Главная страница

Теория всего


Скачать 471.44 Kb.
НазваниеТеория всего
АнкорKhoking_-_Teoria_vsego_Proiskhozhdenie_i_sudba_Vselennoy.pdf
Дата04.11.2018
Размер471.44 Kb.
Формат файлаpdf
Имя файлаKhoking_-_Teoria_vsego_Proiskhozhdenie_i_sudba_Vselennoy.pdf
оригинальный pdf просмотр
ТипДокументы
#48064
страница1 из 8
Каталогid8790193

С этим файлом связано 48 файл(ов). Среди них: Khoking_Penrouz_Kartrayt_Shimoni_-_Bolshoe_maloe_i_chelovecheski, Khoking_-_Mir_v_orekhovoy_skorlupke_ill.pdf, Khoking_-_Teoria_vsego_Proiskhozhdenie_i_sudba_Vselennoy.pdf, Rond_283_l_237_za_269__237_n_225_v_sobotu_-_Ponedelnik_nachinaet, Rond_283_l_237_za_269__237_n_225_v_sobotu_-_Ponedelnik_nachinaet, British_GQ_-_November_2018.pdf, Ponedelnik_nachinaetcya_v_cybboty_-_Rond_283_l_237_za_269__237_n, Ponedelnik_nachinaetcya_v_cybboty_-_Rond_283_l_237_za_269__237_n, Puppet_Best_Practices.pdf и ещё 38 файл(а).
Показать все связанные файлы
  1   2   3   4   5   6   7   8
Эта книга объединила семь лекций всемирно знаменитого ученого, посвященных происхождению Вселенной и представлениям о ней - от Большого Взрыва до черных дыр и теории струн. А главное, тому, как создать на основе частных физических теорий великую объединенную теорию всего.
Теория всего
Введ ение
Вторая лекция. Расширяющаяся Вселенная
Третья лекция. Черные дыры Четвертая лекция. Черные дыры не так уж черны
Пятая лекция. Происхождение и судьба Вселенной
Шестая лекция. Направление времени
Сед ьмая лекция. Теория всего
Диски необитаемого острова. Интервью notes
1 2
3 4
Теория всего Происхождение и судьба Вселенной
Введение В этой серии лекций я попытаюсь вкратце обрисовать историю Вселенной, какой она нам представляется, от Большого Взрыва до черных дыр. Первая лекция содержит краткий обзор существовавших в прошлом представлений о строении мира и рассказ о том, как мы пришли к современной картине. Так что эту лекцию можно назвать хроникой теорий об истории
Вселенной.
Вторая лекция объяснит, как теории гравитации Ньютона и Эйнштейна привели к заключению, что Вселенная не может быть стационарной — только расширяющейся, либо сжимающейся. Это, в свою очередь, предполагает, что в какое-то время в интервале отд о млрд лет тому назад Вселенная имела бесконечную плотность. То был Большой Взрыв,
который, по-вид имому, стал началом существования Вселенной.
В третьей лекции я расскажу о черных дырах. Они формируются, когда массивная звезда или даже более крупное образование схлопывается под действием собственного тяготения. В
соответствии с общей теорией относительности Эйнштейна субъекты, имевшие глупость угодить в черную дыру, будут потеряны навсегда. Они уже не смогут оттуда выбраться. В
сингулярно сти черной дыры истории приходит конец. Впрочем, общая теория относительности это теория классическая, не берущая в расчет принцип неопределенности квантовой механики.
А квантовая механика, как я покажу в четвертой лекции, допускает ускользание энергии из черных дыр. Черные дыры не так уж черны, каких малюют.
В пятой лекции я приложу идеи квантовой механики к Большому Взрыву и возникновению Вселенной. Это подведет нас к идее, что про странство-время может быть конечным по протяженности, ноне иметь границы или края. Это было бы похоже на поверхность Земли, имеющую еще два дополнительных измерения. В шестой лекции я растолкую, как это новое предположение о границах способно объяснить разительное отличие прошлого от будущего притом, что законы физики симметричны относительно времени.
