«Наука и жизнь» 1999 г.,
№ 11, стр. 14 – 21 http://www.nkj.ru/archive/articles/9906/ (часть 1)
№ 12, стр. 18 – 28 http://www.nkj.ru/archive/articles/10055/ (часть 2)

НАУКА. ВЕСТИ С ПЕРЕДНЕГО КРАЯ

КАКИЕ ПРОБЛЕМЫ ФИЗИКИ И АСТРОФИЗИКИ ПРЕДСТАВЛЯЮТСЯ СЕЙЧАС, НА ПОРОГЕ XXI ВЕКА, ОСОБЕННО ВАЖНЫМИ И ИНТЕРЕСНЫМИ?

Академик В. ГИНЗБУРГ

Почти 30 лет назад академик В. Л. Гинзбург опубликовал статью «Какие проблемы физики и астрофизики представляются сейчас особенно важными и интересными?» («Наука и жизнь» № 2, 1971 г.) с перечнем наиболее актуальных вопросов современной физики. Прошло десять лет, и на страницах журнала появился его «Рассказ о некоторых проблемах современной физики…» («Наука и жизнь» № 4, 1982 г.). Просмотрев старые журнальные публикации, легко убедиться, что все проблемы, на которые возлагались большие надежды, по-прежнему актуальны (кроме разве что загадки «аномальной воды», которая будоражила умы в 70-х годах, но оказалась ошибкой эксперимента). Это говорит о том, что «генеральное направление» развития физики было обозначено верно. За истекшие годы в физике появилось много нового. Были открыты гигантские углеродные молекулы – фуллерены, зарегистрированы мощнейшие гамма-всплески, приходящие из космоса, синтезированы высокотемпературные сверхпроводники. В Дубне получен элемент со 114 протонами и 184 нейтронами в ядре, речь о котором шла в статье 1971 года. Все эти и многие другие крайне интересные и перспективные направления современной физики заняли достойное место в новом «списке». Сегодня, на пороге III тысячелетия, академик В. Л. Гинзбург ещё раз возвращается к волнующей его теме. Большая обзорная статья, посвященная проблемам современной физики на рубеже тысячелетия, с подробными комментариями ко всем пунктам «списка» напечатана в журнале «Успехи физических наук» № 4 за 1999 год. Мы публикуем её вариант, подготовленный для читателей «Науки и жизни». Статья значительно сокращена там, где приводятся рассуждения и выкладки, предназначенные для физиков-профессионалов, но, возможно, непонятные большинству наших читателей. Одновременно те положения, которые очевидны читателям журнала УФН, но недостаточно хорошо знакомы широкой аудитории, пояснены и расширены. Многие проблемы, перечисленные в «списке», были отражены в публикациях журнала «Наука и жизнь». Редакция даёт на них ссылки в тексте статьи.

Действительный член Российской академии наук, член редакционного совета журнала «Наука и жизнь» с 1961 года Виталий Лазаревич Гинзбург.

ВВЕДЕНИЕ

Темп и скорость развития науки в наше время поражают. Буквально в продолжении одной-двух человеческих жизней произошли гигантские изменения в физике, астрономии, биологии, да и во многих других областях. Например, мне было 16 лет, когда в 1932 г. были открыты нейтрон и позитрон. А ведь до этого были известны только электрон, протон и фотон. Как-то нелегко осознать, что электрон, рентгеновские лучи и радиоактивность открыты только около ста лет назад, а квантовая теория зародилась только в 1900 г. Полезно вспомнить и то, что первые великие физики: Аристотель (384 – 322 гг. до н. э.) и Архимед (около 287 – 212 гг. до н. э.) отделены от нас более чем двумя тысячелетиями. Но в дальнейшем наука прогрессировала сравнительно медленно, и не последнюю роль здесь играл религиозный догматизм. Лишь со времён Галилея (1564 – 1642) и Кеплера (1571 – 1630) физика стала развиваться всё ускоряющимися темпами. Какой путь пройден с тех пор всего за 300 – 400 лет! Его итог – известная нам современная наука. Она уже освободилась от религиозных пут, и церковь сегодня по крайней мере не отрицает роль науки. Правда, антинаучные настроения и распространение лженауки (в частности, астрологии) и в наши дни имеют место, в частности в России.

Так или иначе можно надеяться на то, что в ХХI веке наука будет развиваться не менее быстро, чем в уходящем XX столетии. Трудность на этом пути, быть может, даже главная трудность, как мне кажется, связана с гигантским увеличением накопленного материала, объёма информации. Физика так разрослась и дифференцировалась, что за деревьями трудно видеть лес, трудно иметь перед мысленным взором картину современной физики как целого. Поэтому и возникла настоятельная потребность свести основные её вопросы воедино.

Речь идёт о составлении некоторого списка проблем, представляющихся в данное время наиболее важными и интересными. Эти проблемы должны в первую очередь обсуждаться или комментироваться в специальных лекциях или статьях. Формула «всё об одном и кое-что обо всём» весьма привлекательна, но нереальна – за всем не угонишься. Вместе с тем некоторые темы, вопросы, проблемы как-то выделены по различным причинам. Здесь может быть их важность для судеб человечества (выражаясь высокопарно) вроде проблемы управляемого ядерного синтеза с целью получения энергии. Выделены, конечно, и вопросы, касающиеся самого фундамента физики, её переднего фронта (эта область часто именуется физикой элементарных частиц). Несомненно, особое внимание привлекают и некоторые вопросы астрономии, которую сейчас, как и во времена Галилея, Кеплера и Ньютона, трудно (да и не нужно) отделять от физики. Вот такой список (разумеется, меняющийся со временем) и составляет некий «физический минимум». Это темы, о которых каждый грамотный человек должен иметь некоторое представление, знать, пусть и весьма поверхностно, о чём идёт речь.

Нужно ли подчёркивать, что выделение «особенно важных и интересных» вопросов ни в какой мере не эквивалентно объявлению других физических вопросов неважными или неинтересными? «Особенно важные» проблемы выделяются не тем, что другие не важны, а тем, что на обсуждаемый период времени находятся в фокусе внимания, в какой-то мере на главных направлениях. Завтра эти проблемы могут оказаться уже в тылу, на смену им придут другие. Выбор проблем, конечно, субъективен, возможны и нужны различные взгляды на этот счёт.

СПИСОК «ОСОБЕННО ВАЖНЫХ И ИНТЕРЕСНЫХ ПРОБЛЕМ» 1999 г.

Как говорится в известной английской поговорке: «Чтобы узнать, каков пудинг, – нужно его съесть». Поэтому перейду к делу и предъявлю «список», о котором упоминалось.

Несомненно, любой «список» не догма, что-то можно выбросить, что-то дополнить в зависимости от интересов исследователей и ситуации в науке. Самый тяжелый t-кварк был обнаружен лишь в 1994 г. (его масса, по данным на 1999 г., 176 ± 6 ГэВ). В статьях 1971 – 1982 гг. нет, естественно, фуллеренов, открытых в 1985 г., нет гамма-всплесков (первое упоминание об их обнаружении опубликовано в 1973 г.). Высокотемпературные сверхпроводники синтезированы в 1986 – 1987 гг., но тем не менее в 1971 г. эта проблема рассматривалась довольно подробно, ибо она обсуждается с 1964 г. Вообще за 30 лет в физике сделано немало, но, по моему мнению, не так уж и много появилось существенно нового. Во всяком случае, все три «списка» в какой-то мере характеризуют развитие и состояние физической и астрофизической проблематики с 1970 г. и по настоящее время.

МАКРОФИЗИКА

Проблема управляемого ядерного синтеза (номер 1 в «списке») всё ещё не решена, хотя ей исполнилось уже 50 лет. Работа в этом направлении началась в СССР в 1950 г. А. Д. Сахаров и И. Е. Тамм рассказали мне об идее магнитного термоядерного реактора, и я был рад заняться этой проблемой, ибо в разработке водородной бомбы мне тогда делать уже практически было нечего. Работа эта считалась сверхсекретной (гриф «Строго секретно, особая папка»). Кстати сказать, я тогда и долгое время впоследствии думал, что интерес к термояду был в СССР обусловлен желанием создать неиссякаемый источник энергии. Однако, как мне уже в недавнее время рассказал И. Н. Головин, термоядерный реактор интересовал «кого надо» в основном вовсе по другой причине: как источник нейтронов для производства трития. Так или иначе проект считался столь секретным и важным, что меня (то ли в конце 1951 г., то ли в начале 1952 г.) от неё отстранили: просто-напросто перестали выдавать в первом отделе рабочие тетради и собственные отчёты по этой работе. Такова была вершина моей «спецдеятельности». К счастью, через несколько лет И. В. Курчатов и его коллеги поняли, что проблему термояда быстро решить нельзя, и в 1956 г. она была рассекречена.

За границей работы над термоядом начинались примерно в тот же период также в основном как закрытые, и их рассекречивание в СССР (совершенно нетривиальное решение для нашей страны по тем временам) сыграло большую положительную роль: решение проблемы стало объектом международных конференций и сотрудничества. Но вот прошло уже 45 лет, а работающий (дающий энергию) термоядерный реактор не создан, и, вероятно, до этого момента придется ждать ещё лет десять, а может быть, и больше. Работа над термоядерным синтезом ведётся во всем мире и довольно широким фронтом. Особенно хорошо разработана система токамак (см. «Наука и жизнь» № 3, 1973 г.). Уже несколько лет осуществляется международный проект ITER (International Termonuclear Experimental Reactor). Это гигантский токамак стоимостью около 10 миллиардов долларов, который предполагалось построить к 2005 г. в качестве прообраза термоядерного реактора будущего. Однако сейчас, когда конструирование в основном закончено, возникли трудности финансового характера. Кроме того, некоторые физики считают целесообразным обдумывать альтернативные конструкции и проекты меньшего масштаба, например так называемые стеллараторы. В общем, сомнений в возможности создать реальный термоядерный реактор уже нет, и центр тяжести проблемы, насколько я понимаю, переместился в инженерную и экономическую области. Однако столь гигантская и уникальная установка, как ITER или какая-то конкурирующая с ней, сохраняет, конечно, свой интерес и для физики.

