Текст книги "Проклятые вопросы"

Автор книги: Ирина Радунская

сообщить о нарушении

Текущая страница: 7 (всего у книги 23 страниц)

Решение вопроса о том, является ли протон истинно вечной частицей или очень долгоживущей частицей, имеет первостепенное значение. Наблюдение распада протона было бы решающим доводом в пользу теории Великого объединения, а значит, в пользу справедливости других предсказаний этой теории. В пользу объективных знаний.

Возникает естественный вопрос: как же наблюдать то, чего невозможно дождаться?

Ответ прост. Да, невозможно дождаться распада определённого протона. Но ситуация радикально изменится, если наблюдать одновременно за большим количеством протонов. Если взять под наблюдение 1030 протонов (а для этого требуется бочка воды), то на ожидание распада одного из них уйдет около года.

Важность решения вопроса о стабильности или нестабильности протонов столь велика, что ряд научных коллективов взялся за сооружение для этой цели огромных установок, снабжённых сложной электроникой.

Такие установки созданы. Они принадлежат к двум типам и различаются процессами, в которых обнаруживают своё присутствие микрочастицы, подлежащие регистрации.

Один тип установки (сцинтилляционные детекторы, знакомые уже нам) содержит вещество – сцинтиллятор, испускающее кратковременную вспышку света при прохождении через него быстрой частицы. В начале двадцатых годов нашего ядерного века такие детекторы были основным орудием исследования в ядерной физике. Вспышки сцинтиллятора тогда наблюдали невооружённым глазом. Затем они были вытеснены другими приборами, но обрели второе дыхание в конце сороковых годов, когда на смену глазу пришли многокаскадные фотоумножители.

Применение фотоумножителей открыло дорогу другим приборам – черенковским детекторам. Их название происходит от фамилии их изобретателя, советского физика П.А. Черенкова.

Ещё совсем молодым человеком он сделал замечательное открытие. Он обнаружил, что заряженные частицы, например электроны, вызывают свечение в чистых жидкостях, если движутся сквозь жидкость быстрее, чем в этой жидкости распространяется свет.

Это не противоречит теории относительности, ибо скорость распространения света сквозь вещество может быть много меньшей, чем его скорость в вакууме. А именно скорость света в вакууме (но не в веществе) является предельной для перемещения частиц или сигналов. За это открытие Черенков был награждён Нобелевской премией. Академия наук СССР избрала его академиком.

Свечение, возбуждаемое эффектом Черенкова, обладает характерной особенностью. Оно распространяется слабо расходящимся конусом, осью которого является направление движения частицы. Это свечение в черенковских детекторах регистрируется многокаскадными фотоумножителями. Так регистрируется не только факт прохождения быстрой частицы, но и направление её полёта.

Погоня за мгновением распада протона пока не привела к успеху. Учёные лишь уточнили, что среднее время ожидания такого события должно быть существенно увеличено. Вероятно, оно превосходит 1032 лет!

Обескуражил ли такой прогноз физиков? Отнюдь. Они решили: для обнаружения распада протона можно попробовать увеличить объём установки, тогда увеличится количество протонов, за которыми возможно постоянное наблюдение. Более того, эти установки пригодны для детектирования нейтрино! То есть их можно использовать для фиксации вспышек сверхновых звёзд!

Заметим, что детекторы работают в автоматическом режиме и все возникающие в них вспышки фиксируются в памяти ЭВМ. Поэтому ЭВМ способны в любое последующее время обрабатывать данные о зарегистрированных вспышках, причём цель и способ обработки может каждый раз меняться экспериментатором путём составления новой программы для ЭВМ.

Но как исследователи разберутся, зафиксировал ли прибор распад протона или вспышку сверхновой звезды?

ИЗ ПУШКИ ПО ВОРОБЬЯМ

Распад протона должен вызвать в детекторе одиночную вспышку света. Сверхновая звезда сообщит о себе серией вспышек, ведь мы знаем, что гравитационный коллапс, порождающий сверхновую звезду, длится от одной до сотни секунд.

Неудивительно, что, получив известие об открытии сверхновой СН 1987А, физики, работавшие на четырёх действовавших в феврале 1987 года установках, запрограммировали свои ЭВМ на поиск записанных в их памяти событий, при которых световые импульсы появлялись пачками.

Первым сообщил о полученных результатах коллектив, состоящий из пятнадцати японских и восьми американских учёных. Они работали на японской установке Камиоканде II, предназначенной в первую очередь для обнаружения распада протонов и исследования солнечных нейтрино.