Наконец, в седьмой лекции я обращусь к нашим попыткам найти некую объединенную теорию, охватывающую квантовую механику, тяготение и все остальные физические взаимодействия. Если бы мы преуспели в этом, то смогли бы понять Вселенную и наше место в ней
Первая лекция. Представления о Вселенной Еще в 340 г. дон. э. Аристотель в сочинении О небе сформулировал два веских довода в пользу того, что Земля скорее круглая, как шар, нежели плоская, как тарелка. Во-первых, оно сознал, что лунные затмения возникают из-за прохождения Земли между Солнцем и Луной.
Тень Земли на Луне всегда круглая, а подобное возможно, только если Земля имеет сферическую форму. Будь наша планета плоским диском, тень ее была бы вытянутой,
эллиптической, за исключением тех случаев, когда в момент затмения Солнце располагается прямо над центром д иска.
Во-вторых, из опыта путешествий древние греки вынесли, что в южных странах
Полярная звезда стоит ниже над горизонтом, чем в тех, что лежат ближе к северу. Из разницы видимых положений Полярной звезды в Греции и Египте Аристотель даже вывел приближенное значение окружности Земли — около 400 тыс. стад иев. Мы не знаем точно,
чему равнялся древнегреческий стадий. Возможно, он составлял около 180 м. Тогда оценка
Аристотеля примерно вдвое превосходит принятое ныне значение.
У древних греков имелся и третий аргумент в пользу шарообразности Земли почему бы еще наблюдательна берегу сначала замечал над горизонтом парус приближающегося корабля, а лишь затем — его корпус Аристотель полагал, что Земля неподвижна, а Солнце,
Луна, планеты и звезды движутся вокруг нее по круговым орбитам. Он считал так, поскольку в силу мистических соображений был убежден, что Земля — центр Вселенной, а круговое движение самое совершенное.
ВI в. н. э. Птолемей развил эти идеи в целостную космологическую модель. Земля располагалась в центре, окруженная восемью сферами, несущими на себе Луну, Солнце,
звезд ы и пять известных в то время планет (Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн).
Планеты перемещались по малым окружностям, закрепленным на соответствующих сферах,
что требовалось для объяснения их весьма сложных наблюдаемых движений по небо склону.
На внешней сфере размещались так называемые неподвижные звезды, которые всегда остаются вод инаковом положении относительно друг друга, но все вместе совершают круговое движение по небу. Что лежит за пределами внешней сферы, оставалось неясным, эта область Вселенной не была доступна для наблюд ений.
Мод ель Птолемея позволяла с достаточной точностью предсказывать видимые положения небесных тел. Но для этого пришлось допустить, что Луна, двигаясь по своей траектории, в отдельные моменты подходит к Земле вдвое ближе, чем в другие. А это означало, что периодически Луна должна казаться вдвое больше обычного. Птолемей знал об этом недостатке, тем не менее его модель была принята если не всеми, то абсолютным большинством. Она была одобрена христианской церковью, как картина мира,
согласующаяся со Священным Писанием. Большим преимуществом в глазах богословов было то, что эта модель оставляла за пределами сферы неподвижных звезд достаточно места для рая и ад а.
Тем не менее в 1514 г. польский каноник Николай Коперник предложил гораздо более простую космологическую теорию. Сначала, опасаясь обвинений в ереси, он обнародовал свою модель анонимно. Он считал, что в центре располагается неподвижное Солнце, а Земля и остальные планеты обращаются вокруг него по
круговым орбитам. К несчастью для Коперника, прошло почти столетие, прежде чем его идеи были приняты всерьез. Лишь тогда два астронома — немец Иоганн Кеплер и итальянец
Галилео Галилей — публично выступили в поддержку теории Коперника, несмотря на то что предсказываемые ею движения не вполне совпадали с наблюдаемыми. Теория Аристотеля-
Птолемея фактически умерла только в 1609 г. В тот год Галилей приступил к изучению ночного неба при помощи недавно изобретенного телескопа.
Наблюд ая Юпитер, Галилей заметил, что планету сопровождают несколько небольших спутников (лун, которые обращаются вокруг нее. Это опрокидывало убеждение Аристотеля и Птолемея, что все небесные тела обращаются непосредственно вокруг Земли. Конечно,
можно было по-прежнему считать, что Земля покоится в центре Вселенной, а спутники
Юпитера движутся вокруг нее по исключительно сложным траекториям, создающим видимость их обращения вокруг Юпитера. Однако теория Коперника была гораздо проще.
