Когда концепция тонкой настройки Вселенной впервые стала обсуждаться учёными?
Тонкая настройка Вселенной
Замечено, что изменение значения констант в пределах порядка или исключение одного из внутренних квантовых чисел ведёт к невозможности существования атомов, звёзд, галактик и жизни. В связи с этим возникают две проблемы:Концепция тонкой настройки Вселенной стала обсуждаться учёными, философами и теологами в первой половине 1970-х годов, хотя её отдельные аспекты затрагивались и ранее. Причина тонкой настройки неизвестна, существует лишь несколько гипотетических объяснений. Ряд учёных и философов (, , Ричард Суинбёрн и др.) полагает, что в основе существующих закономерностей лежит гипотетический разумный замысел. Другие учёные (Мартин Рис, Леонард Сасскинд, Виктор Стенджер, Игорь Новиков, Андрей Линде и др.) считают тонкую настройку случайным образованием в гипотетической мультивселенной. Суть этой гипотезы состоит в том, что существует огромное множество (не менее 10) вселенных (или областей мультивселенной) со всевозможными значениями констант и начальных условий. И естественно ожидать, что среди этого множества наверняка найдётся и такая вселенная, где значения констант подходят для образования звёзд, галактик и жизни. Существуют и другие предположения — в частности, более общая теория («теория всего») или космологический естественный отбор Ли Смолина. Философ , занимающийся вопросами взаимодействия религии и науки, предложил следующие три аспекта тонкой настройки Вселенной: настройка законов природы, настройка констант и настройка начальных условий Вселенной.
Старая квантовая теория
Это противоречие между классической механикой и теплоёмкостью холодных тел заметил в XIX веке Максвелл; устранение этого противоречия было сложной задачей для тех, кто отстаивал атомарную теорию материи. Альберт Эйнштейн решил эту проблему в 1906 году, предложив идею квантования атомарного движения и сформулировав модель Эйнштейна — первое применение квантовой теории к механическим системам. Немного позже Петер Дебай развил более точную количественную теорию теплоёмкости твёрдых тел на основе квантованных гармонических осцилляторов с разными частотами (модель Дебая).
Вселенная
После длительного упадка в конце I в н. э. — начале II в н. э. возобновляются исследование небесных и разработка моделей мира. Теон Смирнский описывает теорию вложенных сфер — физическую теорию, пытающуюся объяснить теорию эпициклов. Суть её в следующем. Представим себе две сделанные из твёрдого материала концентрические сферы, между которыми помещена маленькая сфера. Среднее арифметическое радиусов больших сфер является радиусом деферента, а радиус малой сферы — радиусом эпицикла. Вращение двух больших сфер заставит маленькую сферу вращаться между ними. Если поместить на экватор малой сферы планету, то её движение будет в точности таким, как в теории эпициклов; таким образом, эпицикл является экватором малой сферы.
Специальная теория относительности
Специальная теория относительности была создана Альбертом Эйнштейном в работе 1905 года «К электродинамике движущихся тел». Математический аппарат преобразований координат и времени между различными системами отсчета (с целью сохранения уравнений электромагнитного поля), был ранее сформулирован французским математиком А. Пуанкаре (который и предложил их назвать «преобразованиями Лоренца»: сам Лоренц вывел до этого только приближённые формулы). А. Пуанкаре также первым показал, что эти преобразования можно интерпретировать как повороты в четырёхмерном пространстве-времени (опередив Г. Минковского) и показал, что преобразования Лоренца образуют группу (см. о роли А. Пуанкаре в создании теории относительности подробнее).
История развития представлений о Вселенной
Первые шаги к уже современной космологии были сделаны в 1908—1916 годы. В это время открытие прямо-пропорциональной зависимости между периодом и видимой звёздной величиной у цефеид в Малом Магеллановом облаке (Генриетта Ливитт, США) позволило Эйнар Герцшпрунг и Харлоу Шепли разработать метод определения расстояний по цефеидам.
Постоянная тонкой структуры
Метаанализ данных астрофизических наблюдений, проведённый в 2017 году, дал для взвешенного среднего отклонения постоянной тонкой структуры от современного значения величину formula_51, что согласуется с предположением о нулевых вариациях постоянной. Данные последних лет также не подтверждают наличия предпочтительных направлений для изменения formula_1 (пространственного диполя). Совместный анализ результатов наиболее свежих и надёжных (на 2017 год) лабораторных спектроскопических измерений в системах типа атомных часов даёт для скорости изменения постоянной тонкой структуры со временем величину formula_53 в год, что свидетельствует об отсутствии вариаций при доступном уровне точности. Что касается теоретических объяснений возможного непостоянства formula_1 и других фундаментальных констант, то современные подходы, как правило, основываются на введении дополнительных скалярных полей, использование которых накладывает ограничения на возможные космологические сценарии и в некоторых случаях позволяет одновременно описывать тёмную энергию. Примерами таких моделей, позволяющих учитывать вариации постоянной тонкой структуры и накладывать на них ограничения на основе космологических соображений, являются модели Бекенштейна, дилатонные, симметронные и струнные модели и т. д.
Тетрадная теория гравитации
Тетрадная теория гравитации — обобщение общей теории относительности, которое
постулирует, что исходные гравитационные переменные являются четырёхвекторами, а метрический тензор целиком определяется
из них. Была предложена датским физиком Х. Мёллером в 1961 году. В случае слабых полей совпадает с общей теорией относительности. При соответствующем выборе вида лагранжиана для уравнений поля позволяет избавиться от проблемы сингулярностей в общей теории относительности.
Космологическая постоянная
В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую положительную космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутника WMAP. Величина Λ соответствует плотности энергии вакуума formula_10 Дж/м.
Постоянная тонкой структуры (графен)
В конце 2007 года группа экспериментаторов во главе с Кузьменко определила, что универсальная динамическая проводимость графена в определённом оптическом диапазоне имеет постоянное значение, которое зависит только от фундаментальных постоянных. Зная про эти результаты еще до публикации материалов, ученик Гэйма Нэйр осуществил экспериментальную проверку прозрачности графена в оптическом диапазоне, которая оказалась зависящей только от фундаментальных постоянных. В случае одинарного слоя графена, ослабление луча составляло около 2,3 %, то есть в точности совпало с предсказанием теории. Таким образом, впервые человек смог непосредственно, если не пощупать, то хотя бы увидеть практически невооруженным взглядом постоянную тонкой структуры, которая имеет огромное значение в квантовой электродинамике и теории элементарных частиц.
Тепловая смерть Вселенной
Вывод о тепловой смерти Вселенной был сформулирован Р. Клаузиусом в 1865 году на основе второго начала термодинамики. Согласно второму началу, любая физическая система, не обменивающаяся энергией с другими системами, стремится к наиболее вероятному равновесному состоянию — к так называемому состоянию с максимумом энтропии. Такое состояние соответствовало бы тепловой смерти Вселенной. Ещё до создания современной космологии были сделаны многочисленные попытки опровергнуть вывод о тепловой смерти Вселенной. Наиболее известна из них флуктуационная гипотеза Л. Больцмана (1872 год), согласно которой Вселенная извечно пребывает в равновесном изотермическом состоянии, но по закону случая то в одном, то в другом её месте иногда происходят отклонения от этого состояния; они происходят тем реже, чем большую область захватывают и чем значительнее степень отклонения.
Теория стационарной Вселенной
Теория стационарной Вселенной (, или ) — космологическая модель, разрабатывавшаяся с 1948 года Фредом Хойлом, Томасом Голдом, Германом Бонди и прочими в качестве альтернативы теории Большого взрыва. 
Согласно этой модели, по мере расширения Вселенной между разлетающимися галактиками постоянно создаётся новая материя и таким образом космологический принцип соблюдается не только в пространстве, но и во времени.
Модель имела довольно большую поддержку среди космологов в 1950-е и 1960-е годы, но открытие реликтового излучения резко уменьшило количество её сторонников в конце 1960-х годов. Сейчас сторонников у данной теории практически нет.
