военные расходы. 7 процентов – аппарат управления. 3 процента – социальные расходы. (Witt C. «Die Finanzpolitik des Deutschen Reiches von 1903 bis 1913». Luebeck, 1970. S. 380) Потом повоевали всласть, с августа 1914-го по ноябрь 1918-го. Потом разбирались с бунтовщиками, отстреливали всяких там спартаковцев, либкнехтов и люксембург. Потом – разоружались, платя репарации.
Государство брало и брало у своих подданных в долг. Сначала обещая расплатиться сторицей из грядущей военной добычи (ну, кое-что из отданных большевиками по Брестскому миру земель вывести удалось…), потом – намекая уставшей от всеевропейской бойни публике (см. «На Западном фронте без перемен» Ремарка) на «мирные дивиденды» (примерно такие же Россия получила в результате прекращения холодной войны…). Короче говоря, к началу двадцатых Германия была охвачена гиперинфляцией (подробности: «Чёрный обелиск» того же Ремарка).
А в чём была информационная суть этой гиперинфляции? Да она была очень проста. Если военные долги слали обществу сигнал, что Рейх должен по своим военным обязательствам кругленькую сумму в 154 миллиарда марок, то печать денег с изобилием нулей этот сигнал исказила. Да так ловко, что весь этот военный долг по состоянию на 15 ноября 1923 года (когда гиперэмиссию сочли возможным остановить, проведя денежную реформу) оказался равен 15,4 пфеннига чекана 1914 года (правда, монеток в десятые доли пфеннига не штамповали даже экономные немцы…). Неплохо, да? Для государства…
Упомянутая выше Большая Советская Энциклопедия первого издания в 29-м томе честно рассказала, что «прогрессивное обесценение бумажных денег являлось способом дополнительной экспроприации городской и сельской буржуазии». Купцам и кулакам слали сигнал, искажая ранее имевшуюся у них информацию о правах собственности, что барахлишко-то уже не ихнее…
Но дальше статья БСЭ, писанная А. Смирновым, приобретает характер пророчества. Падение курсов важнейших мировых валют (фунта с 99,82 процента золотого паритета в августе 1931 года до 60,23 процента в июле 1935-го, доллара со 100 процентов в декабре 1932-го до 59,17 процента в июле 1935-го) при слабом росте эмиссии было расценено как неспособность тогдашнего международного хозяйственного механизма эффективно управлять производством (индустриально-конвейерным), что неумолимо влекло мир ко Второй мировой войне.
Так что приведённые выше примеры ясно показывают, что если любая сделка — прежде всего информационный процесс, а деньги – информационный объект, то инфляция – это фальсификация (не фальсификация по Попперу, а подделывание, как фальсифицируют вина…) информации в чьих-то конкретных интересах. И это надо уяснить, прежде чем говорить обо всех настоящих и перспективных системах электронных денег.
Дмитрий Вибе: Сажа и дёготь
Углерод во Вселенной, по крайней мере в окрестностях Солнца, — четвёртый по распространённости элемент после водорода, гелия и кислорода. Неудивительно, что и значительная доля твёрдого вещества в космосе так или иначе связана с углеродом. Большая часть атомов этого элемента связана в молекулах СО, однако небольшой оставшейся толики хватает, чтобы сильно разнообразить межзвёздную химию.
Очень упрощённое представление о межзвёздном веществе, которое специалисты озвучивают, когда хотят, чтобы от них поскорее отвязались, выглядит так: газ с небольшой (примерно 1 процент по массе) примесью силикатной и графитовой пыли. Однако исследования последних десятилетий показывают, что на самом деле чёткой границы между газообразным и твёрдым ингредиентами может и не быть. Самая большая молекула, достоверно обнаруженная в межзвёздной среде, состоит из 13 атомов (HC11N) и имеет длину 16 ангстрем (1.6 нм). Космические пылинки, хотя их для простоты и считают иногда одинаковыми шариками диаметром в тысячу ангстрем (десятую долю микрона), на самом деле имеют весьма различные размеры, начиная примерно с сотни ангстрем.
Интервал размеров от нескольких ангстрем до сотни также не пуст. Его населяют частицы, которые относятся то ли к очень большим молекулам, то ли к очень мелким пылинкам. Природа этих частиц пока окончательно не установлена, но достоверно известно, что это либо чистый углерод (например, мелкие графитовые частички), либо углеводороды. Первые признаки их существования были обнаружены ещё в середине 1970-х годов благодаря наблюдениям в инфракрасном диапазоне. Тогда оказалось, что на длинах волн порядка нескольких микрон межзвёздное вещество не просто светится, но излучает свет в нескольких довольно узких интервалах длин волн. Эти эмиссионные (то есть излучательные) полосы были слишком узки, чтобы их можно было как-то связать с обычным тепловым излучением больших пылинок, но, с другой стороны, слишком широки, чтобы считать их молекулярными спектральными линиями.
На какое-то время за этими полосами закрепилось название неидентифицированных инфракрасных полос (Unidentified Infrared Band, UIB), однако уже в середине 1980-х годов их связали с гигантскими молекулами, состоящими из различного количества соединённых между собой бензольных колечек, — полициклическими ароматическими углеводородами (ПАУ). Именно в этом диапазоне (на длинах волн от трёх до примерно пятнадцати микрон) ПАУ светятся (флуоресцируют), если их облучить ультрафиолетовым светом.
Ароматическими эти молекулы называются недаром: многие из них обладают характерным запахом. За примером далеко ходить не надо: сам бензол, если верить учебникам, обладает сладковатым запахом (мне как-то не довелось проверить). Но вот простейшая молекула ПАУ, состоящая из двух колец бензола, называется «нафталин», и с ней наверняка встречаться приходится чаще, чем с бензолом.
Вообще на Земле молекулы ПАУ и родственные им соединения — не редкость. Они входят в состав нефти (и нефтепродуктов), дёгтя, сажи, образуются при горении практически любого углеродного топлива, например бензина.
На Земле с её богатой биологической и небиологической историей такое изобилие ароматических (и прочих) углеводородов вполне объяснимо. Но откуда они берутся в межзвёздном пространстве, практически в пустоте? Ведь концентрация частиц в
Сейчас основным поставщиком ароматических углеводородов в межзвёздную среду считаются старые звёзды-гиганты умеренных масс (несколько масс Солнца). В финале эволюции такая звезда сильно расширяется, в результате чего её атмосфера остывает, но сохраняет относительно высокую плотность — подходящие условия для образования ПАУ и сажи, о чём мы хорошо знаем по местным исследованиям, в частности по двигателям внутреннего сгорания. Правда, непосредственно увидеть излучение ПАУ в таких звёздах не удаётся: чтобы они светились, мало того, чтобы они были, нужно ещё посветить на них ультрафиолетом, а его-то как раз в спектрах старых звёзд и нет. Но инфракрасные полосы ПАУ хорошо видны на более позднем этапе, когда оболочку (постепенно превращающуюся в планетарную туманность) начинает подсвечивать УФ-излучение обнажившегося горячего ядра звезды (будущего белого
