История астрономии. Глава 19 | Астрономия в школе

Глава 19 От зарождения радиоастрономии в СССР (1948г) до второго открытия Пулковской обсерватории (1954г)

В данный период сделаны следующие открытия и основные события:

Организуется Крымская научная станция - первая в стране радиоастрономическая обсерватория (1948г, В.В. Виткевич, С.Э. Хайкин, СССР)
Основана Московская школа звездной астрономии (Международный центр изучения переменных звезд) (1948г, П.П. Паренаго, Б.В. Кукаркин, СССР)
Печатается первое издание "Общего каталога переменных звезд" (1948г, Б.В. Кукаркин, СССР)
Открыто ядро Галактики (1948г, А.А. Калиняк, В.И. Красовский, В.Б. Никонов, СССР)
Зарегистрировано рентгеновское излучение Солнца(1948г, ФАУ-2, Т. Бурнайт, США)
Установлены подсистемы в структуре Галактики (1949г, Б.В. Кукаркин, СССР)
Определяется современное значение видимых звездных величин Солнца и полной Луны (1949г, В.Б. Никонов, СССР).
Устанавливается, что из ядер комет выбрасываются не только газы, но и твердые частицы (1949г, А.Д. Дубяго, СССР)
Предлагается модель кометы - «грязного снежка» - конгломерат легкоплавких льдов и пылевых частиц (1950г, Ф.Л. Уипл, США)
Доказано теоретически, что планеты гиганты газообразные тела и не имеют твердой поверхности (1950г, В.Г. Фесенков, А.Г. Масевич, СССР)
Признана современная теория образования Солнечной системы (1951г, О.Ю. Шмидт)
Обнаружено радиоизлучение нейтрального водорода (1951г, Х. Юэн, Э.М. Перселл, США)
Открыта сверхкорона Солнца (1951г, В.В. Виткевич, СССР)
Открыты спиральные рукава Галактики (1952г, У.У. Морган, США)
Открыты радиогалактики (1952г, В.Г. Бааде, Р.Б. Минковский, США)
Обнаружены протозвезды (1952г, В.Г. Фесенков, СССР)
Создана первая солнечная батарея (1953г, США)
Открыто сверхскопление галактик (1953г, Ж.А. Вокулёр, Франция)
Созданы основы теории пульсации переменных звезд (1953г, С.А. Жевакин, СССР)
Уточнена двумерная Гарвардская классификация звездных спектров (1953г)
Созданы лазеры (1954г, А.М. Прохоров, Н.Г. Басов, СССР, Ч.Х. Таунс, США)
Создан Европейский центр ядерных исследований (ЦЕРН, Швейцария, 1954г)
Открытие 21 мая восстановленной после войны Пулковской обсерватории (1954г, СССР)

1948г

Виктор Алексеевич ДОМБРОВСКИЙ (30.09.1913-01.02.1972, Ростов (Ярославской обл.), СССР) астроном, астрофизик и независимо американцы У.А. Хилтнер и Дж. Холл при попытке обнаружения теоретически предсказанной поляризации затменных переменных звезд – открыли фотоэлектрическим методом поляризацию излучения одиночных звезд (сообщение об этом опубликовано в 1949). Это привело к выводу, что поляризация возникает в межзвездном пространстве при поглощении света пылевыми частицами, которые, имея удлиненную форму ориентированных в магнитном поле Галактики (существование его предсказано шведским физиком Ханнес Альфвен, открывшим в 1942г волны, получившие название «альфвеновские». Нобелевский лауреат).
   В 1936-1941 занимался фотометрией переменных звезд, спектрофотометрией туманностей.
   Перед войной в Астрономической обсерватории Ленинградского университета одним из первых провел спектрофотометрическое изучение туманности Андромеды (опубликовано лишь в 1950г).
   С 1951г проводил в Бюраканской обсерватории, пользуясь первым отечественным фотоэлектрическим поляриметром, изготовленным в АО ЛГУ. С его помощью он проводил фотоэлектрические наблюдения переменных звезд и прежде всего затменных. Исследовал поляризацию излучения ряда диффузных туманностей, ядер галактик разных типов, нестационарных звезд.
   В 1953г обнародует (независимо от М.А. Вашакидзе) открытие - обнаружение сильной поляризации оптического излучения Крабовидной туманности еще осенью 1951г, что подтвердило синхротронную природу излучения туманности.
   Совместно с В.А. Гаген-Торн в 1966-1967гг осуществили первый высокоточный поляризационный обзор известных в то время восьми сейфертовских галактик и обнаружили невысокую степень поляризации в 1-2%.
   Окончил Ленинградский университет в 1936г. С 1936г работал в обсерватории Ленинградского университета (директор с 1962г). Первый в стране начал поляриметрические наблюдения небесных тел и создал научную школу астрополяриметрии. По его инициативе и руководстве построена Южная астрофизическая станция Ленинградского университета (1968г, близ Бюракана, Армения). В 1962-1972гг директор обсерватории Ленинградского университета, профессор университета. Бредихинская премия АН СССР 1974г.

1948г

Мстислав Николаевич ГНЕВЫШЕВ (02(15).05.1914 - 29.01.1992, Екатеринодар, СССР) астроном, под его руководством близ Кисловодска на высоте 2070 м над уровнем моря была построена Горная астрономическая станция Пулковской обсерватории. Благодаря его деятельности и Р.С. Гневышевой станция стала одним из основных пунктов по наблюдению солнечной короны в мире, ведущим учреждением Службы Солнца СССР. Здесь впервые в СССР были организованы наблюдения солнечной короны вне затмений. Был участником экспедиций по наблюдению солнечных затмений — на территории СССР (1936, 1968), в Бразилию (1947), на о-ва Кука (1965).
   Научные работы посвящены физике Солнца и изучению влияния солнечной активности на геофизические явления. Установил ряд новых связей между явлениями в ионосфере и магнитосфере и солнечной активностью. Организовал первые комплексные наблюдения за развитием активности во всех слоях атмосферы Солнца оптическими и радиометодами, что позволило установить некоторые особенности 11-летнего солнечного цикла. Путем сравнения данных наблюдений солнечной короны, проведенных в разных обсерваториях, показал, что 11-летний цикл солнечной активности имеет не одну, а две волны усиления активности, которые отличаются разными физическими свойствами. Это относится ко всем явлениям, протекающим в короне, хромосфере и фотосфере, а также проявляется в некоторых геофизических процессах. Изучал влияние солнечной активности на биосферу Земли.
   Установил, вместе с А.И. Олем, эмпирическое правило, согласно которому нечётные циклы солнечной активности мощнее предшествующих им чётных («правило Гневышева-Оля»).
   В 1938г окончил Ленинградский университет. В 1930—1936гг работал в Главной геофизической обсерватории Гидрометслужбы СССР, с 1936г работал в Пулковской обсерватории. Во время Великой Отечественной войны служил в Советской Армии (метеоролог при полку тяжелой артиллерии на границе с Финляндией, затем начальник гидрометеорологической службы штаба 42-й армии Ленинградского фронта), затем работал в Арктическом институте Севморпути. После войны вернулся в Пулковскую обсерваторию, работал в ней учёным секретарём. Руководитель созданием (1948), а затем был директором Горной астрономической станции Пулковской обсерватории, создал на её базе советскую Службу Солнца. Был участником экспедиций по наблюдению солнечных затмений на территории СССР (1936, 1968), в Бразилию (1947), на острова Кука (1965). В 1967—1970 годах был президентом Комиссии № 12 «Излучение и строение солнечной атмосферы» Международного астрономического союза.

1948г

Виктор Витольдович ВИТКЕВИЧ (2.07.1917-29.01.1972, Клин, СССР) радиоастроном, основывают совместно с С.Э. Хайкин радиоастрономию в стране. Под его руководством в 1948г в Крыму (около поселка Кацивели) организуется Крымская научная станция - первая в стране радиоастрономическая обсерватория. По их инициативе в 1949г в стране начинают создаваться радиоастрономические станции, устанавливаться радиотелескопы. В период 1949-53гг, создав новые конституции и проведя усовершенствование, установлено 5 радиоинтерферометров с базами от 140 до 180м.
   С 1954г радиоастрономия в стране отделяется в самостоятельную от решения прикладных задач и Хайкин стал создавать отдел радиоастрономии при Пулковской обсерватории, а с 1955г Виткевич возглавил вместо Хайкина радиоастрономию в Физическом институте АН СССР.
   В 1951-55гг в Крыму устанавливается 8 разных типов специализированных радиотелескопов, в том числе и РТ-22 в Коцивели (1953г, западнее Симеиза, берег Голубого залива). По совету И.С. Шкловского впервые в радиоастрономии предложил метод частотной модуляции и начал поиск радиоизлучения нейтрального водорода на волне 21см, но прекратил работу (открыто в 1951г сразу в 3-х странах). Начал поиск и линии водорода на волне 9,45 см с 1954г, но не найдя, прекратил работу (открыта в 1973г-очень слабая, также рассчитана И.С. Шкловским).
   В 1956-59гг создает новую Радиоастрономическую станцию с радиотелескопом РТ-22м (сантиметровый и миллиметровый диапазон, диаметр чаши 22м, масса 50т) в г. Пущино на берегу р. Ока - Окская, которая с РТ-22 в Коцивели, построенной в 1953г, позволила создать первый радиоинтерферометр со сверхдлинной базой- РСДБ разрешающей способности в 0,002", а в 1959-1965гг построил ДКР-1000 (метровые волн). С 1966г он проводил на нем изучение солнечного ветра и неоднородной структуры межпланетной и межзвездной плазмы. В 1968 под его руководством были развернуты исследования пульсаров.
   Провел первое измерение радиояркостной температуры Луны.
   В 1950г в Крыму первым в СССР зарегистрировал Телец А (Крабовидная туманность), а в 1951г, принимая его излучением через солнечную корону, открывает существование у Солнца сверхкороны (введя это слово), исследуя ее в 1953-55гг доказал, что она простилается до орбиты Меркурия а в 1962г построил ее двухкомпонентную модель.
    В 1951г независимо от Ф.Г. Смита и К. Мейчина предложил новый метод исследования солнечной короны путем изучения проходящего через нее радиоизлучения дискретных источников (метод «просвечивания»). Этим методом Виткевич впервые провел исследование внешних областей солнечной короны, в результате чего были открыты сверхкорона Солнца и радиальные магнитные поля в околосолнечном пространстве.
    25 февраля 1952г во время солнечного затмения исследовал радиоизлучение Солнца в метровой диапазоне и нашел зависимость от длинны волны. Сделал первые оценки локальных источников радиоизлучения на диске Солнца.
    В 1955-60гг исследуя Солнце, открывает на нем области повышенной радиоактивности в короне, новый тип радио вспышек и т.д.
    В 1959г с помощью радиотелескопа (18,5м в п. Кацивели) определяет с другими траекторию КА серии «Луна», время и место посадки КА «Луна-2».
    Окончил Московский институт связи в 1939г, служил в Советской армии в 1941-1947гг, с 1948г после армии работает в Физическом институте АН. Государственная премия СССР (1968г).

1948г

Под руководством Бориса Васильевича КУКАРКИНА (биграфия) (30.10.1909-15.09.1977) в СССР Московской школой звездной астрономии печатается "Общий каталог переменных звезд", содержащий 10930 звезд. Работа над этим каталогом происходит непрерывно: 4-е пятитомное издание ОКПЗ вышло в свет в 1983г под редакцией П.Н. Холопова и Н.Н. Самуся и содержало 28 435 переменных звезд в нашей Галактике и 10979 переменных звезд из 35 звездных систем. Вместе с многочисленными дополнениями к 2001 году ОКПЗ содержал данные о 36 000 переменных звезд и других нестационарных объектах и является уникальным справочным изданием. Для данного каталога Кукаркин вместе с П.П. Паренаго составили каталог-картотеку различных характеристик переменных звезд, который лег в основу «Общего каталога переменных звезд» (ОКПЗ), созданного по поручению Международного астрономического союза.
   В 1942-1949 гг. показал, что переменные звезды разных типов располагаются в Галактике различным образом, и сделал заключение, что разные области Галактики имеют различный звездный состав, что наша звездная система слагается из большого числа как бы вложенных друг в друга и пронизывающих друг друга подсистем. Каждая подсистема образована звездами одного типа. Подсистемы Галактики отличаются друг от друга главным образом различной степенью сжатия. Уместно разделить их на три класса: плоские, промежуточные и сферические.
   Астрономией увлекся в школе, и не только наблюдал небо в купленную подзорную трубу, но и построил свой телескоп, лучше покупного. В 18-летнем возрасте возглавил обсерваторию Нижегородского общества любителей физики и астрономии и основал бюллетень Переменные звезды, затем долгие годы выходивший под его редакцией как академический журнал, и ныне существующий в качестве журнала электронного.
В 1931г был приглашен на работу в Ташкентскую обсерваторию, где активного занимался исследованием переменных звезд. В 1932г приглашен в Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга (ГАИШ). С той поры вся жизнь Б.В. Кукаркина связана с Московским университетом и ГАИШ. В МГУ он в 1951г стал профессором мехмата МГУ, а после перевода астрономического отделения на физфак МГУ, с 1960г, заведующим кафедрой звездной астрономии (с 1964г переименованной в кафедру звездной астрономии и астрометрии). В ГАИШ он в 1952-1956гг был директором института, а в последующие годы — заведующим отделом изучения Галактики и переменных звезд.
   Награжден орденом Красной Звезды и медалями, удостоен других правительственных наград. В 1950 году стал лауреатом премии АН СССР им. Ф.А. Бредихина. Его именем названа малая планета №1954.
   История каталогов переменных звёзд    Компьютерная версия каталога (англ.)

1948г

   Антонин БЕЧВАРЖ (Bečvář, 10.06.1901-10.01.1965, Брандыс, Чехословакия) астроном, с помощниками обработав результаты наблюдений на обсерватории "Горное Озеро" ("Skalnate Pleso"), издают эпохальный "Звездный атлас для эпохи 1950 года" ("Atlas Coeli 1950.0"). Атлас состоит из 16 карт, покрывающих все небо от южного до северного полюса, на которых показаны 32500 звезд до 7,75 величины, а также большое количество незвездных объектов, многие из которых значительно слабее предельной звездной величины атласа. Компания Sky Publishing Corp. опубликовала его в США под названием "Атлас Небес" ("Atlas of Heavens"). Из-за умеренной цены он стал самым популярным изданием для наблюдателей в течении трех последующих десятилетий. Атлас пострадал из-за неправильно построенной конической проекции: на картах северного и южного полушария неба, имеющих склонения в пределах от 20 до 65 градусов, созвездия сжаты в направлении восток - запад.
   Выполнил многолетнюю серию систематических наблюдений солнечной фотосферы, большое количество фотографических и визуальных наблюдений комет и метеоров. Составил также атлас типов облаков, встречающихся в горной местности.
   В 1958 году издает атлас с цветными изображениями млечного пути и незвездных объектов. Разнообразие цветовой гаммы придало этому изданию очень привлекательный вид. Атлас пользовался заслуженной популярностью у любителей астрономии.
   В 1958 году издает "Атлас эклиптики" ("Atlas Eclipticalis"), в который вошли звезды со склонениями в пределах от -30 до +30 градусов, причем каждая звезда была окрашена в соответствии со своим спектральным классом, что явилось большим новаторством для звездных атласов.
   В 1962 году опубликовал "Атлас северного полушария неба" ("Atlas Borealis"); на нем показано небо в пределах по склонению от +30 градусов до северного полюса, а затем, в 1964 году, выпускает "Атлас южного полушария неба" ("Atlas Australis"); имеющий пределы по склонению от -30 градусов до южного полюса.    Таким образом, тремя атласами Бечвар покрывает все небо. Два последних атласа выполнены в стиле "Eclipticalis", т.е. звезды в них тоже были окрашены в соответствии со своим спектральным классом. Все три атласа не имеют даже приблизительного предела звездной величины; они более или менее полны до 9-й звездной величины, а также показывают много звезд слабее 9-й величины(а иногда в них попадаются звезды до 12-й и даже до 13-й величины), слабее 9-й величины звезд отмечено гораздо меньше, чем их существует на реальном небе. Бечвар решил включить все звезды, для которых были известны точные координаты. Между тремя атласами существует разница в звездных величинах звезд. Это случилось потому, что в "Eclipticalis" и "Australis" использовалась визуальная шкала звездных величин, а в "Borealis" - фотографическая. Три последних атласа не содержат незвездных объектов, но в них показаны некоторые яркие рассеянные скопления, которые, правда, не были отмечены соответствующим символом. Кроме того, карты в этих атласах были очень большими, что причиняло неудобство наблюдателям у телескопа. Поэтому в 70-е годы эти атласы стали печатать со сложенными картами.
   Окончил Карлов университет в Праге. Работал метеорологом на метеостанциях в Высоких Татрах. В 1941г на горе Скалнате-Плесо основал небольшую высокогорную обсерваторию, оборудованную 24-дюймовым телескопом, и был ее директором до 1950г. На базе этой обсерватории впоследствии создан Астрономический институт Чехословацкой АН.
   В его честь назван кратер на Луне и астероид № 4567.