Что касается альтернативных путей синтеза лёгких ядер для получения энергии, то надежды на возможности «холодного термояда» (например, в электролитических элементах) оставлены. Существуют также проекты использования ускорителей с различными ухищрениями, и, наконец, возможен инерциальный ядерный синтез, например «лазерный термояд». Суть его состоит в следующем. Стеклянную ампулу с очень небольшим количеством смеси дейтерия с тритием со всех сторон облучают мощными лазерными импульсами. Ампула испаряется, а световое давление сжимает её содержимое настолько, что в смеси «зажигается» термоядерная реакция. Обычно она проходит со взрывом, эквивалентным порядка 100 кг тротила. Строятся гигантские установки, но о них мало известно в силу засекреченности: на них, видимо, надеются имитировать термоядерные взрывы. Так или иначе проблема инерциального синтеза явно важна и интересна.

Проблема 2 – высокотемпературная и комнатнотемпературная сверхпроводимость (кратко ВТСП и КТСП).

Человеку, далёкому от физики твёрдого тела, может показаться, что проблему ВТСП пора из «списка» выбросить, ведь в 1986 – 1987 гг. такие материалы были созданы. Не пора ли перевести их в категорию огромного числа других веществ, изучаемых физиками и химиками? На деле это совершенно не так. Достаточно сказать, что механизм сверхпроводимости в купратах (соединениях меди) остаётся неясным (наивысшая температура T_c = 135 K достигнута для Hg Ba₂ Ca₂ Cu₃ O_8+x без давления; под довольно большим давлением для него уже T_c = 164 K). Нет сомнений, у меня во всяком случае, что очень существенную роль играет электронно-фононное взаимодействие с сильной связью, но этого мало, нужно ещё «что-то». В общем, вопрос открыт, несмотря на огромные усилия, затраченные на изучение ВТСП (за 10 лет на эту тему появилось около 50 тысяч публикаций). Но главное здесь, конечно, – возможность создания КТСП. Она ничему не противоречит, но и быть уверенным в успехе нельзя.

Металлический водород (проблема 3) ещё не создан даже под давлением около трёх миллионов атмосфер (речь идёт о низкой температуре). Однако исследование молекулярного водорода под большим давлением выявило у него целый ряд неожиданных и интересных особенностей. При сжатии ударными волнами и температуре около 3000 K водород, по-видимому, переходит в хорошо проводящую жидкую фазу.

Схема международного экспериментального реактора – токамака ИТЭР: 1. – центральный соленоид; 2. – защита-бланкет; 3. – плазма; 4. – стенка вакуумной камеры; 5. – трубопровод откачки; 6. – криостат; 7. – катушки активного направления; 8. – катушки тороидального магнитного поля; 9. – камера; 10. – катушки полоидального магнитного поля. Напряжённость тороидального поля направлена по кругу, вдоль оси камеры, полоидального – поперёк. В сумме они дают спиральное поле, которое закручивает плазменный жгут и удерживает его в центре камеры.		Схема стелларатора, предназначенного для удержания плазмы в системе тороидальных обмоток сложной конфигурации: 1. – корпус; 2. – вакуумная камера; 3. – винтовые обмотки; 4, 5, 6 – соответственно внутренние, средние и внешние обмотки поперечного поля; 7. – фланцы вакуумной камеры; 8. – опора; 9. – основание; 10. – места для исследовательской аппаратуры.

При высоком давлении обнаружены также своеобразные особенности у воды и ряда других веществ. К числу «экзотических» веществ можно отнести фуллерены. Совсем недавно кроме «обычного» фуллерена C₆₀ начали исследовать C₃₆, который может обладать очень высокой температурой сверхпроводящего перехода при допировании – «встраивании» атомов другого элемента в кристаллическую решётку или молекулу.

Нобелевская премия по физике за 1998 г. присуждена за открытие и объяснение дробного квантового эффекта Холла – проблема 4 (см. «Наука и жизнь» № 1, 1999 г., с. 56 – 59 {http://www.nkj.ru/archive/articles/8176/}). Кстати сказать, за открытие целочисленного квантового холл-эффекта тоже была присуждена Нобелевская премия (в 1985 г.). Дробный квантовый холл-эффект был открыт в 1982 г. (целочисленный обнаружен в 1980 г.); он наблюдается при протекании тока в двумерном электронном «газе» (вернее, в жидкости, ибо там взаимодействие между электронами существенно, особенно для дробного эффекта). Неожиданная и очень интересная особенность дробного квантового холл-эффекта – существование квазичастиц с зарядами e* = (1/3) e, где e – заряд электрона, и другой величины. Нужно отметить, что двумерный электронный газ (или, вообще говоря, жидкость) интересен и в других случаях.

Проблема 5 (некоторые вопросы физики твёрдого тела) сейчас буквально безбрежна. Я лишь наметил возможные темы и, если бы читал лекцию, остановился бы на гетероструктурах (включая «квантовые точки») и на мезоскопике. Твёрдые тела долгое время считались чем-то единым и целым. Однако сравнительно недавно выяснилось, что в твёрдом теле существуют области с различным химическим составом и физическими свойствами, разделённые резко очерченными границами. Такие системы и называются гетерогенными. Это приводит к тому, что, скажем, твёрдость или электрическое сопротивление одного конкретного образца резко отличается от усредненных значений, измеренных у их набора; поверхность кристалла имеет свойства, отличные от его внутренней части и т. д. Совокупность подобных явлений называется мезоскопикой. Исследования мезоскопических явлений чрезвычайно важны для создания тонкоплёночных полупроводниковых материалов, высокотемпературных сверхпроводников и т. д.

В отношении проблемы 6 (фазовые переходы и т. д.) можно сказать следующее. Открытие низкотемпературных сверхтекучих фаз Не-3 отмечено Нобелевской премией по физике за 1996 г. (см. «Наука и жизнь» № 1, 1997 г.). Особое внимание за последние три года привлекает к себе бозе-эйнштейновская конденсация (БЭК) в газах. Это, несомненно, очень интересные работы, но «бум», который они вызвали, по моему мнению, в значительной мере связан с незнанием истории. Ещё в 1925 г. Эйнштейн обратил внимание на БЭК, но длительное время ею пренебрегали и иногда даже сомневались в её реальности. Но эти времена давно прошли, особенно после 1938 г., когда Ф. Лондон связал БЭК со сверхтекучестью Не-4. Разумеется, гелий II – жидкость, и БЭК в нём проявляется, так сказать, не в чистом виде. Стремление наблюдать её в разреженном газе вполне понятно и оправдано, но несерьёзно видеть в ней открытие чего-то неожиданного и принципиально нового. Другое дело, что осуществление БЭК в газах Rb, Na, Li, наконец, H в 1995 г. и позже – очень большое достижение экспериментальной физики. Оно стало возможно только в результате развития методов охлаждения газов до сверхнизких температур и удержания их в ловушках (за это, кстати, была присуждена Нобелевская премия по физике за 1997 г., см. «Наука и жизнь» № 1, 1998 г.). Осуществление БЭК в газах повлекло за собой поток теоретических работ и статей. В бозе-эйнштейновском конденсате атомы находятся в когерентном состоянии и можно наблюдать интерференционные явления, что привело к появлению понятия «атомный лазер» (см. «Наука и жизнь» № 10, 1997 г.).

Темы 7 и 8 весьма широки, поэтому трудно выделить что-то новое и важное. Разве что хочется отметить повышенный и вполне оправданный интерес к кластерам из различных атомов и молекул (речь идёт об образованиях, содержащих небольшое число частиц). Весьма любопытны исследования жидких кристаллов и сегнетоэлектриков (или, по английской терминологии, ферроэлектриков). Привлекает к себе внимание также изучение тонких сегнетоэлектрических плёнок.

О фуллеренах (проблема 9) уже вскользь упоминалось, и вместе с углеродными нанотрубками эта область находится в цвету (см. «Наука и жизнь» № 11, 1993 г.).

О веществе в сверхсильных магнитных полях (конкретно, в коре нейтронных звезд), а также о моделировании соответствующих эффектов в полупроводниках (проблема 10) нет ничего нового. Подобное замечание не должно обескураживать или вызывать вопрос: зачем же тогда помещать эти проблемы в «список»? Во-первых, они, на мой взгляд, имеют некую прелесть для физика; а во-вторых, понимание важности вопроса вовсе не обязательно связано с достаточным знакомством с его состоянием на сегодняшний день. Ведь «программа» как раз и имеет целью стимулировать интерес и побудить специалистов освещать состояние проблемы в доступных статьях и лекциях.

В отношении нелинейной физики (проблемы 11 в «списке») ситуация иная. Материала очень много, и в сумме нелинейной физике посвящено до 10 – 20 % всех научных публикаций.

