostoru. Pokud je tato hodnota nenulová (neexistuje však žádný principiální důvod, proč by taková měla být), bude tato energie způsobovat kosmické zrychlování: různé části vesmíru se od sebe budou čím dál rychleji vzdalovat. Za tento astronomický objev získali v roce 2010 Saul Perlmutter, Adam Riess a Brian Schmidt Nobelovu cenu.

Brian Schmidt byl můj kolega na vysoké škole a sdíleli jsme spolu stejnou pracovnu. V mé poslední knize Z věčnosti až sem vyprávím příběh naší vzájemné sázky, kterou jsme v oněch starých dobrých časech uzavřeli: Brian se domníval, že do dvaceti let nebudeme znát celkovou hustotu vesmíru, zatímco já jsem si byl jist, že ano. Z části i kvůli jeho odbornému úsilí dnes celkovou hustotu vesmíru se značnou dávkou jistoty už známe. Svou výhru jsem si vybral (šlo o malou láhev archivního portského) během dojemného ceremoniálu na střeše Quincy House na Harvardu v roce 2005. Následně se Brian, který je jedním z nejlepších astronomů světa ale i věčným pesimistou, se mnohou vsadil, že se nám na LHC nepodaří objevit Higgsův boson. Nedávno uznal, že také tuto sázkou prohrál. Oba jsme mezitím vyrostli a naše sázka tedy úměrně narostla: cena za Brianovu porážku spočívá v tom, že využije svůj nastřádaný účet častého uživatele letecké přepravy k tomu, abych ho mohli se svou ženou Jennifer navštívit v Austrálii. Může ho utěšovat alespoň to, že není ve špatné společnosti. Stephen Hawking se vsadil s Gordonem Kanem o 100 dolarů, že Higgs nebude objeven a i on uznal svou porážku.

Abychom objasnili nedávná pozorování astronomů, není potřeba nijak moc vakuové energie, stačí pouhá desetitisícina elektronvoltu v krychlovém centimetru. Stejně jako v případě hodnoty Higgsova pole můžeme učinit hrubý teoretický odhad, jak velká by energie vakua měla být. Dojeme se k číslu 10 na 116 elektronvoltů v krychlovém centimetru. Což se od pozorované hodnoty liší faktorem 10 na 120. Pro tak obrovské číslo nemáme ani žádný název. Problém hierarchie je opravdu vážný, ale problém energie vakua je ještě neporovnatelně horší.

Pochopit vakuovou energii patří mezi klíčové nevyřešené problémy dnešní fyziky. Jeden z mnoha příspěvků k odhadované hodnotě energie prázdného prostoru pochází od Higgsova pole, jež setrvává na velké nenulové hodnotě a může tedy nést spoustu (kladné anebo záporné) energie. Proto měl Phil Anderson obavy z toho, co dnes nazýváme Higgsův mechanizmus: obrovská hustota energie pole v prázdném prostoru je v rozporu s relativně nízkou hustotou energie, kterou prázdný prostor ve skutečnosti má. Dnes už to za argument proti Higgsově mechanizmu nepovažujeme z toho důvodu, že k energii vakua přispívá spousta dalších věcí, které jsou dokonce ještě větší. Problém je tedy mnohem hlubší a netýká se jenom Higgsova příspěvku.

Je také v principu možné, že vakuová energie je přesně nulová a že se vesmír zrychleně rozpíná vlivem energie jistého pole, které není konstantní, ale pomalu se zmenšuje. Tato myšlenka nese obecný název „temná energie“ a astronomové se ze všech sil snaží ji potvrdit anebo vyvrátit. Nejpopulárnější model temné energie předpokládá určitou formu skalárního pole, něco na způsob Higgsova pole, jen s neporovnatelně menší hmotností. Toto pole by pomalu zmenšovalo svou hodnotu energie k nule, ale trvalo by mu to miliardy let. Mezitím by se tato energie chovala jako temná energie. Byla by rovnoměrně rozprostřena napříč prostorem a v čase by se prakticky neměnila.

Higgsův boson, který jsme našli v LHC, s energií vakua přímo nesouvisí. Existuje ale nepřímé souvislosti. Dozvíme-li se o nich více, možná lepe pochopíme původ a podstatu energie vakua i to, proč je tak nepatrná a jestli se v čase může pomalu měnit. Je to běh na dlouhou trať, ale u tak závažného problému nám nic jiného než trpělivé úsilí ani nezbývá.

Tento text je úryvkem z knihy:
Sean Carroll : Částice na konci vesmíru
Kterak nás honba za Higgsovým bosonem dovedla až na práh nového světa
Argo a Dokořán 2014
O knize na stránkách vydavatele

autor