1948г

Джерард Петер КОЙПЕР (Kuiper, 7.12.1905-23.12.1973, Харенкарспел, Нидерланды-США) астроном, 15 февраля, исследуя фотоснимки полученные в обсерватории Мак - Доналд (шт. Техас) Техасского университета, открыл пятый спутник Урана - Миранду, в то время самый близкий и самый маленький (диаметр 484км в 130 тыс. км от планеты, Т=1,41 сут). По фотографиям 24 января 1986г КА «Вояджер-2» Миранда покрыта долинами, ущельями и крутыми скалами.
    1 мая 1949г открывает второй спутник Нептуна - Нереиду (Восьмой) спутник Нептуна диаметром 340км в 6613,4 тыс. км. от планеты, Т=360сут.
   Исследуя двойные звезды – визуальные, спектральные, затменные, он пришел к выводу, что среди ближайших к Солнцу звезд не менее половины принадлежат к двойным или кратным системам. В 1937г построил диаграмму «спектр – светимость» для галактических звездных скоплений и сопоставил ее с расчетными треками звездной эволюции, на которой теоретические расчеты звездной эволюции, выполненные Б.Г.Д. Стрёмгреном, сравнивались с результатами наблюдений. В 1938г построил диаграмму Герцшпрунга – Рессела на которую были нанесены все звезды, масса и светимость которых были надежно определены.
   В 1944г открыл наличие плотной азотной атмосферы на спутнике Сатурна – Титане при изучении спектра Титана, полученного с помощью 205 см телескопа обсерватории Мак - Доналд (хотя еще в 1920г испанец Х.К. Сола в обсерватории Фабра близь Барселоны открыл наличие атмосферы), открыл ледяные частицы в кольцах Сатурна. Это единственный спутник СС с плотной атмосферой, закрывающей его поверхность. С помощью инфракрасного телескопа «Кек-1» (10 м, Гавайи) удалось построить карту поверхности Титана с разрешением ~250 км, видны на поверхности светлые участки (отражают 15% падающего излучения) и темных областей (не отражающих почти ничего). Считается, что светлее – покрыты льдом с пылью и камнями, а темнее предполагают жидкие – залиты жидкими углеводородами. В 2004г на Титан должен совершить посадку спускаемый аппарат «Гюйгенс», находящийся на борту зонда «Кассини» - поэтому важно, в какую среду садиться. Диаметр Титана 5150 км - самый крупный спутник СС. Внутри наполнен расплавом, как и Земля - то есть имеет: ядро, мантию, кору. Поверхность - лед с примесью силикатных пород.
   В 1943–1944гг с помощью 5 м телескопа измерил размер Плутона и получил угловой диаметр 0,"23, что соответствовало 5900 км.
   В 1944г с помощью 82-дюймовом телескопа получил прекрасные фотографии ряда центральных горок в кратерах на Луне, доказывая, что это лавовые купола вулканической природы. В связи с началом исследования Луны космическими аппаратами проводил многочисленные фотографические наблюдения ее поверхности. Был руководителем программы фотографирования Луны с космических аппаратов серии «Рейнджер», создания фотографических атласов Луны. Описал различные объекты на поверхности Луны. Высказал оправдавшиеся впоследствии предположения о базальтовом составе поверхности лунных морей, о природе Восточного Моря Луны. Руководил программой фотографирования Луны с космических аппаратов серии «Рейнджер», принимал участие в работах по программам «Сервейор», «Орбитер», «Аполлон». Руководил созданием четырех атласов Луны, составленных в результате выполнения этих программ, в том числе первого ректифицированного лунного атласа.
   В 1947г исследуя в инфракрасной части спектра, открыл что атмосфера Марса состоит из углекислого газа, а полярные шапки – замерзшая вода (иней), наличии вулканических пород на Марсе. Опровергает наличие растительности на Марсе. Определил содержание водяных паров и изотопный состав диоксида углерода в атмосфере Венеры. Обнаружил вариации содержания углекислого газа в надоблачном слое атмосферы Венеры.
   В 1951г совместно с Я.Х. Оорт разработал теорию существование на периферии Солнечной системы кометных облаков и на существование пояса небольших планетных (транснептуновых) тел, находящихся за орбитой Нептуна и возникших на ранней стадии образования Солнечной системы (пояс Койпера -открыт в 1992г астрономы США Д.С. Джуитт и Джейн Лу (обс. Маун-Кеа, Гаванские острова)). Первым предсказал возможность существования данного пояса в 1949г К.Е. Эджворт.
   В 1950-е годы развивал оригинальные идеи относительно космогонии звезд с планетными системами, согласно которым они образуются из дозвездных облаков, сжимающихся с сохранением углового момента.
   Был организатором наиболее полного фотографического обзора астероидов (1949-1956).
   В 1954г измеряет размер спутника Нептуна – Тритона в 3770км (его размер 2705 км).
   В 1957г получил удачные снимки Галилеевых спутников Юпитера в инфракрасном свете и делает вывод о покрытии спутников снегом.
   Открыл много двойных звезд и белых карликов. В Лунно-планетной лаборатории Аризонского университета выполнил также ряд спектральных исследований звезд, в частности обнаружил водяные пары в атмосферах холодных звезд, составил атлас инфракрасного солнечного спектра.
   Был инициатором создания коллективных монографий Солнечная система (в 4-х т., 1953–1961гг) и Звезды и звездные системы (в 9 т., издание начато в 1960г), которые подводили итог накопленным к середине 20 в. данным по астрономии, астрофизике и геофизике.
   Окончил Лейденский университет в 1927, работал под руководством Э. Герцшпрунга. В 1933г переехал в США, получив место в Ликской обсерватории (1933-1935). Преподавал в Гарвардском (1935–1936гг) и Чикагском (1936–1960гг, с 1943г профессор) университетах. Дважды (в 1947–1949гг и в 1957–1960гг) избирался директором обсерваторий – Йеркской и Мак-Доналд. В 1960г организовал при Аризонском университете лунно-планетную лабораторию, которую возглавлял до конца жизни. Среди его учеников – такие известные астрономы, как Т. Геренс и К. Саган. Член Национальной академии наук США (1950). Был членом Нидерландской Королевской академии наук, удостоен премии П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1951г) и награжден медалью Д. Риттенхауза Национальной академии наук США.
   Его именем назван пояс небесных тел за орбитой Нептуна, астероид (1776 Койпер) и кратеры на Луне, Марсе и Меркурии.

1948г

Уильям Альберт ХИЛТНЕР (Hiltner, 27.08.1914-30.09.1991, Континенталь, шт. Огайо, США) астроном, совместно с Дж. Холлом открыл линейную межзвездную поляризацию света звезд, опубликовал первые каталоги поляризации света звезд (в 1956г — каталог 1259 звезд); исследовал связь между степенью поляризации и величиной межзвездного поглощения света. Выполнил большие ряды фотоэлектрических наблюдений звезд.
    Создал совместно с Р. Уильямс известный "Фотометрический атлас звездных спектров" (1946).
   Много занимался конструированием электрофотометров, спектрофотометров, электронно-оптических преобразователей для астрономических целей.
   В 1937г окончил университет в Толидо, получив степень бакалавра наук, продолжил образование в Мичиганском университете, получив степень доктора философии в 1942 году. В 1943—1971гг работал в Йеркской обсерватории (в 1963—1966гг — директор), с 1955г — профессор Чикагского университета. С 1971г — профессор астрономии и зав кафедрой Мичиганского университета, последний директор Детройтской обсерватории 1970-1982гг. Как президент связанных университетов по исследованиям в области астрономии, в 1968-1971, помог установить в обсерваториях Китт Пик в Аризоне и Серро Тололо, Чили, как астрономические обсерватории исследований. Ушел из Мичиганского университета 31 мая 1985 года. Научные работы посвящены звездной спектроскопии и электрофотометрии. Был редактором тома «Методы астрономии» серии «Звёзды и звёздные системы» (1962). В его честь назван астероид № 4924, 2,4 метра зеркальный телескоп в МДМ оптической астрономической обсерватории на Китт-Пик (Мичиган-Дартмут-MIT к западу от Тусон, штат Аризона, США), рядом с Китт-Пик Национальной обсерваторией.

1948г

Джон Гейтенби БОЛТОН (Bolton, 5.06.1922-6.07.1993, Шеффилд (Англия), Австралия) радиоастроном, в 1948—1949, после обнаружения Дж.С. Хеем, С. Парсонсом и Дж. Филлипсом первого дискретного источника радиоизлучения в созвездии Лебедя, открыл несколько других дискретных источников и показал тем самым, что это новый класс объектов.
   В 1947г совместно с Р. Пейн-Скоттом и Д. Ябсли обнаружил зависимость времени начала солнечной вспышки от частоты (излучение на высоких частотах возникает несколько раньше, чем на низких), что свидетельствует о движении возбуждающего агента через солнечную атмосферу наружу.
   В 1949г совместно с Дж. Стэнли и О. Сли предложил первые три отождествления дискретных радиоисточников с остатками галактических сверхновых (в том числе радиоисточника Телец А — с Крабовидной туманностью). Изучил (1954, 1956) пространственное распределение дискретных источников. В обсерватории в Парксе вместе с сотрудниками выполнил несколько обзоров дискретных источников и их отождествление. Паркские каталоги принадлежат к числу наиболее обширных и точных.
   В 1950г в сотрудничестве с К. Уэстфолдом осуществил обзор распределения радиояркости по небу на частоте 100 МГц; на основании этого и других обзоров исследовал распределение излучающих областей в Галактике.
   Принимал участие в отождествлениях, приведших к открытию (1960г) квазаров, изучал оптические спектры квазаров и проводил их фотоэлектрические наблюдения.
   Исследовал радиоизлучение планет и Солнца.
   В 1943г окончил Кембриджский университет. В 1942-1946гг служил в Британском военно-морском флоте, в 1946-1954гг работал в отделе радиофизики Организации научно-промышленных исследований в Сиднее, в 1955-1961гг - в Калифорнийском технологическом институте (США), где основал радиоастрономическую обсерваторию в Оуэнс-Вэлли. Вернувшись в 1961г в Австралию, возглавил новую радиоастрономическую обсерваторию в Парксе, входящую в состав Организации научно-промышленных исследований (ныне Австралийская национальная радиоастрономическая обсерватория).Член Австралийской АН (1965) и Лондонского королевского общества (1973). Член Национальной АН США (1980), почетный член Индийской национальной АН (1973) и Американской академии искусств и наук (1972), вице-президент Международного астрономического союза (1973-1979). Медаль Королевского общества Нового Южного Уэльса (1950), Золотая научная медаль Британской энциклопедии (1967), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1978), медаль Брюс (1988).

1948г

В июле – августе, сфотографировав впервые центральную область Галактики в инфракрасных лучах, открывается ядро Галактики (А.А. Калиняк, В.И. Красовский, В.Б. Никонов, СССР).
Галактический центр находится на расстоянии 10 кпк от Солнечной системы, в направлении созвездия Стрельца. В галактической плоскости сосредоточено большое количество межзвёздной пыли, благодаря которой свет, идущий от галактического центра, ослабляется на 30 звёздных величин, то есть в 10¹² раз. Поэтому центр невидим в оптическом диапазоне — невооружённым глазом и при помощи оптических телескопов. Галактический центр наблюдается в радиодиапазоне, а также в диапазонах инфракрасных, рентгеновских и гамма лучей. Центральное сгущение имеет размер 4800х3100пк и состоит в основном из звезд-красных гигантов и карликов. Внутри центрального сгущения находится ядро размером 30х15пк и из него вытекают потоки газа со скоростью 200км/с. В центре объект, известный под названием Стрелец А. Млечный путь Стрелец А*

1948г

Виллем Якоб ЛЕЙТЕН (Luyten, 07.03.1899 – 21.11.1994, Семаранг (о-в Ява), США) астроном, в декабре открывает один из типов молодых переменных звезд (тип UV Кита). Карлик, вспыхивающая переменная звезда, компонент близкой к Земле (8,5 св. лет) двойной звезды, спектрального класса М5е. При вспышке блеск возрастает в 100 раз, а вспышки в среднем происходят через 30 часов. Вспышки – следствие мощных магнитных изменений. Такие звезды известно более 100.
   В 20-х годах, частично совместно с Б.П. Герасимович, проводит анализ видимого и пространственного распределения звезд различных спектральных классов и заново определяет положение галактического полюса и расстояние Солнца от галактической плоскости в 30пк (современная оценка 28пк).
   В 1927г начал в Гарвардской обсерватории обширную программу определения собственных движений звезд южного неба; нашел около 100 000 звезд ярче 4,5^m с большими собственными движениями.
   Развил метод определения статистических параллаксов по собственным движениям звезд и построил диаграмму Герцшпрунга-Рессела для звезд в окрестностях Солнца; провел детальное исследование всех звезд в радиусе 10 пк вокруг Солнца. Определил средние абсолютные величины, пространственные плотности, пространственные движения для различных групп звезд - цефеид, долгопериодических переменных, красных гигантов и др.
   Путем оценок цвета слабых звезд с большими собственными движениями открыл значительную часть известных в настоящее время белых карликов. Он создал два звёздных каталога, активно используемых в работе астрономами: LHS (Luyten Half Second) и NLTT (New Luyten Two-Tenths), включающими в себя 3583 и 58700 звёзд соответственно.
   Организовал фотографирование северного неба на Паломарском телескопе Шмидта для получения вторых эпох Паломарского атласа неба; это дает возможность определять собственные движения многих очень слабых звезд (до 21-й величины). Ряд работ посвящен изучению движения линии апсид у спектрально-двойных звезд (1936), визуальным наблюдениям переменных звезд (1918-1920).
   Образование получил в Амстердамском (окончил в 1918г) и Лейденском университетах. С 1921г живет в США. В 1921 - 1923гг работал в Ликской, в 1923-1930гг - в Гарвардской обсерваториях. С 1931г работает в университете шт. Миннесота (в 1937-1975гг - профессор, зав. кафедрой астрономии, с 1975г - почетный профессор), член Национальной АН США. Имел способность к языкам, свободно говорил на девяти.
   Медали им Джеймса Крейгана Уотсона Национальной АН США (1965), им. Кетрин Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1968). Его имя носит звезда и астероид №1964.

