[Параметры] [Интерфейс] [Работа с письмами] [Ошибки]
(01) (02) (03) (04) (05) (06) (07) (08) (09) (10) (11) (12) (13) (14) (15) (16) (17) (18) (19) (20) (21) (22) (23) (24) (25) (26) (27) (28) (29) (30) (31) (32) (33) (34) (35) (36) (37) (38) (39) (40) (41) (42) (43) (44) (45) (46) (47) (48) (49) (50) (51) (52) (53) (54) (55) (56) (57) (58) (59) (60) (61) (62) (63) (64) (65) (66) (67) (68) (69) (70) (71) (72) (73) (74) (75) (76) (77) (78) (79) (80) (81) (82) (83) (84) (85) (86) (87) (88) (89) (90) (91) (92) (93) (94)

В предыдущем номере журнала были рассмотрены первые двадцать из тридцатинаиболее важных проблем современной физики.
Окончание. Начало см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 11, 1999 г.

АСТРОФИЗИКА Кастрофизике несколько условно можно отнести проблемы 21-30 . В особенностиэто относится к вопросу об эксперименталь ной проверке ОТО - общей теорииотносительности, простейшей релятивистской теории супергравитации (проблема 21 ). Она с успехом началась в 1919 г. и продолжается до сих пор.По последним данным, для отклонения радиоволн Солнцем отношение наблюдаемойвеличины к вычисленной согласно ОТО составляет 0,99997 +0,00016.Такое же отношение для поворота перигелия Меркурия равно 1,000 +001.Таким образом, наблюдения, проведенные в слабом гравитационном поле с погрешностьюдо сотой доли процента, никаких отклонений от ОТО не обнаружили. Дальнейшаяпроверка вряд ли принесет что-то новое, а эксперименты очень сложны. Темне менее проекты на этот счет имеются и будут, по-видимому, осуществляться.Особо стоит вопрос о проверке принципа эквивалентности (равенства инерционнойи гравитационной масс); его справедливость подтверждена с точностью 10-12,но это не новый результат.В астрофизике отклонение лучей в поле тяжести все шире используетсяпри наблюдении линзирования как галактиками (они отклоняют свет и радиоволныквазаров и других галактик), так и звездами (микролинзирование более удаленныхзвезд). Речь при этом идет не о проверке ОТО (точность измерений сравнительноневелика), а об ее использовании. Эффект линзирования был рассмотрен Хвольсономв 1924 г. и Эйнштейном в 1936 г. Возникающий при линзировании характерныйконус называют конусом Эйнштейна или Эйнштейна-Хвольсона. Когда-то наблюдатьгравитационные линзы считалось практически невозможным, однако в 1979 г.было обнаружено линзирование одного из квазаров. В настоящее время наблюдениелинзирования и микролинзирования - довольно широко используемый астрономическийметод (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 2, 1994 г.).По-настоящему актуальна проверка ОТО в сильных полях - вблизи нейтронныхзвезд и черных дыр. Так, недавно предложен метод проверки ОТО по колебаниямизлучения двойной звезды, одна из компонент которой нейтронная. Хотя черныедыры и были предсказаны ОТО, нельзя утверждать, что их обнаружение подтверждаетименно ОТО, а не другие, отличающиеся от нее релятивистские теории гравитации.Существенной проверкой ОТО стало исследование двойного пульсара PSR1916+1 Оно показало, что потеря энергии нейтронными звездами, образующимидвойную систему, находится в полном согласии с ОТО при учете гравитационногоизлучения (его интенсивность была вычислена Эйнштейном в 1918 г.). За этуработу была присуждена Нобелевская премия по физике за 1993 г. ("Наукаи жизнь" № 1, 1994 г.).Упомянутая работа не оставляет сомнений в существовании гравитационныхволн. Но имеется другая проблема (она фигурирует под номером 22 )- прием гравитационных волн, приходящих из Космоса (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь "№ 8, 1989 г.). Задача технически очень сложна, для ее решения строятсягигантские установки. Так, система LIGO (Laser interferometr gravitationalwaveobservatory, США) состоит из двух далеко разнесенных "антенн" длиной 4км каждая. В ней можно будет заметить смещения зеркал под действием приходящейгравитационной волны на 10-16 см и меньшие. В ближайшие годыLIGO и аналогичные установки, строящиеся в Европе, вступят в строй, положивначало гравитационно-волновой астрономии.Радиоастрономия родилась в 1931 г., а начала интенсивно развиватьсяпосле 1945 г. Галактическая рентгеновская астрономия возникла в 1962 г.Гамма-астрономия и нейтринная астрономия еще моложе. С развитием гравитационно-волновойастрономии будет освоен последний известный "канал" получения астрофизическойинформации. Как и в других случаях, весьма важны будут совместные измеренияв различных "каналах",
например, одновременно в нейтринном, гравитационно-волновом и гамма-диапазонахпри исследовании образования сверхмассивных черных дыр.Проблемы, указанные под номером 23 , пожалуй, самые главные вастрофизике. Сюда отнесена и космология, которая привлекала к себе вниманиевсегда - ведь системы Птолемея и Коперника тоже были космологическими теориями.В ХХ веке она создавалась в работах Эйнштейна (1917 г.), Фридмана (1922и 1924 гг.), Леметра (1927 г.) и многих других. Но до конца 40-х годоввсе наблюдения, существенные с космологической точки зрения, велись в оптическомдиапазоне. Поэтому открыт был лишь закон красного смещения, и тем самымустановлено расширение Метагалактики (работы Хаббла обычно датируются 1929годом, хотя красное смещение наблюдалось и ранее, и не только Хабблом).Космологическое красное смещение справедливо связали с релятивистской модельюрасширяющейся Вселенной Фридмана, но энергичное развитие космологии началосьтолько после того, как в 1965 г. было открыто реликтовое излучение с температурой2,7 К (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 12, 1993 г.; № 5, 1994 г.).Модель развития Мира, созданная в 1981 г., утверждает, что на самыхранних этапах эволюции Вселенной ее расширение шло несравненно быстрее,чем в фридмановских моделях ("раздувание", или инфляция, которая происходитлишь на временном интервале 10-35 с вблизи сингулярности). Важнейшимпараметром этой изотропной и однородной модели служит плотность "материи"r или, что удобнее, отношение этой плотности W = r/rп, где rп - плотность, отвечающая предельной модели, вкоторой пространство евклидово и расширение происходит неограниченно долго.