Недаром XX век иногда называли не только атомным, но и лазерным веком. Совершенствование лазеров и расширение области их применения идут полным ходом. Но проблема 12 – это не лазеры вообще, а прежде всего сверхмощные лазеры. Так, уже достигнута интенсивность (плотность мощности) лазерного излучения 10²⁰ – 10²¹ Вт · см^–2. При такой интенсивности напряженность электрического поля достигает 10¹² В · см^–1, оно на два порядка сильнее поля протона на основном уровне атома водорода. Магнитное поле при этом достигает 10⁹ – 10¹⁰ эрстед. Использование очень коротких импульсов длительностью до 10^–15 с (т. е. до фемтосекунды) открывает целый ряд возможностей, в частности, для получения рентгеновских импульсов длительностью в аттосекунды (10^–18 с). Родственная проблема – создание и использование разеров и гразеров – аналогов лазеров в рентгеновском и гамма-диапазонах соответственно.

Проблема 13 – из области ядерной физики. Она очень велика, поэтому я выделил только два вопроса. Во-первых, это далёкие трансурановые элементы в связи с надеждами на то, что отдельные их изотопы живут долго (в качестве такого изотопа указывалось на ядро с числом протонов Z = 114 и нейтронов N = 184, т. е. с массовым числом A = Z + N = 298). Известные трансурановые элементы с Z < 114 живут лишь секунды или доли секунды. Существование в космических лучах долгоживущих (речь идёт о миллионах лет) трансурановых ядер пока подтверждено не было. В начале 1999 г. появилось сообщение, что в Дубне синтезирован 114-й элемент с массовым числом 289, живущий около 30 секунд. Поэтому возникла надежда, что элемент действительно окажется очень долгоживущим. Во-вторых, под «экзотическими» ядрами подразумеваются также гипотетические ядра из нуклонов и антинуклонов повышенной плотности, не говоря уже о ядрах несферической формы и с некоторыми другими особенностями. Сюда же примыкает проблема кварковой материи и кварк-глюонной плазмы, получение которой планируется в начале XXI века.

МИКРОФИЗИКА

Проблемы с 14 по 20 относятся к области, которую правильнее всего, по-видимому, называть физикой элементарных частиц. Одно время, правда, это название как-то стало редко употребляться, поскольку устарело. На определенном этапе элементарными считались, в частности, нуклоны и мезоны. Сейчас же известно, что они состоят (правда, в несколько условном смысле), из кварков и антикварков, которые, возможно, тоже «состоят» из каких-то частиц – преонов и т. д. Однако для подобных гипотез пока нет никаких оснований, а «матрешка» – деление вещества на всё более «мелкие» части – должна когда-то исчерпаться. Так или иначе на сегодняшний день мы считаем неделимыми и в этом смысле элементарными кварки – их, не считая антикварки, 6 типов, которые называются «ароматами» (flowers): u (up), d (down), c (charm), s (straneness), t (top) и b (bottom), а также электрон, позитрон и ряд других частиц. Одна из самых актуальных задач физики элементарных частиц – поиски и, как все надеются, обнаружение хиггса – бозона Хиггса («Наука и жизнь» № 1, 1996 г.). По оценкам, его масса меньше 1000 ГэВ, но, скорее, даже меньше 200 ГэВ. Поиски ведутся и будут вестись на ускорителях в ЦЕРНе и Фермилабе. Главная же надежда физики высоких энергий – ускоритель LHC (Large Hadron Colleider), строящийся в ЦЕРНе. В нём будет достигнута энергия в 14 ТэВ (10¹² эВ), но только, видимо, в 2005 г.

Другая важная задача – поиски суперсимметричных частиц. В 1956 г. было открыто несохранение пространственной чётности (P) при слабых взаимодействиях – мир оказался несимметричным, «правое» неэквивалентно «левому». Однако эксперименты показывали, что все взаимодействия инвариантны относительно CP-сопряжения, то есть при замене правого на левое с одновременной сменой частицы на античастицу. В 1964 г. был обнаружен распад K-мезона, который свидетельствовал, что и CP-инвариантность нарушается (в 1980 г. это открытие было отмечено Нобелевской премией). Процессы с несохранением CP-инвариантности очень редки. Пока обнаружена только ещё одна такая реакция, а другая под вопросом. Реакция распада протона, на которую возлагались некоторые надежды, не зарегистрирована, что, впрочем, неудивительно: среднее время жизни протона 1,6·10³³ года. Возникает вопрос: а станет ли сохраняться инвариантность при замене времени t на –t? Этот фундаментальный вопрос имеет важное значение для объяснения необратимости физических процессов. Природа процессов с CP-несохранением неясна, их исследования продолжаются.

О массе нейтрино, упоминаемой в числе прочих «разделов» проблемы 16, будет сказано ниже при обсуждении проблемы 30 (нейтринная физика и астрономия). Остановимся на проблеме 17 и более конкретно на фундаментальной длине.

Теоретические расчёты показывают, что до расстояний l_f = 10^–17 см (чаще, правда, указывают 10^–16 см) и времён t_f = 10^–27 с существующие пространственно-временные представления справедливы. А что происходит в меньших масштабах? Такой вопрос в сочетании с имевшимися затруднениями теории и привёл к гипотезе о существовании некоторой фундаментальной длины и времени, при которых вступает в строй «новая физика» и какие-то необычные пространственно-временные представления («зернистое пространство-время» и т. п.). С другой стороны, в физике известна и играет важную роль ещё одна фундаментальная длина – так называемая планковская, или гравитационная, длина l_g = 10^–33 см.

Её физический смысл заключается в том, что при меньших масштабах уже нельзя пользоваться, в частности, общей теорией относительности (ОТО). Здесь нужно использовать квантовую теорию гравитации, ещё не созданную в сколько-нибудь законченной форме. Итак, l_g – явно некоторая фундаментальная длина, ограничивающая классические представления о пространстве-времени. Но можно ли утверждать, что эти представления не «отказывают» ещё раньше, при некоторой l_f, которая на целых 16 порядков больше l_g?

«Атака на длину» ведется с двух сторон. Со стороны сравнительно низких энергий – это строительство новых ускорителей на встречных пучках (коллайдеров), и в первую очередь уже упомянутого LHC, на энергию 14 ТэВ, что отвечает длине l = ћc/E_c = 1,4·10^–18 см. В космических лучах зарегистрированы частицы с максимальной энергией Е = 3·10²⁰ эВ. Однако и таких частиц крайне мало, и непосредственно использовать их в физике высоких энергий невозможно. Длины, сопоставимые с l_g, фигурируют лишь в космологии (и в принципе внутри чёрных дыр).

В физике элементарных частиц довольно широко оперируют энергиями E₀ = 10¹⁶ эВ, в ещё не завершенной теории «великого объединения» – объединения электрослабого и сильного взаимодействий. Длина l₀ = ћc/E₀ = 10^–30 см, и всё же она на три порядка больше l_g. Что происходит в области между l₀ и l_g, по-видимому, сказать совсем трудно. Быть может, здесь и притаилась какая-то фундаментальная длина l_f, такая, что l_g < l_f < l₀?

В отношении совокупности проблем 19 (вакуум и сверхсильные магнитные поля) можно утверждать, что они очень актуальны. Еще в 1920 г. Эйнштейн заметил: «…общая теория относительности наделяет пространство физическими свойствами, таким образом, в этом смысле эфир существует…» Квантовая теория «наделила пространство» ещё виртуальными парами, различными фермионами и нулевыми колебаниями электромагнитного и других полей.

Проблема 20 – струны и М-теория («Наука и жизнь» №№ 8, 9, 1996 г.). Это, можно сказать, фронтовое направление в теоретической физике на сегодняшний день. Кстати, вместо термина «струны» часто употребляют название «суперструны», во-первых, чтобы не было путаницы с космическими струнами (проблема 25), и, во-вторых, чтобы подчеркнуть использование представления о суперсимметрии. В суперсимметричной теории каждой частице отвечает партнёр с другой статистикой, например, фотону (бозону со спином единица) отвечает фотино (фермион со спином 1/2) и т. д. Нужно сразу отметить, что суперсимметричные партнёры (частицы) ещё не обнаружены. Их масса, по-видимому, не меньше 100 – 1000 ГэВ. Поиски этих частиц – одна из основных задач экспериментальной физики высоких энергий.

Теоретическая физика ещё не может ответить на целый ряд вопросов, например: как построить квантовую теорию гравитации и объединить её с теорией других взаимодействий; почему существует, по-видимому, только шесть типов кварков и шесть типов лептонов; почему масса нейтрино очень мала; как определить из теории постоянную тонкой структуры 1/137 и ряд других постоянных и т. д. Другими словами, сколь ни грандиозны и впечатляющи достижения физики, нерешённых фундаментальных проблем предостаточно. Теория суперструн ещё не ответила на подобные вопросы, но обещает успехи в нужном направлении.

В квантовой механике и в квантовой теории поля элементарные частицы считаются точечными. В теории суперструн элементарные частицы – это колебания одномерных объектов (струн), имеющих характерные размеры 10^–33 см. Струны могут быть конечной длины или в виде колечек. Их рассматривают не в четырёхмерном («обычном») пространстве, а в пространствах, скажем, с 10-ю или 11-ю измерениями.

Теория суперструн пока не привела к каким-либо физическим результатам, и в их отношении можно упомянуть главным образом о «физнадеждах», как любил говорить Л. Д. Ландау, а не о результатах. Но что называть результатами? Ведь математические построения и обнаружение различных свойств симметрии тоже результаты. Это не помешало физикам, исследующим струны, применять к теории струн и не слишком скромную терминологию – «теория всего».

Стоящие перед теоретической физикой задачи и вопросы, о которых идёт речь, крайне сложны и глубоки, и сколько ещё потребуется времени, чтобы найти ответы, неизвестно. Чувствуется, что теория суперструн – это нечто глубокое и развивающееся. Сами её авторы претендуют на понимание лишь некоторых предельных случаев и говорят только о намёках на некоторую более общую теорию, которую называют М-теорией, то есть магической или мистической.