1948г

Фрэнсис Грэм-СМИТ (Graham-Smith, р.25.04.1923, Англия) радиоастроном, совместно с М. Райлом открыл ряд дискретных источников космического радиоизлучения, в том числе сильнейший на небе радиоисточник Кассиопея-А. Выполнил очень точные измерения координат нескольких ярких дискретных источников, что позволило отождествить их с оптическими объектами (1951г). Предпринял попытку измерить годичный параллакс или собственное движение дискретных источников; полученный им отрицательный результат (1951г) показал, что они находятся далеко за пределами Солнечной системы. В 1952 получил одни из первых оценок размеров дискретных источников.
   Вместе с М. Райлом и Б. Элсмором выполнил обзор радиоисточников в Северном полушарии неба (1950г); провел совместно с А.С. Беннеттом сравнение трех радиообзоров неба, проанализировал их точность и надежность (1961г).
   Независимо от В.В. Виткевича предложил и использовал в 1952г совместно с К.М. Мейчином метод исследования солнечной короны путем наблюдения покрытия точечного радиоисточника Солнцем.
   Поставил на искусственном спутнике Земли "Ариель-П" эксперимент по измерению низкочастотного космического радиоизлучения; из анализа наблюдений сделал вывод, что на частотах ниже 5 МГц доминирует внегалактическое излучение. Предложил использовать фокусирующий эффект, возникающий в верхней ионосфере, для наблюдений отдельных источников радиоизлучения с борта ИСЗ.
   Является одним из наиболее активных исследователей пульсаров. Открыл совместно с А.Дж. Лайном сильную линейную поляризацию импульсов (1968г), совместно с Р. Кларком — высокую степень поляризации субимпульсов пульсаров (1969г). В 1968г осуществил первые измерения фарадеевского вращения плоскости поляризации излучения пульсаров и с помощью этого эффекта определил напряженность магнитных полей в Галактике. В 1970г предложил теорию релятивистского формирования узконаправленного поляризованного излучения пульсаров.
   Образование получил в Даунинг-колледже Кембриджского университета. В 1943—1946гг занимался проблемами дальней связи в военном исследовательском учреждении в Молверне, в 1947—1964гг работал в Кавендишской лаборатории Кембриджского университета, в 1964—1974гг — в Манчестерском университете (сотрудник Наффилдской радиоастрономической лаборатории, профессор университета). С 1974г работает в Гринвичской обсерватории (сначала исполнял обязанности директора, в 1976—1981гг — директор), с 1981г — также директор Наффилдской радиоастрономической лаборатории. С 1982г — королевский астроном. Член Лондонского королевского общества (1970). Автор книг "Радиоастрономия" (1960, рус. пер. 1962), "Пульсары" (1977, рус. пер. 1979).
   Награждён Королевской медалью Лондонского королевского общества (1987).

1948г

С борта геофизической ракеты ФАУ-2, поднявшейся на высоту около 100 км, впервые наблюдалось рентгеновское излучение Солнца Т. Бурнайту, а в 1949г Г. Фридману (США) также с ракетами ФАУ-2 удалось
зарегистрировать рентгеновское излучение Солнца, которое затем детально изучали Г. Фридман и его сотрудники. Это излучение генерируется самой внешней оболочкой светила - солнечной короной. Первые прямые измерения солнечного рентгеновского потока были проведены в США в конце 50х годов группой Дж. Уинклера и Л. Петерсона при помощи регистраторов – простых сцинтилляционных счетчиков, установленных на воздушных шарах. Впоследствии такие же регистраторы, измерявшие излучение от всего Солнца в широком спектральном диапазоне, были установлены на ракетах и спутниках.
В Советском Союзе первый старт геофизической ракеты Р-1А (первая из модификаций ракеты Р-1, построенной под руководством С. П. Королева советской баллистической ракеты дальнего действия на жидком топливе. Прототипом Р-1 была трофейная немецкая ракета А-4 (ФАУ-2), созданная во время второй мировой войны Вернером фон Брауном.) был выполнен с полигона Капустин Яр 24 мая 1949г в 4 часа 40 минут на пятой ракете Р-1А с приборами ФИАР-1. Из-за неисправности парашютной системы контейнеры при приземлении разрушились.Следующий пуск 28 мая 1949г в 4 часа 50 минут дал положительные результаты.

1948г

Дирк тер ХААР (Haar, 22.04.1919-3.09.2002 , Англия-Голландия) физик-теоретик, работы в статистической механике, термодинамике, гамильтоновой механике, квантовой механике. Степень доктора философии получил, защитив в Лейдене (Германия) диссертацию о происхождении Солнечной системы - сформулировал 4 основных группы факторов, наиболее значимых для космологии Солнечной системы (в это время в мире идет разработка новых космологических гипотез: Москва (под руководством Н.Д. Моисеева) ведутся разработки качественных методов небесной механики для СС), Ленинград, Стокгольм, Гиттенген, Оксфорд, Кембридж (Англия и США)):
1. Закономерности орбит
2. Закономерности расстояний планет от Солнца
3. Деление планет на 2 группы
4. Распределение моментов количества движения (98% планет, 2% Солнце).
   В 1949-1951гг советские ученые В.А. Крат и В.Г. Фесенков развили перечень подробнее.
   Разработано было около десятка теорий образования Солнечной системы из гигантского газопылевого облака (туманности), но процесс образования планет рисовал по разному:
1. К.Ф. Вайцзеккер (Германия) предположил, что в допланетном облаке существовали мощные вихри, способствовавшие формированию планет.
2. Х. Альвен (Швеция ) пытался учесть влияние электромагнитных сил и рассматривал движение заряженных частиц туманности в магнитном поле Солнца.
3. Сам Тер Хаар применил к гипотезе К.Ф. Вайцзеккер современную теорию турбулентности, созданную советским математиком А.Н. Колмогоровым.
4. Д.П. Койпер показал, что система правильных вихрей К.Ф. Вайцзеккер не смогла образоваться и заставил его отказаться от этой идеи. Сам пытался разработать гипотезу, основанную на учете роли солнечных приливов и приливного трения.
   Но наиболее лучше оставалась теория разработанная О.Ю. Шмидт (1944г), которая и была принята астрономами.

1949г

Владимир Борисович НИКОНОВ (05.11.1905-09.06.1987, Ленинград, СССР) астроном, определяет видимую звездную величину Солнца (-26,78^m), полной Луны (-12,7^m).
   Работая в Абастуманской обсерватории, в 1937г изготавливает первый в стране звездный электрофотометр для наблюдения звезд, установленный на 33-см рефлектор Абастуманской обсерватории и электромикрофотометр для точной обработки фотографических снимков звезд, .
   В 1950-х годах, работая в Крымской астрофизической обсерватории, с 1956г руководит в обсерватории отделом физики звезд, разработал методику фотоэлектрического наблюдения блеска звезд с высоким временным разрешением.
   Путем фотоэлектрических измерений совместно с Е.К. Никоновой интенсивности солнечной короны показали тесную связь ее с солнечной активностью.
   В июле – августе 1948г, сфотографировав впервые центральную область Галактики в инфракрасных лучах, открывает ядро Галактики (совместно с А.А. Калиняк, В.И. Красовским).
   Принимал участие в работах экспедиций по выбору места для Крымской астрофизической обсерватории и в ее создании. Участвовал также в выборе места для сооружения Абастуманской астрофизической обсерватории АН ГССР, а затем в ее оснащении и разработке научной программы. Возглавлял Комитет по строительству 2,6-метрового телескопа. Возглавлял астрофизическую экспедицию в Чили по наблюдению звезд Южного полушария.
   Внук академика В.М. Бехтерева. В 1925г окончил Ленинградский университет. В 1925-1926гг работал вычислителем в Главной геофизической обсерватории в Ленинграде, в 1929-1936гг - старший научный сотрудник, в 1936-1944гг - зав. отделом астрофизики Астрономического института (с 1943г -Институт теоретической астрономии АН СССР). С 1945г работает в Крымской астрофизической обсерватории АИ СССР (с 1956г - зав. отделом физики звезд). Удостоен премии им. Бредихина в 1950г за создание одного из первых электрофотометрических звездных каталогов «Каталог цветовых эквивалентов звезд избранных спектральных классов». Лауреат премии им. Ф. А. Бредихина АН СССР за работу «Опыт построения фундаментального каталога фотоэлектрических цветовых эквивалентов звезд спектральных типов В8 и В9» (1950). Удостоен Государственной премии СССР (1971) за работу по лазерной локации Луны и слежение за космическими аппаратами с А.А. Калиняк и В.И. Красовским.

1949г

11 июня в 8ч 14 мин утра над Свердловской и Челябинской областями пролетал яркий большой болид, оставляющий после себя пылевой след и завершившийся выпадом метеорита в районе озера Чебакуль (большое озеро длиной 5 км и шириной 4,4 км) Кунашакского района Челябинской области. Эллипс рассеивания метеорного каменного дождя оказался вытянут на 35км. Это каменный метеорит- хондрит класса L6, летел с севера на юг со скоростью влета в атмосферу 15км/с. Назван Кунашак, именем с. Кунашак. Самые крупные обломки, которые удалось обнаружить в округе, весили от 35 до 50 килограмм (глубина воронок до двух метров). Среди находок оказался и 121-килограммовый валун. Как установили ученые, возраст этого "космического пришельца" составляет около 500 миллионов лет.
Явление болида (греч. (βολισ - копьё) образуют тела массой более 1кг при яркости более 3^m. Оставляемый след, который бывает виден даже днем, из ионизированных газов и пыли сохраняется до 10-15 минут и заметно дрейфует в атмосфере. Болиды, которые проникают в атмосферу ниже 50-55 км и попадают в более плотные слои воздуха, образуют в них волны сжатия и разрежения и поэтому сопровождаются звуковыми явлениями, иногда весьма мощными.

1949г

Евгений Леонидович КРИНОВ (3.03.1906-2.01.1984, с. Отъяссах (ныне Тамбовской обл.), СССР) астроном и геолог, крупнейший исследователь метеоритов, в декабре выходит его книга «Тунгусский метеорит» - первая монография об этом выдающемся явлении. В ней описан довоенный период исследования этого уникального явления. Подробно описаны 4 экспедиции под руководством Л.А. Кулика, приводятся первые сообщения о полете Тунгусского метеорита и сопровождающего его звуковых явлениях, показания очевидцев, сведения о сейсмической активности, зарегистрированных приборами в различных пунктах земного шара, наблюдения аномального свечения неба в последующие ночи в Европейской части России и Западной Европы. В 1929-30 гг. в качестве астронома, принял участие в самой продолжительной экспедиции к месту Тунгусской катастрофы.
Основные научные работы посвящены исследованию метеоритов, их морфологических свойств и структуры, условий их падений на Землю. Изучал спектральные отражательные способности горных пород, различных минералов и метеоритов, разработал их спектрофотометрическую классификацию, а также морфологическую классификацию метеоритов. Предложил новый, морфологический, метод изучения падений метеоритов на Землю. Составил каталог и атлас спектральных коэффициентов яркости, используемых в аэрофотосъемке и при сравнении земных горных пород с небесными телами (астероидами). Руководил многими экспедициями по изучению падений метеоритов, в том числе Сихотэ-Алинского железного метеоритного дождя.
В 1926-1930гг работал в метеоритном отделе Минералогического музея АН СССР, в 1930-1937гг - в Центральном научно-исследовательском институте геодезии, аэросъемки и картографии, с 1938г - в метеоритном отделе Минералогического института АН СССР, с 1939г - в Комитете по метеоритам АН СССР, созданном на базе этого отдела. С 1972г - председатель Комитета по метеоритам АН СССР, одновременно с 1979г - зав. вновь созданной лабораторией метеоритики Института геохимии и аналитической химии АН СССР. Государственная премия СССР (1952). Доктор геолого-минералогических наук с 1961г, первый в России лауреат медали Ф. Леонардо (1971г, ежегодно присуждается Американским метеоритным обществом). В честь него назван открытый (1966г) в метеоритах минерал криновит - необычный силикат (Na,Mg,Cr), не встречающийся в земных породах и астероид №2887. Автор монографий «Метеориты» (1948), «Основы метеоритики» (1955) и др.

1949г

Владимир Платонович ЦЕСЕВИЧ (11.10.1907-28.10.1983, Киев, СССР), советский и украинский астроном, издает 3-й том сборника «Переменные звезды» с Мартыновым Д.Я.
Основные научные работы посвящены изучению переменных звезд. Начал наблюдать их в 1922г, выполнил около 200 000 визуальных оценок блеска переменных различных типов и большое число определений их блеска по фотографическим пластинкам. В 1931г совместно с Б.В. Окуневым организовал службу регулярных наблюдений звезд типа RR Лиры, которая продолжается и в настоящее время. На основании огромного материала по этим звездам изучил у них эффект С.Н. Блажко и нашел связь между характером изменений их периодов и пространственно-кинематическими характеристиками. Результаты 40-летних исследований лирид изложены Цесевичем в монографии «Звезды типа RR Лиры» (1966). Выполнил подробное исследование звезд типа RV Тельца, цефеид (периоды, кривые блеска). Большой ряд работ посвящен изучению затменных переменных звезд. Усовершенствовал методы определения элементов орбит и других характеристик затменных звезд по их кривым блеска (предложил метод дифференциальных поправок), разработал метод учета кольцеобразности затмений. В 1939-1940гг опубликовал таблицы специальных функций для решения кривых блеска при различных видах затмений. Эти таблицы нашли широкое применение, они считаются наилучшими и непревзойденными по точности. Провел наблюдения большого числа затменных систем и определил их элементы. Первым начал наблюдать изменения блеска искусственных спутников Земли и обратил внимание на возможность использования этих наблюдений для изучения верхней атмосферы. Наблюдал изменения блеска астероида Эрос и одним из первых построил теорию его переменности. Организовал на Украине и в Таджикистане систематическое фотографирование неба с помощью многокамерных короткофокусных астрографов. В 1957г организовал наблюдения метеоров по программе Международного геофизического года; совместно с Е.Н. Крамером был инициатором создания Всесоюзной службы болидов.
Окончил Ленинградский университет в 1927г, затем затем обучался в аспирантуре под руководством Г.А. Тихова. До 1933г работал в обсерватории Ленинградского ун-та и преподавал астрономию и математику в ряде вузов. В 1933-1937гг - директор обсерватории в Душанбе (позже Институт астрофизики АН ТаджССР), в 1937-1942гг -профессор Ленинградского педагогического института им. М.Н. Покровского и сотрудник Астрономического института АН СССР в Ленинграде, где пережил блокаду, тяжело заболел и был эвакуирован в Душанбе. В 1942-1944гг - профессор Одесского технологического института консервной промышленности и Одесского педагогического института в Душанбе. С 1944г (в конце 1944 года переехал в Одессу) - профессор, зав. кафедрой астрономии Одесского университета и директор обсерватории этого университета. В 1948-1950 был также директором Главной астрономической обсерватории АН УССР в Киеве (в Голосеево). Одновременно при нем были оставлены обязанности директора Одесской обсерватории. Почти сорок лет руководил астрономическими исследованиями в университете, занимался подготовкой молодых специалистов. В дальнейшем научные контакты двух обсерваторий становились все теснее и в 1980 году, по инициативе В.П. Цесевича, были официально оформлены созданием Одесского астрономического научно-производственного академическо-университетского комплекса. Автор более чем двадцати монографий и 600 с лишним статей и заметок, опубликованных в отечественных и зарубежных изданиях в частности «Переменные звезды» (1949) и руководство по организации и проведению любительских наблюдений «Что и как наблюдать на небе» (6-е изд. 1984). Был бессменным председателем Одесского отделения ВАГО, одним из авторов журнала Земля и Вселенная. Заслуженный деятель науки УССР (1964). Его имя увековечено в названии малой планеты №2498.