Примерно в это же время Кеплер развил модель Коперника, предположив, что планеты движутся не по круговым, а по эллиптическим орбитам. Предсказания теории теперь окончательно совпали с наблюдениями. Однако сам Кеплер рассматривал эллиптические орбиты как искусственную гипотезу, притом весьма досадную, потому что эллипс — фигура не столь совершенная, как крут. Открыв (почти случайно, что эллиптические орбиты соответствуют наблюдениям, Кеплер не мог согласовать это со своей идеей, что планеты обращаются вокруг Солнца под действием магнитных сил.
Объяснение нашлось гораздо позднее, в 1687 г, когда Ньютон опубликовал свои
«Математические начала натуральной философии. Это, по-вид имому, самый важный из когд а-либо публиковавшихся научных трудов по физике. В нем Ньютон не только развил теорию движения тел в пространстве и времени, но и разработал математический аппарат для анализа этого движения. Вдобавок он сформулировал закон всемирного тяготения. Этот закон гласит, что каждое тело во Вселенной притягивается к любому другому телу с силой,
величина которой тем больше, чем массивнее тела и чем ближе они находятся друг к д ругу.
Именно эта сила заставляет тела падать на Землю. История же со свалившимся наголову Ньютона яблоком почти наверняка сомнительна. Сам Ньютон упоминает лишь о том, что идея о земном тяготении пришла к нему, когда он, пребывая в созерцательном настроении,
заметил падение яблока.
Ньютон показал, что, согласно его закону, тяготение заставляет Луну обращаться по эллиптической орбите вокруг Земли, а Землю и все остальные планеты — следовать по эллиптическим траекториям вокруг Солнца. Модель Коперника покончила с небесными сферами Птолемея, а заодно и с представлением о том, что Вселенная имеет какую-то естественную границу. Так называемые неподвижные звезды не меняют своего взаимного положения при движении Земли вокруг Солнца. Поэтому сама собой напрашивалась мысль,
что это объекты, подобные нашему Солнцу, но расположенные гораздо дальше. И это рождало вопросы. Ньютон понимал, что, согласно его собственной теории тяготения, звезды должны притягиваться между собой, а стало быть, не могут оставаться абсолютно неподвижными. Почему же тогда они не упадут друг над руга, собравшись вод ну точку?
В письме 1691 гад ресованном Ричарду Бентли, другому видному мыслителю того времени, Ньютон отмечает, что подобное неизбежно случилось бы, будь число звезд конечным. Однако, продолжает он, если бесконечное число звезд распределено более-менее однородно в бесконечном пространстве, такого не может произойти, потому что нет никакой центральной точки, в которую они могли бы упасть. Этот аргумент — пример ловушки, в которую можно угодить, рассуждая о бесконечно сти.
В бесконечной Вселенной каждая точка может считаться центральной, поскольку в
любом направлении от нее находится бесконечное число звезд . Правильный подход, как стало ясно намного позднее, заключается в том, чтобы рассматривать конечную область, в которой все звезды притягиваются друг к другу. Но тогда можно поставить вопрос, что же изменится, если добавить звезд , распределив их приблизительно равномерно за пределами этой области. В соответствии с законом Ньютона эти добавленные звезды не изменят ничего и звезды в ограниченной области будут приближаться друг к другу с прежней скоро стью.
Можно добавить сколько угодно звезд — коллапс будет неизбежен. Сегодня мы знаем, что невозможно построить бесконечную стационарную модель Вселенной, в которой гравитация всегда оказывает притягивающий эффект.
И вот интересная особенность общего образа мыслей до в никто не пред полагал,
что Вселенная расширяется или сжимается. Было принято считать, что она либо существовала вечно в неизменном виде, либо была сотворена некогда в прошлом примерно такой, какой мы видим ее сегодня. Отчасти такие представления могли быть обусловлены склонностью людей верить в вечные истины и находить утешение в мысли, что Вселенная не меняется, пусть сами они стареют и умирают.
Даже понимавшие, что теория тяготения Ньютона нед опускает существования стационарной Вселенной, не заходили настолько далеко, чтобы предположить возможность ее расширения. Вместо этого они пытались подправить теорию, предполагая, что на очень больших расстояниях гравитационная сила отталкивает тела друг отд руга. Это почти не сказывалось на прогнозах движения планет, но позволяло уравновесить бесконечное распределение звезд за счет того, что притяжение между близкими звездами компенсировалось отталкиванием между д алекими.
