Що таке теоретична фізика

Деякі невирішені завдання сучасної фізики

Невирішені проблеми сучасної фізики на ru.wikipedia.org.

макрофізики

мікрофізика

  • Спектр мас. Кварки і глюони. Квантова хромодинамика. Кварк-глюонна плазма. Проблема полягає в створенні теорії, що дає відповіді, наприклад, на такі питання: чому мюон в 207 разів важче електрона.
  • Стандартна модель. Велике об'єднання. Супероб'едіненіе. Розпад протона. Маса нейтрино. Магнітні монополі. Одна з найактуальніших завдань фізики елементарних частинок - пошуки і, як всі сподіваються, виявлення бозона Хіггса. За оцінками, його маса менше 1000 ГеВ, але скоріше навіть менше 200 ГеВ. Пошуки ведуться і будуть вестися на наявних і реконструюються прискорювачах (в ЦЕРНі і Фермилабе). Головна ж надія фізики високих енергій (можливо, і при пошуках хиггса) - це прискорювач LHC (Large Hadron Collider). У ньому очікується енергія в 14 ТеВ (в системі центру мас зіштовхуються нуклонів). Розпад протона поки не виявлено. За останніми даними, середній час життя протона, якщо визначити його по реакції р → е + + р 0. більше 1,6⋅10 33 роки. Зв'язок між нейтрино і іншими частинками, що відображає їх «об'єднання», призводить до того, що нейтрино мають відмінну від нуля масу спокою. Величину цієї маси при сучасному стані теорії обчислити не можна, але якщо б і було можливо, все одно необхідно визначити масу нейтрино на досвіді. Після серії експериментів було висловлено твердження, що маса електронного нейтрино лежить в інтервалі 14-46 еВ. Якщо маса нейтрино більше 10 еВ, то це має величезне космологічне значення. Але якщо маси всіх сортів нейтрино менше 1 еВ, роль нейтрино в космології істотно зменшиться.
  • Фундаментальна довжина. Взаємодія частинок при високих і надвисоких енергіях. Колайдери. Експерименти на прискорювачах підтвердили, що до відстаней порядку 10 -17 см (частіше, правда, вказують довжину в 10 -16 см) і часів близько 10 -27 с існуючі просторово-часові уявлення справедливі. А що відбувається в менших масштабах? Таке питання в поєднанні з існуючими труднощами теорії і привів до гіпотези про існування деякої фундаментальної довжини lf і часу tf

    lf / с, при яких вступає в дію «нова фізика» і конкретно якісь незвичайні просторово-часові уявлення ( «зернисте або квантування простір-час» і т. п.). Сьогодні немає ніяких підстав для введення довжини lf

    10 -17 см. З іншого боку, у фізиці відома і грає важливу роль деяка інша фундаментальна довжина, а саме Планка, або гравітаційна, довжина lg = 1,6⋅10 -33 см; їй відповідають час t

    10 -43 с, енергія Eg

    10 19 ГеВ, маса mg

    10 -5 м Фізичний сенс довжини lg полягає в тому, що при менших масштабах вже не можна користуватися класичної релятивістської теорією гравітації і, зокрема, загальною теорією відносності (ЗТВ), побудова якої було завершено Ейнштейном в 1915 році. Тут потрібно використовувати квантову теорію гравітації, ще не створену в скільки-небудь закінченій формі.
  • Незбереження СР-інваріантності. Не можна не відзначити дослідження проблеми CP-незбереження і, в силу справедливості СРТ-інваріантності (спільних просторової інверсії Р, зарядового сполучення C і звернення знака часу Т), також і незбереження T-інваріантності (неінваріантни при заміні знака часу t на -t). Це фундаментальне питання, зокрема, з точки зору пояснення незворотності фізичних процесів. Природа процесів з СР-незбереження поки неясна; йдуть пошуки СР-незбереження при розпаді B-мезонів.
  • Нелінійні явища в вакуумі і в надсильних електромагнітних полях. Фазові переходи в вакуумі. Постановка завдання тут сягає початку 30-х років. Саме тоді стало зрозуміло, що в сильних електромагнітних полях вакуум поводиться подібно деякої нелінійної середовищі. До того ж в досить сильному електричному полі можуть народжуватися електрон-позитронного пари.
  • Струни. М-теорія. Замість терміна «струни» часто вживають назву суперструн (superstrings), по-перше, щоб не було плутанини з космічними струнами, і, по-друге, щоб підкреслити використання уявлень про суперсиметрії. У суперсиметричних теорії кожній частинці відповідає (міститься в рівняннях) її партнер з іншого статистикою: наприклад, фотону (бозона зі спіном 1) відповідає Фотину (фермион зі спіном S) і т. Д. Суперсиметричних партнери (частки) ще не виявлені. Їх маса, мабуть, не менш 100-1000 ГеВ. Пошуки цих частинок - одна з основних задач експериментальної фізики високих енергій як на існуючих або реконструюються прискорювачах, так і на LHC.