1949г

Александр Дмитриевич ДУБЯГО (18.12.1903-29.10.1959, Казань, СССР) астроном, основатель казанской школы кометной астрономии, устанавливает, что из ядер комет выбрасываются не только газы, но и твердые частицы, на основе исследования потерь массы комет и негравитационных аномалий в их движении.
   В возрасте 12-13 лет уже наблюдал переменные звезды (наблюдал с 1918 по 1930гг), в 14 лет одним из первых заметил новую звезду, вспыхнувшую в созвездии Орла (1918).
   Будучи студентом открыл кометы 1921 I (первая из открытых 24 апреля 1921 года, C/1921 H1 (Dubiago), Р=79,5 лет) и 1923 III (открыта 14 октября 1923 года, 1923 III (Bernard — Dubiago)) после чего и получил известность.
   Исследовал движение комет в сложные периоды их утери - из-за неучтенных больших возмущений от Юпитера или неучтенных негравитационных эффектов. Благодаря его исследованиям были переоткрыты утерянные кометы: периодическая Брукса (предвычислил появление ее в 1925г) и Даниеля в 1937г. Для кометы Брукса учел планетные возмущения и действие негравитационных сил с 1889 по 1960гг, изучил большое преобразование ее орбиты в 1922г и теснейшее сближение кометы с Юпитером перед ее открытием в 1886г, при этом принимал во внимание не только возмущения от больших планет, но также гравитационное воздействие от сжатия Юпитера и возмущающее влияние его спутников. Вычислил с высокой степенью точности окончательные орбиты комет Даниеля (1909 IV), Стефана-Отермы (1942) и П.Ф. Шайн-Шальдэка (1949 VI). На основании полученных окончательных элементов орбиты кометы 1909 IV заново вычислил её эфемериду с учетом возмущений от Юпитера на 1916г и показал, что в 1916г комета не была найдена из-за неверно вычисленной эфемериды, а не в связи с плохими условиями её видимости, как это в своё время предполагалось.
   Один из первых объяснил негравитационные эффекты за большие интервалы времени - вековое ускорение и замедление в движении комет реактивным ускорением при выбросе твердых частиц: Энке, Брукса, Понса – Виннека, Вольфа и Биелы для которых ускорение были замечены давно. Это подтвердило, что метеорные потоки образуются в результате разрушения комет.
   Он заново произвёл редукцию всех 188 звёзд сравнения, используя малодоступные звёздные каталоги, привел положение этих звёзд к Фундаментальной системе Босса и попутно определил собственные движения 23 звёзд.
   Совместной с Д.Я. Мартыновым проведена обработка визуальных наблюдении Марса, проведённых во время противостояния 1926 года. Авторами была составлена (по зарисовкам) карта части поверхности Марса, причём в карту были включены только те детали, которые были отмечены обоими наблюдателями.
   Был руководителем в обсерватории по изучению переменных звезд. По своим наблюдениям с 1918 по 1930гг получил и опубликовал новые элементы изменения блеска ("XZ Рег", "АО Реg", "WY And" и др).
   Выполнил ряд работ по геодезии и гравиметрии в экспедициях Казанской обсерватории, предпринятых с 1926г. Он состоял консультантом по вопросам, связанным с гравиметрической разведкой в Казанском филиале АН СССР и оказывал помощь другим учреждениям по вопросам геодезии и картографии.
   Он был участником и помощником начальника казанской экспедиции для наблюдений солнечного затмения в июне 1936г в Казахстане.
   Книга 1949г «Определение орбит» - учебник, содержащий методическое руководство по определению орбит малых планет, комет и метеоров из наблюдений.
    Окончил Казанский университет в 1925г был оставлен ассистентом при кафедре астрономии и до конца жизни работал в этом университете (с 1930г - преподаватель, с 1944г - профессор). Работал с 1918г (с 15 лет) в Энгельгардтовской обсерватории Казанского университета, сын Д.И. Дубяго. Заведовал в университете кафедрой геодезии и гравиметрии, вел преподавание небесной механики. С августа 1954 по октябрь 1958гг директор обсерватории им. В.П. Энгельгардта.
   Автор учебника «Определение орбит» (1949).

1949г

Вильгельм Генрих Вальтер БААДЕ (Baade, 24.03.1893-25.06.1960, Шрёттингхаузен (Вестфалия), Германия) астроном, открыл астероид Икар (1566, имеет период обращения 409 дней, вторую по вытянутости орбиту (е=0,827) после астероида Гефест (2212) и самое быстрое осевое вращение = 2час 16мин) с помощью 48 дюймовой камеры Шмидта обсерватория Маунт-Паломар. Икар, диаметром в 1,5км вызвал большой интерес, так предсказывалось возможное его столкновение с Землей 15июня 1968г (прошел на расстоянии 6,7 млн.км, а в 1987 приблизился до 4млн.км, хотя Гермес (открыт в 1937г) в 1937г прошел от Земли всего 680тыс.км). Икар при своем движении приближается к Солнцу ближе Меркурия. Известны и другие достаточно крупные астероиды пролетевшие в нескольких миллионах километров от Земли: 1989FC, 1889LB, 1990MO, 1990MF, 1991AQ.
   Открыл и другие астероиды, например Ганимед, Гидальго (1920г, сильный наклон к эклиптики в 43º и большой эксцентриситет 0,65).
   Открыл новую комету в 1923г. В 1927г совместно с В. Паули опубликовал работу, посвященную форме кометных хвостов.
   В 1934г исследуя переменные и сверхновые звезды (Совместно с Ф. Цвикки – оба подробно изучали галактики, работая в обср. Маунт-Вилсон) выделил сверхновые звезды в самостоятельную группу и высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется сверхплотное тело, состоящее из нейтронов – нейтронная звезда. Открытие в 1967г пульсары оказались именно такими звездами.
   В 1944г создал концепцию различных типов звездного населения в галактиках: группа I - молодое (10⁶–10⁸ лет) горячие звезды, сформировавшиеся из межзвездного газа, который мог образоваться, например, при взрыве сверхновых. Эти звезды содержат железо, никель, углерод и некоторые более тяжелые элементы – примерно в такой же пропорции, как Солнце, и тоже состоят в основном из водорода (90%) и гелия (9%). К группе II принадлежат более старые звезды (1Ч10⁹–15Ч10⁹ лет). Они образовались из межзвездных газовых облаков, сформировавшихся после Большого Взрыва, в условиях чрезвычайно высоких температуры и плотности, и состоят почти исключительно из водорода и гелия. Содержание более тяжелых элементов в них в 10–100 раз меньше, чем в звездах группы I. Концепция Бааде сыграла важную роль в развитии теории эволюции звезд и в дальнейшем усовершенствовалась. Наблюдения при этом ближайших галактик (в частности, галактики М31 в созвездии Андромеды в 1943г сумел разложить ее на звезды) вел с помощью крупнейших тогда 100-дюймового, а затем 200-дюймового рефлекторов. В спиральных рукавах этой галактики обнаружил концентрацию пыли и газа, наряду с молодыми звёздами высокой светимости — население I. Вскоре эти различия объяснила теория звёздной эволюции, на основе которой стали понятны корреляции между пространственным распределением, химическим составом и кинематикой звёзд.
   В 1948г совместно с Р.Л. Минковским отождествили радиоисточники Дева А и Центавр А с пекулярными галактиками NGC 4486 и NGC 5128, а в 1951г Лебедь А со слабой системой 16^m, содержащей два близких ядерных сгущения и объяснили причину мощного радиоизлучения столкновением галактик.
   Наблюдал центральную часть Крабовидной туманности (созв. Тельца) и в 1953г впервые совместно с Р.Л. Минковским отождествил дискретный радиоисточник с оптическим - нашел остаток сверхновой, как звезды 17^m. Доказал, что яркие вспышки звезд, наблюдаемые Т. Браге (1572г) и И. Кеплер (1604г) в действительности были вспышками сверхновых и обнаружил оставшиеся после вспышек туманности с помощью фотографий в монохроматическом свете.
   Получив еще в 1944г на 2,54м телескопе обср. Маунт – Вилсон уникальные фотографии М 31 (Андромеды), четко показывающие, что центральное сгущение галактики тоже состоит из звезд, в 1948-1949гг. по наблюдениям ее совместно с Н.У. Мейол указали, что рукава отчетливее прослеживать по эмиссионным туманностям и молодым звездам класса О и В (Бааде указывает, что именно звезды этих классов и связанные с ними туманности надо искать в нашей галактике, что и сделал У.У. Морган. Доказал, что помимо звезд высокой светимости в рукавах находится ионизированный водород, газ и пыль. Определяя светимость ярчайших красных звезд в М 31, удвоил применяемую шкалу межгалактических расстояний, указав в 1952г, что расстояние до галактик надо увеличить в два раза, так как оказались неточно измерены светимости цефеид, по которым определяется это расстояние и установил сильное различие цефеид. Это привело и к изменению коэффициента в законе Хаббла.
   В 1952 году совместно с Р.Л. Минковским открыли радиогалактики и одновременно с опубликованием наблюдений предложили теорию, согласно которой вознинновение радиоизлучения в галактике объяснялось столкновением двух прежде независимых галактик. С самого начала было очевидно, что эта теория противоречит многим наблюдательным данным.
   Закончил школу в 1912 году, после изучал в университетах Мюнстера и Гёттингена математику, физику, астрономию и геофизику. По окончании Гёттингенского университета (1918г) по рекомендации математика Ф. Клейна, у которого он работал ассистентом, был принят на работу в Бергедорфскую обсерваторию Гамбургского университета, где занимался исследованием комет, астероидов, переменных звезд. Одновременно преподавал там же. В 1931г переехал в США. Работал сначала в обсерватории Маунт-Вилсон, затем в обсерватории Маунт-Паломар. В 1958 вернулся в Германию (ФРГ), работал в Гёттингенском университете. Награжден Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества (1954г), медалью Кэтрин Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1955г), медаль Henry Norris Russell Lectureship Американского астрономического общества (1958). Его именем назван астероид №1501.

Открыл 10 астероидов
930 Вестфалия 1920, 10 марта 934 Тюрингия 1920, 15 августа 944 Идальго 1920, 31 октября 966 Муши 1921, 9 ноября 967 Helionape 1921, 9 ноября	1036 Ганимед 1924, 23 октября 1103 Секвойя 1928, 9 ноября 1566 Икар 1949, 27 июня 5656 Олдфилд 1920, 8 октября 7448 Pöllath 1948, 14 января

1949г

Михаил Федорович СУББОТИН (16(28).06.1893-26.12.1966, г. Остроленка (ныне Польша), СССР) астроном, выходит последний третий том «Курса небесной механики» в которой впервые на русском языке изложены основные вопросы небесной механики. Более 30лет в Ленинградском университете читал лекции по небесной механике и на их основе написал трехтомник «Курс небесной механики» В своей последней монографии «Введение в теоретическую астрономию» (1968г) – коренным образом переработал данный трехтомник.
   В Ленинграде под его руководством велись разработки методов определения орбит. Усовершенствовал и модифицировал ряд методов (метод решения уравнений Эйлера - Ламберта) нахождения элементов орбит планет и спутников и сделал их практически применяемыми. Ввел обобщенную аномалию (обобщенная аномалия Субботина), открыл способы улучшения сходимости тригонометрических рядов. В связи с решением задач небесной механики выполнил большой цикл исследований по численному интегрированию дифференциальных уравнений.
   Исследовал задачу двух тел с переменными массами. Дал решение задачи нахождения вековых неравенств в виде рядов по степеням эксцентриситета возмущающей планеты.
   Занимался проблемами астрометрии: развил идею привлечения наблюдений малых планет для определения ориентации системы координат звездного каталога, предложил методы определения систематических ошибок звездного каталога. и истории астрономии.
   По его инициативе вместо Чарджуйской Международной широтной станции, прекратившей существование в 1919г, была построена новая широтная станция вблизи г.Китаб (регулярные наблюдения начала с 1930г).
   Ряд его работ посвящен прикладной и вычислительной математике.
   Окончил Варшавский университет в 1914г и был оставлен при нем для подготовки к профессорскому званию. В 1912-1915 работал в Варшавском университете, в 1915-1922 преподавал в Донском (Ростов-на-Дону) политехническом институте. Затем с 1922г директор Ташкентской обсерватории (заведовал кафедрой астрономии в университете и был директором обсерватории до 1930г) и профессор Среднеазиатского университета. В 1930-1960гг работал в Ленинградском университете (в 1930-1935гг заведовал кафедрой астрономии, с 1935г - кафедрой небесной механики; в 1933-1941гг - декан математико-механического факультета, в 1934-1939гг - директор обсерватории университета). В 1931-1934гг работал также в Пулковской обсерватории, возглавлял теоретический сектор. С 1942г работал в Институте теоретической астрономии АН СССР (в 1942-1964гг - директор). По его инициативе в октябре 1943г вычислительный институт был превращен в специализированное учреждение. В 1932-1939гг директор университетской Астрономической обсерватории. В 1936г обсерватория по его инициативе возобновила регулярный выпуск «Трудов». Профессор. Создал ленинградскую школу небесной механики. Член-корреспондент АН СССР с 1946г.
   В «Курсе небесной механики» (т. 1-3, 1933, 1937, 1949) Субботина впервые на русском языке с достаточной полнотой изложены основные вопросы небесной механики. Автор ряда фундаментальных исследований по истории астрономии. Был главным редактором «Астрономического ежегодника СССР», «Трудов» и «Бюллетеня», издаваемых Институтом теоретической астрономии АН СССР. Проводил большую педагогическую работу. Занимался живописью, в которой достиг уровня художника-профессионала. Его именем назван кратер на Луне и малая планета (1692 Subbotina).

