1. Введение

В 1995 году исполнилось 100 лет со дня открытия великим немецким физиком Вильгельмом Конрадом Рентгеном нового вида излучения, который получил название рентгеновских лучей. Сейчас трудно представить такую область науки и техники, где бы не использовались эти лучи. Не осталась в стороне и астрономия.

В 1992 году исполнилось 30 лет со дня рождения рентгеновской астрономии. Именно в 1962 году впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от космического источника Скорпион X-1. Рентгеновское излучение Солнца было зарегистрировано еще в 1948 году. С тех пор рентгеновская астрономия достигла впечатляющих успехов. Были открыты мощные источники космического рентгеновского излучения как в нашей Галактике, так и источники внегалактического происхождения.

Под рентгеновским излучением принято понимать электромагнитные волны в области энергий 0,1-300 кэВ. Этот диапазон, в свою очередь, делится на три поддиапазона: 0,1-5 кэВ (мягкое рентгеновское излучение), 5-50 кэВ (классический рентгеновский диапазон) и 50-300 кэВ (жесткое рентгеновское излучение). Электромагнитное излучение в области энергий E≥300 кэВ принято называть гамма-излучением. Такое разделение связано с разными принципами и методами регистрации излучения. Для разных диапазонов характерны и разные механизмы генерации фотонов.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения. Поэтому рентгеновские источники регистрируются с помощью детекторов, установленных на космических кораблях и спутниках. Такими детекторами являются газовые пропорциональные счетчики или специальные твердые кристаллы – сцинтилляторы, в которых регистрируется ток электронов, возникающих в процессе ионизации под действием рентгеновского космического излучения. В качестве детекторов в последнее время успешно используются зеркальные телескопы, сделанные из специально подобранных материалов, которые эффективно отражают и рассеивают рентгеновские лучи. При этом в фокусе такого телескопа по-прежнему располагаются высокочувствительные пропорциональные счетчики.

Успехи рентгеновской астрономии неразрывно связаны с запуском специализированных рентгеновских спутников. Первым из таких спутников был знаменитый УХУРУ, запущенный американскими учеными в 1970 году и названный так в честь 10-й годовщины независимости Кении (на языке суахили слово uhuru означает "свобода"). С помощью этого спутника зарегистрировано излучение от ~350 космических источников как галактического, так и внегалактического происхождения.

В последующие годы число запущенных специализированных рентгеновских спутников резко возросло. Среди них наиболее известны по полученным научным результатам такие спутники, как американские SAS 3, HEAO 1, орбитальная лаборатория ЭЙНШТЕЙН (HEAO 2), английский АРИЭЛЬ, голландский АНС, германский ЭКЗОСАТ, японские ХАКУЧО и ГИНГА. С помощью орбитальной станции ЭЙНШТЕЙН было открыто много новых очень слабых внегалактических источников рентгеновского излучения.

В СССР подобные исследования преимущественно в гамма-диапазоне велись на спутниках серии КОСМОС, а также на космических станциях ВЕНЕРА. В 1982 году в России запущен специализированный астрономический спутник АСТРОН, который ведет исследование неба в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В 1990 году запущен европейский спутник имени Рентгена – РОСАТ. В разработке последнего проекта ведущая роль принадлежала ученым из ФРГ. Запуск осуществлен с помощью американского космического корабля многоразового действия типа ШАТТЛ. На спутнике РОСАТ размещены большой зеркальный рентгеновский телескоп, работающий в спектральной области от 6 до 100 ангстрем, а также специальный телескоп меньших размеров, действующий в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах от 60 до 300 ангстрем. Оба телескопа работают одновременно. Чувствительность рентгеновского телескопа в 1000 и 100 раз соответственно превышает чувствительность знаменитых американских спутников УХУРУ и HEAO 1. Задачей спутника на первом этапе работы является выполнение детального обзора неба в рентгеновских лучах. С его помощью предполагается открыть не менее десяти тысяч новых космических источников рентгеновского излучения. Точность их координат на первом этапе исследований невелика – около 1' в зависимости от величины потока. Ожидается, что список вновь открытых объектов будет весьма широким: от близких обычных звезд до весьма удаленных необычных квазаров.