Од нако теперь мы знаем, что такое равновесие было бы неустойчивым. Стоит звездам в небольшой области Вселенной немного сблизиться, как силы притяжения начнут преобладать над силами отталкивания. В итоге звезды продолжат сближаться друг с д ругом.
С другой стороны, если звезды несколько разойдутся, возобладают силы отталкивания,
которые заставят звезды разбегаться все д альше.
Еще одно возражение против бесконечной стационарной Вселенной обычно приписывают немецкому философу Генриху Ольберсу. На самом деле проблему поднимали многие современники Ньютона, и вышедшая в 1823 г. статья Ольберса не была первой из содержащих убедительные аргументы. Однако она первой получила широкую известно сть.
Сложно сть состоит в том, что в бесконечной стационарной Вселенной почти каждая линия или сторона должна заканчиваться на поверхности какой-либо звезды. Отсюда следует, что все небо должно бы светиться как Солнце, притом даже ночью. Ольберс возражал на это, что свет далеких звезд тускнеет, поглощаемый материей, которая встречается на его пути. Однако в таком случае материя, нагреваясь, сияла бы столь же ярко, как сами звезд ы.
Избежать вывода о том, что все ночное небо должно быть столь же ярким, как поверхность Солнца, можно, только предположив, что звезды не светили вечно, а зажглись в какой-то конечный момент в прошлом. В этом случае межзвездная материя, возможно, еще не успела раскалиться до высоких температур либо свет самых далеких звезд пока что нед о стиг нашей планеты. И это подводит нас к вопросу о том, что же могло послужить причиной первоначального возгорания звезд Разумеется, люди издревле размышляли о зарождении Вселенной. В соответствии с целым рядом ранних ко смологий иудейского, христианского и мусульманского вероучений
Вселенная возникла в конечный, причем относительно недавний, момент прошлого. Одним изд оводов в пользу такого начала было убеждение, что объяснить существование Вселенной можно лишь с помощью первопричины
Другой довод выдвинул Блаженный Августин в своем сочинении Ограде Божием». Он указал на то, что цивилизация развивается и мы помним, кто вершил прогресс и совершенствовал технику. Значит, человечество (и, возможно, Вселенная) существует не так уж давно. Иначе мы добились бы гораздо большего.
Основываясь на библейской Книге Бытия, Блаженный Августин относил сотворение
Вселенной примерно кг. дон. э. Интересно, что эта дата не столь уж далека от окончания последнего ледникового периода (около 10 ООО лет дон. э, когда, по-вид имому,
зарод илась человеческая цивилизация. С другой стороны, Аристотель и большинство древнегреческих философов не жаловали идею о сотворении мира, поскольку она предполагала слишком значительное божественное вмешательство. Следовательно, они верили, что человечество и мир вокруг него существовали и, возможно, будут существовать вечно. Рассматривая аргумент о прогрессе, упомянутый выше, они опровергали его тем, что периодически обрушивающиеся на человечество потопы и прочие катастрофы из раза враз отбрасывают род человеческий к началу цивилизации.
В те времена, когда большинство людей верило в стационарную и неизменную
Вселенную, вопрос о том, имела она начало или нет, принадлежал к области метафизики и теологии. Ответы предлагались самые разные. Кто-то верил, что Вселенная существует вечно, другие полагали, что она была приведена в движение в некий конечный момент времени, причем таким образом, чтобы складывалось впечатление, будто она была вечно. Нов г. американский астроном Эд вин Хаббл совершил эпохальное открытие, обнаружив,
что, куда ни обрати взгляд в космосе, далекие звезды стремительно удаляются от нас.
Другими словами, Вселенная расширяется. Это означало, что в далеком прошлом небесные тела находились гораздо ближе друг к другу. Складывалось впечатление, что около 10 или млрд лет назад все они находились водной точке про странства.
Это открытие окончательно перенесло вопрос о возникновении Вселенной в сферу науки. Наблюдения Хаббла предполагали, что в прошлом существовал момент времени,
называемый Большим Взрывом, когда Вселенная была заключена в бесконечно малом объеме и, значит, имела бесконечно большую плотность. Если какие-то события и происходили до того, они не могли повлиять на происходящее ныне. Ими позволительно пренебречь, потому что это не возымеет никаких обозримых послед ствий.