Одна из основных, а может быть, и главная задача космологии - определениевеличины W. Если W > 1, расширение Вселенной прекратится и сменится сжатием.Если W < 1 - модель открытая, т.е. расширение безгранично. Простейшаямодель с W = 1, как уже упоминалось, открытая с евклидовой пространственнойметрикой. Важный результат, известный уже довольно давно, заключается втом, что в W вносит вклад не только "обычное" вещество, но еще что-то,что не проявляется в свечении звезд и газа. Это "что-то" называют скрытойили темной массой, речь о которой пойдет ниже. Но, по-видимому, немаловажнуюроль играет еще и некоторая "вакуумная материя", связанная с так называемымL-членом.В 1917 г. Эйнштейн, обратившись к космологической проблеме в рамкахОТО, рассмотрел модель стационарной Вселенной. При этом он пришел к заключению,что решение существует только в случае использования уравнений ОТО с L-членом,физический смысл которого - некоторое отталкивание, отсутствующее в ньютоновскойтеории тяготения.Однако работы Фридмана 1922 г. показали, что Вселенная неминуемо должналибо расширять ся, либо сжиматься, и было обнаружено (условно в 1929 г.)расширение Вселенной. Стало ясно, что стационарная модель не имеет отношенияк реальности, и необходимость в L-члене отпала.Видимо, впервые о "вакуумной материи" заговорили только в 1965 г. Очевидно,что L -член играл решающую роль на инфляционной стадии, когда он был оченьвелик. Сейчас он очень мал, но вроде бы нет никаких оснований считать егоравным нулю в нашу эпоху. Так или иначе в настоящее время параметр записываютв формеW = Wb + Wd+ WL,где Wb - отвечает вкладу барионов (и, конечно, электронов),Wd - учитывает темную материю (dark matter) и WL- вклад "вакуумной энергии".Согласно наблюдениям, приводятся такие оценки: Wb ~ 0,03+ 0,015, т. е. барионов мало. Для темной материи Wd ~ 0,3 +0,1), и, значит, если W = 1, то WL ~ 0,7 + 0, Результаты покасовершенно ненадежны, но тем не менее вклад "вакуумной материи" весьмазаметен, это буквально "новый эфир", находящийся, разумеется, в полномсогласии с теорией относитель ности. В ближайшие годы можно с уверенностьюожидать новых успехов в области космологии.Ранняя Вселенная оказалась тесно связанной с физикой элементарных частицочень высоких энергий, о достижении которых в земных условиях не приходитсяи говорить. Даже на ускорителе LHC будет получена энергия в 1,4.104ГэВ, в то время как в космических лучах зафиксирована энергия до 3.1011ГэВ, планковская энергия составляет 1019 ГэВ, а в теории "великогообъединения" фигурируют энергии до 1016 ГэВ (частицы массой10-8 г). Эта область служит ареной интенсивных теоретическихисследований.Обращаясь к проблеме 24 (нейтронные звезды и пульсары, сверхновыезвезды), заметим, что гипотеза о существовании нейтронных звезд, насколькоизвестно, была высказана в 1934 г., поскольку нейтрон был обнаружен лишьв 1932 г. Вначале казалось, что нейтронные звезды (характерный радиус 10км) наблюдать невозможно. Но с созданием рентгеновской астрономии (1962г.) появилась надежда, что их удастся заметить. Сейчас даже одиночные нейтронныезвезды, не говоря уже о двойных, действительно изучаются в рентгеновскихлучах. Однако еще до этого в 1967-1968 гг. было открыто радиоизлучениенейтронных звезд - пульсаров.Известно около 1000 пульсаров с периодом вращения и, следовательно,повторения радиоимпульсов от 1,56.10-3 с до 4,3 с.Нельзя не поразиться такой звезде с массой, близкой к массе Солнца, и радиусомоколо 10 км, делающей 640 оборотов в секунду! У миллисекундных пульсаровмагнитное поле на поверхности составляет 108-109эрстед, а у большинства пульсаров с периодом 0,1-1 с доходит до 1012эрстед. Кстати, существование столь сильных магнитных полей само по себеважное открытие. В последнее время обнаружены нейтронные звезды с еще болеесильными полями (магнетары), достигающими, по оценкам, 1015-1016эрстед. Радиоизлучения они не испускают, но наблюдаются в мягких гамма-лучах.Гамма-вспышка, по-видимому, такого магнетара зафиксирована 27 августа1998 года. Возвращаясь к пульсарам, нужно отметить, что создание теорииих излучения оказалось твердым орешком, но в целом она построена.Нейтронные звезды, как радиоизлучающие (пульсары), так и все остальные(одиночные и в двойных системах, магнетары), - интересные и необычные физическиеобъекты. Их плотность лежит в пределах от 1011 г.см-3на поверхности до 1015 г.см-3 в центре(плотность атомных ядер около 3.1014 г.см-3).Внешняя кора нейтронной звезды, разумеется, состоит из атомных ядер, ане нейтронов. В литературе обсуждается также возможность существованиязвезд типа нейтронных, но состоящих из странных кварков и множество другихвопросов, касающихся недр звезды, ее коры и магнитосферы.В центре галактики находится потенциальная яма, в которую стекаетогромное количество вещества. Постепенно из него возникают звездные скопления,образующие яркие галактичес кие ядра. Когда эти скопления коллапсируют,образуется черная дыра.По-видимому, основной канал образования нейтронных звезд - вспышки сверхновых.Нам повезло: в 1987 г. сравнительно близко от нас (в Большом МагеллановомОблаке, на расстоянии около 60 килопарсек) вспыхнула сверхновая SN 1987A.Повезло потому, что предыдущая сверхновая, наблюдавшаяся невооруженнымглазом, вспыхнула в Галактике в 1604 г. (сверхновая Кеплера). ЗнаменитаяКрабовидная туманность образовалась от сверхновой 1054 г.; внутри нее находитсяпульсар PSR 0531, излучающий даже в гамма-диапазоне. Нейтринное излучениевпервые зарегистрировано от сверхновой SN 1987A. Кинетическая энергия оболочкиэтой сверхновой Ек~1051 эрг, а энерговыделениев нейтрино порядка 3.1053 эрг (эквивалентная энергияСолнца Е = Мс2 - около 3.1054эрг). Сказанное ясно свидетельствует о том, сколь интересна и содержательнапроблема 24 .