1949г

19 ноября открыта комета Р/ Willson-Harrington (1949 III, 107P/Wilson-Harrington), которая 15 ноября 1979г была переоткрыта уже как астероид (Willson-Harrington №4015, 1979VA). Комета открыта Альбертом Джорджем Уилсон и Робертом Харрингтон (1904-1987). Период обращения астероида 4,29 лет, диаметр около 5 км. Он может приближаться к земной орбите до 7,3 млн.км. Занесена в список короткопериодических комет.
Список долгопериодических комет Список астероидов (4001—4100)

1949г

Иосиф Самуилович ШКЛОВСКИЙ (18.06.(01.07).1916-03.03.1985, Глухов (Сумская обл., Украина), СССР) астрофизик в 1948-49гг в работе «Звезды, их рождение, жизнь и смерть» рассчитывает радиоизлучения нейтрального водорода на волне 21см (1948г, предсказано Х.К. ван де Хюлстом в 1944г и обнаружено в 1951г в США, Австралии, Нидерландах), высказывает гипотезу, что энергия радиоизлучения создается свободными электронами плазмы, ускоренными сильными магнитными полями и указывает на возможность наблюдения радиоизлучения межзвездных молекул в радиодиапазоне.
   Дал, независимо от В.Л. Гинзбурга и английского астронома Д.Ф. Мартина, интерпретацию радиоизлучения "спокойного" Солнца как теплового излучения верхней хромосферы (на сантиметровых волнах) и короны (на метровых волнах). В 1946г впервые выдвинул гипотезу, объясняющую всплески солнечного радиоизлучения, которые связаны с пятнами и другими вспышечными явлениями на Солнце. Всплески солнечного радиоизлучения рассматривались Шкловским как следствие плазменных колебаний в короне, возникающих при прохождении через нее тех потоков частиц, которые потом вызывают геофизические возмущения. Эта гипотеза легла в основу современной теории одного из механизмов солнечного радиоизлучения.
   В 1951г написал первую в мире монограмму «Солнечная корона» (дважды издана в нашей стране и переведена в США) о физике солнечной короны, вычислив наблюдаемую концентрацию различных ионов в короне и впервые разработав теорию их ионизации и возбуждения. В работе он впервые излагает разработанную теорию нагрева солнечной короны (исходя из исследований Г.А. Шайн) в результате столкновения атомов и ионов с электронами, разгоняемыми электрическими полями в условиях малой плотности. Рассмотрел проблему ионизации земной атмосферы ультрафиолетовым и рентгеновским излучением солнечной короны и хромосферы - нашел, что в области длин волн короче 1500 Å спектр Солнца должен состоять из эмиссионных линий и впервые отметил важную роль их излучения в образовании самого низкого из ионосферных слоев земной атмосферы – слоя D (на высотах 60-90км). Второе издание монографии, дополненное результатами космических исследований вышло почти одновременно с третьим изданием (на английском) в 1962г. Высказал идею о фрагментации областей свечения ионов переходного слоя. А проблемами физики Солнца он занимался в течение всех 50-х годов. В 1958г обратил внимание на исключительно малую толщину хромосферы, стимулируя дальнейшие исследования.
   Совместно с В.И. Красовским произвел оценку, что за 5 млрд. лет существования Солнца вблизи него (10-20пк) вспыхнуло около десятка сверхновых звезд и приходят к выводу о важной роли сверхновой в эволюции Солнечной системы. Считал, что источником большей части наблюдаемых космических лучей на Земле являются сверхновые звезды.
   В 1947г на грузовом судне “Грибоедов” он в составе большой экспедиции Академии Наук во главе с директором Пулковской Обсерватории академиком А.А. Михайловым совершает увлекательное путешествие в Южную Америку для наблюдений солнечной короны во время полного солнечного затмения. За исключением радиоастрономов экспедиция окончилась неудачей - в момент полной фазы затмения лил проливной дождь. Однако радионаблюдения были проведены весьма успешно.
   В 1950г совместно с В.И. Красовским по данным ракетных запусков открыл на высоте 80-85км максимум свечения молекул ОН - гидроксила, что приводит к образованию молекул воды под действием ультрафиолетовых лучей и образованию в результате их конденсации серебристых облаков.
   В 1953г объяснил радиоизлучение дискретных источников – остатком сверхновой звезды – в частности предложил разгадку радиоизлучения Крабовидной туманности – синхротронным, то есть торможение заряженных частиц (протонов и электронов) очень больших энергий в магнитном поле туманности.
   В 1953г рассчитал длины волн, по которым в межзвездном пространстве следует искать двухатомные молекулы СН (9,46см – обнаружены в 1973г) ОН (18,3см – обнаружены в 1963г). К настоящему времени обнаружено радиоизлучение более 20 межзвездных молекул, в том числе довольно сложного состава.
   В 1956г предлагает простой метод определения расстояний до планетарных туманностей, применяемый до сих пор. Объяснил происхождение планетарных туманностей. Вычислил (для 22 вычислил Ван Маанен) и опубликовал список расстояний до большого числа планетарных туманностей (в это время было известно около 500) и полагал, что в ходе эволюции (~20000 лет) оставшаяся звезда проходит путь от нормальной до белого карлика.
   После запуска первого ИСЗ возглавил в ГАИШ работы по наблюдению ИСЗ инструментальными средствами. Он предложил принципиально новый оригинальный метод наблюдения АМС на траектории полета к Луне с помощью «искусственной кометы» (работа отмечена Ленинской премией 1960 г).
   В 1962г указал, что взаимодействие оболочки сверхновой звезды с межзвездным газом должно приводить к формированию ударных волн, разогреву плазмы до температуры в миллионы градусов и генерации теплового рентгеновского излучения. Результаты изучения сверхновых изложил в книге 1966г «Сверхновые звезды». Второе, переработанное издание «Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы» (1976г).
   В 1964г появляются его работы, посвященные изучению радиогалактик и квазаров. В них, в частности, обосновывается гипотеза о выбросе из активного ядра плазмоидов (намагниченных облаков газа), развивающихся в дальнейшем в радиолопасти.
   В 1965г была опубликована работа, в которой была установлена идентичность ряда характеристик квазаров и сейфертовских ядер, широкие эмиссионные линии в спектрах которых свидетельствуют о скоростях газовых облаков, превышающих параболические, указывая тем самым на их нестационарность.
   В 1967г нарисовал правильную картину физических процессов, происходящих в рентгеновском источнике Скорпион Х-1 (аккреция вещества на нейтронную звезду). Вокруг «черных дыр» образуются аккреционные диски, которые, закручиваясь и разогреваясь до 10⁷К, становятся источником рентгеновского излучения и падают на «черную дыру».
   В 1969г впервые выдвинул предложение о собственном движении пульсаров, чтобы объяснить закономерности в наблюдаемом изменении их периодов пульсации. В настоящее время исследована группа около 100 пульсаров для которых скорость в среднем составляет 450 км/с, достигая в максимуме 1500 км/с.
   Ввел в 1965г название «реликтово излучение». Предсказал тепловое радиоизлучение зон ионизированного Н, отождествил эти области с некоторыми источниками радиоизлучения в см и дм – диапазонах: отождествил источники, излучающие в метровом диапазоне с остатками вспышек сверхновых звезд.
   В 1931г окончил школу-семилетку в Акмолинске (Казахстан), в 1931–1932гг работал на строительстве железных дорог. Учился сначала в Дальневосточном университете, затем на физическом факультете Московского государственного университета, который окончил с отличием в 1938г. В том же году поступил в аспирантуру Государственного астрономического Института им. П.К. Штернберга. С 1941г работал в этом институте (в 1941–1943 был эвакуирован вместе с институтом в Ашхабад, затем в Свердловск), с 1944г (с защиты диссертации и до конца жизни) старший научный сотрудник ГАИШ, в 1953г возглавил отдел радиоастрономии в институте, создал известную во всем мире школу астрофизиков. С 1968г был также сотрудником Института космических исследований, где в 1969г создал отдел астрофизики, который возглавлял до конца жизни. Кандидатская ("Электронная температура в астрофизике", 1944г) и докторская (1949г) диссертации посвященная физике солнечной короны, в которой впервые обосновывает высокую температуру короны, что объясняло все известные тогда наблюдательные факты. С 1966г член-корреспондент АН СССР.
   Награжден орденом «Знак Почета» и медалями. В 1960г ему была присуждена Ленинская премия. Ему была присуждена медаль К.Брюс Тихоокеанского астрономического общества США (1972г). Член МАС,   Международной Академии астронавтики (1961), Лондонского королевского астрономического общества (1964), Американской академии наук и искусств (1966), итальянской Академии деи Линчеи (1966), Национальной академии наук США (1972); почетный чл. Королевского астрономического общества Канады (1966), почетный доктор Парижской обсерватории (1975). Автор более 300 научных статей и нескольких монографий. Написал ряд популярных книг, в том числе «Вселенная, жизнь, разум» (издавалась 7 раз с дополнениями и изменениями), “Звезды: их рождение, жизнь и смерть”, “Популярная радиоастрономия”, “Эшелон” и др.

1949г

Николай Дмитриевич МОИСЕЕВ (16.12.1902-06.12.1955, Пермь, СССР) астроном, выходит книга «Очерки развития теории устойчивости». В работах по теории устойчивости изучил орбитальную устойчивость (исследовал вариационные кривые Хилла), ввел новые понятия в теорию технической устойчивости, имеющие большое практическое значение.
Основные научные работы его относятся к небесной механике. Он развил качественные методы небесной механики, введя обобщающие характеристики траекторий. Большой цикл работ посвятил изучению вековых и долгопериодических возмущений в движениях естественных небесных тел, особенно малых планет. Важные результаты этих исследований были получены с помощью впервые введенных им осредненных теоретических схем. В цикле работ по динамической космологии дал критический анализ гипотез о происхождении Солнечной системы. Ряд работ посвятил теоретической гравиметрии и истории механики.
В 1919г окончил гимназию в Перми и поступил на физмат Пермского университета. В 1922г, вслед за своим учителем С.В. Орловым перевелся в МГУ. Окончил его в 1924г по специальности "астрономия" и поступил в аспирантуру, окончив ее в 1929г, защитив кандидатскую по происхождению комет, метеоров и космической пыли. С 1935г доктор ф.-м. наук (без защиты) и профессор. Работал с 1922г м.н.с. ГАФИ (с 1931г в составе ГАИШ МГУ). С 1938г до конца жизни зав. кафедрой небесной механики мехмата МГУ, с 1939г по 1943г директор ГАИШ. Читал основные курсы: «Теоретическая астрономия», «Небесная механика», «Качественные методы небесной механики» и др. По совместительству с 1929г по 1947г ст. преподаватель, затем профессор кафедры математики Военно-воздушной Академии им. Н.Е. Жуковского, был консультантом в НИИ-88 у С.П. Королева. Член Ученого Совета ГАИШ. Член МАС. Автор более чем 120 научных работ. Основатель московской школы небесной механики, заведующий сектора космогонии и небесной механики. Активный член парторганизации и Методологического семинара ГАИШ. Награжден орденом Ленина, орденом Отечественной войны 2-й степени, двумя орденами Красной Звезды и четырьмя медалями. В честь его назван кратер на Луне и астероид №3080.

Таавет Яанович РООТСМЯЭ (Rootsmäe, 27.06.1885 — 27.06.1959, волость Кастре Вынну, Российская империя-Эстония-СССР) астроном.
   Основные научные работы посвящены звездной астрономии, а также геодезии и истории астрономии. Занимался изучением малых планет, метеорных потоков. Предложил статистические критерии для определения возраста звезд по их движениям и использовал эти результаты при изучении эволюции звезд.
   Основатель эстонской национальной школы астрономов. Совместно с Ю. Лангом написал первый учебник астрономии на эстонском языке. Большая заслуга Роотсмяэ в становлении обсерватории Тартуского университета как научного учреждения. Наладил издание трудов обсерватории, а также Астрономического календаря. Проводил большую научно-популяризаторскую работу.
   В 1912г окончил Тартуский университет, а в 1913г защитил диссертацию. В 1919—1959гг работал в Тартуском университете (зав. кафедрой астрономии, с 1924г — профессор, в 1919—1948гг — директор обсерватории университета, с 1946г Тартуская обсерватория).

1950г

Джон ДЖЕКСОН (Jackson, 11.02.1887 — 9.12.1958, Пейсли (Шотландия), Англия) астроном, в 1935—1950гг опубликовал параллаксы около 1600 звезд, сфотографировал большую часть площадок, в которых измерялись положения звезд. Получил вторые эпохи для звезд в зонах от −40° до −52° и определил собственные движения 41 000 звезд.
   Обработал и опубликовал наблюдения двойных звезд, проведенные в Гринвиче в 1893—1919гг, определил орбиты многих двойных систем. Совместно с Х. Нокс-Шо обработал наблюдения, выполненные Т. Хорнсби в 1774—1798гг в Рэдклиффской обсерватории (Оксфорд), которые были затем использованы для проверки точности современной системы фундаментальных звезд. В обсерватории на мысе Доброй Надежды руководил программами определения положений и параллаксов звезд южного неба.
   Участвовал в трех экспедициях Гринвичской обсерватории для наблюдения полных солнечных затмений (1927г, 1929г, 1932г).
   В 1907г окончил университет в Глазго, продолжал образование в Тринити-колледже Кембриджского университета. В 1914—1933гг работал в Гринвичской обсерватории, в 1933—1950гг возглавлял обсерваторию на мысе Доброй Надежды. Член Лондонского королевского общества (1938) и Южноафриканского королевского общества, его президент в 1949. Президент Лондонского королевского астрономического общества (1953—1955). Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1952).

1950г

Ханнес Улоф Йоста АЛЬФВЕН (Alfvén, Альвен, 30.05.1908-02.04.1995, Норрчёпинг, Швеция) физик и астрофизик предложил динамо-теорию образования солнечного и планетных магнитных полей. Основоположник магнитной гидродинамики.
   Развил концепцию электромагнитных полей в космическом пространстве и их влияния на движение заряженных частиц. Исходя из своей теории выдвинул ряд гипотез для объяснения образования протуберанцев, солнечных пятен, магнитных бурь, северного сияния. Исследовал солнечный ветер и его воздействие на Землю.
   В 1937 предсказал существование слабых галактических магнитных полей, предложил механизм ускорения космических лучей в этом поле и объяснил управление межзвездных облаков галактическими магнитны полями, что ведет к нарушению однородности распределения вещества и его локальной конденсации, которые служат зародышами новых звезд. Автор «плазменной» гипотезы возникновения Вселенной.
   Пытался разработать способ ускорения положительных ионов с помощью сфокусированных скоплений электронов.
   В 1939 создал теорию магнитных бурь и северного сияния, которая основывается на сформулированной им концепции «вмороженных» в плазму магнитных полей. Эта плодотворная концепция лежит также в основе представления о гидромагнитных волнах, возможность существования которых была показана им в 1942г (впоследствии названы альвеновскими волнами). С помощью этой концепции ему также удалось разрешить основную трудность прежних теорий образования Солнечной системы - объяснить распределение в ней момента количества движения. Согласно его космогонической теории перенос момента количества движения наружу осуществляется с помощью магнитного поля, посредством взаимодействия магнитного поля Солнца и заряженных частиц в облаке, из которого образовались планеты и спутники.
   В своих последних работах Альвен развивает точку зрения, согласно которой все космические лучи, за исключением самых высокоэнергичных, ускоряются вблизи Солнца - в солнечном ветре, за счет магнитной накачки в переменных магнитных полях. Руководил работами по моделированию взаимодействия магнитосферы Земли и солнечного ветра.
   Окончил Упсальский университет (1934г), где работал до 1937г, в 1937г перешел в Нобелевский институт физики в Стокгольме. С 1940г – профессор Королевского технологического института в Стокгольме. В 1945г он возглавил там кафедру электроники. Она была переименована в кафедру физики плазмы в 1963г. В 1967г, после отъезда из Швеции и пребывания в течение некоторого времени в Советском Союзе, он переехал в США. Он работал на факультетах электрической техники в двух университетах — университете Калифорнии в Сан-Диего и в университете Южной Калифорнии. В 1970—1975 — председатель Пагуошского движения. Основные труды относятся к области электродинамики, физики плазмы, астрофизики.
   Член Шведской королевской АН (1947г), почетный член многих академий наук и научных обществ, в частности иностранный член АН СССР (с 1958г), в 1967г награжден золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества, в 1971г – Золотой медалью М.В. Ломоносова и Золотая Медаль Института Фрэнклина (1971). Нобелевский лауреат 1970г (совместно с Л.Э.Ф. Неель) за фундаментальные открытия в области магнитной гидродинамики и их применение в физике плазмы. В 1988г награждён американским Геофизическим Союзом медалью Боуи за работы по кометам и плазме в солнечной системе.
   Автор книг «Космическая электродинамика» (1950г, рус. пер. 1952г). «Эволюция Солнечной системы» (в соавторстве с Г. Аррениус, 1976г, рус. пер. 1979г), «Космическая плазма» (1981г).