Можно сказать, что в момент Большого Взрыва началось само время, в том смысле, что никаких более ранних времен установить нельзя. Необходимо подчеркнуть, что это начало времени сильно отличается от всего, что рассматривалось прежде. В неизменной Вселенной начало времени — это нечто навязываемое чем-то находящимся за пределами Вселенной. Нет никакой физической необходимости в таком начале. Можно просто верить, что Бог создал Вселенную буквально в любой из моментов прошлого. С другой стороны,
если Вселенная расширяется, то могут существовать физические причины того, почему должно быть начало. Можно полагать, что Бог создал Вселенную в мгновение Большого
Взрыва. (Или позднее, но таким образом, чтобы казалось, будто произошел Большой Взрыв.)
Од нако было бы бессмысленно думать, будто Вселенная сотворена до Большого Взрыва.
Расширяющаяся Вселенная не отменяет возможности существования Творца, но ограничивает Его деятельность некоторыми временными рамками
Вторая лекция. Расширяющаяся Вселенная Наше Солнце и ближайшие к нему звезды составляют часть обширного звездного скопления, называемого нашей Галактикой, или Млечным Путем. Долгое время считало сь,
что это и есть вся Вселенная. И лишь в 1924 г. американский астроном Эд вин Хаббл показал,
что наша Галактика не единственная. Существует множество других галактик, разделенных гигантскими участками пустого пространства. Чтобы доказать это, Хабблу пришлось измерить расстояния до других галактик. Мы можем определять расстояния до ближайших звезд , фиксируя изменения их положения на небесном своде по мере обращения Земли вокруг
Солнца. Нов отличие от ближних звезд , другие галактики находятся столь далеко, что выглядят неподвижными. Поэтому Хаббл вынужден был использовать косвенные методы измерения расстояний.
В настоящее время видимая яркость звезд зависит отд вух факторов — фактической светимости иуд аленно сти от Земли. Для наиболее близких звезд мы можем измерить и видимую яркость, и расстояние, что позволяет вычислить их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы можем вычислить расстояние до них, измерив их яркость. Хаббл утверждал, что определенные типы звезд всегда имеют одну и туже светимость в тех случаях, когда они расположены от нас надо статочно близких расстояниях,
позволяющих провести измерения. Обнаружив подобные звезды в другой галактике, мы можем предполагать, что они имеют туже светимо сть.
Это позволит нам вычислить расстояния до иной галактики. Если мы проделаем это для нескольких звезд в какой-то галактике и полученные значения совпадут, то можно быть вполне уверенным в полученных нами результатах. Подобным образом Эд вин Хаббл сумел вычислить расстояния до девяти разных галактик.
Сегод ня мы знаем, что наша Галактика лишь одна из нескольких сотен миллиардов наблюдаемых в современные телескопы галактик, каждая из которых может содержать сотни миллиардов звезд . Мы живем в Галактике, поперечник которой около ста тысяч световых лет.
Она медленно вращается, и звезды в ее спиральных рукавах делают примерно один оборот вокруг ее центра за сто миллионов лет. Наше Солнце представляет собой самую обычную,
сред них размеров желтую звезду близ внешнего края одного из спиральных рукавов.
Несомненно, мы прошли долгий путь со времен Аристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром Вселенной.
Звезд ы так далеки от нас, что кажутся всего лишь крошечными светящимися точками.
Мы не можем различить их размер или форму. Каким же образом ученые их классифицируют?
Для подавляющего большинства звезд надежно определяется только один параметр, который можно наблюдать цвет их излучения. Ньютон обнаружил, что пропущенный через призму солнечный свет распадается на составляющий его набор цветов (спектр, такой же, как у радуги. Сфокусировав телескоп на определенной звезде или галактике, можно наблюдать спектр света данного объекта. Разные звезды обладают разными спектрами, но относительная яркость отдельных цветов спектра практически всегда соответствует той,
которую можно обнаружить в свечении сильно раскаленных объектов. Это позволяет по спектру звезды вычислить ее температуру. Более того, в спектре звезды можно обнаружить отсутствие некоторых специфических цветов,
причем цвета эти у каждой звезды свои. Известно, что каждый химический элемент поглощает характерный именно для него набор цветов. Таким образом, выявляя линии,
отсутствующие в спектре излучения звезды, мы можем точно определять, какие химические
элементы содержатся в ее внешнем слое.