Постоянная тонкой структуры
Хотя некоторые ведущие физики (Зоммерфельд, Шрёдингер, Йордан) с интересом отнеслись к теории Эддингтона, вскоре стала ясна трудность согласования с экспериментом; кроме того, было трудно понять методику Эддингтона. По меткому выражению Вольфганга Паули, это была скорее «романтическая поэзия, а не физика». Тем не менее, эта теория породила множество последователей, предлагавших свои более или менее спекулятивные подходы к анализу происхождения постоянной тонкой структуры. Так в 1929 году Владимир Рожанский ("") фактически «переоткрыл» соотношение Аллена между массами протона и электрона, а Энос Уитмер ("Enos Witmer") предложил соотношение между массами атомов гелия и водорода в виде
Аналогичные попытки связать formula_1 с другими константами природы (в особенности с formula_92) предпринимали примерно в это время Вильгельм Андерсон, Рейнгольд Фюрт ("Reinhold Fürth"), Вальтер Глазер ("") и Курт Зитте ("Kurt Sitte") (они определили максимальное количество химических элементов как formula_93), Артур Гааз, Альфред Ланде и другие. Большое количество такого рода работ побудило физиков Гвидо Бека, Ханса Бете и Вольфганга Рицлера ("Wolfgang Riezler") послать в журнал "" шуточную заметку «К квантовой теории абсолютного нуля температуры». Эта статья пародировала поиски нумерологических формул для физических констант и предлагала «объяснение» тому факту, что постоянная тонкой структуры примерно равна formula_94, где formula_95 °C — абсолютный нуль температуры. Редакция журнала не осознала пародийного характера заметки и опубликовала её на страницах издания. Когда истина открылась, эта шутка вызвала гнев редактора журнала Арнольда Берлинера (""), так что, по настоянию Зоммерфельда, Бете был вынужден извиниться за свой поступок.
Галактическая зона обитаемости
Современная теория зоны галактической обитаемости — была предложена в 1983 году, Л. С. Марочником и Мухиным Л.М , которые определяли эту область как, зону внутри которой "разумная" жизнь может процветать. Дональд Браунли и палеонтолог Питер Уорд дополнили концепцию галактической обитаемой зоны, остальными факторами необходимыми для успешного существования сложной жизни, в книге от 2000 года: "". В книге, авторы неоднократно упоминали зону галактической обитаемости, и иные факторы соответствующие доводам в пользу того, что разумная жизнь не является для Вселенной чем-то обычным.
Тонкая настройка Вселенной
В 1990 году вышла работа Ричарда Суинбёрна «Аргумент от тонкой настройки Вселенной» (), где была предложена теистическая трактовка тонкой настройки на основе вероятностной теоремы Байеса. Суммируя одно из предположений Суинбёрна, философ привёл пример расстрельной команды из ста снайперов, после залпа которой заключённый остаётся в живых. Развивая этот мысленный эксперимент, Росс отмечает, что заключённый «может приписать сохранение своей жизни невероятному везению, но намного разумнее предположить, что ружья были заряжены холостыми патронами, или что снайперы намеренно стреляли мимо».
Фундаментальные взаимодействия
В 1967 году Саламом и Вайнбергом была создана теория электрослабого взаимодействия, объединившая электромагнетизм и слабые взаимодействия. Позднее в 1973 году была предложена теория сильного взаимодействия (квантовая хромодинамика). На их основе была построена Стандартная модель элементарных частиц, описывающая электромагнитное, слабые и сильное взаимодействия.
Чёрная дыра
Существование таких линий в рамках общей теории относительности было впервые вынесено на обсуждение Куртом Гёделем в 1949 году на основании полученного им точного решения уравнений Эйнштейна, известного как метрика Гёделя. Подобные кривые возникают и в других решениях, таких как «цилиндр Типлера» и «проходимая кротовая нора». Существование замкнутых временеподобных кривых позволяет совершать путешествия во времени со всеми связанными с ними парадоксами. В пространстве-времени Керра также существуют замкнутые времениподобные кривые, на которые можно попасть из нашей Вселенной: они отделены от нас горизонтом, однако могут выходить в другие вселенные этого решения. Тем не менее, вопрос об их действительном существовании в случае реального коллапса космического тела пока не решён.
Адиабатическая теорема
Адиабатическая теорема — теорема квантовой механики. Впервые была сформулирована Максом Борном и Владимиром Фоком в 1928 году в таком виде:
Простыми словами, при достаточно медленном изменении внешних условий квантовая система адаптирует свою конфигурацию, однако при быстром переходе, пространственная плотность вероятности остаётся неизменной.
Твёрдая научная фантастика
Термин введён американским писателем-фантастом и литературным критиком в 1957 году в его критическом отзыве на роман Дж. В. Кэмпбелла «Острова космоса» "()", опубликованном в журнале Astounding Science Fiction.
Тонкая настройка Вселенной
Существование белковой жизни зависит также от процессов образования углерода, который в настоящее время является единственным природным элементом, способным формировать из цепочек атомов молекулы почти неограниченной длины, что необходимо для образования ДНК, РНК и белков. Весь углерод во Вселенной, как считается, сформировался внутри звёзд и был распылён по пространству их взрывами.
Ионосфера
Английский физик Оливер Хэвисайд предположил наличие ионизированного слоя в атмосфере в 1902 году. Его теория включала в себя возможность распространения радиосигнала вокруг Земли, несмотря на её кривизну. Независимо от Хэвисайда эксперименты по дальнему приёму коротких волн через Атлантику между Европой и Америкой проводил американский инженер-электрик Артур Кеннели. Они предположили, что где-то вокруг Земли существует ионизированный слой атмосферы, способный отражать радиоволны. Его назвали слоем Хэвисайда — Кеннели, а затем — ионосферой. Возможно, именно предположения Хэвисайда и Кеннели вкупе с законом излучения абсолютно чёрного тела, выведенного Максом Планком, способствовала бурному развитию радиоастрономии с 1932 года (а также послужило отправной точкой при создании высокочастотных систем типа приемник — передатчик).
Гирарди, Джанкарло
Постепенно Гирарди всё больше внимания стал уделять основаниям квантовой механики, чему способствовало посещение международной школы в Варенне, посвящённой этой теме, и знакомство с книгой Бернара д'Эспанья. Ключевой проблемой для Гирарди в последующие годы стала проблема измерения. Поскольку обычная трактовка квантовой механики никак не объясняла редукцию волновой функции, Гирарди, Римини и Вебер решили модифицировать уравнение Шрёдингера и сделать его нелинейным. На этой основе в 1984 году они предложили идею пространственной локализации волновой функции при измерении, причём эта локализации обеспечивалась присутствием в системе стохастического шума. Оказалось, что динамика системы в рамках данного подхода описывается обычным уравнением Шрёдингера для малого числа частиц и классическим образом в пределе большого числа частиц. В окончательном виде теория Гирарди — Римини — Вебера, или теория ГРВ, названная ими квантовой механикой со спонтанным коллапсом, была опубликована в июле 1986 года. Теория ГРВ, являясь примером теории с объективной редукцией волновой функции, получила широкую известность среди специалистов по квантовой механике и до сих пор продолжает развиваться.
Первичная чёрная дыра
Согласно представлениям общей теории относительности, самые маленькие первичные чёрные дыры должны были «испариться» к настоящему времени, но если они расположены в четырёхмерном пространстве, где, как было предсказано теорией струн, сила гравитации не действует в малых масштабах, это «весьма существенно замедлит испарение». Это может означать, что в настоящее время в нашей Галактике имеется несколько тысяч первичных чёрных дыр. Для проверки этой теории используется космический гамма-телескоп Ферми, запущенный на спутнике НАСА в июне 2008 года. В случае появления определённой интерференционной картины гамма-всплесков, это может быть первым косвенным подтверждением существования первичных чёрных дыр и теории струн.
Тонкая настройка Вселенной
В стандартной модели бозон Хиггса, взаимодействуя с самим собой, испускает и поглощает частицы, энергия которых проявляется как масса. В рамках этой модели тонкая настройка необходима элементарным частицам для удержания их масс от поглощения или более высокими энергиями объединения (проблема калибровочной иерархии). Этому было предложено несколько возможных объяснений (, суперсимметрия и др.), но все они пока не получили экспериментального подтверждения. Замечено также, что если бы у элементарных частиц отсутствовал спин, не было бы, в частности, электромагнитного и гравитационного взаимодействий. Отсутствие изоспина у адронов привело бы к отсутствию сложных стабильных ядер.
