К астрофизике несколько условно можно отнести  вопрос об экспериментальной проверке ОТО - общей теории относительности, простейшей релятивистской теории супергравитации.По-настоящему актуальна проверка ОТО в сильных полях - вблизи нейтронных звезд и черных дыр.

Астрофизика

Наука и жизнь // Иллюстрации

В центре галактики находится потенциальная яма, в которую стекает огромное количество вещества. Постепенно из него возникают звездные скопления, образующие яркие галактические ядра. Когда эти скопления коллапсируют, образуется черная дыра.

Крабовидная туманность - остатки взрыва сверхновой в 1054 г.

Вспышка гиперновой. Правый снимок сделан на 45 минут позже левого. При вспышке за несколько секунд светимость звезды превысила солнечную в десять квадриллионов (10<SUP>16</SUP>) раз, и наблюдался мощнейший всплеск гамма-излучения.

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

Протон p, поглощая электронное антинейтрино, превращается в нейтрон n, излучая позитрон e<SUP>+</SUP>: p + υ<SUB>e</SUB> → n + e<SUP>+</SUP>.

Атомы углерода могут образовывать не только сферические молекулы, но и трубки нанометрового диаметра, состоящие из миллионов атомов: C<SUB>1000000</SUB>.

Космический телескоп "Хаббл", выведенный на орбиту в 1990 году, имеет зеркало диаметром 2,4 метра.

Крупнейший российский телескоп САО (Зеленчук) с шестиметровым зеркалом.

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 +001. Таким образом, наблюдения, проведенные в слабом гравитационном поле с погрешностью до сотой доли процента, никаких отклонений от ОТО не обнаружили. Дальнейшая проверка вряд ли принесет что-то новое, а эксперименты очень сложны. Тем не менее проекты на этот счет 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 все шире используется при наблюдении линзирования как галактиками (они отклоняют свет и радиоволны квазаров и других галактик), так и звездами (микролинзирование более удаленных звезд). Речь при этом идет не о проверке ОТО (точность измерений сравнительно невелика), а об ее 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 черных дыр. Так, недавно предложен метод проверки ОТО по колебаниям излучения двойной звезды, одна из компонент которой нейтронная. Хотя черные дыры и были предсказаны ОТО, нельзя утверждать, что их обнаружение подтверждает именно ОТО, а не другие, отличающиеся от нее релятивистские теории гравитации.

Существенной проверкой ОТО стало исследование двойного пульсара PSR 1916+16. Оно показало, что потеря энергии нейтронными звездами, образующими двойную систему, находится в полном согласии с ОТО при учете 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) - прием гравитационных волн, приходящих из Космоса (см. "Наука и жизнь" № 8, 1989 г.). Задача технически очень сложна, для ее решения строятся гигантские установки. Так, система LIGO (Laser interferometr gravitationalwave observatory, США) состоит из двух далеко разнесенных "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 еще 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 черных 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 ХХ 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 К (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 ее 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 еще что-то, что не проявляется в свечении звезд и газа. Это "что-то" называют скрытой или темной массой, речь о которой пойдет ниже. Но, по-видимому, немаловажную роль играет еще и некоторая "вакуумная материя", связанная с так называемым L-членом.

В 1917 г. Эйнштейн, обратившись к космологической проблеме в рамках ОТО, рассмотрел модель стационарной Вселенной. При этом он пришел 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 расширять ся, 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

Ω = Ω_b + Ω_d+ Ω_Λ,

где Ω_b - отвечает вкладу барионов (и, конечно, электронов), Ω_d - учитывает темную 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 темной материи Ω_d ~ 0,3 + 0,1), и, значит, если Ω = 1, то Ω_Λ ~ 0,7 + 0,1. Результаты пока совершенно ненадежны, 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 звезды и пульсары, сверхновые звезды), заметим, что гипотеза о существовании нейтронных звезд, насколько известно, была высказана в 1934 г., поскольку нейтрон был обнаружен лишь в 1932 г. Вначале казалось, что нейтронные звезды (характерный радиус 10 км) наблюдать невозможно. Но с созданием рентгеновской астрономии (1962 г.) появилась надежда, что их удастся заметить. Сейчас даже одиночные нейтронные звезды, не говоря уже о двойных, действительно изучаются в рентгеновских лучах. Однако еще до этого в 1967-1968 гг. было открыто радиоизлучение нейтронных 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 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 звезды с еще 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 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 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 звезд типа нейтронных, но состоящих из странных кварков и множество других вопросов, касающихся недр звезды, ее 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 нее находится пульсар PSR 0531, излучающий даже в гамма-диапазоне. Нейтринное излучение впервые зарегистрировано от сверхновой SN 1987A. Кинетическая энергия оболочки этой сверхновой Е_к~10⁵¹ эрг, а энерговыделение в нейтрино порядка 3^.10⁵³ эрг (эквивалентная энергия Солнца Е = Мс² - около 3^.10⁵⁴ эрг). Сказанное ясно свидетельствует о том, сколь интересна и содержательна проблема 24.