1950г

Фред Лоуренс УИППЛ (Whipple, 5.11.1906–30.08.2004, Ред-Оук, шт. Айова, США) астроном, предлагает модель (общепринятая модель) ядра кометы как смеси льдов воды и других летучих соединений с вкрапленными в него тугоплавкими частицами метеорного вещества («модель грязного снежного кома»). С приближением кометы к Солнцу летучие вещества испаряются и уносят с собой твердые частицы, формируя газовый и пылевой хвосты кометы. Основываясь на этой модели, Уиппл смог объяснить загадочные «негравитационные силы», которые проявляются, с точки зрения небесной механики, в движении ядер комет. Виновником этих сил оказался реактивный эффект, вызванный интенсивным испарением газа с поверхности ядра кометы. Вращение ядра вокруг своей оси, а также неровность его поверхности и неоднородность структуры приводят к тому, что газ выбрасывается в виде отдельных струй, оказывая несимметричное давление на ядро и «сталкивая» его с невозмущенной орбиты. Например, у короткопериодической кометы Энке (2P/Encke) после каждого оборота период (3,3 года) сокращается на 3 часа. А у кометы Галлея (1P/Halley), напротив, за каждый оборот период (76 лет) возрастает примерно на 3 суток. Каждая и них, проходя мимо Солнца, теряет от 0,25 до 0,5% своей массы, а значит, должна полностью испариться через несколько сотен оборотов. Поэтому комета Энке просуществует всего несколько столетий, а комета Галлея – не более нескольких тысячелетий.
   Открыл 6 новых комет, одна из них, периодическая комета 1933 IV, названа его именем (36P/Whipple). Изучал планетарные туманности, эволюцию звезд и др. Автор книги «Земля, Луна и планеты» (1941, русский перевод 1948).
   Работы Уиппла посвящены изучению комет, метеоров, планетарных туманностей, проблемам эволюции звезд и Солнечной системы.
   Единственное важное уточнение модели было предложено в 1972г русским астрономом Л.М. Шульманом и позже дополнено работами Уиппла и Б. Донна - оно состоит в том, что поверхность ледяного ядра под действием космических лучей и дегазации от солнечного тепла должна покрыться твердой корой (пылевой мантией), которая действительно была обнаружена у ядра кометы Галлея.
   Один из первых астрономов, оценивших результаты пионерских радиоастрономических исследований К. Янского. Совместно с Дж.Л. Гринстейном теоретически рассмотрел возможную природу открытого К. Янским космического радиоизлучения.
   Вычислил орбиты двух метеоров 13 и 15 декабря 1950г, наблюдаемых им, указал, что они совпадают с орбитой кометы Меллиша 1917 I, что подтвердило образование метеоров от комет. Выполнил многочисленные исследования верхней атмосферы путем фотографических и радионаблюдений метеоров; в 1962–1973гг руководил программой фотографирования метеоров и поисков выпавших на поверхность Земли метеоритов, которая осуществлялась Национальным управлением США по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА). Рассчитал орбиты 114 метеоров из которых 15 имели скорость более 42 км/с, но не смог объяснить их гиперболические скорости.
   Сформулировал с Я.Х. Оорт, что на расстояние 50000 а.е. от Солнца находится огромное множество комет (облако Оорта) и придерживался гипотезы, что кометы формируются в межзвездном пространстве.
   В 1954г совместно с Д.Х. Мензел пришли к заключению, что в атмосфере Венеры под облачным слоем может находиться до 2% водяного пара. Выдвинул гипотезу, что вся поверхность Венеры представляет собой океан.
   В 1958–1972гг был научным консультантом НАСА и руководителем службы оптического слежения за искусственными спутниками Земли, проектов долговременных орбитальных астрономических станций и т.д.
   В 1927г окончил Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе. В 1927–1929гг преподавал в Калифорнийском университете в Беркли, в 1931г защитил диссертацию. В 1930–1931гг работал в Ликской обсерватории, а с 1931г в Гарвардском университете (с 1945г в должности профессора астрономии). С 1955г и до ухода на пенсию в 1973г был директором Смитсоновской астрофизической обсерватории. В 1959г был избран членом Национальной Академии наук США. Был членом многих академий и научных обществ. Награжден медалями им. Дж. Лоуренса Смита (1949г) и им. Донохью Национальной Академии наук США, медалью Льежского университета (1960г), премией «Спейс-флайт» Американского астронавтического общества (1961г), медалью им. Ф.Леонарда Американского метеоритного общества (1970г), Золотой медалью Лондонского королевского общества (1983г). Его именем названа обсерватория в шт. Аризона, на горе Хопкинс, оборудованная 6,5-метровым телескопом-рефлектором. На русский язык переведена (1948, 1967, 1984) книга Уиппла «Земля, Луна и планеты».

1950г

Роберт Хэмбери БРАУН (Brown, 31.08.1916–16.01.2002, Аруванкаду (Индия), Англия-Австралия) астроном, совместно с К. Хэзардом открыл радиоизлучение галактики М 31 (Андромеды), т.е. впервые отождествил радиоисточник с галактикой. Показал, что полное излучение M31 сравнимо по величине с излучением нашей Галактики. Также отождествил с галактиками радиоисточники Девы А (NGC 4486) и Центавр А (NGC 5128), других дискретных источников радиоизлучения с пекулярными галактиками и остатками сверхновых звезд. В обсерватории Джодрелл-Бэнк Манчестерского университета провел наблюдения многих источников космического радиоизлучения.
   В 1951г был отождествлен с галактикой крупнейший радиоисточник Лебедь А в 100 раз превосходящий по излучению М 31 и находящийся на расстоянии 700 млн.св.лет. (М. Райл, Г. Смит). В 1954г было известно уже 40 дискретных источников, положение которых трудно было измерить из-за плохой разрешающей способности радиотелескопов.
   Совместно с Р. Дженнисоном и М. Дас Гуптой предложил новый интерферометрический метод измерения размеров протяженных радиоисточников и определил угловые размеры некоторых из них (1952). Разработал в 1952г совместно с Р.К. Твиссом теорию оптического интерферометра интенсивностей для измерения угловых диаметров звезд. В 1956 в обсерватории Джодрелл-Бэнк построил интерферометр интенсивностей с зеркалами диаметром 154 см, затем в обсерватории Наррабри (Новый Южный Уэльс, Австралия) - интерферометр интенсивностей с зеркалами диаметром 6,6 м. Два коллектора потоков, каждый из которых состоит из нескольких сотен маленьких зеркал и имеет 6,6 метров в диаметре, были установлены на вагонетках на круговом пути радиусом 94 м. Интерферометр работал на длине волны 433 нм, а минимальный измеряемый диаметр составил около 0,0005 дуговой секунды. Первые результаты были получены в 1956г. Было обследовано около сотни звезд, причем самая слабая имела звездную величину 2,5. Диаметры оценивались на основе анализа корреляции колебаний интенсивности в двух коллекторах световых потоков по отношению к расстоянию между ними. С помощью первого интерферометра был успешно измерен диаметр Сириуса, с помощью второго измерены диаметры нескольких десятков самых ярких горячих звезд, а также определены их поверхностные температуры и тем самым уточнена шкала температур горячих звезд.
   Образование получил в Брайтонском техническом колледже и колледже Сити-энд-Гилдз (Лондон). В 1936-1947гг занимался радиотехническими исследованиями в различных британских военных ведомствах, в 1949-1963гг работал в Манчестерском университете (с 1960г - профессор радиоастрономии). С 1964г - профессор астрономии Сиднейского университета. Член Лондонского королевского общества (1960г) и Австралийской АН (1967г). Президент Международного астрономического союза (1982-1985гг). Премия им. Хольвека Французского физического общества (1959г), медали им. А.С. Эддингтона Лондонского королевского астрономического общества (1968г), им. Хьюза Лондонского королевского общества (1971г), им. Лайла Австралийской АН (1971г).

1950г

Аксель Янович КИППЕР (Kipper, 23.10 (5.11).1907-25.09.1984, СССР-Эстония) астрофизик, объяснил казавшуюся до того избыточной интенсивность непрерывного спектра газовых туманностей при помощи открытого им механизма двухфотонного излучения водорода.
   Занимался исследованием цефеид, изучал происхождение магнитных полей Солнца и звезд, радиационные процессы в солнечной и звездных атмосферах. Уточнил расстояния и светимости цефеид. Исследовал нестационарные магнитогидродинамические процессы в звездах, изменения силы тяжести и ионизации в атмосферах цефеид, развил теорию колебаний во внешних слоях пульсирующих звезд. Установил, что колебания происходят в виде распространяющихся наружу волн уплотнения, которые переходят на некоторой высоте в турбулентные. Возбуждением атомов этими турбулентными волнами объяснил периодическое появление эмиссионных линий в спектре Миры Кита.
   Предложил в 1962г своеобразную модификацию ньютоновской теории тяготения для устранения гравитационного парадокса, при которой вводятся две системы измерений пространства и времени, названные гравитационной и атомарной.
   Инициатор создания и первый директор (1950-74гг) Института физики и астрономии АН Эстонской ССР.
   В 1930г окончил Тартуский университет. В 1929-1944гг работал в Тартуской обсерватории. С 1941г - профессор Тартуского университета, в 1944-1946гг - зав. кафедрой физики университета. Инициатор создания Института физики и астрономии АН ЭССР (с 1973 - Институт астрофизики и физики атмосферы АН ЭССР), его первый директор (1950-1974). Академик АН ЭССР (1946), в 1946-1950 - вице-президент АН ЭССР.

1950г

Вильгельмина ИВАНОВСКА (Iwanowska, 02.09.1905-16.05.1999, г.Вильно (ныне Вильнюс, Литва), Польша) астроном, открыла различие в химическом составе звезд, принадлежащих разным звездным населениям.
   В 1934-1946гг осуществила одну из первых экспериментальных проверок теории пульсации цефеид.
   Независимо от В.Г.В. Бааде в 1952г привела аргументы, указывающие на необходимость изменения принятой в то время шкалы галактических расстояний.
   Предложила в 1965г метод определения статистических показателей типов звездных населений и совместно с сотрудниками применила его в 1965-1979 к исследованию более 4000 звезд.
   С 1946г - профессор университета в Торуне, в 1952-1976 - руководитель обсерватории в Пивницах (близ Торуня). Член Польской АН (1956г). Директор Торуньского астрономического центра (1960-76гг), вице-президент Международного астрономического союза (1973-79гг). Кавалер Большого креста Ордена Возрождения Польши (1995г).

1950г

Герман ЗАНСТРА (Херман Цанстра, 03.11.1894 — 02.10.1972, Скотерланд, Нидерланды) голландский астроном, предложил новый метод определения температуры солнечной хромосферы по величине бальмеровского скачка.
   Основные научные работы посвящены теории свечения газовых туманностей.
   В 1926г показал, что их линейчатый эмиссионный спектр водорода возникает в результате фотоионизации атомов излучением горячей звезды и последующей рекомбинации. Разработал теорию этого процесса и создал метод определения температуры возбуждающей звезды (занстровской температуры). Это дало возможность впервые установить шкалу температур самых горячих звезд. Занстра исследовал влияние давления в линии Lα в динамике туманностей.
   В 40-е годы выполнил ряд важных исследований по теории образования спектральных линий с учетом перераспределения по частотам при рассеянии. В 1949 применил эту теорию к расчету поля Lα-излучения в туманностях. Использовал теорию резонансного излучения для объяснения спектров комет.
   Ряд работ посвящен исследованию звезд типа Вольфа — Райе, сверхновых как источников космических лучей, а также изучению рассеяния света в земной атмосфере и в оптических инструментах.
   В 1929—1938гг работал в Амстердамском университете, в 1941—1946гг преподавал физику в колледже в Дурбане (Южная Африка), в 1946—1959гг — профессор Амстердамского университета, директор Астрономического института этого университета. Золотая медаль Королевского астрономического общества (1961г). В честь его назван кратер на Луне.

1950г

Эрих РАБЕ (Германия) из наблюдений возмущения вызываемого Меркурием у астероида Эрос в период 1926-1945гг заново определяет массу Меркурия в 0,054 солнечных (увеличив на 20% к предполагаемой), среднюю плотность в 5,07 г/см³.
Б.Ю. Левин объяснил большую плотность близостью Меркурия к Солнцу, что в результате прогревания до нескольких сот градусов Меркурий потерял легкоплавкие и летучие компоненты и остались более тугоплавкие.

1951г

Гильермо АРО (21.03.1913-26.04.1988, Мехико, Мексика) астроном, открыл в 1950—1952гг, независимо от Дж.Х. Хербига, звездоподобные объекты с характерными сильными эмиссионными линиями в спектрах (объекты Хербига — Аро). По современным представлениям — это небольшие облака газа, движущиеся через межзвездную среду со сверхзвуковыми скоростями, они могут возникать в результате вспышечных явлений вблизи звезд типа Т Тельца.
   Основные научные работы посвящены изучению различных типов пекулярных объектов в нашей Галактике. Обнаружил (1953—1954) вспышечную активность (изменения блеска на 0,5^т—1,0^т в течение 20—60 мин) у некоторых звезд в туманности Ориона, а затем и в других звездных агрегатах различного возраста. Это открытие положило начало широкому изучению вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях. В 1952 в результате поисков новых объектов с эмиссионными линиями Аро открыл 67 новых планетарных туманностей (к тому времени их было известно всего 342). Разработал (1955—1956) фотографический метод для изучения звезд типа Т Тельца с сильным ультрафиолетовым излучением. С помощью этого метода совместно с В.Я. Лейтеном исследовал на Паломарском 48-дюймовом телескопе Шмидта обширную область вблизи южного галактического полюса и обнаружил (1962г) 8746 звездоподобных голубых объектов до 19-й звездной величины. (Впоследствии некоторые из них были отождествлены с квазарами).
   Обнаружил и изучил 44 галактики с сильным ультрафиолетовым излучением. Исследовал области ионизованного водорода в галактиках М31, М33, М82 и М83. Открыл 14 новых в Галактике, одну внегалактическую новую, одну внегалактическую сверхновую, открыл одну комету (Аро — Чавиры 1954 k).
   Велики заслуги Аро в развитии астрономии в Мексике — и в организации научных центров, и в подготовке молодых астрономов. Его работы определили основные направления ведущихся в Мексике астрономических исследований.
   Окончил Национальный автономный университет в Мехико. В 1941г работал в астрофизической обсерватории Тонанцинтла, в 1944—1946гг — в США: вначале в обсерватории Кейзовского технологического института (Кливленд), в 1945—1946гг — в обсерваториях Йеркской и Мак-Доналд. В 1947—1972гг работал в Национальной астрономической обсерватории Национального автономного университета (в 1948—1958гг — ее директор), руководил созданием еще одной обсерватории этого университета в горах Сан-Педро-Мартир. В 1950г — также директор астрофизической обсерватории Тонанцинтла. Основал Национальный институт астрофизики, оптики и электроники в Тонанцинтла и в 1972—1983гг был его первым директором. С 1984г — сотрудник Института астрономии Национального автономного университета. Редактор "Бюллетеня обсерваторий Тонанцинтла и Такубайя" (1951—1974) и "Бюллетеня обсерватории Тонанцинтла" (с 1974).Член Академии научных исследований (Мехико) со времени ее основания (1959), ее президент в 1960—1962, член Национальной коллегии (с 1954), член Колумбийской академии точных физических и естественных наук (1970), вице-президент Международного астрономического союза (1961—1967). Золотая медаль им. Луиса Г. Леона Мексиканского астрономического общества (1953), Национальная научная премия (1963), Золотая медаль им. М. В. Ломоносова АН СССР (1985).

1951г

Любор КРЕСАК (23. 08.1927-20.01.1994, Топольчан, Чехословакия) астроном, открыл первую свою комету — 1951 IV, а в 1954г открыл вторую свою комету 1954 XII. Занимался вычислением орбит комет и малых планет, отождествлением новооткрытых объектов. Изучал плотность и структуру системы комет, скорость и процессы старения комет, эволюционное значение кометного облака Оорта. Исследовал вопрос о существовании кольца комет между орбитами Юпитера и Сатурна, резонансные провалы в системе орбит короткопериодических комет, эволюционную связь между кометами и малыми планетами. Изучал массу, плотность и структуру системы малых планет, проблемы устойчивости движения и происхождения межпланетных тел. Предположил, что Тунгусский метеорит является осколком кометы Энке. Исследовал происхождение, структуру и рассеивание метеорных потоков, движение пылевых частиц с учетом влияния солнечного излучения.
Окончил Карлов университет в Праге в 1951г. В 1951—1955гг работал в Астрономической обсерватории Скалнате-Плесо, с 1955г заведует отделом межпланетной среды Института астрономии Словацкой АН, преподавал в университете им. А. Коменского в Братиславе. Член Словацкой АН (1968).Президент Комиссии № 20 "Положения и движения малых планет, комет и спутников" Международного астрономического союза (1973—1976), вице-президент Международного астрономического союза (1979—1985). Государственная премия им. К. Готвальда ЧССР (1970), Золотая медаль им. Д. Штура за заслуги в естественных науках (1977), медали им. И. Кеплера (1971), им. Н. Коперника (1973) и программы "Интеркосмос" (1978).
В его честь назван астероид №1849.