Слабое взаимодействие
В 1960-х годах Шелдоном Ли Глэшоу, Стивеном Вайнбергом и Абдусом Саламом на основе хорошо разработанной к тому времени квантовой теории поля была создана теория электрослабых взаимодействий, объединяющая в себе слабое и электромагнитное взаимодействия. Ими были введены калибровочные поля и кванты этих полей — векторные бозоны  в роли переносчиков слабого взаимодействия. Кроме того, было предсказано существование неизвестных ранее слабых нейтральных токов. Эти токи были обнаружены экспериментально в 1973 году при изучении процессов упругого рассеяния нейтрино и антинейтрино нуклонами.
Тёмная материя
Большой вклад внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов астрономы Вера Рубин из Института Карнеги и  — они были первыми, кто провёл точные и надёжные вычисления, указывающие на наличие тёмной материи. Они работали с новым, более чувствительным спектрографом, который мог гораздо точнее измерять скорость вращения диска спиральных галактик даже при виде «с ребра». Рубин и Форд заявили на конференции Американского астрономического общества в 1975 году об открытии: большинство звёзд в спиральных галактиках двигаются по орбитам примерно с одинаковой угловой скоростью, что приводит к мысли, что плотность массы в галактиках одинакова и для тех регионов, где находится большинство звёзд (балдж), и для тех регионов (на краю диска), где звёзд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году.
В 1980 году работа Рубин была окончательно признана астрономическим сообществом.
Эрлангенская программа
Подход Клейна оказался применим к самым абстрактным геометриям ― многомерным, неевклидовым, неархимедовым и т. д. В начале XX века Исай Шур, Эмми Нётер, Эли Картан и другие математики разработали общую теорию представлений групп и теорию инвариантов. Эти исследования не только существенно обогатили геометрию, но оказались полезны физике. Герман Минковский в 1905 году включил в схему Клейна теорию относительности, показав, что с математической точки зрения она представляет собой теорию инвариантов группы Пуанкаре, действующей в четырёхмерном пространстве-времени. Аналогичный подход понадобился в теории элементарных частиц, квантовой теории и в других физических теориях.
Квантовая запутанность
Идея квантовых вычислений была впервые предложена Ю. И. Маниным в 1980 году. На сентябрь 2011 года полномасштабный квантовый компьютер является пока гипотетическим устройством, построение которого связано со многими вопросами квантовой теории и с решением проблемы декогеренции. Ограниченные (в несколько кубитов) квантовые «мини-компьютеры» уже создаются в лабораториях. Первое удачное применение с полезным результатом продемонстрировано международным коллективом учёных в 2009 году. По квантовому алгоритму была определена энергия молекулы водорода. Впрочем, некоторыми исследователями высказывается мнение, что для квантовых компьютеров запутанность является, наоборот, нежелательным побочным фактором.
Общая теория относительности
Поскольку эффект увлечения инерциальных систем отсчёта в 170 раз слабее эффекта геодезической прецессии, стэнфордские учёные в течение 5 лет извлекали его «отпечатки» из информации, полученной на специально запущенном с целью измерения этого эффекта спутнике «Грэвити Проуб Би» (Gravity Probe B). В мае 2011 г. были объявлены окончательные итоги миссии: измеренная величина увлечения составила −37,2±7,2 миллисекунды дуги (mas) в год, что в пределах точности совпадает с предсказанием ОТО: −39,2 mas/год.Хотя общая теория относительности была создана как теория тяготения, скоро стало ясно, что эту теорию можно использовать для моделирования Вселенной как целого, и так появилась физическая космология. Физическая космология исследует вселенную Фридмана, которая является космологическим решением уравнений Эйнштейна, а также её возмущения, дающие наблюдаемую структуру астрономической Метагалактики. Эти решения предсказывают, что Вселенная должна быть динамической: она должна расширяться, сжиматься или совершать постоянные колебания.
Сильный и слабый искусственные интеллекты
Термин «сильный ИИ» был введён в 1980 году Джоном Сёрлом (в работе, описывающей мысленный эксперимент «Китайская комната»), впервые охарактеризовавшим его следующим образом:
Соответствующим образом запрограммированный компьютер с нужными входами и выходами и будет разумом, в том смысле, в котором человеческий разум — это разум.
Резонанс Шумана
Впервые наличие стоячих электромагнитных волн и их частоты в системе «поверхность Земли — ионосфера» было предсказано ирландским физиком Дж. Ф. Фицджеральдом в 1893 году. В 1900 году, по всей видимости независимо, к схожему выводу пришёл Никола Тесла, запатентовавший в 1905 году своё открытие. Н. Тесла охарактеризовал Землю как резонансный контур; он был недалёк от истины — по его подсчётам, резонанс составлял 6,18—30 Гц (эти значения довольно близки к полученным экспериментально 7,83—32,4 Гц). Однако, английский физик Оливер Хэвисайд предположил наличие ионизированного слоя в атмосфере ещё в 1902 году.
RXTE
В начале 1980-х годов в НАСА были поданы заявки на рентгеновскую обсерваторию с большой собирающей площадью одновременно группами из МТИ и Годдардовского Центра космических полётов. В 1982 году идея этой обсерватории, включавшей в себя теперь монитор всего неба и спектрометр жёсткого рентгеновского диапазона, была одобрена, группа из МТИ была выбрана изготовителем монитора всего неба и системы сбора данных, группа из Центра космических полётов Годдарда изготовителем пропорционального газового счётчика большой площади, группа из Калифорнийского Университета Сан Диего — изготовителем спектрометра жёсткого рентгеновского диапазона.
Свёрточная нейронная сеть
Свёрточная нейронная сеть (, "CNN") — специальная архитектура искусственных нейронных сетей, предложенная Яном Лекуном в 1988 году и нацеленная на эффективное распознавание изображений, входит в состав технологий глубокого обучения (). Использует некоторые особенности зрительной коры, в которой были открыты так называемые простые клетки, реагирующие на прямые линии под разными углами, и сложные клетки, реакция которых связана с активацией определённого набора простых клеток. Таким образом, идея свёрточных нейронных сетей заключается в чередовании свёрточных слоёв () и субдискретизирующих слоёв ( или , слоёв подвыборки). Структура сети — однонаправленная (без обратных связей), принципиально многослойная. Для обучения используются стандартные методы, чаще всего метод обратного распространения ошибки. Функция активации нейронов (передаточная функция) — любая, по выбору исследователя.
Квантовая пена
Квантовая пена (также называемая пространственно-временной пеной) — понятие в квантовой механике, разработанное Джоном Уилером в 1955 году. "Пена" задумана в качестве основы ткани Вселенной.
Квантовая хромодинамика
Ква́нтовая хромодина́мика (КХД) — калибровочная теория квантовых полей, описывающая сильное взаимодействие элементарных частиц. Наряду с электрослабой теорией, КХД составляет общепринятый в настоящее время теоретический фундамент физики элементарных частиц.
С изобретением пузырьковой камеры и искровой камеры в 1950-х годах, экспериментальная физика элементарных частиц обнаружила большое и постоянно растущее число частиц, названных адронами. Стало ясно, что все они не могут быть элементарными. Частицы были классифицированы по электрическому заряду и изоспину; затем (в 1953 году) Мюрреем Гелл-Манном и Кадзухико Нисидзимой — по странности. Для лучшего понимания общих закономерностей адроны были объединены в группы и по другим сходным свойствам: массам, времени жизни и прочим. В 1963 году Гелл-Манн и, независимо от него, Джордж Цвейг высказали предположение, что структура этих групп (фактически, SU(3)-мультиплетов) может быть объяснена существованием более элементарных структурных элементов внутри адронов. Эти частицы были названы кварками. Всё многообразие известных на тот момент адронов могло быть построено всего из трёх кварков: u, d и s. Впоследствии было открыто ещё три более массивных кварка. Каждый из этих кварков является носителем определённого квантового числа, названного его ароматом.