Черные дыры и особенно космические струны - еще значительно более экзотическиеобъекты, чем нейтронные звезды. Космические струны (не следует, конечно,их путать с суперструнами - см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 8, 1998 г.) - это некоторые(не единственно возможные) топологические "дефекты", способные возникатьпри фазовых переходах в ранней Вселенной (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " №№ 11, 12,1996 г.). Они представляют собой нити космических масштабов толщиной порядка10-29 - 10-30 см, способные замкнуться в кольца.Космические струны еще не наблюдались, даже "кандидаты" на эту роль покане известны.Совсем иначе дело обстоит с черными дырами - они остаются важнейшимиастрономичес кими и физическими объектами. Несмотря на то, что "схватитьчерную дыру за руку" очень трудно, в их существовании и в их большой космическойроли сегодня невозможно сомневаться. Любопытно, что черные дыры в некоторомсмысле были предсказаны еще в конце XVIII века Митчеллом и Лапласом. Онизадались вопросом, возможен ли объект (звезда) со столь сильным полем тяготенияна расстоянии rg, что свет от него уйти не может. В рамкахньютоновской механики и представления о свете, как о корпускулах с некотороймассой m, закон сохранения энергии при радиальном движении корпускулысо скоростью c имеет видGMm/ro=mc2о /2
(предполагается равенство инертной и тяжелой масс, rо- радиус звезды с массой M). Если ro < rg,свет от звезды не уйдет.Крабовидная туманность - остаткиВ рамках ОТО образование покоящейся (невращающейся) черной дыры быловпервые рассмотрено только в 1939 г. В астрофизику черные дыры "вошли"лишь в 60-е годы. Сегодня их изучение - это целая глава ОТО и астрофизики.Наблюдаются или, если быть очень осторожными, по всей вероятности, наблюдаютсячерные дыры двух типов - со звездными массами менее ста солнечных (M¤)и гигантские дыры в галактиках и квазарах с М ~ (106-109)M¤. Дыры со звездными массами находятв основном в двойных системах. Если одна из звезд в такой двойной звездене видна (не излучает) и в то же время ее масса М > 3M¤,то, по всей вероятности, - это черная дыра. Невидимый компонент может бытьи нейтронной звездой, но ее масса не может превосходить примерно 3M¤, при большей массе звезда коллапсирует, превращается в черную дыру.Черная дыра сама по себе ничего не излучает, но может быть видна засчет излучения из области, где находится падающее на нее или вращающеесявокруг нее вещество (аккреционный диск). В нашей Галактике обнаружено ужедовольно много черных дыр, гигантские черные дыры находятся в ядрах галактики квазаров. В центре любой галактики имеется потенциальная яма, куда стекаетвещество, оно может образовывать звездные скопления, из которых в концеконцов почти наверняка возникнет черная дыра. Различить их можно по движениюзвезд вблизи ядра. Если мы имеем дело с черной дырой, то даже при массе109M¤ она сосредоточена в радиусе, которыйпо масштабам галактики ничтожен: 3.1014 cм (астрономическаяединица - расстояние от Земли до Солнца - равна 1,5.1043см). Поэтому, если было бы можно проследить движение звезд вблизи ядра,сразу все стало бы ясно. Но подобное невозможно даже для нашей Галактики,центр которой находится от Солнца на расстоянии около 8 кпс = 2,4.1022см. Тем не менее, используя радиоинтерферометр, удалось убедиться, чтоисточник ее излучения имеет размер порядка астрономической единицы. Оптическиенаблюдения показали, что движение звезд вблизи галактического центра происходитвокруг массы размером меньше световой недели - 2.1016см. В результате создается уверенность, что в центре Галактики находитсяименно черная дыра массой более двух с половиной миллионов масс Солнцаи в 10 раз меньшая его по размерам.Помимо упомянутых черных дыр возможно существование реликтовых мини-дыр,возникших на ранних этапах эволюции Вселенной или сейчас (насколько последнийпроцесс эффективен, неизвестно). В 1974 году было сделано заключение, чтов силу квантовых эффектов черные дыры должны все же излучать частицы всехсортов (в том числе фотоны). Излучение таких мини-дыр, в принципе, можнообнаружить, но никаких указаний на их существование пока нет. Поэтому возможно,что мини-дыр во Вселенной либо вообще нет, либо их очень мало.По сути дела, уже была затронута и проблема 26 , точнее, вопросо квазарах и ядрах галактик. В теоретическом плане он состоит в анализединамики неоднородностей плотности в расширяющейся Вселенной. На некоторомэтапе они сильно возрастают и в конце концов образуют галактики и их скопления.Аналогична в некотором смысле и проблема синтеза химических элементов входе расширения Вселенной.Остановимся на проблеме 27 - вопросе о темной материи, историякоторой восходит к 1940 г. Количество светящейся материи определяется понаблюдениям в основном в видимом свете. Полное же количество гравитирующейматерии сказывается на динамике - движении звезд в галактиках и галактикв скоплениях. Проще всего динамика проявляется при определении траекторийвращения звезд в спиральных галактиках, в частности в нашей Галактике.Метод оценки динамики звезд можно пояснить на школьном уровне. Рассмотримдвижение звезды с массой М по круговой орбите вокруг сферическисимметричного скопления масс. Очевидно, должно иметь место равенство,где v - скорость звезды, r - радиус ее орбиты относительногалактического центра и Мо(r) - масса Галактики,сосредоточенная внутри области с радиусом r. Тогда при r >ro.Так вот, наблюдения свидетельствуют, что вращение звезд происходит потраекториям, которые не описываются законом v(r)=constЦr.

Вспышка гиперновой. Правый снимок сделан на 45 минут позже левого.При вспышке за несколько секунд светимость звезды превысила солнечную вдесять квадриллионов (1016) раз, и наблюдался мощнейший всплескгамма-излучения.