Электроны окружают атомное ядро из протонов и нейтронов. Протоны и нейтроны «сделаны» из разных пар кварк – антикварк плюс одиночный кварк, «скрепленных» глюонами (от англ. glue – «клей»). Кварки, возможно, состоят из других частиц – преонов, которые пока не обнаружены. Поэтому сегодня кварки считаются «истинно элементарными» частицами.		В центре галактики находится потенциальная яма, в которую стекает огромное количество вещества. Постепенно из него возникают звёздные скопления, образующие яркие галактические ядра. Когда эти скопления коллапсируют, образуется чёрная дыра.

АСТРОФИЗИКА

К астрофизике несколько условно можно отнести проблемы 21 – 30. В особенности это относится к вопросу об экспериментальной проверке ОТО – общей теории относительности, 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 наблюдаемой величины к вычисленной согласно ОТО составляет 0,99997 ± 0,00016. Такое же отношение для поворота перигелия Меркурия равно 1,000 ± 0,001. Таким образом, наблюдения, проведённые в слабом гравитационном поле с погрешностью до сотой доли процента, никаких отклонений от ОТО не обнаружили. Дальнейшая проверка вряд ли принесёт что-то новое, а эксперименты очень сложны. Тем не менее проекты на этот счёт имеются и будут, по-видимому, осуществляться. Особо стоит вопрос о проверке принципа эквивалентности (равенства инерционной и гравитационной масс); его справедливость подтверждена с точностью 10^–12, но это не новый результат.

В астрофизике отклонение лучей в поле тяжести всё шире используется при наблюдении линзирования как галактиками (они отклоняют свет и радиоволны квазаров и других галактик), так и звёздами (микролинзирование более удаленных звёзд). Речь при этом идёт не о проверке ОТО (точность измерений сравнительно невелика), а об её использовании. Эффект линзирования был рассмотрен Хвольсоном в 1924 г. и Эйнштейном в 1936 г. Возникающий при линзировании характерный конус называют конусом Эйнштейна или Эйнштейна-Хвольсона. Когда-то наблюдать гравитационные линзы считалось практически невозможным, однако в 1979 г. было обнаружено линзирование одного из квазаров. В настоящее время наблюдение линзирования и микролинзирования – довольно широко используемый астрономический метод (см. «Наука и жизнь» № 2, 1994 г.).

По-настоящему актуальна проверка ОТО в сильных полях – вблизи нейтронных звезд и чёрных дыр. Так, недавно предложен метод проверки ОТО по колебаниям излучения двойной звезды, одна из компонент которой нейтронная. Хотя чёрные дыры и были предсказаны ОТО, нельзя утверждать, что их обнаружение подтверждает именно ОТО, а не другие, отличающиеся от неё релятивистские теории гравитации.

Существенной проверкой ОТО стало исследование двойного пульсара PSR 1916+16. Оно показало, что потеря энергии нейтронными звёздами, образующими двойную систему, находится в полном согласии с ОТО при учёте гравитационного излучения (его интенсивность была вычислена Эйнштейном в 1918 г.). За эту работу была присуждена Нобелевская премия по физике за 1993 г. («Наука и жизнь» № 1, 1994 г.).

Упомянутая работа не оставляет сомнений в существовании гравитационных волн. Но имеется другая проблема (она фигурирует под номером 22) – приём гравитационных волн, приходящих из Космоса (см. «Наука и жизнь» № 8, 1989 г.). Задача технически очень сложна, для её решения строятся гигантские установки. Так, система LIGO (Laser interferometr gravitationalwave observatory, США) состоит из двух далеко разнесённых «антенн» длиной 4 км каждая. В ней можно будет заметить смещения зеркал под действием приходящей гравитационной волны на 10^–16 см и меньшие. В ближайшие годы LIGO и аналогичные установки, строящиеся в Европе, вступят в строй, положив начало гравитационно-волновой астрономии.

Радиоастрономия родилась в 1931 г., а начала интенсивно развиваться после 1945 г. Галактическая рентгеновская астрономия возникла в 1962 г. Гамма-астрономия и нейтринная астрономия ещё моложе. С развитием гравитационно-волновой астрономии будет освоен последний известный «канал» получения астрофизической информации. Как и в других случаях, весьма важны будут совместные измерения в различных «каналах», например, одновременно в нейтринном, гравитационно-волновом и гамма-диапазонах при исследовании образования сверхмассивных чёрных дыр.

Проблемы, указанные под номером 23, пожалуй, самые главные в астрофизике. Сюда отнесена и космология, которая привлекала к себе внимание всегда – ведь системы Птолемея и Коперника тоже были космологическими теориями. В XX веке она создавалась в работах Эйнштейна (1917 г.), Фридмана (1922 и 1924 гг.), Леметра (1927 г.) и многих других. Но до конца 40-х годов все наблюдения, существенные с космологической точки зрения, велись в оптическом диапазоне. Поэтому открыт был лишь закон красного смещения, и тем самым установлено расширение Метагалактики (работы Хаббла обычно датируются 1929 годом, хотя красное смещение наблюдалось и ранее, и не только Хабблом). Космологическое красное смещение справедливо связали с релятивистской моделью расширяющейся Вселенной Фридмана, но энергичное развитие космологии началось только после того, как в 1965 г. было открыто реликтовое излучение с температурой 2,7 K (см. «Наука и жизнь» № 12, 1993 г.; № 5, 1994 г.).

Модель развития Мира, созданная в 1981 г., утверждает, что на самых ранних этапах эволюции Вселенной её расширение шло несравненно быстрее, чем в фридмановских моделях («раздувание», или инфляция, которая происходит лишь на временном интервале 10^–35 с вблизи сингулярности). Важнейшим параметром этой изотропной и однородной модели служит плотность «материи» ρ или, что удобнее, отношение этой плотности Ω = ρ/ρ_п, где ρ_п – плотность, отвечающая предельной модели, в которой пространство евклидово и расширение происходит неограниченно долго.

Одна из основных, а может быть, и главная задача космологии – определение величины Ω. Если Ω > 1, расширение Вселенной прекратится и сменится сжатием. Если Ω < 1 – модель открытая, т. е. расширение безгранично. Простейшая модель с Ω = 1, как уже упоминалось, открытая с евклидовой пространственной метрикой. Важный результат, известный уже довольно давно, заключается в том, что в Ω вносит вклад не только «обычное» вещество, но ещё что-то, что не проявляется в свечении звёзд и газа. Это «что-то» называют скрытой или тёмной массой, речь о которой пойдет ниже. Но, по-видимому, немаловажную роль играет ещё и некоторая «вакуумная материя», связанная с так называемым Λ-членом.

В 1917 г. Эйнштейн, обратившись к космологической проблеме в рамках ОТО, рассмотрел модель стационарной Вселенной. При этом он пришёл к заключению, что решение существует только в случае использования уравнений ОТО с Λ-членом, физический смысл которого – некоторое отталкивание, отсутствующее в ньютоновской теории тяготения.

Однако работы Фридмана 1922 г. показали, что Вселенная неминуемо должна либо расширяться, либо сжиматься, и было обнаружено (условно в 1929 г.) расширение Вселенной. Стало ясно, что стационарная модель не имеет отношения к реальности, и необходимость в Λ-члене отпала.

Видимо, впервые о «вакуумной материи» заговорили только в 1965 г. Очевидно, что Λ-член играл решающую роль на инфляционной стадии, когда он был очень велик. Сейчас он очень мал, но вроде бы нет никаких оснований считать его равным нулю в нашу эпоху. Так или иначе в настоящее время параметр записывают в форме

где Ω _b – отвечает вкладу барионов (и, конечно, электронов), Ω_d – учитывает тёмную материю (dark matter) и Ω_Λ – вклад «вакуумной энергии».

Согласно наблюдениям, приводятся такие оценки: Ω _b ~ 0,03 ± 0,015, т. е. барионов мало. Для тёмной материи Ω_d ~ 0,3 ± 0,1, и, значит, если Ω = 1, то Ω_Λ ~ 0,7 ± 0,1. Результаты пока совершенно ненадёжны, но тем не менее вклад «вакуумной материи» весьма заметен, это буквально «новый эфир», находящийся, разумеется, в полном согласии с теорией относительности. В ближайшие годы можно с уверенностью ожидать новых успехов в области космологии.

Ранняя Вселенная оказалась тесно связанной с физикой элементарных частиц очень высоких энергий, о достижении которых в земных условиях не приходится и говорить. Даже на ускорителе LHC будет получена энергия в 1,4·10⁴ ГэВ, в то время как в космических лучах зафиксирована энергия до 3·10¹¹ ГэВ, планковская энергия составляет 10¹⁹ ГэВ, а в теории «великого объединения» фигурируют энергии до 10¹⁶ ГэВ (частицы массой 10^–8 г). Эта область служит ареной интенсивных теоретических исследований.

Обращаясь к проблеме 24 (нейтронные звёзды и пульсары, сверхновые звёзды), заметим, что гипотеза о существовании нейтронных звёзд, насколько известно, была высказана в 1934 г., поскольку нейтрон был обнаружен лишь в 1932 г. Вначале казалось, что нейтронные звёзды (характерный радиус 10 км) наблюдать невозможно. Но с созданием рентгеновской астрономии (1962 г.) появилась надежда, что их удастся заметить. Сейчас даже одиночные нейтронные звёзды, не говоря уже о двойных, действительно изучаются в рентгеновских лучах. Однако ещё до этого в 1967 – 1968 гг. было открыто радиоизлучение нейтронных звёзд – 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 радиусом около 10 км, делающей 640 оборотов в секунду! У миллисекундных пульсаров магнитное поле на поверхности составляет 10⁸ – 10⁹ эрстед, а у большинства пульсаров с периодом 0,1 – 1 с доходит до 10¹² эрстед. Кстати, существование столь сильных магнитных полей само по себе важное открытие. В последнее время обнаружены нейтронные звёзды с ещё более сильными полями (магнетары), достигающими, по оценкам, 10¹⁵ – 10¹⁶ эрстед. Радиоизлучения они не испускают, но наблюдаются в мягких гамма-лучах.