Креационизм
Один из аргументов сторонников идей теории «разумного замысла» («аргумент точной настройки», ) основывается на известной чувствительности Вселенной и жизни к малым изменениям мировых физических констант (Антропный принцип). Область допустимых значений констант оказывается очень узкой, и из малой вероятности «тонкой настройки» Вселенной делается вывод о её искусственности и о наличии Разумного Творца.
Тёмная энергия
Важнейшая нерешённая проблема современной физики состоит в том, что большинство квантовых теорий поля, основываясь на энергии квантового вакуума, предсказывают громадное значение космологической константы — на многие порядки превосходящее допустимое по космологическим представлениям. Обычная формула квантовой теории поля для суммирования вакуумных нулевых колебаний поля (с обрезанием по волновому числу колебательных мод, соответствующему планковской длине), даёт огромную плотность энергии вакуума. Это значение, следовательно, должно быть скомпенсировано неким действием, почти равным (но не точно равным) по модулю, но имеющим противоположный знак. Некоторые теории суперсимметрии (SATHISH) требуют, чтобы космологическая константа в точности равнялась нулю, что также не способствует разрешению проблемы. Такова сущность «проблемы космологической константы», труднейшей проблемы «тонкой настройки» в современной физике: не найдено ни одного способа вывести из физики элементарных частиц чрезвычайно малое значение космологической константы, определённое в космологии. Некоторые физики, включая Стивена Вайнберга, считают т. н. «антропный принцип» наилучшим объяснением наблюдаемого тонкого баланса энергии квантового вакуума.
Тёмная энергия
Альтернативный подход был предложен в 1987 году немецким физиком-теоретиком Кристофом Веттерихом. Веттерих исходил из предположения, что тёмная энергия — это своего рода частицеподобные возбуждения некоего динамического скалярного поля, называемого «квинтэссенцией». Отличие от космологической константы в том, что плотность квинтэссенции может варьироваться в пространстве и времени. Чтобы квинтэссенция не могла «собираться» и формировать крупномасштабные структуры по примеру обычной материи (звёзды и т. п.), она должна быть очень лёгкой, то есть иметь большую комптоновскую длину волны.
Общая теория относительности в многомерном пространстве
Открытие в 1960-х Вайнбергом, Саламом и Глэшоу единства электрослабого взаимодействия позволило вывести и слабые взаимодействия из уравнений Эйнштейна, правда для этого их размерность пришлось увеличить до семи. Таким образом происходит нарастание размерности пространства:
Карманный персональный компьютер
Точной даты изобретения КПК нет, можно только сказать, что идея карманных компьютеров окончательно оформилась в период 1970—1990-х годов. За это время был пройден путь от программируемых калькуляторов до цветных КПК, которые позволяют смотреть видео и выходить в интернет. Было создано около 10 новых операционных систем, около сотни различных устройств КПК. Оригинальный термин впервые был применён 7 января 1992 года Джоном Скалли к Apple Newton на выставке Consumer Electronics Show в Лас-Вегасе.К КПК, оснащённому хост-контроллером USB, можно напрямую подключать различные USB-устройства, в том числе клавиатуру, мышь, жёсткие диски (в случае подключения жёсткого диска следует учесть, что часто в таких случаях мощности хост-контроллера недостаточно для нормальной работы жёсткого диска) и флеш-накопители.
Модель горячей Вселенной
Впервые модель горячей Вселенной была предложена в 1947 году Г. А. Гамовым. Наиболее существенное наблюдательное предсказание, вытекающее из модели горячей Вселенной — наличие реликтового излучения со спектром, очень близким к спектру абсолютно чёрного тела с температурой около 2,7 кельвина, возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, водорода и гелия) и электронов в нейтральные атомы. Это убедительно доказали показания прибора FIRAS.
Разумный замысел
Физик и астроном Виктор Стенджер, а также другие учёные отмечают, что принцип тонкой настройки Вселенной в понимании сторонников «разумного замысла» является по сути дела тавтологией. С другой стороны, этот аргумент сторонников «разумного замысла» является также своего рода "argumentum ad ignorantiam" и базируется на нежелании представить другие вселенные с другими формами жизни.
Постоянная тонкой структуры
В 2014 году две группы исследователей сообщили о получении новых, более точных ограничений на скорость изменения постоянной тонкой структуры. Прецизионные измерения частот некоторых квантовых переходов ионов иттербия позволили им прийти к следующим предельным значениям вариации formula_1: formula_46 в год (Национальная физическая лаборатория, Великобритания) и formula_47 в год (, Германия). В 2018 году опубликованы данные измерений с помощью радиотелескопа Аресибо двух сопряжённых линий группы OH на длине волны 18 см в спектре объекта PKS 1413+135 (красное смещение примерно 0,247). Благодаря разной зависимости смещения линий от постоянной тонкой структуры formula_1 и отношения масс протона и электрона formula_49 удалось с хорошей точностью определить, что комбинация formula_50 не менялась по крайней мере за последние 2,9 млрд лет.
Планк, Макс
После 1910 года, по мере осознания учёными значимости идеи квантовой прерывности, участились попытки применения квантовых концепций к новым физическим проблемам — таким, как вычисление удельных теплоёмкостей веществ или определение структуры атома. Значение теории излучения чёрного тела для дальнейшего развития квантовой физики стало неуклонно снижаться. Эта тенденция нашла отражение и в творчестве Планка, который стал обращаться к решению других задач в рамках так называемой «старой квантовой теории», предшествовавшей появлению современной квантовой механики. В 1911 году на Сольвеевском конгрессе Анри Пуанкаре сформулировал проблему разделения фазового пространства на элементарные ячейки с объёмом, определяемым квантом действия formula_1. Для системы с одной степенью свободы это сделать легко, тогда как обобщение на системы со многими степенями свободы оказалось затруднительным. Планк нашёл решение этой проблемы в статье «Физическая структура фазового пространства» ("Die physikalische Struktur des Phasenraumes", 1916), которая сыграла значительную роль в обобщении квантовой теории на сложные системы. Он показал, что в случае системы с formula_49 степенями свободы можно разбить фазовое пространство на элементарные области объёмом formula_50 и сопоставить стационарные состояния formula_49-мерным пересечениям поверхностей, задаваемых интегралами движения.
История развития представлений о Вселенной
В истории астрономии Большой спор (иногда Великий спор, Большие дебаты, Большая дискуссия), который также называется дебатами между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом, был важнейшей дискуссией, которая касалась природы спиральных туманностей и размера Вселенной. Основной вопрос в рамках обсуждения формулировался так: были ли далекие туманности относительно небольшими объектами, лежащими в пределах нашей Галактики, или же они были большие, независимые галактики, подобные Млечному Пути. Обсуждение состоялось 26 апреля 1920 года в зале им. Байрда в Национальном музее естественной истории в Вашингтоне. Двое ученых впервые представили независимые научные работы по теме «Шкала расстояний во Вселенной» в течение дня, а затем приняли участие в совместном обсуждении, которое состоялось в тот же вечер. Большая часть информации о Большом споре нам известна из двух работ, опубликованных Шепли и Кёртисом в мае 1921 года в выпуске Бюллетеня Национального совета по научным исследованиям. Опубликованные работы включают набор аргументов и позицию, которой придерживался каждый ученый в 1920 году.
Постоянная тонкой структуры
Более научно обоснованными были попытки рассчитать величину постоянной тонкой структуры, предпринятые Максом Борном и Вернером Гейзенбергом на основе их обобщений существующих полевых теорий. Борн при помощи своего подхода, основанного на «принципе взаимности» (см., например, работы), к концу 1940-х годов смог получить лишь оценку, которая дала formula_108. Гейзенбергу в рамках его нелинейной теории поля также удалось получить согласие с экспериментальным значением постоянной лишь по порядку величины.