1951г

Андре ЛАЛЬМАН (9.09.1904 — 24.03.1978, Сире-де-Понтайе, Франция) астроном, начал эксперименты в 1934г по электронной фотографии, в 1951г создает первую электронную камеру (камера Лальмана), предназначенной для фотографирования слабых небесных объектов и их спектров. При длительных экспозициях она дает выигрыш в 30—40 раз по сравнению с обычной фотографией. Камера Лальмана нашла широкое применение во многих обсерваториях мира.
Его научные работы посвящены разработке электронно-оптических приемников изображения и применению их в астрономии. Разработал фотоумножители, предназначенные специально для астрономических исследований. В период работы в Страсбургской обсерватории сконструировал высокоточный фотометр для измерения астронегативов.
Окончил Страсбургский университет. Затем работал в Страсбургской обсерватории, после 1945г — в Парижской обсерватории, с 1961г — профессор Коллеж-де-Франс. Член Парижской АН (1961). Президент Французского астрономического общества (1960—1962). Медали им. А.С. Эддингтона Лондонского королевского астрономического общества (1962) и обсерватории Ниццы (1970), премия Парижской АН.

1951г

Владимир Алексеевич КРАТ (08(21).07.1911-02.06.1983, г. Симбирск (ныне Ульяновск), СССР) астроном, один из создателей баллонной астрономии. Основные научные работы относятся к физике Солнца, переменным звездам и космогонии. Был инициатором проведения в СССР астрономических исследований с помощью телескопов, поднимаемых на баллонах в атмосферу, руководил созданием первой советской стратосферной обсерватории.
   В 1935г предложил гипотезу об ограниченности Метагалактики и о существовании вне ее других космических систем. Согласно этой гипотезе расширению Метагалактики предшествовало ее сжатие, вызванное образованием сгущений.
   Выполнил ряд работ по изучению фигур равновесия компонентов тесных двойных звезд (1937). Исследовал потемнение к краю дисков звезд по наблюдениям затменных переменных; предложил метод определения коэффициента потемнения на основании анализа кривой блеска.
   В 1944г разработал детальную классификацию затменных переменных звезд.
   По данным затмения в 1945г установил, что распределение энергии в непрерывном спектре короны идентично распределению энергии в спектре центра солнечного диска.
   В 1958 развил представление о хромосфере как об образовании, состоящем из горячих и холодных волокон типа протуберанцев. Нашел (1960, 1963), что хромосферные факелы, наблюдаемые в линиях H и K кальция, расположены в нижней хромосфере (на высоте от 0 до 1000 км) и представляют собой ограниченные по высоте вкрапления более горячего газа в слое газа с кинетической температурой не выше 5000 K.
   В 1949-1951гг совместно с В.Г. Фесенковым развили подробнее перечень группы факторов, наиболее значимых для космологии Солнечной системы по сравнению с предложенными в 1948г голландцем Тер Хаар следующими:
1. Вращение планет
2. Наличие в СС астероидов и метеорит
3. Движение спутников
4. Кольца Сатурна
5. Распределение моментов количества движения
6. Физические особенности планет и их атмосфер
   В 1932г окончил Казанский университет. С 1938г работал в Пулковской обсерватории, заведовал отделом физики Солнца (в 1964-66 и.о, 1966-1979гг - директор обсерватории). Член-корреспондент АН СССР с 1972г. Автор книг «Проблемы равновесия тесных двойных звезд» (1937), «Фигуры равновесия небесных тел» (1950). Руководил созданием первой советской стратосферной обсерватории. Именем Крата названа малая планета (3036 Krat), открытая Г. Н. Неуйминым 11 октября 1937 года в Симеизской обсерватории.

1951г

Валентин Лукич ЧЕНАКАЛ (15.04.1914 — 28.06.1977, с. Меловое (бывш. Харьковской губ.), СССР) историк науки, среди более чем 200 работ, посвященных главным образом истории создания астрономических приборов, выделяется книга "Очерки по истории русской астрономии" (1951г), в которой он впервые подробно осветил начальный этап в развитии отечественной наблюдательной астрономии (XVII в. и начало XVIII в.), особенно работы М.В. Ломоносова. С 1939г по 1956г свою работу по истории науки вел в тесном контакте и под руководством академика С.И. Вавилова.
Кроме того основные работы по истории астрономии посвящены астрономическим обсерваториям Петербургской АН в XVIII в. и английским мастерам, изготовлявшим астрономические инструменты для России (Дж. Бэрд, Дж. Шорт и др.). Изучил и описал ряд средневековых приборов, хранящихся в СССР.
В 1949г окончил Ленинградский педагогический институт им. А. И. Герцена. В 1933—1949гг работал на Государственном оптико-механическом заводе в Ленинграде, с 1949г — зав. Музеем М. В. Ломоносова при АН СССР организованного им и сделавший многое в изучении его работ по астрономии и оптике.

1951г

Николай Федорович БОБРОВНИКОВ (29.04.1896-21.03.1988, Старобельск, Россия-США с 1924г) астроном, исследователь комет и малых планет, публикует большой обзор "Кометы".
   Основные научные исследования были сосредоточены на изучении спектров и фотометрии комет. Еще в 1925г он фотографировал кометы с помощью 6-дюймовой (160 мм) камеры с объективной призмой. В дальнейшем он применил для спектроскопии комет более мощные инструменты, а именно, крупнейшие в мире телескопы-рефракторы Йерксской обсерватории (40-дюймовый —102 см) и Ликской обсерватории (36-дюймовоый — 91 см). Собрал громадный материал: 4500 фотометрических наблюдений 45 комет с 1858г по 1937г. В области фотометрии комет он выполнил важную работу по сравнению оценок блеска комет, выполненных с помощью инструментов разной силы (вывел формулы, по которым эти оценки можно было приводить к неким стандартным условиям). Вместе с Ф.Л. Уипплом полагал, что среднее время жизни кометы измеряется тысячами ее обращений вокруг Солнца, наблюдал изменения относительной интенсивности спектральных эмиссионных линий и полос с изменением расстояния кометы от Солнца.
   Произвел обстоятельное исследование процессов в комете Галлея во время ее приближения к Земле в 1910г (по фотографиям) и установил существование резких изменений в движении облачных образований в голове кометы. Он вычислил значения отталкивательных ускорений в кометах, доходивших в хвостах 1-го типа по классификации Ф.Бредихина до 2000 (по отношению к ускорению солнечного притяжения) и рассчитал также скорости разлета компонентов распадающейся кометы и получил значения от 300 до 1000 м/с, что почти не отличается от значений, получаемых современными методами.
   В 1930г опубликовал в журнале “Мироведение” статью “Кометы и космогония”, в которой подчеркивал значение исследования комет для решения проблемы происхождения Солнечной системы. В 1931г его обзор “Происхождение астероидов был опубликован в первом выпуске “Успехе астрономических наук”. В 1942г опубликовал итоговую статью “Физическая теория комет в свете спектроскопических данных”, которая заложила основы физической теории комет.
   Много лет занимался астероидами. С помощью рефрактора Ликской обсерватории в 1928-30гг изучил спектры 12 астероидов, построил кривые распределения яркости вдоль спектра, что дало возможность судить о природе их поверхностей. Доказал, что астероиды, в отличие от комет, светят отраженным светом Солнца, в их спектрах не наблюдается никаких эмиссионных линий или полос. Это означало, что астероиды не имеют газовых оболочек (атмосфер). Установил, что астероиды Церера, Паллада и Эвринома имеют более голубой цвет, чем Веста. По изменениям в спектре он определил период вращения Весты (5 час. 55 мин.), что почти совпало с периодом, определенным Т. Герелсом другим способом. Бобровников обратил внимание на то, что фиолетовый и ультрафиолетовый концы спектра астероидов заметно ослаблены, причину данного явления он приписал наличию у этих тел пылевых оболочек.
   Занимался спектроскопией звезд. В 30-х он изучил полосы окислов металлов: титана, циркония, скандия и опубликовал итоговую статью “Молекулярные полосы в звездных спектрах”. Он изучал также спектры новых звезд и, в частности, наблюдавшуюся в них запрещенную линию кислорода.
   В 1914-16гг учился в Горном институте в Петрограде. Однако профессия горного инженера не удовлетворяла, и в 1917г он поступил в Харьковский университет на астрономическое отделение, где его учителем был известный астроном Л.О. Струве. Ему не удалось закончить учение в Харьковском университете: он был мобилизован в армию генерала Деникина, участвовал в боях против красных. В мае 1920г, после поражения армии Деникина, англичане вывезли Бобровникова на остров Кипр, откуда ему удалось добраться до Праги и там продолжить обучение в Русском институте под руководством астрономов-эмигрантов В.В. Стратонова и И. Сикоры.
   В 1924 он переехал в США, занимался в Чикагском университете, который окончил с ученой степенью доктора наук в 1927г и стал работать в Йеркской обсерватории в качестве ассистента, а в 1927-29 был откомандирован на средства фонда Келлога в Ликскую обсерваторию на горе Гамильтон. В 1929-30гг он был стипендиатом Национального исследовательского фонда по физике в Калифорнийском университете в Беркли, а с 1930г работал в университете штата Огайо: в 1930-34гг ассистентом профессора, в 1935-45гг доцентом, в 1945-66 профессором. Одновременно он в 1934-37гг исполнял обязанности директора астрономической обсерватории Перкинс (принадлежащей университету шт. Огайо), а в 1937-51гг был ее директором. В 1944г ненадолго призывался в армию и служил в Военно-воздушных силах США. В 1967г опубликовал свою последнюю статью “Дотелескопическая топография Луны”, в которой на большом материале рассматривал взгляды древних и средневековых астрономов на лунный рельеф и вообще на природу спутника Земли.

1951г

Джесси Леонард ГРИНСТЕЙН (Greenstein, 15.10.1909-21.10.2002, Нью-Йорк, США) астроном, совместно с Л. Спитцером (независимо от А.Я. Киппера) указал на важную роль в формировании оптического континуума туманностей механизма двухфотонного излучения при переходах со второго уровня атома водорода.
   В ряде статей, опубликованных в 30-е годы, рассмотрел некоторые вопросы теории взаимодействия излучения и разреженного вещества в межзвездном пространстве - межзвездное поглощение и закон покраснения света звезд, световое давление в галактических туманностях. В 1937 предпринял одну из первых попыток определить преимущественные размеры пылевых частиц в межзвездном пространстве путем сравнения теоретических расчетов с наблюдаемой зависимостью межзвездного поглощения света от длины волны. С помощью небулярного спектрографа занимался вместе с Л. Хеньи исследованием диффузного излучения в Галактике и некоторых слабых туманностей. Совместно с Хини сконструировал светосильную широкоугольную камеру, с которой получил серию фотографий Млечного Пути.
   С 1939 года его интересы концентрируются на звездной спектроскопии, особенно на изучении химического состава звездных атмосфер. Определил химический и изотопный состав многих нормальных и пекулярных звезд. Эти работы были частью разработанной им совместно с У.А. Фаулером большой программы изучения процессов образования и эволюции химических элементов во Вселенной путем сопоставления химического состава звезд различного возраста.
   Выполнил обширные спектроскопические наблюдения вырожденных звезд. Разработал спектральную классификацию белых карликов, определил температуры, радиусы и массы большого их числа.
   Принимал участие в первых работах по оптическому отождествлению звездообразных радиоисточников (квазаров), по отождествлению их спектров и объяснению природы их красного смещения.
   Предложил механизм возникновения межзвездной поляризации излучения звезд за счет преимущественной ориентации пылинок под действием межзвездного магнитного поля (механизм Дейвиса - Гринстейна).
   В 1929 году окончил Гарвардский университет. Затем занялся предпринимательской деятельностью. В 1934-1937гг продолжал изучение астрономии в Гарварде. В 1937-1948гг работал в Йеркской обсерватории, в 1939-1948гг - также в обсерватории Мак-Доналд. С 1948г - сотрудник обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар, с 1949г - также профессор Калифорнийского технологического института, член Национальной АН США (1957г). Член Королевского общества Бельгии в Льеже. Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1971г), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1975г), медаль Льежского университета (1975г). Научные работы относятся к физике звезд и межзвездной среды. В его честь назван астероид №4612.

1951г

Владимир Густавович РИЙВЕС (28.10.1916 — 23.05.1978, Тарту, Эстония - СССР) астроном, основал Эстонское отделение Всесоюзного астрономо-геодезического общества.
Основные научные работы посвящены изучению комет. Создал оригинальную методику фокальной и внефокальной фотометрии комет, предложил модель головы кометы. Был искусным наблюдателем. Занимался изучением темных туманностей, межзвездного поглощения света и малых планет. Принимал активное участие в выборе места и строительстве обсерватории в Тыравере. Проводил большую научно-популяризаторскую работу.
В 1940г окончил Тартуский университет. В 1938—1950гг работал в Тартуской обсерватории (в 1948—1950гг — директор). В 1940—1947гг — ассистент Тартуского университета. В 1950—1959гг работал в Институте физики и астрономии АН ЭССР (в 1956—1959гг — зав. сектором астрономии). С 1959г преподавал в Тартуском университете (в 1959—1964гг заведовал кафедрой астрономии, с 1970г — профессор).

1951г

Альфред Чарлз Бернард ЛАВЕЛЛ (Ловелл, Lovell, 31.08.1913-6.08.2012, Олдлэнд-Коммон (графство Глостершир), Англия), радиоастроном, под его руководством с 1951г началось создание тогда крупнейшей в мире радиоастрономической обсерватории на поле Джодрелл-Бэнк в 35 км к югу от Манчестера, принадлежавшее ботаническому отделению университета – Экспериментальной станции Манчестерского университета в Джодрелл-Бэнк (Jodrell Bank Experimental Station) (ныне – Наффилдская радиоастрономическая лаборатория), директором которой Лавелл был в 1951–1981гг. Основной инструмент обсерватории – полноповоротный параболоид диаметром 76 м – вступил в строй в 1957г, что в немалой степени было стимулировано желанием следить за полетом первых советских искусственных спутников Земли. До сих пор этот инструмент остается одним из крупнейших в мире. Руководимая им обсерватория успешно занималась изучением пульсаров, квазаров и далеких космологических радиоисточников, активно участвовала в слежении за космическими аппаратами, в поддержании связи с межпланетными зондами, а также в международных радиоинтерферометрических наблюдениях со сверхдлинными базами (в частности, в сотрудничестве с советскими/российскими радиоастрономическими обсерваториями).
   Работы Лавелла посвящены изучению метеоров и нестационарных звезд. Ученый развил методы радиолокации метеорных следов, позволяющие определять скорости метеоров и физические условия в их ионизованных следах. Проведенные под его руководством радиолокационные наблюдения показали, что метеоры появляются в атмосфере Земли чаще, чем это фиксируют оптические приборы. С помощью радиолокации удалось открыть многочисленные дневные метеорные потоки.
   В 1958г Лавелл обнаружил радиоизлучение от вспышек звезд типа UV Кита. Организовал международные синхронные оптические и радионаблюдения этих объектов; определил характеристики их радиоизлучения и нашел, что отношение энергии, генерируемой в радиодиапазоне, к оптической энергии у вспыхивающих звезд примерно в 1000 раз больше, чем у Солнца во время хромосферных вспышек.
   Широкую известность получили многочисленные научные и научно-популярные книги Лавелла: Радиоастрономия (1952г), Метеорная астрономия (1954г, рус. пер. 1958г), Изучение космоса с помощью радиоволн (1957г), Человек и Вселенная (1959г), История Джодрелл-Бэнк (1968г), Рождение космологии (1981г) и др.
   Руководимая им обсерватория Джодрелл-Бэнк активно участвовала в слежении за космическими кораблями и аппаратами (в том числе советскими), а также в международных радиоинтерферометрических наблюдениях со сверхдлинными базами (в частности, в сотрудничестве с советскими радиоастрономическими обсерваториями).
   В 1934г окончил Бристольский университет. В 1936–1939гг преподавал физику в Манчестерском университете и занимался исследованием космических лучей. В годы войны (1939–1945гг) как сотрудник Института дальней связи Министерства авиации работал над вопросами радиолокации. В 1945г вернулся в Манчестерский университет (по 1981г), читал лекции по физике и применял армейское радиолокационное оборудование для изучения космических лучей, с 1951г профессор астрономии и директор Экспериментальной станции Джодрелл-Бэнк этого ун-та (ныне — Наффилдская радиоастрономическая лаборатория). С 1955г член Лондонского королевского общества, почетный член Американской академии искусств и наук (1955г), Нью-Йоркской АН (1960г), Шведской Королевской академии наук (1962г); избирался президентом Лондонского Королевского астрономического общества (1969–1971гг), вице-президентом Международного астрономического союза (1970–1976гг). Награжден Орденом Британской империи (1946г), Королевской медалью Лондонского королевского общества (1960г), медалью им. Д. и Ф. Гуггенхеймов Международной федерации астронавтики (1961г), Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества (1981г). В 1961г за развитие радиоастрономии был возведен в рыцарское звание.