Гамма-вспышка, по-видимому, такого магнетара зафиксирована 27 августа 1998 года. Возвращаясь к пульсарам, нужно отметить, что создание теории их излучения оказалось твёрдым орешком, но в целом она построена.

Нейтронные звёзды, как радиоизлучающие (пульсары), так и все остальные (одиночные и в двойных системах, магнетары), – интересные и необычные физические объекты. Их плотность лежит в пределах от 10¹¹ г · см^– 3 на 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, а не нейтронов. В литературе обсуждается также возможность существования звёзд типа нейтронных, но состоящих из странных кварков и множество других вопросов, касающихся недр звезды, её коры и магнитосферы.

По-видимому, основной канал образования нейтронных звезд – вспышки сверхновых. Нам повезло: в 1987 г. сравнительно близко от нас (в Большом Магеллановом Облаке, на расстоянии около 60 килопарсек) вспыхнула сверхновая SN 1987A. Повезло потому, что предыдущая сверхновая, наблюдавшаяся невооруженным глазом, вспыхнула в Галактике в 1604 г. (сверхновая Кеплера). Знаменитая Крабовидная туманность образовалась от сверхновой 1054 г.; внутри неё находится пульсар PSR 0531, излучающий даже в гамма-диапазоне. Нейтринное излучение впервые зарегистрировано от сверхновой SN 1987A. Кинетическая энергия оболочки этой сверхновой E_к ~ 10⁵¹ эрг, а энерговыделение в нейтрино порядка 3·10⁵³ эрг (эквивалентная энергия Солнца E = Mc² – около 3·10⁵⁴ эрг). Сказанное ясно свидетельствует о том, сколь интересна и содержательна проблема 24.

Чёрные дыры и особенно космические струны – ещё значительно более экзотические объекты, чем нейтронные звёзды. Космические струны (не следует, конечно, их путать с суперструнами – см. «Наука и жизнь» № 8, 1998 г.) – это некоторые (не единственно возможные) топологические «дефекты», способные возникать при фазовых переходах в ранней Вселенной (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1996 г.). Они представляют собой нити космических масштабов толщиной порядка 10^–29 – 10^–30 см, способные замкнуться в кольца. Космические струны ещё не наблюдались, даже «кандидаты» на эту роль пока не известны.

Совсем иначе дело обстоит с чёрными дырами – они остаются важнейшими астрономическими и физическими объектами. Несмотря на то, что «схватить чёрную дыру за руку» очень трудно, в их существовании и в их большой космической роли сегодня невозможно сомневаться. Любопытно, что чёрные дыры в некотором смысле были предсказаны ещё в конце XVIII века Митчеллом и Лапласом. Они задались вопросом, возможен ли объект (звезда) со столь сильным полем тяготения на расстоянии r_g , что свет от него уйти не может. В рамках ньютоновской механики и представления о свете, как о корпускулах с некоторой массой m, закон сохранения энергии при радиальном движении корпускулы со скоростью c имеет вид

(предполагается равенство инертной и тяжёлой масс, r₀ – радиус звезды с массой M ). Если r₀ < r_g , свет от звезды не уйдёт.

В рамках ОТО образование покоящейся (невращающейся) чёрной дыры было впервые рассмотрено только в 1939 г. В астрофизику чёрные дыры «вошли» лишь в 60-е годы. Сегодня их изучение – это целая глава ОТО и астрофизики (см. «Наука и жизнь» № 5, 1998 г. {стр. 60 – 64, http://www.nkj.ru/archive/articles/10584/}).

Наблюдаются или, если быть очень осторожными, по всей вероятности, наблюдаются чёрные дыры двух типов – со звёздными массами менее ста солнечных (M_☼ ) и гигантские дыры в галактиках и квазарах с M ~ (10⁶ – 10⁹ ) M_☼ . Дыры со звёздными массами находят в основном в двойных системах. Если одна из звёзд в такой двойной звезде не видна (не излучает) и в то же время её масса M > 3M_☼ , то, по всей вероятности, – это чёрная дыра. Невидимый компонент может быть и нейтронной звездой, но её масса не может превосходить примерно 3M_☼ , при большей массе звезда коллапсирует, превращается в чёрную дыру.

Чёрная дыра сама по себе ничего не излучает, но может быть видна за счёт излучения из области, где находится падающее на неё или вращающееся вокруг неё вещество (аккреционный диск). В нашей Галактике обнаружено уже довольно много чёрных дыр, гигантские чёрные дыры находятся в ядрах галактик и квазаров. В центре любой галактики имеется потенциальная яма, куда стекает вещество, оно может образовывать звёздные скопления, из которых в конце концов почти наверняка возникнет чёрная дыра. Различить их можно по движению звёзд вблизи ядра. Если мы имеем дело с чёрной дырой, то даже при массе 10⁹ M_☼  она сосредоточена в радиусе, который по масштабам галактики ничтожен: 3·10¹⁴ cм (астрономическая единица – расстояние от Земли до Солнца – равна 1,5·10¹³ см). Поэтому, если было бы можно проследить движение звёзд вблизи ядра, сразу всё стало бы ясно. Но подобное невозможно даже для нашей Галактики, центр которой находится от Солнца на расстоянии около 8 кпс = 2,4·10²² см. Тем не менее, используя радиоинтерферометр, удалось убедиться, что источник её излучения имеет размер порядка астрономической единицы. Оптические наблюдения показали, что движение звёзд вблизи галактического центра происходит вокруг массы размером меньше световой недели – 2·10¹⁶ см. В результате создаётся уверенность, что в центре Галактики находится именно чёрная дыра массой более двух с половиной миллионов масс Солнца и в 10 раз меньшая его по размерам.

Помимо упомянутых чёрных дыр возможно существование реликтовых мини-дыр, возникших на ранних этапах эволюции Вселенной или сейчас (насколько последний процесс эффективен, неизвестно). В 1974 году было сделано заключение, что в силу квантовых эффектов чёрные дыры должны всё же излучать частицы всех сортов (в том числе фотоны). Излучение таких мини-дыр, в принципе, можно обнаружить, но никаких указаний на их существование пока нет. Поэтому возможно, что мини-дыр во Вселенной либо вообще нет, либо их очень мало.

Крабовидная туманность – остатки.		Вспышка гиперновой. Правый снимок сделан на 45 минут позже левого. При вспышке за несколько секунд светимость звезды превысила солнечную в десять квадриллионов (1016 )раз, и наблюдался мощнейший всплеск гамма-излучения.

По сути дела, уже была затронута и проблема 26, точнее, вопрос о квазарах и ядрах галактик. В теоретическом плане он состоит в анализе динамики неоднородностей плотности в расширяющейся Вселенной. На некотором этапе они сильно возрастают и в конце концов образуют галактики и их скопления. Аналогична в некотором смысле и проблема синтеза химических элементов в ходе расширения Вселенной.

Остановимся на проблеме 27 – вопросе о тёмной материи, история которой восходит к 1940 г. Количество светящейся материи определяется по наблюдениям в основном в видимом свете. Полное же количество гравитирующей материи сказывается на динамике – движении звёзд в галактиках и галактик в скоплениях. Проще всего динамика проявляется при определении траекторий вращения звёзд в спиральных галактиках, в частности в нашей Галактике.

Метод оценки динамики звёзд можно пояснить на школьном уровне. Рассмотрим движение звезды с массой М по круговой орбите вокруг сферически симметричного скопления масс. Очевидно, должно иметь место равенство

где v – скорость звезды, r – радиус её орбиты относительно галактического центра и M₀ (r ) – масса Галактики, сосредоточенная внутри области с радиусом r. Тогда при r > r₀

Так вот, наблюдения свидетельствуют, что вращение звёзд происходит по траекториям, которые не описываются законом v (r ) = const / √r.

Вне всяких сомнений, установлено, что во Вселенной имеется несветящаяся материя, проявляющая себя в гравитационном взаимодействии. Тёмная материя распределена неравномерно, но присутствует везде – и в галактиках, и в межгалактическом пространстве. Так возник один из важнейших и, я бы сказал, острейших вопросов современной астрономии – какова природа тёмной материи (dark matter), часто именовавшейся скрытой массой? Проще всего предположить, что речь идёт о нейтральном водороде, сильно ионизованном (и поэтому слабо светящемся) газе, планетах, слабо светящихся звёздах – коричневых карликах, нейтронных звёздах или, наконец, чёрных дырах. Однако все эти предположения опровергаются наблюдениями. Например, нейтральный водород фиксируется радио-астрономическим методом, горячий газ – по рентгеновскому излучению, нейтронные звёзды и чёрные дыры тоже заметны, хотя и с трудом. Нелегко наблюдать коричневые карлики (brown dwarfs) – звёзды со столь малыми массами, что они очень слабо светятся. Однако они обнаружены и, по всей вероятности, не вносят существенного вклада в тёмную материю. Анализ всех этих вопросов непрост, но установившееся мнение таково: тёмная материя имеет в основном небарионную природу, то есть не состоит из нуклонов. Наиболее естественный кандидат – нейтрино. Однако этот вариант, скорее всего, не проходит: по-видимому, масса электронного нейтрино ν_e недостаточно велика (по последним данным, менее 3 – 4 эВ, а нужна более 10 эВ). О массах мюонного и тау-нейтрино речь ниже, но, видимо, и она недостаточна. Весьма популярна гипотеза, согласно которой роль тёмной материи играют гипотетические частицы WIMP'ы (Weakly Interacting Massive Particles) – слабовзаимодействующие частицы с массами в гигаэлектронвольты и выше (масса протона 0,938 ГэВ). К числу WIMP'ов относятся гипотетические (повторю это) тяжёлые нестабильные нейтрино, суперсимметричные частицы – фотино, нейтралино и т. д. Имеются и другие «кандидаты» на роль тёмной материи вроде космических струн и других «топологических дефектов». WIMP'ы надеются обнаружить по излучению гамма-фотонов и других частиц при их аннигиляции с соответствующими античастицами. Другой путь – наблюдение пусть и очень редких актов соударения с частицами обычного вещества. Весьма изящна идея о возможности сгущения WIMP'ов в некие рыхлые квазизвёзды, которые можно, в принципе, выявить при микролинзировании.