Вселенная
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далёких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Проектирование взаимодействия
В конце 1970-х — начале 1980-х исследователи, инженеры и дизайнеры нескольких компаний Силиконовой долины (Xerox PARC, и, позднее, Apple Computer) активно занимались вопросами взаимодействия людей с компьютерами. В 1984 году опубликовал идею новой дизайн-дисциплины, которую он называл тогда «soft-face». Термин «interactive design» был позже выработан Моггриджем совместно с при работе над первым ноутбуком GRiD Compass.
Космология
Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну.
Глубокое время
Теологические приложения концепции глубокого времени были разработаны католическим теологом Томасом Берри (1914—2001). Берри предположил, что глубокое понимание истории и функционирования развивающейся Вселенной является необходимым для нашего собственного эффективного функционирования — как отдельных личностей, так человечества как биологического вида. Эта точка зрения в повлияла на развитие глубинной экологии и экософии.
Тонкая настройка Вселенной
Отмечено также, что в пространствах с чётным числом измерений не могут распространяться «чистые» волны. Поскольку за волной обязательно возникают возмущения, вызывающие реверберацию, чётко сформированные сигналы нельзя передавать, в частности, по двухмерной поверхности (например, по резиновому покрытию). Анализируя этот вопрос, английский учёный в 1955 году заключил, что высшие формы жизни были бы невозможны в пространствах чётной размерности, поскольку живым организмам для согласованных действий необходимы эффективная передача и обработка информации. В 1963 году было показано, что при числе измерений больше трёх атомные орбитали вокруг атомных ядер станут нестабильными и электроны либо упадут в атомное ядро, либо рассеются.
Тонкая настройка Вселенной
Идее более общей теории, как отмечает Пол Дэвис, противостоит теория "мультиверса", или "мультивселенной". Идея заключается в том, что возможно существование большого числа вселенных с различными физическими константами. Также есть «экзотическая» теория о том, что фундаментальные константы могут медленно изменяться в пространстве и времени, поэтому вместо дискретных вселенных существуют отдельные «островки» с «правильными» значениями квази-констант, на одном из которых мы сейчас и находимся. Например, ландшафт теории струн или М-теории допускает существование не менее 10 различных вакуумов, отличающихся друг от друга способами компактификации дополнительных пространственных измерений и другими параметрами. В этих вакуумах будут разные законы физики, параметры элементарных частиц и фундаментальные константы. Можно ожидать, что среди огромного набора вселенных (или областей одной Вселенной) с разными значениями констант наверняка найдётся такая вселенная (или область), чей набор констант подходит для возникновения жизни. Именно в этой области жизнь и возникла. Поэтому мы и наблюдаем вокруг себя Вселенную со значениями констант, подходящими для возникновения жизни.
Бесконечная вложенность материи
До XX века в рамках классической космологии этот парадокс пытались разрешить в модели иерархического строения Вселенной, разработанной Карлом Шарлье на основе идеи Ламберта. В 1908 году он опубликовал теорию строения Вселенной, согласно которой Вселенная представляет собой бесконечную совокупность входящих друг в друга систем всё возрастающего порядка сложности. В этой теории, отдельные звёзды образуют галактику первого порядка, совокупность галактик первого порядка образует галактику второго порядка и т. д. до бесконечности.
Сверхтонкая структура
Сверхтонкое расщепление наблюдалось ещё А. А. Майкельсоном в 1881 году, но было объяснено только после того как В. Паули в 1924 году предположил наличие магнитного момента у атомных ядер.
Постоянная тонкой структуры
В своей первой статье Райс пришёл к некоему выражению, связывающему formula_1 с радиусом кривизны Вселенной formula_68, однако вскоре он обнаружил в своих вычислениях грубую ошибку и в следующей заметке представил исправленный вариант соотношения, а именно:
где formula_70 — электромагнитный радиус электрона, formula_71 — гравитационный радиус электрона. 
Положив для радиуса Вселенной величину formula_72 м, Райс получил formula_73.
Белый карлик
В начале XX века Герцшпрунгом и Расселлом была открыта закономерность в отношении спектрального класса (то есть температуры) и светимости звёзд — диаграмма Герцшпрунга — Расселла (Г—Р диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р диаграммы — главную последовательность и ветвь красных гигантов. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Расселл обратился в 1910 году к профессору Эдуарду Пикерингу. Дальнейшие события Расселл описывает так:
«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной — она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B. Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды — A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ — и белые карлики вошли в мир исследуемого»
Ближнепольная оптическая микроскопия
Идея БОМа была предложена в 1928 году Сингом (E.H. Synge), но она намного опередила технические возможности своего времени и осталась практически не замеченной. Её первое подтверждение было получено Эшем (E.A. Ash) в опытах с микроволнами в 1972 году. В начале 80-х годов группа исследователей из Цюрихской лаборатории фирмы IBM во главе с Дитером Полем (D.W. Pohl) проникла внутрь дифракционного предела и продемонстрировала разрешение formula_1/20 на приборе, работающем в видимом оптическом диапазоне и получившем название сканирующего оптического микроскопа ближнего поля. Чуть раньше в той же лаборатории был создан первый сканирующий туннельный микроскоп, принесший ей всемирную известность
Создание туннельного микроскопа положило начало целой области исследований — сканирующей зондовой микроскопии.
Слабое измерение
Идея слабых измерений и слабых величин была предложена Якиром Аароновым, и Львом Вайдманом в 1988 году. Она особенно полезна для получения информации о до- и после-избранных системах, описываемых двухуровневым векторным формализмом. Это послужило основной причиной изобретения слабых измерений Аароновым и соавторами. Сильное измерение приводит к сильному возмущению системы, изменяет её настоящее и последующие состояния. Слабое, невозмущающее измерение может быть использовано для изучения эволюции подобных систем. При этом следует отметить, что в квантовой механике принято считать, что любые измерения изменяют состояние наблюдаемого объекта. Слабые измерения способны показывать поведение большого количества частиц в одинаковом состоянии, но не могут предоставлять информацию об отдельных частицах.
Постоянная тонкой структуры
Возможна и ассоциация с предполагаемой размерностью пространства-времени: в одной из самых многообещающих теорий последнего времени — так называемой «М-теории», развивающейся как обобщение теории суперструн и претендующей на описание всех физических взаимодействий и элементарных частиц — пространство-время полагается 11-мерным. При этом одно измерение на макроуровне воспринимается как время, ещё три — как макроскопические пространственные измерения, остальные семь — это так называемые «свернутые» (квантовые) измерения, ощущаемые только на микроуровне. ПТС при этом объединяет числа 1, 3 и 7 с множителями, кратными десяти, причём 10 можно интерпретировать как суммарную размерность пространства в теории суперструн.
Мягкое бюджетное ограничение
Впервые идея мягкого бюджетного ограничения была описана Яношем Корнаи на лекциях Стокгольмского университета в 1976 году, а позже на конференциях Эконометрического общества в Чикаго 29 августа 1978 года и в Женеве 6 сентября 1978 года, а в июле 1979 года вышла статья Я. Корнаи «Ресурсо-ограниченная система против спросо-ограниченной системы», где впервые было дано определение «мягкого бюджетного ограничения».
Тонкая настройка Вселенной
Однако математик Майкл Икеда и астроном Уильям Джефферис в своей статье «Антропный принцип не поддерживает сверхъестественность» () математически доказывают, что наличие тонкой настройки является скорее аргументом против теории разумного творения и поддержания жизни (т. н. аргумент Икеды — Джеффериса). Из доказанной ими теоремы следует, что в том случае, когда законы природы благоприятны для существования и/или возникновения жизни, вероятность вмешательства в эти процессы некоего «разумного творца» ниже, чем в случае произвольных законов природы, при которых жизнь всё же существует (потому что в первом случае во вмешательстве творца меньше необходимости). К этому выводу можно прийти чисто логическим путём, без математики, что было сделано Джоном Стюартом Миллем в работе «Теизм» (1874). Стоит заметить, однако, что этот аргумент касается лишь предположительных вмешательств творца в процессы зарождения и/или существования жизни в уже существующей Вселенной при уже заданных в ней законах природы и значениях констант, но не относится к вопросу о том, каким путём возникли сами эти законы природы и как фундаментальные физические константы приняли своё значение.