Черные дыры и особенно космические струны - еще значительно более экзотические объекты, чем нейтронные звезды. Космические струны (не следует, конечно, их путать с суперстру нами - 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 еще не наблюдались, даже "кандидаты" на эту роль пока не известны.

Совсем иначе дело обстоит с черными дырами - они остаются важнейшими астрономичес кими и физическими объектами. Несмотря на то, что "схватить черную дыру за руку" очень трудно, в их существовании и в их большой космической роли сегодня невозможно сомневать ся. Любопытно, что черные дыры в некотором смысле были предсказаны еще 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

GMm/r_o=mc² _о/2

(предполагается равенство инертной и тяжелой масс, r_о - радиус звезды с массой M). Если r_o < r_g, свет от звезды не уйдет.

В рамках ОТО образование покоящейся (невращающейся) черной дыры было впервые 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, наблюдаются черные 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 находят в основном в двойных системах. Если одна из звезд в такой двойной звезде не видна (не излучает) и в то же время ее масса М > 3M_¤, то, по всей вероятности, - это черная дыра. Невидимый компонент может быть и 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 за счет излучения из области, где находится падающее на нее или вращающееся вокруг нее вещество (аккреционный диск). В нашей Галактике обнаружено уже довольно много черных дыр, гигантские черные дыры находятся в ядрах галактик и квазаров. В центре любой галактики имеется потенциальная яма, куда стекает вещество, оно может образовывать звездные скопления, из которых в конце концов почти наверняка возникнет черная дыра. Различить их можно по движению звезд вблизи ядра. Если мы имеем дело с черной дырой, то даже при массе 10⁹M_¤ она сосредоточена в радиусе, который по масштабам галактики ничтожен: 3^.10¹⁴ cм (астрономическая единица - расстояние от Земли до Солнца - равна 1,5^.10⁴³ см). 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^.10²² см. Тем не менее, используя радиоинтерферометр, удалось убедиться, что источник ее излучения имеет размер порядка астрономической единицы. Оптические наблюдения показали, что движение звезд вблизи галактического центра происходит вокруг массы размером меньше световой недели - 2^.10¹⁶ см. В результате создается уверенность, что в центре Галактики находится именно черная дыра массой более двух с половиной миллионов масс Солнца и 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 последний процесс эффективен, неизвестно). В 1974 году было сделано заключение, что в силу квантовых эффектов черные дыры должны все 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.

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 темной 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 звезд в галактиках и галактик в скоплениях. Проще всего динамика проявляется при определении траекторий вращения звезд в спиральных галактиках, в частности в нашей Галактике.

Метод оценки динамики звезд 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 ее орбиты относительно галактического центра и М_о(r) - масса Галактики, сосредоточенная внутри области с радиусом r. Тогда при r > r_o .

Так вот, наблюдения свидетельствуют, что вращение звезд 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. Темная 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 темной материи (dark matter), часто именовавшейся скрытой массой? Проще всего предположить, что речь идет о нейтральном водороде, сильно ионизованном (и поэтому слабо светящемся) газе, планетах, слабо светящихся звездах - коричневых карликах, нейтронных звездах или, наконец, черных дырах. Однако все эти предположения опровергаются наблюдениями. Например, нейтральный водород фиксируется радиоастрономическим методом, горячий газ - по рентгеновскому излучению, нейтронные звезды и черные дыры тоже заметны, хотя и с трудом. Нелегко наблюдать коричневые карлики (brown dwarfs) - звезды со столь малыми массами, что они очень слабо светятся. Однако они обнаружены и, по всей вероятности, не вносят существенного вклада в темную материю. Анализ всех этих вопросов непрост, но установившееся мнение таково: темная 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 темной 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) тяжелые нестабильные нейтрино, суперсимметричные частицы - фотино, нейтралино и т. д. Имеются и другие "кандидаты" на роль темной 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 квазизвезды, которые можно, в принципе, выявить при микролинзи ровании.

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 звезды. 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 К), порождают пионы, теряют энергию и с очень больших расстояний дойти до нас не могут. Кроме того, неясно, могут ли известные галактичес кие ядра обеспечить ускорение до энергии 3^.10²⁰ эВ. Частицы могли бы ускоряться космически ми струнами и другими "топологическими дефектами", находящимися вне Галактики на расстояниях до 20 Мпс. Однако никаких указаний на их наличие, да еще 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 темной материи в Галактике имеются сверхмассивные частицы массой более 10²¹ эВ, живущие дольше возраста Вселенной (10¹⁰ лет), но все 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.

Перейдем 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.). 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 идет 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 (М_¤с²). 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_νе 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 еще 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 остается очень актуальным. Некоторые теоретические оценки таковы:

m_uе ~ 10^-5 эВ; m_uμ~ 10^-3 эВ; m_uτ ~ 10 эВ.