Рис. 1. Распределение рентгеновских источников по небу в галактических координатах. Размер кружка на рисунке пропорционален интенсивности источника

На втором этапе предполагается провести детальные исследования уже конкретных источников с целью достижения лучшего пространственного разрешения, исследование характера их временного и спектрального поведения и пр.

В России с начала 90-х годов действует орбитальная обсерватория ГРАНАТ, которая была выведена на орбиту 1 декабря 1989 года. Большую часть времени космический аппарат проводит вне магнитосферы Земли, обращаясь вокруг Земли с периодом около 4 суток, что создает благоприятные условия для длительных наблюдений рентгеновских источников. На протяжении 6 лет (с 1990 по 1995 год) главной мишенью этой космической обсерватории была область центра Галактики, где обнаружено много новых дискретных источников рентгеновского излучения.

В России предполагается запустить новую международную орбитальную рентгеновскую обсерваторию массой около 6 тонн с помощью нового российского спутника СПЕКТР. Обсерватория будет действовать на сильно вытянутой орбите, причем минимальное расстояние до Земли составит ~1000 км, а максимальное – 200000 км. Предполагаемое время работы обсерватории около 15 лет. Вес научного оборудования составит 2,5 тонны. С помощью этой замечательной обсерватории ученые надеются открыть сверхслабые источники космического излучения, находящиеся у самой границы Вселенной.

2. Распределение рентгеновских источников по небесной сфере

Самые детальные обзоры неба выполнены с помощью специализированных рентгеновских спутников УХУРУ и ЭЙНШТЕЙН. Четвертый каталог УХУРУ включает 339 источников, распределение которых по небу в галактических координатах показано на рис. 1. Размер кружка на рисунке пропорционален интенсивности источника.

Самые яркие источники концентрируются к галактическому экватору ( ±20° от экватора), а также к галактическому центру. Очевидно, большинство из них принадлежит нашей собственной Галактике. Если бы источники равной светимости распределялись в диске равномерно, то зависимость числа таких источников N от величины их потока F_x подчинялась бы закону N(F_x)~F_x ^-1. Для однородного сферического распределения такая же зависимость имела бы вид N(F_x)~F_x ^-3/2.

Сферическое гало слабых источников (см. рис. 1) в основном состоит из объектов, расположенных вне нашей Галактики.

3. Остатки сверхновых
и нейтронные звезды в остатках сверхновых (радиопульсары)

Более десятка галактических рентгеновских источников отождествлены с остатками сверхновых звезд. Остатки сверхновых в нашей Галактике имеют угловые размеры, превышающие несколько градусов. В большинстве случаев источником рентгеновского излучения является горячая плазма за фронтом ударной волны, которая служит границей раздела между межзвездной средой и расширяющейся газовой оболочкой, возникшей после вспышки сверхновой. Важным исключением является знаменитая Крабовидная туманность. Ее излучение (от радио- до рентгеновского диапазона) интерпретируется как синхротронное излучение релятивистских электронов в магнитном поле туманности. В центре этой туманности находится радиопульсар – нейтронная звезда, вращающаяся с периодом P=33 мс. Это единственный радиопульсар, излучающий во всех диапазонах спектра, включая и гамма-излучение сверхвысокой энергии (до 10¹⁶ эВ). Ускорение электронов в туманности до релятивистских энергий происходит именно за счет энергии вращения нейтронной звезды. В результате потери энергии на ускорение электронов нейтронная звезда замедляется и период ее вращения уменьшается. Для пульсара в Крабовидной туманности относительная скорость изменения периода (то есть величина, равная отношению скорости изменения периода к величине самого периода) составляет 3·10^-11 с^-1, соответственно обратная ей величина ( ~1000 лет) определяет возраст пульсара.