Постоянная тонкой структуры
Первую попытку связать постоянную тонкой структуры с параметрами Вселенной предпринял в 1925 году ливерпульский физик Джеймс Райс ("James Rice"), находившийся под большим впечатлением от работ астрофизика Артура Эддингтона по объединению общей теории относительности с электромагнетизмом.
Постоянная тонкой структуры
В 1938 году Поль Дирак в рамках своей гипотезы больших чисел предположил, что гравитационная постоянная может уменьшаться обратно пропорционально времени. В своём рассмотрении он считал formula_1 истинной константой, однако отметил, что в будущем это может оказаться не так. Эта работа вызвала значительный интерес к данной проблеме, который сохраняется до сих пор. Следуя Дираку, вопрос о постоянной тонкой структуры рассмотрел Паскуаль Йордан и пришёл к выводу, что зависимость formula_1 от времени должна вызывать сложные сдвиги спектральных линий. Поскольку такие сдвиги не наблюдаются, он отверг эту гипотезу. В 1948 году, пытаясь опровергнуть гипотезу Дирака, Эдвард Теллер упомянул возможность логарифмической зависимости formula_30, где formula_31 — возраст Вселенной; аналогичные соотношения предлагались и позднее.
Программируемая материя
Летом 1998 года в дискуссии по обсуждению искусственных атомов и программируемой материи, Вил Маккарти и Г. Шнайдер придумали термин «квантовый уэллстоун» (или просто «уэллстоун»), чтобы описать свою гипотетическую, но правдоподобную форму программируемой материи. Маккарти использовал этот термин в своих романах.
Голд, Томас
Круг научных интересов Голда очень широк. В космологии является одним из авторов (вместе с X. Бонди и Ф. Хойлом) теории стационарной Вселенной (1948). Изучил свойства замкнутой Вселенной, в которой крупномасштабные вариации плотности могут рассматриваться как отдельные вселенные — подсистемы более низкого порядка. В рамках общей теории относительности обсудил вопросы, связанные с природой времени. Исследовал некоторые проблемы динамики Солнечной системы (движение оси вращения Земли, осевое вращение Меркурия, Венеры). Большое число работ посвятил происхождению и природе космических лучей, в частности изучал частицы высоких энергий, возникающие при вспышках на Солнце и ускоряемые в межпланетных магнитных полях. Разрабатывал теорию происхождения солнечных вспышек. Предложил объяснение мощного оптического и радиоизлучения квазаров как следствия столкновений звезд в этих системах. После открытия пульсаров в 1968 первым предложил модель этого феномена как быстро вращающейся нейтронной звезды. В этой модели магнитная ось звезды, одновременно являющаяся осью конуса, в котором сосредоточено мощное излучение, не совпадает с её осью вращения, и поэтому наблюдатель воспринимает излучение в виде импульсов. Рассмотрел пульсары как один из возможных источников космических лучей.
Тёмная материя
В настоящее время плазменная космология как теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути Большого Взрыва. С другой стороны, если отказаться от теории Большого Взрыва и считать возраст Вселенной гораздо большим, чем 13,5 миллиардов лет, то скрытая масса во многом может быть объяснена такими MACHO-объектами как чёрные карлики, которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет белых карликов.
Борн, Макс
Работы Макса Борна, посвящённые динамике кристаллических решёток, сыграли важную роль в построении теории твёрдого тела и ныне считаются классическими. Эти исследования были начаты совместно с Теодором фон Карманом под влиянием одной из ранних статей Эйнштейна (1907), в которой предпринималась попытка описания удельной теплоёмкости кристаллов с использованием квантовых соображений Планка. Борн и Карман задались целью объяснить свойства твёрдых тел, исходя из представления об их структуре. Уже в первой совместной работе (1912) содержатся основные идеи динамики кристаллической решётки: отождествление независимых степеней свободы кристалла с нормальными модами колебаний всего тела (именно к нормальным модам применялась формула Планка); периодические граничные условия (условия Борна — Кармана) для устранения поверхностных эффектов; анализ на основе трёхмерного преобразования Фурье и представление об акустической и оптической ветвях колебательного спектра. Также ими был продемонстрирован переход к модели сплошной среды в длинноволновом пределе. Следует отметить, что на момент появления этой статьи ещё не было экспериментальных свидетельств существования кристаллических решёток; эти свидетельства вскоре предоставили опыты Макса фон Лауэ и Уильяма Брэгга. Практически одновременно с Борном и Карманом сходные идеи высказал Петер Дебай, предложивший сравнительно простую квазинепрерывную модель твёрдого тела и успешно применивший её к задаче об удельной теплоёмкости. Эта модель привлекла большое внимание физиков, однако со временем стала очевидной её ограниченность по сравнению с более общей и сложной теорией Борна и Кармана.
Аргумент Икеды — Джеффериса
Рассмотрим как влияет условие тонкой настройки (то есть «дружественности») Вселенной на вероятность того, что жизнь возникла естественным образом и существует без вмешательства Творца. Для этого сравним следующие условные вероятности:Некоторые креационисты утверждают, что добавление условия formula_16 должно уменьшить вероятность события formula_1 (то есть увеличить вероятность formula_18). Однако теорема Икеды-Джеффериса показывает обратное: внесение дополнительного условия formula_16 не снижает, а, возможно, увеличивает вероятность естественного образования жизни, то есть:
Постоянная тонкой структуры
Тем не менее, к началу 2000-х годов усовершенствования в методиках астрономических наблюдений дали основание считать, что постоянная тонкой структуры, возможно, меняла своё значение с течением времени: анализ линий поглощения в спектрах квазаров позволил предположить, что относительная скорость изменения formula_1 составляет около formula_40 в год. Исследовались также последствия возможного изменения постоянной тонкой структуры для космологии. Однако более детальные наблюдения квазаров, сделанные в апреле 2004 года при помощи спектрографа UVES на одном из 8,2-метровых телескопов телескопа Паранальской обсерватории в Чили, показали, что возможное изменение formula_1 не может быть больше, чем 0,6 миллионной доли (formula_42) за последние 10 миллиардов лет (см. статьи и пресс-релиз). Поскольку это ограничение противоречило более ранним результатам, то вопрос о том, постоянна ли formula_1, остался открытым.
Умная пыль
Понятие умной пыли было введено профессором Калифорнийского университета в Беркли в 2001 году, хотя ранее те же самые идеи фигурировали в научной фантастике (например, подробно описаны Станиславом Лемом в романах «Непобедимый» 1964 года и «Мир на Земле» 1984 года). В 2005 году выпущен обширный обзор, в котором собраны различные методы, которые могут свести размеры мотов умной пыли в сетях датчиков от более миллиметра к микрометрам.
Теория относительности
Специальная теория относительности (СТО) — это теория локальной структуры пространства-времени. Впервые была представлена в 1905 году Альбертом Эйнштейном в работе «К электродинамике движущихся тел». Теория описывает движение, законы механики, а также пространственно-временные отношения, определяющие их, при любых скоростях движения, в том числе и близких к скорости света. Классическая механика Ньютона в рамках специальной теории относительности является приближением для малых скоростей. СТО может применяться там, где можно ввести инерциальные системы отсчёта (хотя бы локально); она неприменима для случаев сильных гравитационных полей, существенно неинерциальных систем отсчёта и при описании глобальной геометрии Вселенной (кроме частного случая плоской пустой стационарной Вселенной).
Радужная теория гравитации
Радужная гравитация (или «гравитационная радуга») — это теория, в которой разные длины волн света испытывают разные гравитационные уровни и разделяются так же, как и призма расщепляет белый свет на радугу. Это явление будет незаметным для областей относительно низкой гравитации, таких как планета Земля, но будет играть большую роль для областей весьма большой гравитации, например черная дыра. Таким образом, это утверждение опровергает, что у Вселенной есть начало или что был Большой взрыв, поскольку теория Большого взрыва требует, чтобы все длины волн света были подвержены гравитации в одинаковой степени. Эта теория была впервые предложена в 2003 году физиками Ли Смолином и Жуаном Магейжу, и утверждала, что она устраняет разрыв между общей теорией относительности и квантовой механикой. Ученые в настоящее время пытаются обнаружить радужную гравитацию с помощью Большого адронного коллайдера.