Вне всяких сомнений, установлено, что во Вселенной имеется несветящаясяматерия, проявляющая себя в гравитационном взаимодействии. Темная материяраспределена неравномерно, но присутствует везде - и в галактиках, и вмежгалактическом пространстве. Так возник один из важнейших и, я бы сказал,острейших вопросов современной астрономии - какова природа темной материи(dark matter), часто именовавшейся скрытой массой? Проще всего предположить,что речь идет о нейтральном водороде, сильно ионизованном (и поэтому слабосветящемся) газе, планетах, слабо светящихся звездах - коричневых карликах,нейтронных звездах или, наконец, черных дырах. Однако все эти предположенияопровергаются наблюдениями. Например, нейтральный водород фиксируется радиоастрономическим методом, горячий газ - по рентгеновскому излучению, нейтронныезвезды и черные дыры тоже заметны, хотя и с трудом. Нелегко наблюдать коричневыекарлики (brown dwarfs) - звезды со столь малыми массами, что они оченьслабо светятся. Однако они обнаружены и, по всей вероятности, не вносятсущественного вклада в темную материю. Анализ всех этих вопросов непрост,но установившееся мнение таково: темная материя имеет в основном небарионнуюприроду, то есть не состоит из нуклонов. Наиболее естественный кандидат- нейтрино. Однако этот вариант, скорее всего, не проходит: по-видимому,масса электронного нейтрино ne недостаточно велика (по последнимданным, менее 3-4 эВ, а нужна более 10 эВ). О массах мюонного и тау-нейтриноречь ниже, но, видимо, и она недостаточна. Весьма популярна гипотеза, согласнокоторой роль темной материи играют гипотетические частицы WIMP'ы (WeaklyInteracting Massive Particles) - слабовзаимодействующие частицы с массамив гигаэлектронвольты и выше (масса протона 0,938 ГэВ). К числу WIMP'овотносятся гипотетические (повторю это) тяжелые нестабиль ные нейтрино,суперсимметричные частицы - фотино, нейтралино и т. д. Имеются и другие"кандидаты" на роль темной материи вроде космических струн и других "топологическихдефектов". WIMP'ы надеются обнаружить по излучению гамма-фотонов и другихчастиц при их аннигиляции с соответствующими античастицами. Другой путь- наблюдение пусть и очень редких актов соударения с частицами обычноговещества. Весьма изящна идея о возможности сгущения WIMP'ов в некие рыхлыеквазизвезды, которые можно, в принципе, выявить при микролинзировании.Происхождение космических лучей - потоков заряженных частиц, открытыхв 1912 г., много лет оставалось загадочным. Но сейчас можно не сомневатьсяв том, что основные их источники - сверхновые звезды. Вообще, в отношениилучей с энергией менее 1015-1016 эВ картина в целомдостаточно ясна. К числу же "особенно важных и интересных" вопросов можноотнести лишь происхождение ультравысокоэнергичных лучей - свыше 1019эВ. Наивысшая наблюдавшаяся энергия лучей составляет около 3.1020эВ. Ускорить частицы (скажем, протон) до такой энергии нелегко, но, по-видимому,это может происходить в активных ядрах галактик. Однако возникает трудность:частицы с ультравысокими энергиями, соударяясь с микроволновым (реликтовым)излучением (его температура 2,7 К), порождают пионы, теряют энергию и сочень больших расстояний дойти до нас не могут. Кроме того, неясно, могутли известные галактические ядра обеспечить ускорение до энергии 3.1020эВ. Частицы могли бы ускоряться космическими струнами и другими "топологическимидефектами", находящимися вне Галактики на расстояниях до 20 Мпс. Однаконикаких указаний на их наличие, да еще сравнительно близко, не имеется.По другой гипотезе, первичные частицы сверхвысокой энергии - это не обычныепротоны, фотоны, ядра и т. д., а какие-то другие, пока не известные частицы.Тогда они могут прийти издалека, а ближе к нам или даже в земной атмосферепревратиться в обычные частицы и дать широкий атмосферный ливень - ШАЛ(см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 7, 1993 г.). Наконец, проще всего, пожалуй, предположить,что в составе темной материи в Галактике имеются сверхмассивные частицымассой более 1021 эВ, живущие дольше возраста Вселенной (1010лет), но все же нестабильные. Продукты их распада в атмосфере и порождаютШАЛы (частицы с энергией выше 1015 эВ наблюдаются только поШАЛам). В общем, проблема космических лучей экстремально высокой энергиидействительно загадочна и уже поэтому интересна.Перейдем к проблеме 29 - к гамма-всплескам. В конце 60-х годовв США была запущена система спутников Вела (Vela) с приборами, регистрирующимимягкие гамма-лучи. Они были предназначены для контроля за выполнением соглашенияпо запрещению атомных испытаний в атмосфере. Взрывы не производились, ногамма-всплески неизвестного происхождения с энергией до 1 МэВ и длительностьюпорядка нескольких секунд фиксировались. Об этом открытии было сообщенолишь в 1973 г. Угловое разрешение гамма-телескопов невелико, да и наблюденияв других диапазонах (радио-, оптическом, рентгеновском) в направлении всплесковпроводились не сразу, поэтому их источник и природа долгое время оставалисьнеясными. Одним из вероятных "кандидатов" считались нейтронные звезды,находящиеся сравнительно близко - в Галактике, на расстоянии порядка 100пс (3.1020 см). В этом случае энергия гамма-всплескадолжна быть около 1038 эрг. Это уже очень много, если вспомнить,что полная светимость Солнца составляет 3,83.1033эрг.