Эта установка, вступившая в строй в начале 1986 года, не что иное, как огромный черенковский детектор. Она содержит 2140 тонн очищенной воды, налитой в огромный бак. На внутренних стенках бака расположены 948 больших фотоумножителей. Их чувствительные элементы имеют диаметр около 50 сантиметров. Они закреплены в вершинах квадратов размером метр на метр.

Задачей этого гиганта является фиксация распада протона или реакции с участием нейтрино. Как мы уже знаем, в черенковских счётчиках при движении через бак быстрых электронов или позитронов, рождающихся при подобных реакциях, должно возникнуть особое черенковское излучение.

Однако всё не так просто. Подобные быстрые частицы могут проникать и извне. А это приводит к ложным сигналам. Поэтому учёные пошли на усложнение установки: черенковский детектор помещён внутри ещё большего бака. Пространство между их стенками, равное полутора метрам, заполнено ещё 800 тоннами воды, которая просматривается 126 фотоумножителями. Так создан второй черенковский детектор, задача которого выявлять ложные сигналы главного детектора. Толща воды внешнего детектора играет также роль защиты главного черенковского детектора от приходящих извне гамма-лучей и медленных мюонов.

Получив сообщение о появлении сверхновой звезды СН 1987А, упомянутый нами коллектив учёных принял решение поручить ЭВМ просмотреть все сигналы, записанные в её памяти с 7 часов 21 февраля 1987 года до 23 часов 23 февраля 1987 года (по международной шкале времени: по японской шкале времени сюда добавляется ещё девять часов). При этом в программу ЭВМ были заложены дополнительные указания для обнаружения характерных признаков, отличающих появление ожидаемых нейтрино, порождённых гравитационным коллапсом, от других событий. Как мы уже знаем, при коллапсе за короткое время дол жен возникнуть пакет сигналов о приходе нейтрино. Учёные выбрали для анализа интервал в десять секунд.

Проанализировав все сигналы, поступившие в память ЭВМ за указанное время и исключив из них те, которые следует считать возникшими вследствие других причин, ЭВМ сообщила: за интервал, равный 10 секундам, после 7 часов 35 минут 35 секунд было зарегистрировано двенадцать вспышек.

Из них восемь произошло в интервале, равном всего двум секундам. В каждом событии одновременно участвовало не менеё двадцати нейтрино. ЭВМ также отметила, что в девяти из них участвовало не менее 30 нейтрино. ЭВМ определила, что сочетание всех возможных случайностей привело бы к возникновению подобного результата лишь один раз за 70 миллионов лет.

Черенковский детектор Камиоканде II подтвердил, что нейтрино пришли из района Большого Магелланова Облака.

Получив эти сведения, учёные решили проконтролировать ЭВМ. Они поручили ей проанализировать все события, зафиксированные в её памяти с 9 января по 21 февраля 1987 года. Ничего подобного не было обнаружено. Обсудив эти данные с подробностями, которые интересны лишь специалистам, учёные написали:

«Это наблюдение является первым непосредственным наблюдением в нейтринной астрономии (за исключением наблюдения нейтрино, испускаемых Солнцем. – И. Р.), и оно прекрасно совпадает с современной моделью коллапса сверхновой и образования нейтронной звезды. В этой модели старая звезда, исчерпав своё ядерное горючее, подвергается взрывоподобному превращению в сверхновую».

Авторы подчёркивают большое значение своего наблюдения для физики элементарных частиц.

Следующее важное сообщение пришло от международной группы, состоящей из десяти советских и десяти итальянских учёных. Они работали на жидкостном сцинтилляционном детекторе, сооружённом совместно Институтом ядерных исследований АН СССР и Институтом космогеофизики Национального совета исследований Италии. Прибор расположен в туннеле под Монбланом, высочайшей вершины Западной Европы. Детектор вступил в строй в октябре 1984 года. Он состоит из 72 сцинтилляционных модулей, каждый объёмом в полтора кубических метра. Для того чтобы снизить влияние естественной радиоактивности окружающих пород, детектор экранирован плитами общим весом около 200 тонн. Каждый модуль просматривают три фотоумножителя.

Как представляли себе работу прибора его авторы?