Основные этапы образования нейтронных звезд таковы (подробнее об этом см. статью А.М. Черепащука "Черные дыры в двойных звездных системах" в этом томе). Звезды – это огромные раскаленные газовые шары. Мощное гравитационное поле звезды стремится сжать ее. Чтобы звезда находилась в равновесии, какая-то сила должна противодействовать гравитации. Эта сила – давление горячей плазмы и излучения, которые образуются при переносе через толщу звездного вещества энергии, возникающей в результате протекания в центре звезды термоядерных реакций. Однако ядерное горючее небезгранично. После того как звезда его израсходует, она уже не сможет противостоять силе тяготения и начнет сжиматься. Во что превратится при этом звезда, зависит от ее начальной массы. Если масса ядра звезды, претерпевшего химическую эволюцию, не превосходила 1,2M_ʘ, где M_ʘ – масса Солнца, то звезда превратится в белый карлик – горячую звезду размером с нашу Землю. В этом случае сжатие останавливается давлением электронов, находящихся в особом квантовом состоянии. Если масса ядра звезды больше, но не превосходит трех солнечных, то сжатие будет продолжаться до тех пор, пока уже ядерные силы не скомпенсируют силу тяготения. В таком состоянии звездное вещество уплотнено настолько, что все электроны вдавливаются в протоны, превращая их в нейтроны. В результате возникает нейтронная звезда с радиусом всего около 10 км. Гравитационное сжатие звезды с массой более 3M_ʘ уже не может быть остановлено никакими силами, и звезда превращается в черную дыру – объект, на границе которого вторая космическая скорость равна скорости света. Черная дыра массой около 1M_ʘ имеет радиус примерно 3 км.

Замечательным событием последних лет явилось открытие в сентябре 1982 года на радиотелескопе в Аресибо самого короткопериодического пульсара PSR 1937+214 с периодом P=1,558 мс. В окрестностях пульсара не было обнаружено туманности с синхротронным излучением, а также каких-либо остатков взрыва сверхновой, приведшего к образованию нейтронной звезды. Скорость изменения периода этого пульсара оказалась исключительно малой, dP/dt=(1,7±0,7)·10^-19 секунд за секунду, что в 1000 раз ниже всех известных для пульсаров значений. Соответственно аномально большим ( 2·10⁸ лет) оказывается и возраст этого пульсара. Другая проблема связана с аномально большой скоростью вращения нейтронной звезды, которая оказывается близкой к пределу устойчивости для нейтронной звезды. Поэтому PSR 1937+214 может быть источником гравитационного излучения.

4. Рентгеновские тесные двойные системы

В настоящее время значительное количество рентгеновских источников отождествлены с тесными двойными системами. Почти все они являются рентгеновскими пульсарами, то есть быстро вращающимися замагниченными нейтронными звездами, входящими в состав двойных систем. Значения периодов пульсаров лежат в интервале от 0,7 до 835 с.

Источником энергии рентгеновского пульсара является, однако, не энергия вращения нейтронной звезды, а гравитационная энергия газа, перетекающего на нейтронную звезду с поверхности оптического компонента двойной системы, и выделяющаяся при падении на ее поверхность. Этот процесс носит название аккреции вещества (подробнее об этом процессе см. статью А.М. Черепащука "Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции" в этом томе). Величина этой энергии

Рис. 2. Картина аккреции вещества нормальной звезды на поверхность нейтронной компоненты двойной системы

Для явления рентгеновского пульсара необходимо наличие на поверхности нейтронной звезды сильного магнитного поля с индукцией B≈10¹¹-10¹³ Гс. Картина аккреции представлена на рис. 2. Как только в процессе эволюции нормальной звезды в тесной двойной системе ее поверхность достигнет границ полости Роша, начинается сильное истечение газа. Ионизованный газ свободно падает на замагниченную нейтронную звезду вплоть до поверхности, называемой альвеновской, радиус которой r_A определяется из условия равенства магнитного и газового давлений:

Само явление рентгеновского пульсара имеет место только при очевидном условии, что оси магнитного поля звезды и ее собственного вращения не совпадают друг с другом.

5. Транзиентные рентгеновские источники или рентгеновские новые

Транзиентная или рентгеновская новая – это рентгеновская звезда, которая внезапно вспыхивает в каком-либо участке неба, где она раньше не наблюдалась. Возрастание интенсивности излучения такой звезды происходит за время около недели, затем ее блеск постепенно, примерно за несколько месяцев падает до уровня фона. Кривая блеска рентгеновского транзиентного источника удивительно напоминает кривую оптического блеска новой. Поэтому такие объекты имеют второе название – рентгеновские новые. Блеск новой звезды в момент максимума вспышки может значительно превышать яркость самых мощных постоянных рентгеновских источников.

