Как и в предыдущих главах, под «наблюдаемой Вселенной» я подразумеваю ту часть Вселенной, с которой мы могли бы, по крайней мере в принципе, иметь сообщение в течение времени с момента Большого взрыва. Во Вселенной, которая бесконечна в пространстве, как обсуждалось в главе 8, всё пространство не сжато в точку в момент Взрыва. Определённо, когда мы всё более приближаемся к началу, наблюдаемая часть Вселенной всё более сжимается, но, хотя это трудно изобразить, имеются объекты — бесконечно далеко удалённые, — которые всегда будут оставаться отделёнными от нас, несмотря на то что плотность материи и энергии всё более возрастает.
Леонард Сасскинд в «Элегантной Вселенной», NOVA, трёхчасовые серии Государственной службы радиовещания (PBS), впервые вышли в эфир 28 октября и 4 ноября 2003 г.
На самом деле сложность проведения экспериментального тестирования для теории суперструн представляет собой ключевое препятствие, которое существенно затрудняет принятие теории. Однако, как мы увидим в следующих главах, в этом направлении был достигнут немалый прогресс; струнные теоретики очень надеются, что находящиеся на подходе ускорители и эксперименты с космическим базированием дадут по меньшей мере косвенные подтверждения в поддержку теории, а при удаче, может быть, даже больше.
Хотя я не касался этого в тексте явно, замечу, что каждая известная частица имеет античастицу — частицу с той же массой, но с противоположным силовым зарядом (вроде противоположного знака электрического заряда). Античастица электрона есть позитрон; античастица u-кварка есть анти-u-кварк и т. д.
Как мы увидим в главе 13, недавние работы по теории струн наводят на мысль, что струны могут быть намного больше планковской длины, и это даёт множество критических следствий, включая возможность экспериментальной проверки теории.
Существование атомов сначала доказывалось косвенными путями (как объяснение особых пропорций, в которых могут соединяться различные химические вещества, а позже через броуновское движение); существование первых чёрных дыр было подтверждено (к удовлетворению многих физиков) благодаря наблюдению их влияния на газ, который падает на них с расположенных рядом звёзд, а не через «наблюдение» их непосредственно.
Поскольку даже слабо колеблющаяся струна имеет некоторое количество энергии, вы можете поинтересоваться, как это возможно для колебательной моды струны давать безмассовую частицу. Ответ снова связан с квантовой неопределённостью. Независимо от того, насколько спокойна струна, квантовая неопределённость означает, что она имеет некоторое минимальное количество дрожаний и ряби. И благодаря волшебству квантовой механики эти индуцированные неопределённостью колебания имеют отрицательную энергию. Когда это объединяется с положительной энергией от самых слабых из обычных колебаний струны, полная материя/энергия оказывается равной нулю.
Как можно отметить для склонного к математике читателя, наиболее точное утверждение состоит в том, что квадраты масс колебательных мод струны являются целыми крайними квадрата планковской массы. Ещё более точно (и в соответствии с недавними разработками, затронутыми в главе 13), квадраты этих масс являются целыми крайними струнного масштаба (что пропорционально обратному квадрату длины струны). В общепринятой формулировке теории струн струнный масштаб и планковская масса связаны, почему я и допустил упрощение в главном тексте и ввёл только планковскую массу. Однако в главе 13 мы рассмотрим ситуации, в которых струнный масштаб может отличаться от планковской массы.
Не так уж трудно понять, в упрощённых терминах, как планковская длина вкралась в анализ Клейна. Общая теория относительности и квантовая механика используют три фундаментальные постоянные природы: c (скорость света), G (константа гравитационного взаимодействия) и h (постоянная Планка, описывающая величину квантовых эффектов). Эти три константы могут быть так объединены, чтобы получилась величина с размерностью длины: (hG/c3) 1/2, которая, по определению, является планковской длиной. После подстановки численных значений трёх констант находим для планковской длины примерно 1,616 ? 10?33 см. Таким образом, если только в теории не получается безразмерный множитель, существенно отличающийся от единицы, — что не часто происходит в простой, хорошо сформулированной физической теории, — мы ожидаем, что планковская длина будет характерной величиной длины, такой как длина свёрнутого пространственного измерения. Тем не менее заметим, что это не исключает возможности, что размеры могут оказаться больше планковской длины, и в главе 13 мы познакомимся с недавней интересной работой, в которой исследуется эта возможность.