	На стенках японской установки для регистрации нейтрино смонтировано тринадцать тысяч датчиков.

Происхождение космических лучей – потоков заряженных частиц, открытых в 1912 г., много лет оставалось загадочным. Но сейчас можно не сомневаться в том, что основные их источники – сверхновые звёзды. Вообще, в отношении лучей с энергией менее 10¹⁵ – 10¹⁶ эВ картина в целом достаточно ясна. К числу же «особенно важных и интересных» вопросов можно отнести лишь происхождение ультравысокоэнергичных лучей – свыше 10¹⁹ эВ. Наивысшая наблюдавшаяся энергия лучей составляет около 3·10²⁰ эВ. 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 K), порождают пионы, теряют энергию и с очень больших расстояний дойти до нас не могут. Кроме того, неясно, могут ли известные галактические ядра обеспечить ускорение до энергии 3·10²⁰ эВ. Частицы могли бы ускоряться космическими струнами и другими «топологическими дефектами», находящимися вне Галактики на расстояниях до 20 Мпс. Однако никаких указаний на их наличие, да ещё сравнительно близко, не имеется. По другой гипотезе, первичные частицы сверхвысокой энергии – это не обычные протоны, 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 атмосфере превратиться в обычные частицы и дать широкий атмосферный ливень – ШАЛ (см. «Наука и жизнь» № 7, 1993 г.). Наконец, проще всего, пожалуй, предположить, что в составе тёмной материи в Галактике имеются сверхмассивные частицы массой более 10²¹ эВ, живущие дольше возраста Вселенной (10¹⁰ лет), но всё же нестабильные. Продукты их распада в атмосфере и порождают ШАЛы (частицы с энергией выше 10¹⁵ эВ наблюдаются только по ШАЛам). В общем, проблема космических лучей экстремально высокой энергии действительно загадочна и уже поэтому интересна.

Перейдём к проблеме 29 – к гамма-всплескам. В конце 60-х годов в США была запущена система спутников Вела (Vela) с приборами, регистрирующими мягкие гамма-лучи. Они были предназначены для контроля за выполнением соглашения по запрещению атомных испытаний в атмосфере. Взрывы не производились, но гамма-всплески неизвестного происхождения с энергией до 1 МэВ и длительностью порядка нескольких секунд фиксировались. Об этом открытии было сообщено лишь в 1973 г. Угловое разрешение гамма-телескопов невелико, да и наблюдения в других диапазонах (радио-, оптическом, рентгеновском) в направлении всплесков проводились не сразу, поэтому их источник и природа долгое время оставались неясными. Одним из вероятных «кандидатов» считались нейтронные звезды, находящиеся сравнительно близко – в Галактике, на расстоянии порядка 100 пс (3·10²⁰ см). В этом случае энергия гамма-всплеска должна быть около 10³⁸ эрг. Это уже очень много, если вспомнить, что полная светимость Солнца составляет 3,83·10³³ эрг · с^–1. Однако распределение даже слабых гамма-всплесков по небу оказалось равномерным, в силу чего их источники не могли находиться в галактическом диске. Если же они расположены в гигантском гало Галактики радиусом 100 Кпс (это уже не противоречит данным об угловом распределении источников), их энергия должна быть не меньше 10⁴⁴ эрг. Наконец, в случае космологической природы всплесков и расстояния порядка 1000 Мпс она составляет уже 10⁵² эрг. Это значение столь велико, что многие (и я в том числе) отдавали предпочтение модели с гало. Но вот в 1997 г. удалось наконец быстро «посмотреть» в направлении гамма-всплеска, и были обнаружены источники с большим красным смещением. Так, для всплеска GRB 971214 (из обозначения ясно, что он наблюдался 14 декабря 1997 г.) параметр красного смещения z = 3,46 (z = (λ _набл – λ _ист ) / λ _ист , где λ _набл– наблюдаемая длина волны спектральной линии и λ _ист– длина волны источника). Для всплеска GRB 970508 значение z ≈ 0,8 (см. «Наука и жизнь» № 9, 1997 г. {стр. 155 – 156}). Источники (их уже известно несколько) наблюдались и в рентгене, и в оптике, и в радиодиапазоне. 23 января 1999 г. возник мощный всплеск GRB 990123 в гамма-диапазоне от 30 КэВ до 300 МэВ, длившийся около 100 с. Одновременно с гамма-всплеском произошла световая вспышка, 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 констатировать, что гамма-всплески – самое мощное взрывное явление во Вселенной, не считая, конечно, самого Большого Взрыва. Речь идёт об энерговыделении примерно 10⁵³ – 10⁵⁴ эрг только в гамма-диапазоне. Это существенно больше, чем оптическое излучение при взрывах сверхновых. Поэтому некоторые источники гамма-всплесков начали называть гиперновыми. Кандидатов на роль гиперновых несколько: слияние двух нейтронных звезд или массивной звезды с нейтронной, какое-то столкновение и т. п. Впрочем, и такие источники лишь с большой натяжкой могут излучать 10⁵⁴ эрг, эквивалентные полной энергии Солнца (M_☼· c² ). Так или иначе трудно сомневаться в том, что открытие космологической природы гамма-всплесков – самое выдающееся достижение астрофизики после открытия пульсаров в 1967 – 1968 гг.

Осталось обсудить последнюю, 30-ю, проблему «списка» – нейтринную физику и астрономию. Гипотеза о существовании нейтрино была высказана Паули в 1930 г. Длительное время считалось, что детектировать нейтрино практически невозможно. Однако в 1956 г. эта реакция была зафиксирована на атомном реакторе, за что в 1995 г. была присуждена Нобелевская премия по физике (см. «Наука и жизнь» № 1, 1996 г.).

С самого начала было ясно, что масса электронного нейтрино m_νe очень мала по сравнению с массой электрона и, возможно, равна нулю. После открытия мюонного и тау-нейтрино (ν_μ и ν_τ ) то же самое можно было сказать и о них. Однако ещё в 60-е годы возникла идея о взаимном превращении нейтрино разных типов – нейтринных осцилляциях. Такое возможно только, если масса нейтрино хотя бы одного типа отлична от нуля. Так или иначе вопрос о массе нейтрино давно возник и остаётся очень актуальным. Некоторые теоретические оценки таковы:

Изучение осцилляций открывает, в принципе, возможности для непосредственного измерения m_νμ и m_ντ. Речь идёт о предположении, что нейтрино одних типов при распространении в пространстве-времени постепенно превращаются в нейтрино других типов. Нейтринные осцилляции ищут уже 30 лет и в 1998 г. достигли вполне определенного успеха – обнаружили превращение ν_μ в ν_τ (см. «Наука и жизнь» № 12, 1998 г., {стр. 34 – 35}). Это крупнейшее открытие в физике элементарных частиц за многие годы. Оно сделано на японо-американской установке Супер Камиоканде, основной элемент которой – «бак», находящийся на глубине 1 км под землей, с 50-ю тысячами тонн предельно очищенной воды. «Бак» окружён 13000 фотоумножителей, регистрирующих черенковское излучение от мюонов, электронов и позитронов, образуемых в воде попадающими в «бак» нейтрино. В данном случае имеются в виду электронные и мюонные нейтрино, созданные космическими лучами в атмосфере Земли, причём на противоположной её стороне. Если нет осцилляций, то, согласно надёжным расчётам, в установке должно наблюдаться вдвое больше электронных нейтрино, чем мюонных. Но на деле количество ν_e и ν_μ одинаково (их энергия порядка ГэВ'а). Наиболее вероятное объяснение, что наблюдаются осцилляции между ν_μ и ν_τ. При этом измеряется величина Δm² = (m₁² – m₂²), где m_1, 2 – их массы. Если m₁ и m₂ окажутся очень близки, нейтрино могут быть ответственны за тёмную материю.

Солнце и звёзды, как известно, излучают за счёт происходящих в их недрах ядерных реакций и, следовательно, должны испускать нейтрино с энергией порядка 10 МэВ. Наблюдения за ними ведутся прежде всего путём использования реакции

Атомы аргона в ёмкости с жидкостью, содержащей хлор, выделяются химическим путём. Наблюдаемый поток нейтрино меньше вычисленного, грубо говоря, раза в два-три. Такой результат, даже учитывая сложность расчётов для моделей Солнца, конечно, не впечатляет. Поэтому стремились наблюдать солнечные нейтрино другими методами. Совокупность всех имеющихся сведений привела к заключению, что поток нейтрино от Солнца действительно существенно меньше вычисленного, но без учёта возможных нейтринных осцилляций для ν_e. Сейчас строятся или уже начали эксплуатироваться несколько очень совершенных установок для детектирования солнечных нейтрино с различными энергиями (см. «Наука и жизнь» № 9, 1998 г.). Видимо, в ближайшие годы проблема солнечных нейтрино будет в основном решена, и прояснится также вопрос о нейтринных осцилляциях и массе нейтрино.