Долгое время общепринятым объяснением этого явления была гипотеза, предложенная российским ученым А.И. Цыганом. Рентгеновские новые – это также двойные системы, в которых нейтронная звезда движется по сильно вытянутой орбите (то есть по орбите с большим эксцентриситетом). Пока она находится далеко от своего оптического компонента, скорость истечения вещества из нормальной звезды невелика и соответственно мал поток возникающего в результате аккреции рентгеновского излучения. Как только нейтронная звезда подходит близко к нормальной компоненте (в периастре), из-за возрастания гравитационного воздействия нейтронной звезды на оптический компонент мощность истечения резко увеличивается, растет темп аккреции и наблюдается всплеск рентгеновского потока. В области периастра расстояние между звездами настолько мало, что значительная доля рентгеновского потока может перехватываться оптической звездой. Это перехваченное рентгеновское излучение обеспечивает дополнительный прогрев атмосферы нормальной звезды, в результате чего ее блеск может возрасти во много раз.

6. Вспыхивающие рентгеновские источники – барстеры

Барстер (этот термин произошел от английского слова burst – вспышка) характеризуется внезапным возрастанием рентгеновской интенсивности за время порядка нескольких секунд (см. рис. 3) или даже меньше. Затем в течение нескольких десятков секунд происходит понижение рентгеновской интенсивности источника.

Рис. 3. Характерная кривая рентгеновского барстера

Светимость барстера в максимуме потока сравнима со светимостью самых ярких рентгеновских источников в нашей Галактике. Типичное значение интегрального потока во вспышках 10^-8-10^-7 эрг/(см²·с), что для расстояния в 10 килопарсек дает значение светимости L_x≈ 10³⁷-10³⁸ эрг/с. Подобных вспышек у одного источника может быть несколько, временной промежуток между вспышками составляет несколько часов, а иногда и дней. Их называют вспышками 1-го типа. На сегодня известно примерно 30 таких медленных барстеров. Медленные барстеры лежат близко к Галактическому экватору и концентрируются к Галактическому центру, входя в группу рентгеновских источников Галактического горба – балджа (балдж – это скопление звезд, группирующееся вокруг Галактического центра). Группа насчитывает примерно 70 источников, из которых детально исследованы только несколько объектов. Рентгеновские источники балджа существенно отличаются от рассмотренных выше рентгеновских двойных систем, в которых оптический компонент, как правило, имеет большую массу, а рентгеновское излучение пульсирует (из-за вращения нейтронной звезды) и характеризуется довольно жестким спектром. Кроме того, для них характерны довольно глубокие рентгеновские затмения, обусловленные двойственностью этих источников. Рентгеновские источники балджа, как правило, имеют более мягкие спектры, а пульсирующая компонента рентгеновского излучения отсутствует. В течение длительного времени у этих источников не обнаруживались рентгеновские затмения. И лишь в последнее время у источника 4U 1915-05 найдены слабые рентгеновские затмения с периодом P=2985 с. По-видимому, источники галактического балджа также являются рентгеновскими двойными, но с маломассивными оптическими компонентами.

Среди 30 известных барстеров выделены источники, для которых характерны вспышки 2-го типа. Это более короткие вспышки продолжительностью около 1 секунды и с временным интервалом между вспышками в несколько минут. Кроме того, в отличие от вспышек 1-го типа, они не показывают спектральной переменности. Наиболее ярким представителем объектов со вспышками 2-го типа является объект, называемый "быстрый" барстер (МХВ 1730-335), открытый в 1976 году с борта специализированного спутника SAS 3. Совсем недавно от этого объекта были зарегистрированы вспышки и 1-го типа.

Барстеры, как правило, имеют мягкий рентгеновский спектр ( kT~3-10 кэВ), у них отсутствуют периодические пульсации излучения. Эти источники с большой вероятностью являются нейтронными звездами, а не белыми карликами или черными дырами. Основной аргумент состоит в том, что спектры вспышек с хорошей степенью точности описываются распределением Планка. Семь барстеров входят в состав шаровых скоплений, для других барстеров получены разумные оценки расстояний до них, так что оказывается возможным определить радиус излучающей области. Его значение оказалось около 7 км, что близко к величине радиуса нейтронной звезды.

