Около 1978 г., задолго до замеров «COBE», космология наводнилась большим количеством ведущих специалистов в области физики элементарных частиц, стремившихся найти способ применения нового класса теорий, известных как «теории великого объединения». Эти теории ставили целью объединить гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое ядерные взаимодействия. (Сильное взаимодействие связывает протоны и нейтроны в атомном ядре и обладает радиусом действия порядка размеров ядра. Это взаимодействие обеспечивает выход энергии при взрыве водородной бомбы. Слабое взаимодействие проявляется при радиоактивном распаде ядер и, кроме того, отвечает за рассеяние нейтрино. Его радиус действия составляет порядка одной сотой радиуса действия сильного взаимодействия.) Их сторонников беспокоили высокие энергии частиц, многократно превышающие возможности всех земных лабораторий – как настоящих, так и будущих. Чтобы воспроизвести их, нужно было построить ускоритель, простирающийся до ближайшей звезды. Ранняя Вселенная являлась лабораторией, доступной только для теоретиков – местом с феноменально высокими плотностями и температурами. По этой причине они приступили к решению задачи обратной экстраполяции истории Вселенной до предельного времени, когда еще действуют известные нам законы физики, скажем, до одной микросекунды (10^-6 секунды) после Большого взрыва; на деле же, они надеялись дойти до 10^-35 секунды. (Большой адронный коллайдер, построенный международной организацией ЦЕРН в Женеве, способен воспроизводить энергии, типичные для расчетных состояний возраста Вселенной 10^-14 секунды.)

Чтобы по достоинству оценить этот новый подход, нам следует вспомнить историю науки и взглянуть на общую тенденцию к объединению, которую она демонстрировала на протяжении всей своей истории. В XIX в. Джеймс Клерк Максвелл свел воедино электричество и магнетизм. В 1940‐х гг. квантовая электродинамика сумела дать исчерпывающее описание электромагнитного взаимодействия. Позже идеи, взятые из этой теории, были применены к другим взаимодействиям. В 1967 г. пакистанский ученый Абдус Салам и два широко известных американских физика Шелдон Глэшоу и Стивен Вайнберг независимо друг от друга предложили схожие теории, объединяющие электромагнетизм и слабое ядерное взаимодействие. Их теория получила экспериментальное подтверждение в 1983 г. после открытия в ЦЕРН предсказанных ими частиц. (Этими частицами были Z– и W-бозоны. Эксперименты проводились коллективом, возглавляемым Карло Руббиа.)

До подтверждения этой теории был сделан следующий шаг на пути к объединению. Эта попытка предполагала включить в электрослабые силы сильное взаимодействие. На том этапе она называлась «теорией великого объединения» (ТВО). Квантовая теория сильного взаимодействия («квантовая хромодинамика», КХД) была разработана в 1970‐х гг. Она основывалась на гипотезе, что все частицы, участвующие в сильном взаимодействии, состоят из кварков. Использовав эту трудную для понимания (но впоследствии широко признанную) теорию, Шелдон Ли Глэшоу и Говард Джорджи предложили в 1974 г. первую теорию великого объединения, применимую к энергиям более 10³ гигаэлектронвольт. (Один гигаэлектронвольт, или 10⁹ электронвольт, приблизительно равен энергии покоя протона. Эта энергия может поддерживать горение 100-ваттной лампы в течение примерно одной минуты. Казалось бы, ничего особенного, но масса протона составляет всего лишь 1,67 × 10^-27 килограммов!) После этого предложили несколько ТВО, хотя ни одну из них не довели до конца. Со временем были выдвинуты другие теории, направленные на усовершенствование теории Глэшоу и Джорджи, некоторые из них предлагали решения вплоть до 10¹⁴ гигаэлектронвольт и более. Для их проверки требовалось применять опосредованные методы, рассматривая вызываемые ими последствия в нашем мире низкоэнергетических частиц. Одним из успешных достижений оказалось возможным объяснить равенство зарядов протона и электрона. Теории будут отвергнуты, если удастся показать экспериментально, что заряды отличаются хотя бы на 10^-24.

Когда удастся добиться удовлетворительного результата на этом уровне, последним этапом объединения станет включение гравитации в состав подходящей теории трех взаимодействий. (Гравитация не играет большой роли при малом количестве элементарных частиц.) Поскольку почти все, кого затрагивает это крайне сложное изыскание, признают справедливость общей теории относительности Эйнштейна в качестве теории гравитации больших масштабов, требуется согласовать ее с квантовой механикой в масштабе, который был бы приемлем для них обоих. Квантование гравитации остается первоочередной целью физиков-теоретиков.

Вскоре главным кандидатом на искомую квантовую теорию гравитации стала теория струн. Она запомнилась (хотя бы по книжным заголовкам) как шаг к построению «теории всего». Будучи разработанной в конце 1960‐х гг., она ставила своей целью описание свойств пространства-времени на очень малых интервалах – порядка планковской длины (10^-35метров). На таких коротких расстояниях квантовые флуктуации энергии оказывают локальные воздействия на кривизну пространства-времени, приводя по мере сокращения масштаба ко все большим и большим искажениям. Джон Уилер описал этот эффект как образование «пространственно-временной пены». Теория струн заменила точечные объекты более ранних теорий – кварки, глюоны, лептоны, векторные бозоны и т. д. – объектами, напоминающими струны порядка планковской длины. Одним из следствий, обеспечивающих согласованность квантовой теории струн, является свойство ее струн – они могут вибрировать, и разные режимы вибраций можно использовать для их идентификации с различными видами частиц. Одной из частиц был квант гравитационного поля, гравитон. Именно это качество делало теорию необычайно привлекательной для физиков-теоретиков, особенно тех, кто интересовался космологией.

Еще одно свойство этой теории: чтобы оставаться свободной от расходимостей и быть непротиворечивой, ей требуется пространство-время с более чем четырьмя измерениями. Хотя дальнейшая ее разработка, как правило, оказывала весьма незначительное влияние на космологию, будет небесполезно перечислить вкратце те из направлений, в которых она применялась. Выяснилось, что для описания бозонов (таких, как фотоны, W– и Z-частицы) и фермионов (таких, как кварки и лептоны) требуется тип симметрии, выходящий за пределы симметрии специальной теории относительности. Эта «суперсимметрия», в свою очередь, нуждается в пространстве-времени, в котором помимо обычных четырех измерений существует еще шесть. Именно поведение этих дополнительных шести измерений в каждой (четырехмерной) точке характеризует ту или иную версию нескольких теорий струн. В аналогиях, используемых для описания очень сложных вероятных сценариев, эти шесть дополнительных измерений принято считать «компактифицированными структурами», названными в память об их главных первооткрывателях «пространствами Калаби-Яу». На раннем этапе было показано, что хотя существует всего лишь пять согласованных теорий, количество способов компактификации шести дополнительных измерений исчисляется тысячами. Важный прогресс был достигнут в 1995 г., когда нашлись способы выхода за рамки прежних приближенных методов. Ко всеобщему удивлению специалистов, занимающихся этой проблемой, новые методы привели к признанию новых типов объектов теории струн, в частности так называемых р-бран (термин, образованный от слова «мембрана»). Кроме того, были получены симметрии, показывающие, как указанные пять теорий суперструн могут быть связаны друг с другом и объединены в шестую теорию, известную под названием теории супергравитации, которая требует введения одиннадцати измерений. Создается впечатление, что другие теории суперструн могут быть предельными случаями этой более всеобъемлющей теории, получившей название М-теории.