Реакция космического антинейтрино с протоном порождает нейтрон и позитрон. Она регистрируется двумя путями: позитрон вызывает вспышку сцинтиллятора, вслед за которой возникает вторая вспышка. Эта вспышка – результат двухстепенной реакции. Нейтрон, рождённый в первой реакции, объединяется с другим протоном, образуя дейтон и гамма-квант. Гамма-квант вызывает вторую вспышку сцинтиллятора.

За время работы детектора, за отрезок времени около двух лет, конструкторы хорошо изучили случайные вспышки сцинтилляторов. Закономерность их возникновения учитывалась ЭВМ при обработке результатов наблюдений за космическими антинейтрино.

ЭВМ должна была выделить серию импульсов, появляющихся в течение интервалов времени длительностью менее 20 секунд. В результате анализа выявлена серия из 5 импульсов, возникших 23 февраля 1987 года в течение 7 секунд, начиная от 2 часов 52 минут 37 секунд. Оценка показала, что эта пачка импульсов могла бы возникнуть и случайно, но не более чем один раз в год. В одном из этих случаев достоверно (а ещё в трёх случаях с большой вероятностью) была зафиксирована вторая стадия реакции, начатой при взаимодействии антинейтрино с протоном: нейтрон, рождённый при этом взаимодействии, объединился с протоном, испустив квант гамма-лучей. Этот квант тоже был зафиксирован детектором. Появление пачки импульсов, порождённых нейтрино непосредственно перед вспышкой сверхновой звезды, не является случайным, так как подобное событие могло бы произойти лишь один раз за тысячу лет.

Расскажем и о третьем сообщении. Оно поступило от группы, состоящей из 34 американских исследователей. Они представляли 14 организаций. С ними работали два англичанина и одна сотрудница Варшавского университета, стажировавшаяся в то время в США.

Они работали на черенковском детекторе, построенном совместно Калифорнийским университетом в Ирвине (Калифорния), Мичиганским университетом и Брукхэйвенской национальной лабораторией США.

Этот черенковский детектор тоже был предназначен для поиска распада протона. Он расположен в глубокой соляной шахте в штате Огайо.

Прямоугольный бак размерами 22,5Ѕ18Ѕ17 метров содержит около 8900 тонн очищенной воды. Внутренняя часть, содержащая 5000 тонн воды, является рабочим объёмом детектора. Однако в экспериментах по поиску распада протонов можно пользоваться только центральной частью детектора, содержащей 3300 тонн воды. Эта часть достаточно хорошо защищена от внешних воздействий.

В установке работают 2048 фотоумножителей, расположенных по углам квадратов со сторонами в 1 метр. В свою очередь эти квадраты образуют грани куба. Фотоумножители, каждый из которых имеет диаметр 20 сантиметров, «смотрят» внутрь детектора.

К сожалению, в течение семи часов, включающих момент наблюдения реакций, вызванных космическими нейтрино, часть источников высоковольтного напряжения, обслуживающих детектор, вышла из строя. Поэтому в наблюдениях не участвовала четвёртая часть фотоумножителей. Это было учтено ЭВМ при анализе результатов наблюдений.

ЭВМ обработала все события, зафиксированные в течение 6 часов и 24 минут, начиная ровно с пяти часов международного времени 23 февраля 1987 года. В течение шести секунд, расположенных в десятисекундном интервале, начавшемся в 7 часов 35 минут 40 секунд, зафиксировано восемь событий, надёжно идентифицированных как реакции космических антинейтрино с протонами воды. И в этом случае эксперимент подтвердил, что направление прихода нейтрино совпадало с положением Большого Магелланова Облака.

Анализ периода в 60 часов, охватывающего момент нейтринной вспышки, не показал больше ни одного случая, который можно было отождествить с реакцией, порождённой космическими антинейтрино.

Затем был более подробно проанализирован интервал от 2 часов 22 минут до 3 часов 22 минут, включающий момент, 2 часа 52 минуты, совпадающий с тем, когда наблюдалась вспышка сцинтилляторов в нейтронной обсерватории под Монбланом. Но при этом в памяти ЭВМ не было обнаружено аналогичное событие.

НОВОЕ ОКНО ВО ВСЕЛЕННУЮ

Сообщение Е. Н. Алексеева, Л. Н. Алексеевой, В. И. Волченко и И. В. Кривошеиной было опубликовано четвёртым. Они осторожно назвали свою статью «О возможной регистрации нейтринного сигнала на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЯИ АН СССР».