Нейтринная астрономия – это не только солнечная астрономия: уже упоминался приём нейтрино при вспышке сверхновой SN 1987A. Сверхновые в Галактике вспыхивают в среднем примерно раз в 30 лет, но вспышка может произойти в любой момент. И, если нам повезёт и вблизи (в Галактике или в Магеллановых Облаках) вспыхнет ещё одна сверхновая, будет получен богатый материал. Особо нужно упомянуть задачу детектирования реликтовых нейтрино с малыми энергиями, быть может, вносящими вклад в тёмную материю. Наконец, буквально «на выходе» находится нейтринная астрономия высоких энергий (E_ν > 10¹² эВ) – для их детектирования строится ряд установок. Будут наконец производиться одновременные наблюдения во всех электромагнитных диапазонах и на гравитационно-волновых антеннах. В общем, перспективы самые впечатляющие.

Протон p, поглощая электронное антинейтрино, превращается в нейтрон n, излучая позитрон e+: p + νe → n + e+. Эта реакция изображена в виде так называемой фейнмановской диаграммы. Американский физик Ричард Фейнман в 1947 г. предложил для представления процессов в микромире использовать графический метод, сыгравший впоследствии важную роль в развитии электродинамики.

Комментарии к «списку» в основном закончены, и тем больше оснований вернуться к замечанию, сделанному в начале статьи. Прошло только 69 лет с тех пор, как Паули с не свойственной ему робостью в письме, адресованном некоему 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 представлять собой физика лет через сто.

ЕЩЕ О ТРЁХ «ВЕЛИКИХ» ПРОБЛЕМАХ

Для полноты картины хочу упомянуть ещё о трёх проблемах, которые остались за пределами изложенного. В то же время преподавание физики и обсуждение её состояния и путей развития не могут и не должны обойти вниманием эти направления, три «великие» проблемы.

Во-первых, речь идёт о возрастании энтропии, необратимости и «стреле времени». Во-вторых, это проблема интерпретации и понимания квантовой механики (см. «Наука и жизнь» № 8, 1998 г., {стр. 8 – 13, http://www.nkj.ru/archive/articles/10957/}). И, в-третьих, это вопрос о связи физики с биологией и конкретно проблема редукционизма – сведение законов биологии к совокупности законов физики.

Л. Д. Ландау отличался большой ясностью понимания физики, во всяком случае того, что уже «устоялось». В этой связи особенно ценно его замечание: «Вопрос о физических основаниях закона монотонного возрастания энтропии остаётся, таким образом, открытым». Обнаружение в 1964 г. несохранения чётности, т. е. необратимости времени, явно имеет отношение к делу, но всё ещё недостаточно исследовано и осознано, ясности здесь пока нет.

Атомы углерода могут образовывать не только сферические молекулы, но и трубки нанометрового диаметра, состоящие из миллионов атомов: C1000000

В отношении квантовой механики ситуация иная. Большинство физиков, видимо, считают, что так называемая ортодоксальная, или копенгагенская, интерпретация квантовой механики последовательна и удовлетворительна. Ландау часто говорил примерно следующее: «Всё, в общем, ясно, но возможны каверзные вопросы, на которые ответить может только Бор». Сейчас эта проблематика снова широко представлена в серьёзной литературе. Частично современный интерес к основам квантовой механики связан с новыми экспериментами, 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 основ квантовой механики сохраняет известную актуальность, и не следует ими пренебрегать. Сказанное особенно ясно, если, например, учесть, что в конце 1998 г. достаточно серьёзный журнал опубликовал статью, в которой «наиболее глубоким открытием в науке» провозглашались работы Д. Белла. Фактически Белл был (и остался до своей смерти в 1990 г.) не удовлетворён ортодоксальной интерпретацией квантовой механики (см. «Наука и жизнь» № 12, 1995 г.). Однако последующие эксперименты полностью подтвердили квантовую механику в значительной мере вопреки его устремлениям. Значительную, если не подавляющую часть критиков квантовой механики не устраивает вероятностный характер части её предсказаний. Они хотели бы, видимо, вернуться к классическому детерминизму и, образно говоря, узнать, куда именно попадёт каждый электрон в известных дифракционных опытах. Сейчас надеяться на это нет никаких оснований.

Создание теории относительности и квантовой механики привело к пониманию области применимости классической (ньютоновской) механики. Но сама эта механика осталась непоколебимой. Обобщение существующей релятивистской квантовой теории (быть может, на пути, намечаемом в теории струн) вряд ли может что-либо внести в нерелятивистскую квантовую механику и ответить на пресловутый вопрос: «Куда попадёт электрон?». Однако, когда речь идёт о возможностях будущей теории и её влиянии на существующую, нельзя дать априорный ответ. Могу высказать лишь своё интуитивное суждение: нерелятивистская квантовая механика существенных изменений не претерпит (куда попадёт «электрон», мы не узнаем), но какое-то более глубокое понимание всё же не исключено.

Последняя «великая» проблема, которая будет здесь затронута, касается связи физики с биологией. С конца XIX века и примерно до 60-х или 70-х годов XX века физика была, можно сказать, наукой главной, доминирующей. Конечно, всякие ранги в науке условны, и речь идёт лишь о том, что достижения физики в указанный период были особенно яркими и, главное, в значительной мере определяли пути и возможности развития всего естествознания. Ведь было выяснено строение атома и атомного ядра, строение материи. Сколь это важно и, например, для биологии, совершенно очевидно. Развитие физики привело в середине нашего века к известной кульминации – овладению ядерной энергией и, к великому сожалению, созданию атомных и водородных бомб. Полупроводники, сверхпроводники, лазеры – всё это тоже физика, определяющая лицо современной техники и тем самым в значительной мере современной цивилизации. Но дальнейшее развитие фундаментальной физики, основ физики и конкретно создание кварковой модели строения вещества для биологии и других естественных наук непосредственного значения не имеет. В то же время биология, используя всё более совершенные физические 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 остаётся делом жизни, молодой и прекрасной, но для человеческого общества и его развития место физики заняла биология.

Я же пишу о биологии по двум причинам. Во-первых, современные биологические и медицинские исследования невозможны без самого широкого использования физических методов и аппаратуры. Поэтому биологическая и околобиологическая тематика должна и будет занимать в физических институтах, на физических факультетах и на страницах физических журналов всё большее место. Нужно это понимать и активно этому содействовать. Во-вторых, вопрос о редукционизме – это одновременно великая физическая и биологическая проблема, и она, я убеждён, будет одной из центральных в науке XXI века.

Мы полагаем, что знаем, из чего устроено всё живое: из электронов, атомов и молекул. Знаем строение атомов и молекул, а также управляющие ими и их излучением законы. Поэтому естественна гипотеза о редукции – возможности всё живое объяснить на основе уже известной физики. Основными остаются вопросы о происхождении жизни и появлении сознания (мышления). Образование в условиях, царивших на Земле несколько миллиардов лет назад, сложных органических молекул уже прослежено, понято и смоделировано. Казалось бы, переход от таких молекул и их комплексов к простейшим организмам, к их воспроизводству можно себе представить. Но здесь имеется какой-то скачок, фазовый переход. Проблема не решена, и я склонен думать – она будет безоговорочно решена только после создания «жизни в пробирке». Что касается физического объяснения механизма появления сознания и мышления, можно сослаться лишь на обсуждения возможности создания «искусственного интеллекта». Разумеется, люди верующие решают проблемы очень просто: жизнь и сознание «вдохнул» в неживое Бог. Но подобное «объяснение» представляет собой сведение одного неизвестного к другому и выходит за пределы научного мировоззрения и подхода. Вместе с тем можно ли считать, что возможность редукции биологии к современной физике несомненна? Здесь ключевым является слово «современная». И с учётом этого слова дать положительный ответ было бы, как мне кажется, неправильно. Пока дело не сделано, нельзя исключать возможность того, что мы даже на фундаментальном уровне ещё не знаем чего-то необходимого для редукции. Такую оговорку делаю из осторожности, хотя моё интуитивное суждение таково: никакой «новой физики» для редукции не нужно. Конечно, спорить на этот счёт неплодотворно – будущее покажет.

Об этом будущем нельзя не думать с завистью – сколь много важного и интересного мы узнаем даже в ближайшие лет десять! Позволю себе сделать на этот счёт несколько замечаний.

Космический телескоп «Хаббл», выведенный на орбиту в 1990 году, имеет зеркало диаметром 2,4 метра.		Крупнейший российский телескоп САО (Зеленчук) с шестиметровым зеркалом.

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 действительность богаче нашего воображения, и прогнозы часто оказываются ошибочными. Более существенно то, что наиболее интересны непредсказанные, неожиданные открытия. Их, естественно, нельзя прогнозировать, и тем самым ценность прогнозов кажется особенно сомнительной. Тем не менее попытки предвидеть будущее представляются 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 этот проект вообще осуществляться не будет, но исследования в области термоядерного синтеза не прекращены, разрабатываются альтернативные системы и проекты. Сомнений в самой возможности построить действующий коммерческий реактор сейчас нет. А будущее этого направления определяется в основном экономическими и экологическими соображениями. В любом случае через два-три десятилетия экспериментальный реактор с положительным выходом энергии будет построен. Будет осуществлён и «лазерный термояд», поскольку такая установка возможна и нужна не только для физических исследований, но и для военных целей.