с- Однако распределе ние даже слабых гамма-всплесковпо небу оказалось равномерным, в силу чего их источники не могли находитьсяв галактическом диске. Если же они расположены в гигантском гало Галактикирадиусом 100 Кпс (это уже не противоречит данным об угловом распределенииисточников), их энергия должна быть не меньше 1044 эрг. Наконец,в случае космологичес кой природы всплесков и расстояния порядка 1000 Мпсона составляет уже 1052 эрг. Это значение столь велико, чтомногие (и я в том числе) отдавали предпочтение модели с гало. Но вот в1997 г. удалось наконец быстро "посмотреть" в направлении гамма-всплеска,и были обнаружены источники с большим красным смещением. Так, для всплескаGRB 971214 (из обозначения ясно, что он наблюдался 14 декабря 1997 г.)параметр красного смещения z = 3,46 (z = (lнабл - lист)/lист, где lнабл - наблюдаемая длина волны спектральной линии и lист- длина волны источника). Для всплеска GRB 970508 значение z " 0,8(см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 9, 1997 г.). Источники (их уже известно несколько)наблюдались и в рентгене, и в оптике, и в радиодиапазоне. 23 января 1999г. возник мощный всплеск GRB 990123 в гамма-диапазоне от 30 КэВ до 300МэВ, длившийся около 100 с. Одновременно с гамма-всплеском произошла световаявспышка, светимость которой в максимуме достигала 1050 эрг.с-1,что в 2.1016 раз больше светимости Солнца! А во всех электромагнитных диапазонах практически мгновенно выделилось 3.1054 эрг.Сейчас можно констатиро вать, что гамма-всплески - самое мощное взрывноеявление во Вселенной, не считая, конечно, самого Большого Взрыва. Речьидет об энерговыделении примерно 1053-1054 эрг тольков гамма-диапазоне. Это существенно больше, чем оптическое излучение привзрывах сверхновых. Поэтому некоторые источники гамма-всплесков началиназывать гиперновыми. Кандидатов на роль гиперновых несколько: слияниедвух нейтронных звезд или массивной звезды с нейтронной, какое-то столкновениеи т.п. Впрочем, и такие источники лишь с большой натяжкой могут излучать1054 эрг, эквивалентные полной энергии Солнца (М¤с2).Так или иначе трудно сомневаться в том, что открытие космологической природыгамма-всплесков - самое выдающееся достижение астрофизики после открытияпульсаров в 1967-1968 гг.Осталось обсудить последнюю, 30 -ю, проблему "списка" - нейтриннуюфизику и астрономию. Гипотеза о существовании нейтрино была высказана Паулив 1930 г. Длительное время считалось, что детектировать нейтрино практическиневозможно. Однако в 1956 г. эта реакция была зафиксирована на атомномреакторе, за что в 1995 г. была присуждена Нобелевская премия по физике(см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 1, 1996 г.).С самого начала было ясно, что масса электронного нейтрино mочень мала по сравнению с массой электрона и, возможно, равна нулю. Послеоткрытия мюонного и тау-нейтрино (nm и nt) то жесамое можно было сказать и о них. Однако еще в 60-е годы возникла идеяо взаимном превращении нейтрино разных типов - нейтринных осцилляциях.Такое возможно только, если масса нейтрино хотя бы одного типа отличнаот нуля. Так или иначе вопрос о массе нейтрино давно возник и остаетсяочень актуальным. Некоторые теоретические оценки таковы:muе ~ 10-5 эВ; mum~ 10-3эВ; mut ~ 10 эВ.Изучение осцилляций открывает, в принципе, возможности для непосредственногоизмерения mnm и mnt. Речь идет о предположении,что нейтрино одних типов при распространении в пространстве-времени постепеннопревращаются в нейтрино других типов. Нейтринные осцилляции ищут уже 30лет и в 1998 г. достигли вполне определенного успеха - обнаружили превращениеnm в nt (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 12, 1998 г.).Это крупнейшее открытие в физике элементарных частиц за многие годы.Оно сделано на японо-американской установке Супер Камиоканде, основнойэлемент которой - "бак", находящийся на глубине 1 км под землей, с 50-ютысячами тонн предельно очищенной воды. "Бак" окружен 13000 фотоумножителей,регистрирующих черенковское излучение от мюонов, электронов и позитронов,образуемых в воде попадающими в "бак" нейтрино. В данном случае имеютсяв виду электронные и мюонные нейтрино, созданные космическими лучами ватмосфере Земли, причем на противоположной ее стороне. Если нет осцилляций,то, согласно надежным расчетам, в установке должно наблюдаться вдвое большеэлектронных нейтрино, чем мюонных. Но на деле количество nеи nm одинаково (их энергия порядка ГэВ'а). Наиболее вероятноеобъяснение, что наблюдаются осцилляции между nm и nt.При этом измеряется величина Dm2 = (m12- m22), гдеm1,2 - их массы. Если m1 и m2окажутся очень близки, нейтрино могут быть ответственны за темную материю.Солнце и звезды, как известно, излучают за счет происходящих в их недрахядерных реакций и, следовательно, должны испускать нейтрино с энергиейпорядка 10 МэВ. Наблюдения за ними ведутся прежде всего путем использованияреакции37Cl + nе (r) 37Ar + e-.Атомы аргона в емкости с жидкостью, содержащей хлор, выделяются химическимпутем. Наблюдаемый поток нейтрино меньше вычисленного, грубо говоря, разав два-три. Такой результат, даже учитывая сложность расчетов для моделейСолнца, конечно, не впечатляет. Поэтому стремились наблюдать солнечныенейтрино другими методами. Совокупность всех имеющихся сведений привелак заключению, что поток нейтрино от Солнца действительно существенно меньшевычисленного, но без учета возможных нейтринных осцилляций для nе.Сейчас строятся или уже начали эксплуатироваться несколько очень совершенныхустановок для детектирования солнечных нейтрино с различными энергиями(см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " №9, 1998 г.). Видимо, в ближайшие годы проблема солнечныхнейтрино будет в основном решена, и прояснится также вопрос о нейтринныхосцилляциях и массе нейтрино.
На стенках японской установки для регистрации нейтрино смонтированотринадцать тысяч датчиков.