Наличие мягкого рентгеновского спектра и отсутствие периодических пульсаций могут быть связаны с тем, что у нейтронных звезд в таких системах магнитное поле сравнительно слабое: B~10⁸-10⁹≪ 10¹² Гс.

Вспышки барстеров происходят, как правило, на фоне слабо модулированного потока излучения. Соотношение проинтегрированных за 1 час вспышечного и постоянного потоков составляет 8 %. Это очень близко к отношению ядерной энергии связи (8 МэВ) и гравитационной энергии протона, выделяемой при аккреции ( ~130 МэВ). Поэтому полагают, что вспышки 1-го типа происходят в результате ядерного горения в оболочке нейтронной звезды вещества, накопленного в результате аккреции. Термоядерная вспышка накопленного вещества может реально объяснить наблюдаемые свойства барстеров. Наиболее подходящий материал для вспышки – гелий, однако и горение водорода играет немаловажную роль.

Что касается всплесков 2-го типа, то они, скорее всего, связаны с неустойчивостью аккреционного потока на нейтронную звезду с сильным магнитным полем.

7. Вырожденные карлики – источники рентгеновского излучения

Вырожденные карлики в тесных двойных системах образуют широкий класс звезд, известных как взрывные или катаклизмические переменные. Они подразделяются на четыре группы: новые, повторные новые, карликовые новые и новоподобные. Эти группы отличаются друг от друга по масштабам энерговыделения, амплитуде и частоте вспышек. От многих взрывных переменных зарегистрировано рентгеновское излучение, которое возникает в результате аккреции на белый карлик вещества, перетекающего с нормального компонента двойной системы.

В последнее время среди взрывных переменных особый интерес вызывает недавно обнаруженный класс звезд типа АМ ">Геркулеса (иначе – поляры). Они выделяются среди других катаклизмических переменных высокой степенью поляризации оптического излучения, достигающей нескольких десятков процентов. Спектрам этих звезд присущи сильные эмиссионные линии, вид которых изменяется с фазой орбитального периода. От поляров зарегистрированы потоки пульсирующего рентгеновского и даже мягкого гамма-излучения. Как поляризация, так и возникновение жесткого излучения обусловлено главным образом очень сильным магнитным полем белых карликов, входящих в такие двойные системы (по разным оценкам напряженность поля составляет 10⁷-10⁸ Э), однако детальные объяснения пока отсутствуют.

Таким образом, сильные магнитные поля компактных звезд практически во всех случаях приводят к необычным наблюдательным проявлениям. Компактные звезды оказались своеобразной физической лабораторией, в которой в соответствии или вопреки построенным физическим теориям разыгрываются процессы, принципиально невозможные в земных условиях. Открытие таких магнитных полей вызвало новый подъем деятельности физиков в области исследования физических процессов, протекающих в сильных магнитных полях.

8. Черные дыры в двойных системах

Выдающимся достижением рентгеновской астрономии явилось открытие черных дыр в двойных системах (точнее, следует говорить о кандидатах в черные дыры).

Характер аккреции плазмы с поверхности оптического компонента на черную дыру отличается от случая нейтронной звезды, так как у черной дыры не может быть ни сильного магнитного поля, ни твердой поверхности. Поэтому рентгеновское излучение аккрецирующей черной дыры никогда не будет пульсировать. Однако решающим аргументом, конечно, является определение массы компактного объекта, например, по кривой лучевых скоростей оптического компонента (подробнее об этом см. статью А.М. Черепащука "Черные дыры в двойных звездных системах" в этом томе).

До самого последнего времени наиболее надежным кандидатом в черные дыры считался объект Лебедь Х-1 (Cyg X-1). Это мощный источник рентгеновского излучения с довольно жестким спектром. Его излучение представляет собой нерегулярную последовательность во времени импульсов различной мощности и длительности (вплоть до миллисекунд). В оптическом диапазоне объект отождествлен с голубым сверхгигантом – звездой HDE 226868. Ее спектральные линии смещаются относительно своих средних положений вследствие эффекта Доплера с орбитальным периодом P=5,6 суток. По кривой лучевых скоростей можно установить нижнюю границу массы невидимого объекта: M_x≥10M_ʘ. Это и есть главный наблюдательный аргумент в пользу существования черной дыры в этой двойной системе.