Баксанский телескоп построен под руководством советского физика, академика А. Е. Чудакова, в штольне под горой Андрычи в Баксанском ущелье на Кавказе. Он ведёт непрерывные наблюдения за Галактикой с июня 1980 года. Телескоп состоит из 3156 стандартных детекторов. Каждый из них имеет размеры 70Ѕ70Ѕ30 кубических сантиметров, заполнен жидким сцинтиллятором и просматривается отдельным фотоумножителем. Общая масса вещества сцинтиллятора составляет 330 тонн.

Телескоп наиболее чувствителен к электронным антинейтрино, взаимодействующим с протонами, в результате чего рождается нейтрон и позитрон. Наряду с этим регистрируются и электронные нейтрино, которые взаимодействуют с ядрами углерода, входящего в состав сцинтиллятора. Один из продуктов этой реакции – электрон, вызывающий вспышку сцинтиллятора.

Энергия электронов и позитронов, рождающихся в этих реакциях, мала, поэтому, родившись в одном из детекторов, они не выходят за его пределы. Это определяет программу поиска сигналов от коллапсирующих звёзд. ЭВМ должна была отобрать события, при которых сработал один и только один детектор из 3156. При этом исключается большая часть мешающих процессов, при которых энергия электрона или позитрона столь велика, что он может вызвать практически одновременную вспышку в двух и более детекторах.

ЭВМ может работать в двух режимах. При первом масса сцинтиллятора составляет 130 тонн. Если же к обработке привлекаются сигналы внешних детекторов, окружающих внутренние, то полная масса сцинтиллятора составляет 200 тонн. За все пять с половиной лет работы телескопа в нём не было зарегистрировано ни одного события, при котором в интервале, не превышающем 20 секунд, количество сработавших детекторов превышало бы семь. Учитывая это, ЭВМ должна была выделить те события, при которых в интервале, равном 20 секундам, наблюдаются события с числом сигналов более четырёх.

ЭВМ выделила одну вспышку, происшедшую 23 февраля 1987 года в 2 часа 52 минуты 36 секунд международного времени. Это менее чем на 10 секунд отличалось от момента первой регистрации, зафиксированной под Монбланом. Данные двух установок не противоречат друг другу, если предположить, что средняя энергия нейтрино во время этой вспышки менее 10 Мэв, а это недостаточно для срабатывания Баксанского телескопа. Детектор же под Монбланом способен их регистрировать. Затем Баксанский телескоп зарегистрировал серию из пяти вспышек в течение интервала длительностью 20 секунд, середина которого соответствует 7 часам 36 минутам 15 секундам. Она сдвинута по времени на 30 секунд относительно японской установки и на 25 секунд относительно американской.

Но может быть, все-таки события, зафиксированные японской установкой и Баксанским телескопом, совпали во времени случайно? Оценка вероятности случайного совпадения показала, что такое возможно лишь раз на 2000 случаев. Ясно, что зафиксированные события имели общую причину.

Надеюсь, читатель не посетует на большое количество чисел в этом разделе. Ведь они лучше слов показывают, какие грандиозные по размерам и сложности установки сделали реальным новое «окно», через которое астрономы рассматривают Вселенную. Без таких установок невозможна нейтринная астрономия, а она позволяет наблюдать внутренние процессы, сопровождающие гравитационный коллапс массивных звёзд, проживших все стадии своей эволюции и израсходовавших все свои источники термоядерной энергии.

Внимательный читатель заметил, что, несмотря на достоверность наблюдений на всех четырёх установках, не все из них совпадают между собой. Так оно и было. При проверке выяснилось, в частности, что в службе времени установки Камиоканде II произошла неисправность. И моменты наблюдения событий, вызванных космическими антинейтрино, зафиксированные с точностью до долей секунды, в действительности отличаются от международного времени на целую минуту.

Несовпадения могли быть обусловлены и тем, что фотоумножители, являющиеся основой всех четырёх установок, не работают непрерывно. Они выключаются на короткое время после каждой зафиксированной вспышки света. Это могло привести к потере информации о событиях, происшедших во время выключения фотоумножителя.

Нужно учесть и то, что вероятность, с которой в рабочем объёме детектора происходит реакция с участием нейтрино или антинейтрино, очень мала. Поэтому, несмотря на то что во время коллапса сверхновой СН 1987А выделилось огромное число (около 1059) нейтрино и антинейтрино, а на квадратный сантиметр поверхности Земли их пришлось около 1018 (миллиард миллиардов), вероятность вступления одного из них в реакцию с протонами внутри детектора становится очень малой. Поэтому небольшие расхождения в показаниях детекторов не исключены.