    космофізика

    100 Мпк. Таким чином на більш високих енергіях повинен спостерігатися завал в спектрі космічних променів (його називають завалом Зацепіна-Кузьміна-Грайзена). Однак експериментальні спостереження широких атмосферних злив такого завалу не показували, частинок з енергіями вище порога спостерігалося несподівано багато.
  • Гамма-сплески. Гіпернової. В кінці 60-х років в США була запущена система супутників Вела (Vela), оснащених приладами, що можуть реєструвати м'які гамма-промені і призначені для контролю над угодою, що забороняє атомні вибухи в атмосфері. Вибухи не проводилися, але були зафіксовані гамма-сплески невідомого походження. Їх типові енергія (0,1-1) МеВ і тривалість - секунди. Про це відкриття було повідомлено лише в 1973 році. Гамма-сплески з тих пір енергійно вивчалися, але їх природа довгий час залишалася неясною. Зараз можна констатувати, що гамма-сплески - наслідок найпотужніших вибухових явищ, які спостерігаються у Всесвіті, не рахуючи, звичайно, самого Великого вибуху (Big Bang). Йдеться про енерговиділення до приблизно 10 51 ерг тільки в гамма-діапазоні. Це істотно більше, ніж оптичне випромінювання при вибухах наднових. Тому деякі джерела гамма-сплесків називали гіпернової. Кандидати на роль таких «джерел»: злиття двох нейтронних зірок, зіткнення або злиття масивної зірки з нейтронної і т. П.
  • Нейтрино фізика і астрономія. Осциляції нейтрино. Сонце і зірки, як відомо, випромінюють за рахунок відбуваються в їхніх надрах ядерних реакцій і, отже, повинні випускати нейтрино. Такі нейтрино, які мають енергію близько 10 МеВ, можуть в даний час реєструватися лише від Сонця. Ще кілька років тому вважалося, що вимірюваний потік нейтрино від Сонця істотно менше обчисленого. Але зараз побудовані і почали експлуатуватися кілька більш досконалих установок для детектування сонячних нейтрино з різними енергіями. Результати спостережень найостанніших років дозволяють стверджувати, що проблема сонячних нейтрино в основному вирішена. Нейтрино астрономія - це не тільки сонячна астрономія. Зараз ведеться моніторинг, і якщо нам пощастить і поблизу Сонця (в Галактиці або в Магелланових хмарах) спалахне ще одна наднова, то буде отриманий багатий матеріал (наднові в Галактиці спалахують в середньому приблизно раз в 30 років, але ця цифра не точна, і, головне , спалах може статися в будь-який момент). Особливо потрібно згадати задачу детектування реліктових нейтрино з малими енергіями, можливо вносять вклад в темну матерію. Нарешті, буквально «на виході» знаходиться нейтринна астрономія високих енергій з енергіями нейтрино, що перевищують 10 12 еВ. Найбільш ймовірні джерела: ядра галактик, злиття нейтронних зірок, космічні топологічні «дефекти».