Нейтринная астрономия - это не только солнечная астрономия: уже упоминалсяприем нейтрино при вспышке сверхновой SN 1987А. Сверхновые в Галактикевспыхивают в среднем примерно раз в 30 лет, но вспышка может произойтив любой момент. И, если нам повезет и вблизи (в Галактике или в МагеллановыхОблаках) вспыхнет еще одна сверхновая, будет получен богатый материал.Особо нужно упомянуть задачу детектирования реликтовых нейтрино с малымиэнергиями, быть может, вносящими вклад в темную материю. Наконец, буквально"на выходе" находится нейтринная астрономия высоких энергий (Еn> 1012 эВ) - для их детектирования строится ряд установок. Будутнаконец производиться одновременные наблюдения во всех электромагнитныхдиапазонах и на гравитационно-волновых антеннах. В общем, перспективы самыевпечатляющие.Комментарии к "списку" в основном закончены, и тем больше основанийвернуться к замечанию, сделанному в начале статьи. Прошло только 69 летс тех пор, как Паули с не свойственной ему робостью в письме, адресованномнекоему физическому конгрессу, высказал мысль о существовании нейтрино.А сегодня мы имеем целые области физики и астрономии, посвященные нейтрино.При таких темпах трудно предвидеть даже в грубых чертах, что же будет представлятьсобой физика лет через сто. Еще о трех "великих" проблемах Для полноты картины хочу упомянуть еще о трех проблемах, которые осталисьза пределами изложенного. В то же время преподавание физики и обсуждениеее состояния и путей развития не могут и не должны обойти вниманием этинаправления, три "великие" проблемы.Во-первых, речь идет о возрастании энтропии, необратимости и "стрелевремени". Во-вторых, это проблема интерпретации и понимания квантовой механики(см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 8, 1998 г.). И, в-третьих, это вопрос о связи физикис биологией и конкретно проблема редукционизма - сведение законов биологиик совокупности законов физики.Л. Д. Ландау отличался большой ясностью понимания физики, во всякомслучае того, что уже "устоялось". В этой связи особенно ценно его замечание:"Вопрос о физических основаниях закона монотонного возрастания энтропииостается, таким образом, открытым". Обнаружение в 1964 г. несохранениячетности, т. е. необратимости времени, явно имеет отношение к делу, новсе еще недостаточно исследовано и осознано, ясности здесь пока нет.В отношении квантовой механики ситуация иная. Большинство физиков, видимо,считают, что так называемая ортодоксальная, или копенгагенская, интерпретацияквантовой механики последовательна и удовлетворительна. Ландау часто говорилпримерно следующее: "Все, в общем, ясно, но возможны каверзные вопросы,на которые ответить может только Бор". Сейчас эта проблематика снова широкопредставлена в серьезной литературе. Частично современный интерес к основамквантовой механики связан с новыми эксперимен тами, главным образом оптическими.Все эти эксперименты свидетельствуют о полной справедливости и, можно сказать,торжестве квантовой механики. Вместе с тем они выявили те черты теории,которые давно и хорошо известны, но не кажутся наглядными. Обсуждение основквантовой механики сохраняет известную актуальность, и не следует ими пренебрегать.Сказанное особенно ясно, если, например, учесть, что в конце 1998 г. достаточносерьезный журнал опубликовал статью, в которой "наиболее глубоким открытиемв науке" провозглашались работы Д. Белла. Фактически Белл был (и осталсядо своей смерти в 1990 г.) не удовлетворен ортодоксальной интерпретациейквантовой механики (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 12, 1995 г.). Однако последующиеэксперименты полностью подтвердили квантовую механику в значительной меревопреки его устремлениям. Значительную, если не подавляющую часть критиковквантовой механики не устраивает вероятностный характер части ее предсказаний.Они хотели бы, видимо, вернуться к классическому детерминизму и, образноговоря, узнать, куда именно попадет каждый электрон в известных дифракционныхопытах. Сейчас надеяться на это нет никаких оснований.Создание теории относительности и квантовой механики привело к пониманиюобласти применимости классической (ньютоновской) механики. Но сама этамеханика осталась непоколебимой. Обобщение существующей релятивистскойквантовой теории (быть может, на пути, намечаемом в теории струн) врядли может что-либо внести в нерелятивистскую квантовую механику и ответитьна пресловутый вопрос: "Куда попадет электрон?". Однако, когда речь идето возможностях будущей теории и ее влиянии на существующую, нельзя датьаприорный ответ. Могу высказать лишь свое интуитивное суждение: нерелятивистскаяквантовая механика существенных изменений не претерпит (куда попадет "электрон",мы не узнаем), но какое-то более глубокое понимание все же не исключено.Последняя "великая" проблема, которая будет здесь затронута, касаетсясвязи физики с биологией. С конца XIX века и примерно до 60-х или 70-хгодов ХХ века физика была, можно сказать, наукой главной, доминирующей.Конечно, всякие ранги в науке условны, и речь идет лишь о том, что достиженияфизики в указанный период были особенно яркими и, главное, в значительноймере определяли пути и возможности развития всего естествоз нания. Ведьбыло выяснено строение атома и атомного ядра, строение материи. Сколь этоважно и, например, для биологии, совершенно очевидно. Развитие физики привелов середине нашего века к известной кульминации - овладению ядерной энергиейи, к великому сожалению, созданию атомных и водородных бомб. Полупроводники,сверхпроводники, лазеры - все это тоже физика, определяющая лицо современнойтехники и тем самым в значительной мере современной цивилизации. Но дальнейшееразвитие фундаментальной физики, основ физики и конкретно создание кварковоймодели строения вещества для биологии и других естественных наук непосредственногозначения не имеет. В то же время биология, используя все более совершенныефизические методы, быстро прогрессировала и после расшифровки в 1953 г.генетического кода начала особенно бурно развиваться. Сегодня именно биология,особенно молекулярная, заняла место лидирующей науки. Для нас физика остаетсяделом жизни, молодой и прекрасной, но для человеческого общества и егоразвития место физики заняла биология.Я же пишу о биологии по двум причинам. Во-первых, современные биологическиеи медицинские исследования невозможны без самого широкого использованияфизических методов и аппаратуры. Поэтому биологическая и околобиологическаятематика должна и будет занимать в физических институтах, на физическихфакультетах и на страницах физических журналов все большее место. Нужноэто понимать и активно этому содействовать. Во-вторых, вопрос о редукционизме- это одновременно великая физическая и биологическая проблема, и она,я убежден, будет одной из центральных в науке XXI века.Мы полагаем, что знаем, из чего устроено все живое: из электронов, атомови молекул. Знаем строение атомов и молекул, а также управляющие ими и ихизлучением законы. Поэтому естественна гипотеза о редукции - возможностивсе живое объяснить на основе уже известной физики. Основными остаютсявопросы о происхождении жизни и появлении сознания (мышления). Образованиев условиях, царивших на Земле несколько миллиардов лет назад, сложных органическихмолекул уже прослежено, понято и смоделировано. Казалось бы, переход оттаких молекул и их комплексов к простейшим организмам, к их воспроизводствуможно себе представить. Но здесь имеется какой-то скачок, фазовый переход.Проблема не решена, и я склонен думать - она будет безоговорочно решенатолько после создания "жизни в пробирке". Что касается физического объяснениямеханизма появления сознания и мышления, можно сослаться лишь на обсуждениявозможности создания "искусственного интеллекта". Разумеется, люди верующиерешают проблемы очень просто: жизнь и сознание "вдохнул" в неживое Бог.Но подобное "объяснение" представляет собой сведение одного неизвестногок другому и выходит за пределы научного мировоззрения и подхода. Вместес тем можно ли считать, что возможность редукции биологии к современнойфизике несомненна? Здесь ключевым является слово "современная". И с учетомэтого слова дать положительный ответ было бы, как мне кажется, неправильно.Пока дело не сделано, нельзя исключать возможность того, что мы даже нафундаментальном уровне еще не знаем чего-то необходимого для редукции.Такую оговорку делаю из осторожности, хотя мое интуитивное суждение таково:никакой "новой физики" для редукции не нужно. Конечно, спорить на этотсчет неплодотворно - будущее покажет.Об этом будущем нельзя не думать с завистью - сколь много важного иинтересного мы узнаем даже в ближайшие лет десять! Позволю себе сделатьна этот счет несколько замечаний. Попытка прогноза на будущее В связи с прогнозами на будущее чаще всего можно встретить фразу: прогнозы- дело неблагодарное. Имеется, очевидно, в виду тот факт, что действительностьбогаче нашего воображения, и прогнозы часто оказываются ошибочными. Болеесущественно то, что наиболее интересны непредсказанные, неожиданные открытия.Их, естественно, нельзя прогнозировать, и тем самым ценность прогнозовкажется особенно сомнительной. Тем не менее попытки предвидеть будущеепредставляются разумными, если не придавать им слишком большого значения.Так я и поступлю, закончив некоторым прогнозом, касающимся только проблем,упомянутых выше.Решение о начале сооружения гигантского токамака ИТЭР стоимостью в 10,а то и в 20 миллиардов долларов отсрочено на три года. Думаю, что этотпроект вообще осуществлятьсяне будет, но исследования в области термоядерного синтеза не прекращены,разрабатыва ются альтернативные системы и проекты. Сомнений в самой возможностипостроить действующий коммерческий реактор сейчас нет. А будущее этогонаправления определяется в основном экономическими и экологическими соображениями.В любом случае через два-три десятилетия экспериментальный реактор с положительнымвыходом энергии будет построен. Будет осуществлен и "лазерный термояд",поскольку такая установка возможна и нужна не только для физических исследований,но и для военных целей.