Тонкая настройка Вселенной
По мнению Смолина, его модель лучше, чем антропный принцип, объясняет «тонкую настройку Вселенной», необходимую для появления жизни, так как имеет два важных преимущества.
Пенроуз, Роджер
В 1967 году разработал теорию твисторов, которая основана на отображении Пенроуза, отображающем геометрические объекты пространства Минковского на четырёхмерное комплексное векторное пространство твисторов. В 1969 году он выдвинул гипотезу «космической цензуры» (). Она состоит в том, что свойства самой Вселенной не допускают наблюдения свойственной сингулярностям (например, в чёрных дырах) непредсказуемости, закрывая формирующиеся сингулярности горизонтами событий. Данная форма сейчас известна как "гипотеза слабой цензуры" (). В 1979 году Пенроуз выдвигает "гипотезу сильной цензуры" ().
Мягкая сила
Термин «мягкая сила» () впервые ввёл в оборот профессор Гарвардского университета Джозеф Най в своей книге 1990 года "Bound to Lead: The Changing Nature of American Power". Впоследствии он развил данное понятие в своей книге 2004 года "Soft Power: The Means to Success in World Politics".
Строгац, Стивен
В 1998 году Дункан Ваттс и Стивен Строгац из Корнеллского университета предложили первую модель сети «Мир тесен». Они показали, что в сетях как естественно существующих, так и в созданных человеком, в таких как нейронная сеть, C. elegans и электрические сети, проявляется феномен «Мир тесен». Ваттс и Строгац показали, что начиная с обычной решетки и последующего добавления любого количества случайных связей, уменьшается диаметр — самый длинный путь между двумя любыми вершинами в сети, делая из самого длинного пути, самый короткий. Математическая модель, которую разработали Ваттс и Строгац для объяснения этого явления, стала широко применяться в различных областях.
Специальная теория относительности
Специальная теория относительности была разработана в начале XX века усилиями Г. А. Лоренца, А. Пуанкаре, А. Эйнштейна
и других учёных
Плотная упаковка равных сфер
Томас Хэрриот около 1585 года предпринял первое размышление с точки зрения математики об укладке шаров в контексте укладки пушечных ядер и рассмотрел ГЦК решётку: пушечные ядра обычно укладывались в прямоугольные или треугольные деревянные каркасы, образуя трёхсторонние или четырёхсторонние пирамиды; обе укладки дают гранецентрированную кубическую решётку и отличаются лишь ориентацией относительно основания. Шестиугольная плотная упаковка приводит к шестиугольной пирамиде. В связи с укладкой пушечных ядер известна и одноимённая задача теории чисел.
Большой спор
Основной вопрос в рамках обсуждения формулировался так: являются ли далекие туманности относительно небольшими объектами, лежащими в пределах нашей Галактики, или же это большие, независимые галактики, подобные Млечному Пути. Обсуждение состоялось 26 апреля 1920 года в зале им. Байрда в Национальном музее естественной истории в Вашингтоне. Двое ученых впервые представили независимые научные работы по теме «Шкала расстояний во Вселенной» в течение дня, а затем приняли участие в совместном обсуждении, которое состоялось в тот же вечер. Большая часть информации о Большом споре нам известна из двух работ, опубликованных Шепли и Кёртисом в мае 1921 года в выпуске Бюллетеня Национального совета по научным исследованиям. Опубликованные работы включают набор аргументов и позицию, которой придерживался каждый ученый в 1920 году.
Теория Янга — Миллса
Тео́рия Я́нга — Ми́ллса — калибровочная теория с неабелевой калибровочной группой. Калибровочные поля в этой теории называются полями Янга — Миллса. Такие теории были предложены в 1954 году Чж. Янгом и Р. Миллсом, однако некоторое время рассматривались лишь как математические изыски, не имеющие отношения к реальности. Несмотря на это, именно на основе теорий Янга — Миллса в 1960—1970-х годах были созданы две краеугольные теории Стандартной модели в физике элементарных частиц: квантовая хромодинамика (теория сильных взаимодействий) на основе группы SU(3) и теория электрослабых взаимодействий на основе группы SU(2)xU(1).Теории Янга — Миллса — специальный пример калибровочной теории поля с неабелевой группой калибровочной симметрии. Лагранжиан свободного поля Янга — Миллса таких теорий имеет определённый вид
Тонкая настройка Вселенной
Например, чтобы могли образоваться чёрные дыры, должны образоваться устойчивые звёзды. Для этого пространство должно иметь три макроскопических (не компактных) измерения, Вселенная должна просуществовать достаточно долго. А чтобы этих чёрных дыр произвелось как можно больше, Вселенная должна быть ещё и достаточно большой. Если бы звёзды не могли производить углерод, то они не могли бы превращаться в чёрные дыры, а значит, в ходе космологического естественного отбора законы физики должны настроиться и на производство углерода. И так далее. Другими словами, получается, что те свойства Вселенной, которые нужны для образования как можно большего числа чёрных дыр, подходят и для развития жизни. Таким образом, свойства Вселенной в ходе космологического естественного отбора настроились для формирования чёрных дыр, а возможность возникновения жизни — «побочный эффект» этого процесса.
Тонкая настройка Вселенной
Научный редактор журнала «Вокруг света» Александр Сергеев в своей статье «Вселенная для человека?» пишет, что идея мультивселенной является «наиболее естественным объяснением тонкой настройки Вселенной». Однако он также отмечает, что самый существенный недостаток теории — сложность экспериментальной проверки, из-за чего эта теория была поначалу скептически воспринята научным сообществом. В случае с мультивселенной необходимо также учесть эффект избирательности наблюдения, который, как показал Бостром, даёт серьёзные теоретические осложнения.
Постоянная тонкой структуры
После открытия мюона в 1937 году возникли спекулятивные предположения о связи новой частицы с константами природы. Согласно Патрику Блэкетту, возможна связь между гравитацией и временем жизни мюона в виде
где formula_97 — масса мюона. Генри Флинт ("Henry Flint"), основываясь на соображениях 5-мерного расширения теории относительности, получил соотношение formula_98. Среди более поздних попыток можно отметить чисто нумерологическое соотношение между массами протона и электрона, появившееся в чрезвычайно короткой заметке некоего Фридриха Ленца ("Friedrich Lenz"), и гласившее: formula_99. Предлагались самые различные нумерологические («пифагорейские») формулы для постоянной тонкой структуры. В 1952 году Йоитиро Намбу указал, что массы элементарных частиц тяжелее электрона можно описать следующей эмпирической формулой:
где formula_101 — целое число. Например, для formula_102 получается масса мюона (formula_103), для formula_104 — масса пиона (formula_105), для formula_106 — приблизительная масса нуклонов (formula_107).
Слабое взаимодействие
Универсальная теория слабого взаимодействия, получившая также название -теории, была предложена в 1957 году М. Гелл-Манном, Р. Фейнманом, Р. Маршаком и Дж. Сударшаном. Эта теория принимала во внимание доказанный незадолго до этого факт нарушения чётности (-симметрии) при слабом взаимодействии. Для этого слабые токи были представлены как сумма векторного тока и аксиального (отсюда и название теории).
Конфигурация (геометрия)
Хотя некоторые специфические конфигурации изучались ранее (например, в 1849 году), формальное изучение конфигураций начал впервые в 1876 году во втором издании его книги "Geometrie der Lage" ("Геометрия положения"), в контексте обсуждения теоремы Дезарга. Эрнст Штайниц написал свою диссертацию на эту тему в 1894 году и конфигурации были полуляризированы в 1932 году Гильбертом и Кон-Фоссеном в книге "Anschauliche Geometrie" ("Наглядная геометрия"), которая была переведена на английский и русский языки.
Слабая фокусировка
В 1952 году Э.Курант, М.Ливингстон, Х.Снайдер опубликовали работу, предлагающую новый принцип жёсткой или сильной фокусировки, который позволил обойти ограничение слабофокусирующих машин.