Приступив в х гг. к исследованию спектров звезд в других галактиках, астрономы обнаружили поразительный факт в них отсутствовал тот же самый набор цветовых линий,
что и у звезд нашей Галактики, но все линии были смещены на одинаковую величину в направлении красной части спектра. Единственное разумное объяснение заключалось в том,
что галактики удаляются от нас и это вызывает понижение частоты световых волн (так называемое красное смещение) вследствие эффекта Доплера. Прислушайтесь к шуму машин на шоссе. По мере того как автомобиль приближается к вам, звук его двигателя становится все выше сообразно частоте звуковых волн и делается ниже, когда машина удаляется. Тоже происходит и со световыми или радиоволнами. Действительно, эффектом Доплера пользуется дорожная полиция, определяя скорость автомобиля по изменению частоты посылаемого и принимаемого радиосигнала (сдвиг частоты при этом зависит от скорости отражающего объекта, то есть автомобиля).
По сле того как Хаббл открыл существование других галактик, он занялся составлением каталога расстояний до них и наблюдениями их спектров. В то время многие полагали, что галактики двигаются совершенно хаотически и, следовательно, вод инаковом количестве их должны обнаруживаться спектры, имеющие как красное смещение, таки синее. Каково же было общее удивление, когда обнаружилось, что все галактики демонстрируют красное смещение. Каждая из них удаляется от нас. Еще более поразительными оказались результаты,
опубликованные Хабблом в 1929 г.:
д аже величина красного смещения у каждой из галактик неслучайна, но пропорциональна расстоянию между галактикой и Солнечной системой. Другими словами,
чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется. Это означало, что Вселенная никак не может быть стационарной, как принято было думать ранее, наделе она расширяется.
Расстояния между галактиками постоянно растут.
Открытие того, что Вселенная расширяется, стало одной из главных интеллектуальных революций XX в. Оглядываясь в прошлое, легко удивляться, почему никто нед одумался до этого раньше. Ньютону и прочим следовало бы понять, что стационарная Вселенная быстро схлопнулась бы под влиянием тяготения. Но представьте, что Вселенная нестационарна, а расширяется. При малых скоростях расширения сила тяготения рано или поздно остановила бы его и положила начало сжатию. Однако если бы скорость расширения превосходила некоторое критическое значение, то силы тяготения было бы недостаточно, чтобы его остановить и Вселенная расширялась бы вечно. Нечто подобное происходит при запуске ракеты с поверхности Земли. Если ракета не разовьет нужной скорости, сила тяготения остановит ее иона начнет падать назад . С другой стороны, при скорости выше некоторой критической величины (около 11,2 км/с) силы тяготения не смогут удерживать ракету возле
Земли, иона будет вечно удаляться от нашей планеты.
Под обное поведение Вселенной можно было предсказать на основе ньютоновского закона всемирного тяготения еще в XIX в, ив в, даже в конце XVII в. Однако вера в стационарную Вселенную была столь незыблема, что продержалась до начала XX столетия.
Сам Эйнштейн в 1915 г, когда он сформулировал общую теорию относительности, сохранял убежденность в стационарности Вселенной. Не в силах расстаться с этой идеей, он даже модифицировал свою теорию, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную. Эта величина характеризовала некую силу антигравитации, в отличие от всех других физических сил не исходящую из конкретного источника, а встроенную в саму ткань про странства-времени. Космологическая постоянная придавала про странству-времени внутренне присущую тенденцию к расширению, и это могло быть сделано для уравновешивания взаимного притяжения всей присутствующей во Вселенной материи, то есть ради стационарности Вселенной.
Похоже, в те годы лишь один человек готов был принять общую теорию относительности за чистую монету. Пока Эйнштейн и другие физики искали путь,
позволяющий обойти нестационарность Вселенной, которая вытекала из общей теории относительности, российский физик Александр Фрид ман вместо этого предложил свое объяснение.
  1   2   3   4   5   6   7   8

перейти в каталог файлов
связь с админом