В последнее время найдены и другие кандидаты в черные дыры: это рентгеновский источник в Большом Магеллановом Облаке (LMC X-3) и рентгеновская новая V404 Лебедя (V404 Cyg). Вычисленные массы компактных звезд – источников рентгеновского излучения оказались выше значения 3M_ʘ, которое принято считать предельным значением для массы нейтронной звезды. Поэтому они с большой степенью достоверности являются черными дырами.

9. Внегалактические источники рентгеновского излучения

Источниками рентгеновского излучения являются также галактики: нормальные, радиогалактики, квазары и сейфертовские галактики. Современная рентгеновская астрономия достигла такого высокого уровня углового разрешения, который позволяет выделять отдельные (дискретные) источники внутри ближайших к нам галактик.

Наблюдения, полученные с борта специализированной космической обсерватории ЭЙНШТЕЙН, показали, что рентгеновское излучение нормальных галактик представляет собой в основном совокупность дискретных источников, подобных тем, что наблюдаются в нашей Галактике. Так, рентгеновское излучение одного из ближайших к нам соседей – галактики М 31 является суммарным излучением примерно 80 дискретных источников со средней светимостью L_x~10³⁷ эрг/с.

Что касается мощных радиогалактик, таких, как, например, М 87, то в них источниками излучения являются довольно протяженные области, примерно совпадающие по размерам с областями радиоизлучения. Кроме того, есть данные, свидетельствующие о корреляции рентгеновского и радиопотоков. Поэтому считается, что рентгеновское излучение радиогалактик образуется в результате обратного комптоновского рассеяния (называемого "обратный комптон-эффект") радиофотонов на тех же самых релятивистских электронах, которые обеспечивают наблюдаемые радиопотоки в результате синхротронного излучения.

Самым интересным событием явилось открытие мощного рентгеновского излучения квазаров и ядер активных галактик. Каталог космической обсерватории ЭЙНШТЕЙН насчитывает более 3000 дискретных рентгеновских источников. Предполагают, что это квазары, но оптически они пока не отождествлены. Рентгеновские светимости квазаров и ядер сейфертовских галактик в энергетическом интервале 0,5-4,5 кэВ лежат в пределах 10⁴³-10⁴⁷ эрг/с. Переменность потоков в рентгеновском диапазоне, свойственная этим объектам, оказалась более быстрой ( ~10000 секунд у сейфертовских галактик, и даже ~100 секунд у квазаров), чем переменность их оптического излучения ( ~30 суток). Такая быстрая переменность позволяет оценить характерные размеры области излучения как R_x~10¹³- 10¹⁴ см. Исключительная компактность галактических ядер, а также их высокая энергетика в рентгеновском диапазоне, которая может быть объяснена только механизмом аккреции межгалактического газа и вещества звезд на сверхмассивный объект, позволяют предполагать, что галактические ядра являются сверхмассивными черными дырами.

Выдающимся достижением рентгеновской астрономии стало открытие протяженных источников рентгеновского излучения в скоплениях галактик. Самые мощные из них – скопления в созвездиях Волосы Вероники, Персей и Дева. Характерные размеры протяженных источников составляют 0,1-1 мегапарсек, а их светимость лежит в пределах 10⁴³- 10⁴⁵ эрг/с. Детальное исследование их спектров показало, что источником излучения является горячий межгалактический газ с температурой 10⁷- 10⁸ К, захваченный гравитационным полем скопления. Центральной здесь является проблема происхождения этого газа – является ли он реликтовым (то есть остался ли он еще от эпохи первичного нуклеосинтеза – эпохи рождения современного нам вещества) или он имеет галактическое происхождение, то есть выброшен из галактик путем того или иного механизма (например, с помощью "галактического ветра"). Критическим тестом для решения этой проблемы является определение отношения Fe/H, свойственного данному скоплению. Количество железа можно определить по интенсивности высокоионизованных линий железа Fe XXV и Fe XXVI. Оказалось, что величина этого отношения близка к значению, характерному для нормальных галактик. Это свидетельствует о том, что горячий газ внутри скоплений несомненно имеет галактическое происхождение.

Литература

1. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984.
2. Липунов В.М. Астрофизика нейтронных звезд. М.: Наука, 1986.