Общая теория относительности
Долгое время дискутировался вопрос о наличии в уравнениях Эйнштейна третьего члена в левой части. Космологическая постоянная "Λ" была введена Эйнштейном в 1917 году в работе «Вопросы космологии и общая теория относительности» для того, чтобы описать в ОТО статическую Вселенную, однако затем открытие расширения Вселенной разрушило философские и экспериментальные основания для сохранения лямбда-члена в теории гравитации (см.: История космологической постоянной). Данные современной количественной космологии, тем не менее, говорят в пользу модели Вселенной, расширяющейся с ускорением, то есть с положительной космологической постоянной (см. Модель ΛCDM). С другой стороны, величина этой постоянной настолько мала, что позволяет не учитывать её в любых физических расчётах, кроме связанных с астрофизикой и космологией в масштабах скоплений галактик и выше.
Мультивселенная
Космолог Макс Тегмарк высказал предположение, названное "гипотезой математической вселенной", что любому математически непротиворечивому набору физических законов соответствует независимая, но реально существующая вселенная. Это предположение, хотя и не поддаётся экспериментальной проверке, привлекательно тем, что снимает вопрос, почему наблюдаемые физические законы и значения фундаментальных физических постоянных именно такие (см. тонкая настройка Вселенной).
Тонкая настройка Вселенной
В качестве других известных альтернативных объяснений были предложены единая нелинейная теория Гейзенберга и теория Планка, где значения всех констант определяются исключительно константами "G", "ħ" и "c". Нелинейная теория, однако, натолкнулась на существенные затруднения (, трудности с описанием слабого взаимодействия и др.), в то время как теория Планка не нашла конкретного воплощения.
Постоянная тонкой структуры
Исторически первой интерпретацией постоянной тонкой структуры, появившейся в работах Зоммерфельда, было отношение двух угловых моментов, которые возникают в теории движения электрона по кеплеровским орбитам, — так называемого предельного момента formula_20, который отвечает за движение перицентра при релятивистском рассмотрении, и момента formula_21, соответствующего первому квантовому состоянию. Позже, в своей известной книге «Строение атома и спектры», Зоммерфельд вводил formula_1, как отношение скорости электрона на первой круговой орбите в боровской модели атома к скорости света. Эта величина использовалась далее для расчёта тонкого расщепления спектральных линий водородоподобных атомов.
Концепция силы слабых связей
Кроме того, ещё 1969 году американскими психологами Стэнли Милгрэмом и Джеффри Трэверсом сформулировали гипотезу о том, что каждый человек опосредованно знаком с любым другим жителем планеты через цепочку общих знакомых, в среднем состоящую из пяти человек. Эта гипотеза получила известность под названием теории шести рукопожатий. Она во многом противоречит концепции силы слабых связей.
Далёкая Радуга
Первый черновик «Далекой Радуги» был начат и закончен в ноябре — декабре 1962 года. Писатели после этого долго работали над произведением, переделывали, переписывали, сокращали и снова дописывали. Более полугода длилась эта работа, пока книга не приняла окончательный вид, известный современному читателю.Действие происходит в течение одних суток.
Планета Радуга уже тридцать лет используется учёными для проведения экспериментов, в том числе по нуль-транспортировке — технологии, ранее доступной только Странникам. После каждого эксперимента по нуль-транспортировке на планете возникает Волна — две энергетические стены «до неба», движущиеся от полюсов планеты к экватору, и выжигающие всю органику на своём пути. До последнего времени Волну удавалось остановить «харибдами» — машинами-энергопоглотителями.
Теория всего
Кроме того, она должна объяснять существование всех элементарных частиц. Первым шагом на пути к этому стало объединение электромагнитного и слабого взаимодействий в теории электрослабого взаимодействия, созданной в 1967 году Стивеном Вайнбергом, Шелдоном Глэшоу и Абдусом Саламом. В 1973 году была предложена теория сильного взаимодействия. После чего появилось несколько вариантов теорий Великого объединения (наиболее известная из них — теория Пати — Салама, 1974 год), в рамках которых удалось объединить все типы взаимодействий, кроме гравитационного. Правда, ни одна из теорий Великого объединения пока не нашла подтверждения, а некоторые уже опровергнуты экспериментально на основе данных по отсутствию распада протона. Недостающим звеном в «теории всего» остается подтверждение какой-либо из теорий Великого объединения и построение квантовой теории гравитации на основе квантовой механики и общей теории относительности.
Теория случайных матриц
Впервые теория случайных матриц была применена Вигнером в 1950 году для описания уровней энергии атомного ядра. Впоследствии оказалось, что теорией случайных матриц описывается множество систем, включая, например, уровни энергии квантовых точек, уровни энергии частиц в потенциалах сложной формы. Как оказалось, теория случайных матриц применима практически к любой квантовой системе, классический аналог которой не является интегрируемым. При этом наблюдаются существенные отличия в распределении уровней энергии: распределение уровней энергии в интегрируемой системе, как правило, близко к распределению Пуассона, в то время как для неинтегрируемой системы оно имеет другой вид, характерный для случайных матриц (см. ниже).
Мягкое вещество
Термин был введён в начале 1970-х годов . Одним из отцов физики мягкого вещества считается П.-Ж. де Жен.
Программируемый логический контроллер
Первые логические контроллеры появились в виде шкафов с набором соединённых между собой реле и контактов. Эта схема не могла быть изменена после этапа проектирования и поэтому получила название — жёсткая логика. Первым в мире, программируемым логическим контроллером, в 1968 году стал Modicon 084 (1968) (от ), имевший 4 кБ памяти.
Тёмная энергия
Проблема космического совпадения ставит вопрос, почему ускорение Вселенной началось именно в определённый момент времени. Если бы ускорение во Вселенной началось раньше этого момента, звёзды и галактики просто не успели бы сформироваться, и у жизни не было бы никаких шансов на возникновение, по крайней мере, в известной нам форме. Сторонники «антропного принципа» считают этот факт наилучшим аргументом в пользу своих построений. Впрочем, многие модели квинтэссенции предусматривают так называемое «следящее поведение», которое решает эту проблему. В этих моделях поле квинтэссенции имеет плотность, которая подстраивается к плотности излучения (не достигая её) до того момента развития Большого Взрыва, когда складывается равновесие вещества и излучения. После этого момента квинтэссенция начинает вести себя как искомая «тёмная энергия» и в конце концов господствует во Вселенной. Такое развитие естественным образом устанавливает низкое значение уровня тёмной энергии.
Вселенная Фридмана
Вселе́нная Фри́дмана (метрика Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера) — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности (ОТО), первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную в общем случае "нестационарную" Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала первым основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915—1917 гг.
Вселенная
В 1916 году А. Эйнштейн пишет уравнения общей теории относительности — теории гравитации, ставшей основой для доминирующих космологических теорий. В 1917 году, пытаясь получить решение, описывающее «стационарную» Вселенную, Эйнштейн вводит в уравнения общей теории относительности дополнительный параметр — космологическую постоянную.
Космическая пушка
Первой публикацией этой концепции было описание «пушечного ядра Ньютона» в 1728 г. в «Трактате о системе мироздания», хотя цель его в основном сводилась к мысленному эксперименту по демонстрации силы притяжения.
Compressive sensing
Идеи, описывающие compressive sensing, появились в 2004 году, когда Эмануель Канде, математик из Caltech, работал над проблемами изображений магнитного резонанса. Он открыл, что тестовое изображение могло быть восстановлено точно даже с данными, которые считаются недостаточными в соответствии с критерием Найквист-Шеннона. Кроме того, предшественник compressed sensing был замечен в 1970-х годах, когда сейсмологи построили изображения рефлексивных уровней в пределах земли, основанные на данных, которые, казалось, не удовлетворяли критерию Найквиста — Шеннона.
Объём жёсткого диска
Данное ограничение стало ощутимым в 1994—1995 годах, примерно во время первых микропроцессоров Pentium. Для его обхода была придумана трансляция значений CHS в коде обработчика Int 13h в BIOS. Среди алгоритмов трансляции был и LBA (Linear Block Addressing), когда CHS-адрес преобразовывается в линейный адрес, который уже и передаётся в контроллер диска.