Изучение осцилляций открывает, в принципе, возможности для непосредственного измерения m_νμ и m_ντ. Речь идет 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.). 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" окружен 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, причем на противоположной ее стороне. Если нет осцилляций, то, согласно надежным расчетам, в установке должно наблюдаться вдвое больше электронных нейтрино, чем мюонных. Но на деле количество ν_е 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 ∆m² = (m₁² - m₂²), где m_1,2 - их массы. Если m₁ и m₂ окажутся очень близки, нейтрино могут быть ответственны за темную материю.

Солнце и звезды, как известно, излучают за счет происходящих в их недрах ядерных реакций и, следовательно, должны испускать нейтрино с энергией порядка 10 МэВ. Наблюдения за ними ведутся прежде всего путем использования реакции ³⁷Cl + ν_е → ³⁷Ar + e^-.

Атомы аргона в емкости с жидкостью, содержащей хлор, выделяются химическим путем. Наблюдаемый поток нейтрино меньше вычисленного, грубо говоря, раза в два-три. Такой результат, даже учитывая сложность расчетов 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 учета возможных нейтринных осцилляций для ν_е. 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 прием нейтрино при вспышке сверхновой SN 1987А. Сверхновые в Галактике вспыхивают в среднем примерно раз в 30 лет, но вспышка может произойти в любой момент. И, если нам повезет и вблизи (в Галактике или в Магеллановых Облаках) вспыхнет еще одна сверхновая, будет получен богатый материал. Особо нужно упомянуть задачу детектирования реликтовых нейтрино с малыми энергиями, быть может, вносящими вклад в темную материю. Наконец, буквально "на выходе" находится нейтринная астрономия высоких энергий (Е_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.

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 трех "великих" проблемах

Для полноты картины хочу упомянуть еще о трех проблемах, которые остались за пределами изложенного. В то же время преподавание физики и обсуждение ее состояния и путей развития не могут и не должны обойти вниманием эти направления, три "великие" проблемы.

Во-первых, речь идет о возрастании энтропии, необратимости и "стреле времени". Во-вторых, это проблема интерпретации и понимания квантовой механики (см. "Наука и жизнь" № 8, 1998 г.). 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 остается, таким образом, открытым". Обнаружение в 1964 г. несохранения четности, т. е. необратимости времени, явно имеет отношение к делу, но все 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, интерпретация квантовой механики последовательна и удовлетворительна. Ландау часто говорил примерно следующее: "Все, в общем, ясно, но возможны каверзные вопросы, на которые ответить может только Бор". Сейчас эта проблематика снова широко представлена в серьезной 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 серьезный 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 удовлетворен 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 ее предсказаний. Они хотели бы, видимо, вернуться к классическому детерминизму и, образно говоря, узнать, куда именно попадет 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 попадет электрон?". Однако, когда речь идет о возможностях будущей теории и ее влиянии на существующую, нельзя дать априорный ответ. Могу высказать лишь свое интуитивное суждение: нерелятивистская квантовая 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, касается связи физики с биологией. С конца XIX века и примерно до 60-х или 70-х годов ХХ века физика была, можно сказать, наукой главной, доминирующей. Конечно, всякие ранги в науке условны, и речь идет 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 - все 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 все 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 остается 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 все большее место. Нужно это 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, атомов и молекул. Знаем строение атомов и молекул, а также управляющие ими и их излучением законы. Поэтому естественна гипотеза о редукции - возможности все 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 учетом 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 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 этот счет 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 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 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 осуществлен 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 К, сейчас для ВТСП Т_с.мах = 164 К, т. е. температура сверхпроводимости возросла в 7 раз. Чтобы добраться до комнатной температуры (КТСП), достаточно ее 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. Мое 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 С₃₆ и соединения типа К₃С₃₆, 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 ее природе обсуждается с давних времен (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 чем 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 тяжелых 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 ее 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 упреком, умалением теории струн? Прошу не понимать сказанное в таком смысле. Речь ведь идет о проблеме чрезвычайной глубины и трудности. Что такое 15 или даже 30 лет на таком пути? Мы так привыкли к быстроте развития физики, к ее 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 развернется прием 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 звезд. 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 все новые телескопы для различных диапазонов - от рентгеновских до радиоволн. Особо можно упомянуть спутники - гамма-обсерватории и установки для 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 Хаббла и определены параметры Ω_b, Ω_d и Ω_Λ (см. стр. 3). Тем самым станет наконец ясной космологическая модель, по крайней мере, на стадии после образования реликтового излучения. Выясняется роль Λ-члена, вклад темной 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 черных мини-дыр и космических струн (они могут быть разных типов), а также других возможных "топологических дефектов".

Поскольку природа темной 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 разветвленной и, возможно, бесконечной системы.

В отношении проблемы 28 - происхождения космических лучей экстремально высокой энергии - имеется принципиальная неясность. Ситуация аналогична природе темной 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 ее развитие), может быть, новое и внесет, 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 ее недостатки. Несомненно, широта охвата материала обернулась поверхностностью изложения и, вероятно, некоторым верхоглядством. За все 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.

№12, 1999