Явление сверхновой звезды столь сенсационный факт, что он естественно привлёк внимание большого числа исследователей. Кроме публикаций, описанных выше, в научных журналах появились и многие другие. Вот самые интересные из них.

Уже 30 марта 1987 года группа сотрудников Радиоастрофизической лаборатории АН Латвийской ССР в Риге и Института теоретической и экспериментальной физики в Москве направила в печать глубокий анализ процессов, послуживших причиной появления сверхновой СH 1987А. Э. К. Грасберг, В. С. Имшенник, Д. К. Надеждин и В. П. Утробин провели анализ первых данных, полученных при наблюдении этой сверхновой. Они опирались на свои теоретические исследования, начатые ещё в 1964 году, когда Имшенник и Надеждин создали гидродинамическую модель взрыва компактных звёзд.

Исходным для них было быстрое, кратковременное (менее суток) увеличение блеска с последующим длительным медленным «разгоранием». Это «разгорание» не прекратилось и в середине мая, когда авторы получили корректуру своей статьи. Характерным для сверхновой СН 1987А является наличие ярких спектральных линий в её оболочке и весьма высокая скорость расширения этой оболочки, установленная по смещению спектральных линий к фиолетовому концу. Именно такими признаками обладают сверхновые типа II.

При проведении анализа советские учёные учли, что быстрое возрастание видимого блеска сверхновой наблюдалось спустя три часа после второго нейтринного импульса, зафиксированного в 7 часов 36 минут 27 февраля 1987 года (здесь момент фиксации нейтринной вспышки округлён до ближайшей целой минуты. – И. Р.).

Предварительные результаты анализа выглядят так: сверхновая возникла в ходе двухстадийного коллапса предсверхновой, радиус которой превосходил радиус Солнца примерно в 30 раз. На первой стадии гравитационного коллапса образуется вращающаяся нейтронная звезда. При этом не происходит выброса оболочки. На второй взрывоподобной стадии возникает коллапс вращающейся нейтронной звезды. Основная энергия вращательного движения передаётся выбрасываемой оболочке, масса которой составляет около 16 солнечных масс. Центральная часть ядра звезды в ходе второй стадии коллапса превращается в компактную нейтронную звезду или в чёрную дыру, в зависимости от величины массы, участвующей в этом процессе.

СВЕРХНОВЫЕ И… ПОЛЁТ ЧЕЛОВЕКА НА МАРС

18 мая 1987 года большая группа сотрудников Крымской астрофизической лаборатории и сотрудников Лаборатории космической астрономии в Марселе (Франция) сообщила о результатах своих наблюдений сверхновой звезды, проведённых с 4 по 12 марта 1987 года в ультрафиолетовой области спектра. Наблюдения велись с помощью советской астрофизической лаборатории на искусственном спутнике Земли «Астрон». Это было трудной задачей. Авторы пишут:

«Как только это (вспышка сверхновой. – И. Р.) стало нам известно, было решено изменить мартовское расписание наблюдений на Астрофизической станции «Астрон», чтобы провести исследование этого долгожданного явления. К сожалению, дело усложнялось тем обстоятельством, что ни одна из 15 штатных опорных звёзд (звёзд, избранных для ориентации спутника. – И.Р.) не позволяла в это время навести «Астрон» на область Большого Магелланова Облака. Был найден выход из этой критической ситуации: использовать Сатурн вместо опорной звезды. После пересмотра навигационной программы «Астрона» в начале марта мы смогли начать исследование сверхновой СН 1987А».

Были проведены четыре сеанса наблюдений, после чего Сатурн перестал быть пригоден для ориентации «Астрона», и наблюдения были прекращены. Однако и проведение наблюдения дали ценные результаты, получить которые в наземных обсерваториях невозможно из-за поглощения ультрафиолетового излучения земной атмосферой.

В частности, оценена скорость расширения разлетающейся оболочки сверхновой. 12 марта 1987 года она составляла около 10 000 километров в секунду. Всего в тридцать раз меньше скорости света. При этом радиус светящейся оболочки в 24 раза превосходил расстояние от Земли до Солнца, то есть превосходил радиус орбиты планеты Уран.

10 августа 1987 года Международная обсерватория «Рентген», установленная на борту модуля «Квант», пристыкованного к орбитальной станции «Мир», зарегистрировала жёсткое рентгеновское излучение сверхновой СН 1987А. Через пять дней это излучение обнаружил и японский спутник «Гинго».