Как уже было упомянуто, проблемой высокотемпературной сверхпроводимости (ВТСП) начали заниматься в 1964 г. Тогда максимальная критическая температура равнялась 23 K, сейчас для ВТСП T_c. max = 164 K, т. е. температура сверхпроводимости возросла в 7 раз. Чтобы добраться до комнатной температуры (КТСП), достаточно её повысить «всего» в 2 раза. Поэтому, если исходить из «кухонных» соображений, возможность достижения КТСП представляется вероятной. 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 «делом техники». Конечно, и сегодня можно так сказать, но достигнутые статические давления около 3 млн. атмосфер для получения металлической фазы оказались недостаточными. Как существенно повысить давление, если не будут открыты новые материалы, более прочные, чем алмаз, не известно (мне во всяком случае). Динамическое сжатие приводит к нагреву, и, как его избежать, неясно. Моё интуитивное суждение таково: трудности удастся преодолеть сравнительно скоро, однако надежды получить «кусок» металлического водорода представляются совершенно нереальными.

В отношении всех остальных проблем 4 – 13 ясно, что будет происходить интенсивное развитие, выяснится много интересного. Сюрприз могут преподнести фуллерен C₃₆ и соединения типа K₃ C₃₆, если в них будет наблюдаться ВТСП. Перспективно исследование и применение нанотрубок. Возможно, будут получены долгоживущие трансурановые ядра.

К макрофизике нужно отнести и проблему шаровой молнии, которую я не стал включать в «список». В существовании шаровой молнии сомневаться не приходится, и вопрос о её природе обсуждается с давних времён (см. «Наука и жизнь» № 2, 1978 г.; № 5, 1979 г.; № 2, 1982 г.). Предложено много моделей и гипотез, но пресловутого консенсуса нет (см. «Наука и жизнь» № 9, 1992 г.). Думаю, что природа шаровой молнии будет выяснена лишь после создания этих объектов в лаборатории при контроле всех условий и параметров. Такие попытки неоднократно предпринимались, и утверждалось, что шаровые молнии были рождены. Но, видимо, все эти заявления не выдержали проверки.

В области физики элементарных частиц в последние два десятилетия наблюдается явный спад. Вероятно, это в значительной мере связано с отсутствием ускорителя нового поколения. Но в 2005 г. вступит в строй LHC, а до этого другие существующие, но реконструируемые ускорители. Поэтому можно ожидать открытия скалярного хиггс-бозона или даже нескольких «хиггсов». Если такая частица не будет обнаружена (а в это как-то не верится), то теория окажется перед большой трудностью. Напротив, если даже на LHC не найдут новых частиц и, более конкретно, суперсимметричных партнеров известных частиц, то это может лишь означать, что массы этих частиц больше 14 ТэВ = 1,4·10¹³ эВ. Насколько понимаю, это ни о чём особенном свидетельствовать не будет. Из ожидаемых результатов можно указать на дальнейшее изучение нейтринных осцилляций и определение массы электронного, мюонного и τ-нейтрино. Будут получены также новые результаты, важные при анализе проблемы «стрелы времени». Много лет ищут магнитные монополи, надежда их обнаружить практически оставлена. Но кто знает? На новых установках (в особенности на Супер Камиоканде) продолжатся попытки обнаружить распад протона. При столкновении релятивистских тяжёлых ядер можно ожидать прогресса в вопросе о кварк-глюонной плазме и, вообще, кварковой материи.

Несмотря на то, что самый передний фронт физики – физика элементарных частиц перестала быть «царицей наук», исследования в этой области ведутся в больших масштабах и в разнообразных направлениях. Несомненно, будущее принесет нам много нового и в этой области. Необходимо, однако, выделить «вопрос вопросов» – квантовую гравитацию и её объединение (суперобъединение) с другими взаимодействиями (сильным и электрослабым). На нечто подобное претендует теория суперструн. Тем не менее ни о какой законченной «теории всего» нет и речи. Быть может, теория суперструн – это вообще не тот путь, по которому будет развиваться теория, но можно ли считать подобные замечания каким-то упрёком, умалением теории струн? Прошу не понимать сказанное в таком смысле. Речь ведь идёт о проблеме чрезвычайной глубины и трудности. Что такое 15 или даже 30 лет на таком пути? Мы так привыкли к быстроте развития физики, к её успехам, что теряем, как мне кажется, перспективу. Но экспоненциальный рост наших физических знаний очень долго продолжаться не может.

Перейду к тому, что в «списке» было отнесено, и иногда несколько условно, к астрофизике.

Экспериментальная проверка ОТО в слабых и сильных полях продолжается и будет продолжаться. Самым интересным было бы, конечно, обнаружить хотя бы малейшие отклонения от ОТО в неквантовой области. Мне кажется, что в неквантовой области ОТО не нуждается ни в какой коррекции (впрочем, могут понадобиться какие-то изменения в сверхсильных гравитационных полях). Логически же возможны и другие ограничения. Для ясности приведу пример ньютоновской (классической) механики. Она ограничена, так сказать, с двух сторон – с релятивистской и с квантовой. Логически же мыслимы и другие ограничения, например, в случае очень слабых ускорений.

С самого начала XXI века развернётся приём гравитационных волн на ряде строящихся установок, в первую очередь на LIGO в США. Прежде всего, по-видимому, будут приняты импульсы, образующиеся при слиянии двух нейтронных звёзд. Возможны и даже очень вероятны их корреляции с гамма-всплесками, а также с нейтринным излучением высокой энергии. В общем, родится гравитационно-волновая астрономия.

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 (вступили в строй в 1992 и 1996 гг.), в то время как у знаменитого Паломарского телескопа, начавшего работать в 1950 г., диаметр зеркала 5 м; российский телескоп в Зеленчуке имеет зеркало диаметром 6 м (работает с 1976 г.). Очень эффективен и внеземной телескоп «Хаббл» (запущен в 1990 г., диаметр зеркала 2,4 м). Строятся всё новые телескопы для различных диапазонов – от рентгеновских до радиоволн. Особо можно упомянуть спутники – гамма-обсерватории и установки для приёма 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 Хаббла и определены параметры Ω _b, Ω_d и Ω_Λ (см. стр. 9 {см. выше}). Тем самым станет наконец ясной космологическая модель, по крайней мере, на стадии после образования реликтового излучения. Выясняется роль Λ-члена, вклад тёмной материи для различных объектов – Галактики, скоплений галактик, сверхскоплений. Конечно, новое будет получено практически для всех задач, но особо стоит отметить спорное, в какой-то мере проблематичное. К числу таких вопросов относится обнаружение чёрных мини-дыр и космических струн (они могут быть разных типов), а также других возможных «топологических дефектов».

Поскольку природа тёмной материи сейчас совершенно не ясна, решение этой проблемы следует считать самым важным в астрономии, если не касаться основных вопросов космологии: квантовой области вблизи классической сингулярности; нашей Вселенной как части более разветвлённой и, возможно, бесконечной системы.

В отношении проблемы 28 – происхождения космических лучей экстремально высокой энергии – имеется принципиальная неясность. Ситуация аналогична природе тёмной материи, и, может быть, оба вопроса связаны. То же можно сказать о гамма-всплесках и нейтринной астрономии. Изучение гамма-всплесков выяснит, вероятно, немало интересного, но трудно ожидать большей сенсации, чем само открытие гиперновых. Вступили и скоро вступят в строй новые установки для изучения нейтрино. Поэтому можно ожидать в ближайшем будущем решения вопроса о солнечных нейтрино, выяснится и роль нейтринных осцилляций. Должны вступить в строй нейтринные «телескопы» для детектирования нейтрино с высокими энергиями.

Подводя итог, можно констатировать прекрасные перспективы развития почти во всех обсуждавшихся направлениях. Думаю, что в пределах 20 – 30 лет мы 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. «Наука и жизнь» № 5, 1998 г.) и т. п. ни в коей мере не выходят за пределы известной теории. Предсказать, «куда попадет» электрон в дифракционных опытах, мы, по-видимому, никогда не сможем. Будущая теория (условно – теория суперструн и её развитие), может быть, новое и внесёт, но, что именно, не представляю (под подозрением – понятие о времени в квантовой механике). Если в XXI веке и создадут «жизнь в пробирке», то чисто биохимическими методами, физика здесь явно может играть лишь вспомогательную роль.

Закончив статью, ясно вижу некоторые её недостатки. Несомненно, широта охвата материала обернулась поверхностностью изложения и, вероятно, некоторым верхоглядством. За всё приходится платить. Но слишком ли велика цена – судить читателям. Однако те или иные недостатки не могут дискредитировать саму идею статьи. Тех, кто с ней согласен, призываю сделать лучше то, что мне не удалось. Наконец, последнее замечание.

На основании всего изложенного ясно, что в ближайшие годы и тем более в первой половине XXI века можно ожидать очень много нового, важного и интересного. Довольно пессимистические прогнозы в отношении развития физики и астрофизики в обозримое время представляются плодом недостаточной информированности, некомпетентности или просто недоразумения. Думаю, что лет через десять будет вполне уместно написать новую статью с аналогичным названием, посмотреть, что сбылось, что не сбылось и как нужно изменить «список», убрав устаревшее и добавив новое. Надеюсь, найдется физик, который это сделает, а «Наука и жизнь» предоставит для соответствующей статьи свои страницы.

От составителя подборки:
Web-ссылки в текст статьи добавлены составителем; выделены курсивом и заключены в фигурные скобки.