Атомы углерода могут образовывать не только сферические молекулы,но и трубки нанометрового диаметра, состоящие из миллионов атомов: C1000000.Как уже было упомянуто, проблемой высокотемпературной сверхпроводимости(ВТСП) начали заниматься в 1964 г. Тогда максимальная критическая температураравнялась 23 К, сейчас для ВТСП Тс.мах = 164 К, т. е.температура сверхпроводимости возросла в 7 раз. Чтобы добраться до комнатнойтемпературы (КТСП), достаточно ее повысить "всего" в 2 раза. Поэтому, еслиисходить из "кухонных" соображений, возможность достижения КТСП представляетсявероятной. Я думаю, что КТСП будет получена в не столь уж отдаленном будущем- может быть, завтра, а быть может, и через десятилетия.Помню времена, когда создание металлического водорода казалось "деломтехники". Конечно, и сегодня можно так сказать, но достигнутые статическиедавления около 3 млн. атмосфер для получения металлической фазы оказалисьнедостаточными. Как существенно повысить давление, если не будут открытыновые материалы, более прочные, чем алмаз, не известно (мне во всяком случае).Динамическое сжатие приводит к нагреву, и, как его избежать, неясно. Моеинтуитивное суждение таково: трудности удастся преодолеть сравнительноскоро, однако надежды получить "кусок" металлического водорода представляютсясовершенно нереальными.В отношении всех остальных проблем 4 - 13 ясно, что будетпроисходить интенсивное развитие, выяснится много интересного. Сюрпризмогут преподнести фуллерен С36 и соединения типа К3С36,если в них будет наблюдаться ВТСП. Перспективно исследование и применениенанотрубок. Возможно, будут получены долгоживущие трансурановые ядра.К макрофизике нужно отнести и проблему шаровой молнии, которую я нестал включать в "список". В существовании шаровой молнии сомневаться неприходится, и вопрос о ее природе обсуждается с давних времен (см. "Наукаи жизнь" № 2, 1978 г.; № 5, 1979 г.; № 2, 1982 г.). Предложено много моделейи гипотез, но пресловутого консенсуса нет (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 9, 1992г.). Думаю, что природа шаровой молнии будет выяснена лишь после созданияэтих объектов в лаборатории при контроле всех условий и параметров. Такиепопытки неоднократно предпринимались, и утверждалось, что шаровые молниибыли рождены. Но, видимо, все эти заявления не выдержали проверки.В области физики элементарных частиц в последние два десятилетия наблюдаетсяявный спад. Вероятно, это в значительной мере связано с отсутствием ускорителянового поколения. Но в 2005 г. вступит в строй LHC, а до этого другие существующие,но реконструируемые ускорители. Поэтому можно ожидать открытия скалярногохиггс-бозона или даже нескольких "хиггсов". Если такая частица не будетобнаружена (а в это как-то не верится), то теория окажется перед большойтрудностью. Напротив, если даже на LHC не найдут новых частиц и, болееконкретно, суперсимметричных партнеров известных частиц, то это может лишьозначать, что массы этих частиц больше 14 ТэВ = 1,4.1013эВ. Насколько понимаю, это ни о чем особенном свидетельствовать не будет.Из ожидаемых результатов можно указать на дальнейшее изучение нейтринныхосцилляций и определение массы электронного, мюонного и t-нейтрино.Будут получены также новые результаты, важные при анализе проблемы "стрелывремени". Много лет ищут магнитные монополи, надежда их обнаружить практическиоставлена. Но кто знает? На новых установках (в особенности на Супер Камиоканде)продолжатся попытки обнаружить распад протона. При столкновении релятивистскихтяжелых ядер можно ожидать прогресса в вопросе о кварк-глюонной плазмеи, вообще, кварковой материи.Несмотря на то, что самый передний фронт физики - физика элементарныхчастиц перестала быть "царицей наук", исследования в этой области ведутсяв больших масштабах и в разнообразных направлениях. Несомненно, будущеепринесет нам много нового и в этой области. Необходимо, однако, выделить"вопрос вопросов" - квантовую гравитацию и ее объединение (суперобъединение)с другими взаимодействиями (сильным и электрослабым). На нечто подобноепретендует теория суперструн. Тем не менее ни о какой законченной "теориивсего" нет и речи. Быть может, теория суперструн - это вообще не тот путь,по которому будет развиваться теория, но можно ли считать подобные замечаниякаким-то упреком, умалением теории струн? Прошу не понимать сказанное втаком смысле. Речь ведь идет о проблеме чрезвычайной глубины и трудности.Что такое 15 или даже 30 лет на таком пути? Мы так привыкли к быстротеразвития физики, к ее успехам, что теряем, как мне кажется, перспективу.Но экспоненциальный рост наших физических знаний очень долго продолжатьсяне может.Перейду к тому, что в "списке" было отнесено, и иногда несколько условно,к астрофизике.Экспериментальная проверка ОТО в слабых и сильных полях продолжаетсяи будет продолжаться. Самым интересным было бы, конечно, обнаружить хотябы малейшие отклонения от ОТО в неквантовой области. Мне кажется, что внеквантовой области ОТО не нуждается ни в какой коррекции (впрочем, могутпонадобиться какие-то изменения в сверхсильных гравитационных полях). Логическиже возможны и другие ограничения. Для ясности приведу пример ньютоновской(классической) механики. Она ограничена, так сказать, с двух сторон - срелятивистской и с квантовой. Логически же мыслимы и другие ограничения,например, в случае очень слабых ускорений.