В создании обсерватории «Рентген» участвовали учёные Советского Союза, Англии, Голландии, ФРГ и Европейского космического агентства.

Оболочка, отставшая от коллапсирующего ядра сверхновой, в начале своего расширения ещё настолько плотна, что не выпускает наружу рентгеновского и гамма-излучения. Но по мере расширения плотность оболочки уменьшается и она становится всё более прозрачной.

Эти наблюдения ещё не позволяют определить, в ходе какого процесса рождается обнаруженное излучение. Учёные видят две возможности. Источником может быть вращающаяся нейтронная звезда, образовавшаяся в ходе гравитационного коллапса внутренних областей протозвезды. Но возможен и второй процесс: при коллапсе в расширяющейся оболочке должно образовываться большое количество радиоактивного кобальта-56. Он распадается, порождая ядра обычного железа-56 и гамма-кванты. Скорость

НОВАЯ СВЕРХНОВАЯ

121 распада такова, что каждые 114 суток распадается половина наличного кобальта-56.

Естественно, возникает вопрос: почему «Квант» и «Гинго» зафиксировали рентгеновское излучение, когда распад ядер кобальта-56 порождает гамма-кванты? Это не опровергает возможность второго механизма. Проходя через плотную оболочку сверхновой звезды, гамма-кванты теряют свою энергию и выходят наружу в виде рентгеновских квантов. Если наблюдаемое рентгеновское излучение действительно порождается вторым механизмом, то его интенсивность должна убывать вместе с распадом кобальта-56. Обнаружим ли мы первичное гамма-излучение ядер кобальта-56? Это зависит от того, сколь быстро будет увеличиваться прозрачность расширяющейся оболочки сверхновой CН 1987A. Если оболочка станет прозрачной слишком поздно, то основная часть кобальта-56 успеет распасться, и наблюдать гамма-излучение не удастся. Напротив, если рентгеновское излучение порождается нейтронной звездой, его интенсивность должна изменяться медленно. Учёные с интересом следят за показаниями приборов, работающих в космосе. Естественно, работают они в космосе потому, что земная атмосфера поглощает рентгеновское и гамма-излучение, препятствуя проведению таких наблюдений на поверхности Земли. Эти наблюдения позволяют проверить, как при гравитационном коллапсе массивных звёзд идёт синтез ядер химических элементов и действительно ли сверхновые являются лабораториями, производящими тяжёлые химические элементы, из которых потом формируются планетарные системы.

Предварительное обсуждение этих наблюдений состоялось на заседании Международного форума «Сотрудничество в космосе во имя мира на Земле», посвящённое 30летию космической эры, начатой запуском первого в мире советского спутника Земли. Заседания форума происходили в Москве со 2 по 4 октября 1987 года. В нём приняли участие 890 учёных из более чем тридцати стран мира.

Нелишне добавить, что помимо наблюдений сверхновой СН 1987А на форуме был обсуждён широкий круг исследований, уже проведённых при помощи искусственных спутников Земли и космических лабораторий, обследовавших другие планеты и процессы в межпланетном пространстве. Обсуждён и ряд новых научных проектов, включая предложенную Советским Союзом поэтапную программу исследования Марса. Она начинается выводом космического аппарата на орбиту спутника Марса, созданием аэростатной станции, дрейфующей в его атмосфере, высадкой на его поверхность марсохода, снабжённого аппаратурой для анализа марсианского грунта и исследования состава поверхности Фобоса, одного из двух спутников Марса. Конечной целью программы является доставка на Землю образцов марсианского грунта.

Конечно, обсуждались и другие планеты. Среди них особое место занимал полёт человека на Марс.

Мы сообщили здесь о первых результатах, полученных при наблюдении давно ожидаемого события – вспышки сверхновой звезды в ближайшей окрестности нашей Галактики. Первой вспышки – после 1604 года – сверхновой звезды, видимой невооруженным глазом. И главное, первой вспышки сверхновой звезды, зафиксированной не только оптическими телескопами, но и первыми нейтринными телескопами, а также космической астрофизической станцией «Астрон» – этими детищами ядерной физики, фотоэлектроники и электронной вычислительной техники.

Астрофизики и физики-теоретики будут ещё долго продолжать наблюдения и анализировать полученные результаты. Эти результаты несомненно станут основой уточнения современной теории элементарных частиц и теории эволюции звёзд.