Космический телескоп "Хаббл", выведенный на орбиту в 1990 году, имеетзеркало диаметром 2,4 метра.С самого начала XXI века развернется прием гравитационных волн на рядестроящихся установок, в первую очередь на LIGO в США. Прежде всего, по-видимому,будут приняты импульсы, образующиеся при слиянии двух нейтронных звезд.Возможны и даже очень вероятны их корреляции с гамма-всплесками, а такжес нейтринным излучением высокой энергии. В общем, родится гравитационно-волноваяастрономия.С космологией в той или иной мере связана вся внегалактическая астрономия,развивающаяся бурными темпами. Уже введены в строй новые светосильные телескопы.Например, диаметр зеркал двух телескопов на Гавайских островах 10 м (вступилив строй в 1992 и 1996 гг.), в то время как у знаменитого Паломарского телескопа, начавшего работать в 1950 г., диаметр зеркала 5 м; российский телескопв Зеленчуке имеет зеркало диаметром 6 м (работает с 1976 г.). Очень эффективени внеземной телескоп "Хаббл" (запущен в 1990 г., диаметр зеркала 2,4 м).Строятся все новые телескопы для различных диапазонов - от рентгеновскихдо радиоволн. Особо можно упомянуть спутники - гамма-обсерватории и установкидля приема космических нейтрино (их можно назвать нейтринными телескопами).В результате гигантской по масштабу работы на всех этих установках, несомненно,уже в начале XXI века будет наконец уточнено значение постоянной Хабблаи определены параметры Wb, Wd и WL (см.стр. 3). Тем самым станет наконец ясной космологическая модель, по крайнеймере, на стадии после образования реликтового излучения. Выясняется рольL-члена, вклад темной материи для различных объектов - Галактики, скопленийгалактик, сверхскоплений. Конечно, новое будет получено практически длявсех задач, но особо стоит отметить спорное, в какой-то мере проблематичное.К числу таких вопросов относится обнаружение черных мини-дыр и космическихструн (они могут быть разных типов), а также других возможных "топологическихдефектов".Поскольку природа темной материи сейчас совершенно не ясна, решениеэтой проблемы следует считать самым важным в астрономии, если не касатьсяосновных вопросов космологии: квантовой области вблизи классической сингулярности;нашей Вселенной как части более разветвленной и, возможно, бесконечнойсистемы.В отношении проблемы 28 - происхождения космических лучей экстремальновысокой энергии - имеется принципиальная неясность. Ситуация аналогичнаприроде темной материи, и, может быть, оба вопроса связаны. То же можносказать о гамма-всплесках и нейтринной астрономии. Изучение гамма-всплесковвыяснит, вероятно, немало интересно го, но трудно ожидать большей сенсации,чем само открытие гиперновых. Вступили и скоро вступят в строй новые установкидля изучения нейтрино. Поэтому можно ожидать в ближайшем будущем решениявопроса о солнечных нейтрино, выяснится и роль нейтринных осцилляций. Должнывступить в строй нейтринные "телескопы" для детектирования нейтрино с высокимиэнергиями.
Крупнейший российский телескоп САО (Зеленчук) с шестиметровым зеркалом.

Подводя итог, можно констатировать прекрасные перспективы развитияпочти во всех обсуждавшихся направлениях. Думаю, что в пределах 20-30 летмы получим ответы на все упомянутые вопросы, за исключением, быть может,фундаментальных проблем физики элементарных частиц (суперструны и т. д.)и квантовой космологии вблизи классических сингулярностей.Новые, очень тонкие эксперименты по проверке соотношений неопределенностей,пресловутой телепортации (см. "самый интересный журнал Наука и жизнь " № 5, 1998 г.) и т. п. нив коей мере не выходят за пределы известной теории. Предсказать, "кудапопадет" электрон в дифракционных опытах, мы, по-видимому, никогда не сможем.Будущая теория (условно - теория суперструн и ее развитие), может быть,новое и внесет, но, что именно, не представляю (под подозрением - понятиео времени в квантовой механике). Если в XXI веке и создадут "жизнь в пробирке",то чисто биохимическими методами, физика здесь явно может играть лишь вспомогательнуюроль.Закончив статью, ясно вижу некоторые ее недостатки. Несомненно, широтаохвата материала обернулась поверхностностью изложения и, вероятно, некоторымверхогляд ством. За все приходится платить. Но слишком ли велика цена -судить читателям. Однако те или иные недостатки не могут дискредитироватьсаму идею статьи. Тех, кто с ней согласен, призываю сделать лучше то, чтомне не удалось.Наконец, последнее замечание.На основании всего изложенного ясно, что в ближайшие годы и тем болеев первой половине XXI века можно ожидать очень много нового, важного иинтересного. Довольно пессимистические прогнозы в отношении развития физикии астрофизики в обозримое время представляются плодом недостаточной информированности,некомпетентности или просто недоразумения. Думаю, что лет через десятьбудет вполне уместно написать новую статью с аналогичным названием, посмотреть,что сбылось, что не сбылось и как нужно изменить "список", убрав устаревшееи добавив новое. Надеюсь, найдется физик, который это сделает, а "Наукаи жизнь" предоставит для соответствующей статьи свои страницы. Академик В. Гинзбург.





(01) (02) (03) (04) (05) (06) (07) (08) (09) (10) (11) (12) (13) (14) (15) (16) (17) (18) (19) (20) (21) (22) (23) (24) (25) (26) (27) (28) (29) (30) (31) (32) (33) (34) (35) (36) (37) (38) (39) (40) (41) (42) (43) (44) (45) (46) (47) (48) (49) (50) (51) (52) (53) (54) (55) (56) (57) (58) (59) (60) (61) (62) (63) (64) (65) (66) (67) (68) (69) (70) (71) (72) (73) (74) (75) (76) (77) (78) (79) (80) (81) (82) (83) (84) (85) (86) (87) (88) (89) (90) (91) (92) (93) (94)