1951г

Андре Луис ДАНЖОН (Danjon, 6.04.1890-21.04.1967, Кан (Нормандия), Франция) астроном, по 1953г изобрел призменную астролябию (астролябия Данжона) для определения долготы (времени) и широты места, гарантирующую точность измерений до 0,001". Создал ряд приборов для астрофотометрии (в частности, фотометр «кошачий глаз») и интерферометры. Изучал с их помощью переменные звезды, определял альбедо и фазовые кривые Меркурия, Венеры и Земли (в последнем случае путем измерения пепельного света Луны).
   Выполнил многочисленные измерения двойных звезд, диаметров планет и их спутников. Показал, что с помощью интерферометров можно изучать атмосферную турбулентность, и нашел зависимость между турбулентностью, качеством изображений и разрешающей способностью телескопа. Основанный на этой зависимости метод оценки качества изображений (метод Данжона - Кудера) широко используется при исследованиях астроклимата. Большое распространение в астрономических обсерваториях получила призменная астролябия Данжона - инструмент для определения долготы (времени) и широты места, С помощью этого прибора с большой точностью определяется момент, когда звезда оказывается на зенитном расстоянии 30⁰. Астролябия Данжона снабжена безличным микрометром, позволяющим автоматически удерживать изображение звезды на кресте нитей визирного устройства. С помощью его астролябии были проведены большие ряды наблюдений по определению широты и времени в Парижской и других обсерваториях. Первый экземпляр ее был построен в Парижской обсерватории в 1953г.
   Предложил шкалу для описания относительного потемнения Луны во время полного лунного затмения. Шкала охватывает диапазон от 0 (для очень темного затмения) до 4, что соответствует затмению, когда Луна имеет очень яркий медный или оранжевый цвет.
   Исследования по физике двойных звезд. Предложил метод оценки качества изображений звезд по виду дифракционной картины. Во Франции под его руководством переоснащены обсерватории и созданы новые астрономические центры.
   Велики заслуги Данжона в развитии астрономии во Франции. Разработал проект и возглавил строительство обсерватории во Французских Альпах (Верхний Прованс), руководил созданием для нее 193-сантиметрового рефлектора. По его инициативе в 1933г в Страсбурге был организован первый французский институт астрофизики. Реконструировал и расширил Медонскую обсерваторию и способствовал созданию радиоастрономической обсерватории в Нансё (обе входят в состав Парижской обсерватории). В 1960г в Бюро долгот основал исследовательский центр по фундаментальной астрономии и небесной механике.
   Окончил Высшую нормальную школу в Париже. Участник первой мировой войны, в результате ранения потерял глаз. После войны работал в Страсбургской обсерватории (с 1930г - директор), преподавал в Страсбургском ун-те, с 1945г -директор Парижской обсерватории, с 1954г - также директор Института астрофизики в Париже; преподавал в Парижском ун-те (профессор астрономии этого ун-та). Член Парижской АН с 1948г. Член Бюро долгот в Париже (1948), Королевского научного общества в Льеже, Международной академии астронавтики, президент Международного астрономического союза (1955-1958), дважды был президентом Французского астрономического общества. Премии им. А.А. Беккереля (1925), им. П. Гусмана (1935) и им. А. де Парвиля (1938) Парижской АН, Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1958), Золотая медаль Национального центра научных исследований (Франция, 1960). Автор (совместно с А.Ж.А. Кудер) книги «Подзорные трубы и телескопы» (1935).

1951г

Эрвин Вильгельм МЮЛЛЕР (Mullеr. 13.06.1911-17.05.1977, ) физик, изобретает полевой автоионный

микроскоп с помощью которого было получено первое изображение поверхности эмиттера с помощью положительных ионов водорода и достигнуто с помощью ионного проектора атомарного разрешения. Иглой микроскопа является вольфрам, расположенный в вакуумной камере, заполненной инертным газом.
   В 1936г изобрел автоэмиссионный микроскоп-проектор (автоэлектронный микроскоп), что послужило развитию полевой эмиссионной микроскопии. Показал в 1943г ограничение разрешающей способности автоэлектронного микроскопа.
   В 1950 получил первое детальное изображение молекулы с помощью автоэмиссионного микроскопа.
   В 1956 открыл явление испарения под действием поля.
   Добился прямого наблюдения на атомном уровне кристаллической решетки и ее дефектов (1958г), возможности непосредственно подсчитывать концентрации вакансий и получил изображения дефектов структур — полос скольжения и двойников (1959). Впервые наблюдал (1967) доменные структуры при фазовых превращениях порядок — беспорядок, получил изображение биологических молекул. Создал (1968) ионный проектор с атомным зондом, способный идентифицировать выбранный отдельный атом на металлической поверхности.
   Существуют три основных вида ЭМ. В 1930-х годах был изобретен обычный просвечивающий электронный микроскоп (ОПЭМ), Мюллером – растровый (сканирующий) электронный микроскоп (РЭМ). 16 марта 1981г Г.К. Бинниг и Г.К. Рорер изобрели первый сканирующий растровый туннельный микроскоп (Нобелевская премия 1986г). Эти три вида микроскопов дополняют друг друга в исследованиях структур и материалов разных типов. За разработку метода туннельной спектроскопии Лео Эсаки, А. Джайевер и Б.Д. Джозефсон получили в 1973г Нобелевскую премию. Хотя первым предложил и практически реализовал идею туннельного микроскопа Рассел Янг.
   На снимке: поверхность кристалла вольфрама, увеличенная в 10 миллионов раз; каждая яркая точка – его отдельный атом.
   Хронология развития микроскопа.

1951г

Людвиг Франц Бенедикт БИРМАН (Biermann, 13.03.1907–12.01.1986, Хамм (Вестфалия), Германия) астроном, предсказал существование постоянного корпускулярного потока от Солнца, называемого теперь «солнечным ветром». Наблюдая газовые хвосты комет, которые, согласно теории кометных форм Бесселя – Бредихина, должны испытывать очень сильное отталкивание от Солнца и в частности, структура хвостов I типа по Бредихину не может быть объяснена давлением солнечного света; для ее объяснения требуются гораздо большие ускорения от Солнца, чем те, которые может обеспечить лучистое давление Солнца. Поэтому он предположил, что плазма в хвостах комет взаимодействует с магнитным полем солнечного ветра до тех пор, пока не приобретает его большую скорость – около 400 км/сек, направленную от Солнца. Резкие искажения кометных хвостов и их «обрывы» объяснил пересечением кометой крупных неоднородностей солнечного ветра (ее прохождением через границы магнитных секторов). Основываясь на этой теории, правильно оценил некоторые параметры солнечного ветра (скорость и плотность частиц).
   Работы его посвящены теории эволюции звезд и физике космической плазмы. В 1930-е годы построил ряд моделей внутреннего строения звезд, учитывающих роль конвекции в переносе энергии из ядра к поверхности; рассмотрел возможность существования звезд с полным перемешиванием вещества. Рассчитал непрозрачность звездного вещества, обусловленную ионизацией различных элементов; вычислил интенсивность линий для многих переходов в легких ионах, представляющих интерес для теории строения звезд и их атмосфер. Изучил динамическую устойчивость звезд и ее связь с химическим составом звездных недр; одним из результатов этой работы стала модель вспышки новых звезд.
   В 1964г высказал предположение, что головы комет должны быть окружены очень протяженными оболочками из нейтрального водорода. В 1969г это подтвердилось при внеатмосферных наблюдениях излучения в ультрафиолетовой линии Лайман-альфа от такого облака вокруг кометы Беннета, а затем и у других комет.
   Ряд работ Бирмана посвящены солнечной хромосфере и короне. Он произвел расчет температуры короны по наблюдаемой степени ионизации. Предложил, независимо от М. Шварцшильда, механизм нагрева хромосферы и короны акустическими волнами, возникающими в конвективной зоне под фотосферой.
   В 1960–1970-е годы активно работал в области космических исследований.
   Учился в Мюнхенском (1925–1927), Фрейбургском (1927–1928) и Гёттингенском (1929–1932) университетах. В 1934–1937 преподавал в Йенском университете, в 1937–1945 в Берлинском университете. С 1945–1947 профессор Гамбургского университета, в 1947–1958 директор Института физики в Гёттингене. В 1958–1971 директор Института физики и астрофизики им. М. Планка. С 1975 почетный сотрудник этого института. Член Баварской Академии наук, Германской академии естествоиспытателей «Леопольдина», Национальной Академии наук США и других зарубежных академий. Награжден медалью им. К.Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1967г), медалью им. Вихерта Немецкого геофизического общества (1973г), Золотой медалью Лондонского Королевского астрономического общества (1974), медалью им. К. Шварцшильда Немецкого астрономического общества (1980г) и др. В его честь назван астероид № 73640.

1951г

Джордж Хауэрд ХЕРБИГ (Herbig, 02.01.1920-12.10.2013, Уилинг (Западная Виргиния), США) астроном, работая в Ликской обсерватории, одновременно с Г. Аро во время обзора области звездообразования в созвездии Ориона открыли компактные эмиссионные туманности вблизи формирующихся звезд (объекты Хербига—Аро). Обзор проводился в линии водорода Н_а , которая всегда является одной из самых сильных линий в спектре объектов Хербига - Аро. Наряду с ней также наблюдаются линии кислорода [OI], серы [SII], азота [NI], железа [FeII] и других химических элементов и молекул.
   R Северной Каролины, блеск которой в течение нескольких месяцев, а то и лет непрерывен, затем внезапно ослабевает на не менее 2^m затем постепенно возвращается к первоначальному. По спектрам – это звезды высокой светимости, но в атмосфере явно не хватает водорода и углерода. Они связаны с планетарными туманностями.
   Рассматривал звезды типа Т Тельца, звезды с эмиссионными линиями (Ae и Be звезды Хербига), считал их молодыми, образующихся в темных облаках межзвездного пространства (по видимому спектрального класса G, быстро вращающиеся). Изучены П.П. Перенаго и В.А. Амбарцумян.
   Открыл сильные линии поглощения лития в спектрах звезд F и G, что положило начало обширным исследованиям содержания лития в этих звездах и связи его с возрастом звезд. Изучал вращение звезд промежуточных спектральных классов и эволюционное значение резкого скачка скорости вращения у звезд класса F. На основании анализа диаграмм Герцшпрунга - Рессела для скоплений Гиады и Плеяды сделал вывод о неодновременности образования звезд в скоплениях.
   В 1943г окончил Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе. Сг 1944 работает в Ликской обсерватории (в 1970-1971 - директор). С 1966г - также профессор Калифорнийского университета в Санта-Крусе. Член Национальной АН США (1964). Премия Хелены Уорнер Американского астрономического общества (1955), медаль Льежского университета, Премия Генри Норриса Рассела (1975), Медаль Кэтрин Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1980).
   В его честь назван астероид № 11754, объекты Хербига — Аро, Звёзды Хербига (Ae/Be).

1951г

Бернард Ярнтон МИЛЛС (Mills, 08.08.1920-25.04.2011, пр. Новый Южный Уэльс, Австралия) астроном, предложил крестообразную систему радиотелескопа («крест Миллса»), состоящую из двух линий антенн, расположенных по направлениям север — юг и запад — восток. Осуществил строительство нескольких таких радиотелескопов.
   Выполнил радиообзоры южного неба - измерил положения многих дискретных источников, отождествил их с оптическими объектами, определил угловые размеры.
   В 1952г выполнил анализ распределения дискретных источников по небу и пришел к важному выводу о существовании как галактических источников, концентрирующихся к плоскости Галактики, так и внегалактических, равномерно распределенных по небу. Изучал пульсары и их распределение в Галактике, нашел (1970), что они концентрируются ближе к местной ветви и ветви Стрельца и что их среднее расстояние от галактической плоскости совпадает с расстоянием остатков сверхновых от этой же плоскости.
   Принимал участие в наблюдениях радиоисточников, включенных в четыре каталога обсерватории Молонгло, и в анализе этих каталогов. Провел детальное исследование многих протяженных источников южного неба, в частности Магеллановых Облаков.
   В 1940г окончил Сиднейский университет. До 1960г работал в Совете научно-промышленных исследований (вначале занимался разработкой военных радарных систем). С 1960г работает в Сиднейском университете (с 1965г - профессор физики и астрофизики), создал в этом университете группу радиоастрономии. Член Австралийской АН (1959) и Лондонского королевского общества (1963). Медаль им. Т.Р. Лайла Австралийской АН (1957), Медаль Гроута Ребера (2006).

1951г

Дмитрий Кузьмич КУЛИКОВ (1.10.1912 — 11.06.1964, д. Малая Уронда (Ивановской обл.), СССР) астроном, выходит его монография "Теория эфемерид пар Цингера и каталог 500 пар звезд в системе ГКЗ на эпохи 1950.0 и 1970.0". Предложил метод обработки результатов наблюдений и составления эфемерид пар Цингера.
   Детально разработал методику определения окончательных кометных орбит по большому количеству наблюдений. Под его руководством была проведена работа по реформе "Астрономического ежегодника СССР", связанная с рекомендациями и решениями Международного астрономического союза. Большое значение для космонавтики имели его работы, посвященные методике вычисления эфемерид повышенной точности на короткие промежутки времени.
   В 1936г окончил Ленинградский университет и был оставлен в аспирантуре обсерватории этого университета. Преподавал курс практической астрономии в Ленинградском горном институте. В 1939—1946гг находился в рядах Советской Армии. С 1946г работал в Институте теоретической астрономии АН СССР (в 1949—1956гг — ученый секретарь, с 1956г — зав. отделом "Астрономического ежегодника СССР"). Государственная премия СССР (1952).
   В честь его назван астероид №1774.

1951г

Весной обнаружено монохроматическое радиоизлучение нейтрального водорода на длине волны 21см (1420 МГц) Гарвардскими астрономами Х. Юин и Э.М. Перселл, предсказанное Х.К. Хюлст (1944г) и рассчитано в 1948г И.С. Шкловским в работе в 1949г «Звезды, их рождение, жизнь и смерть».
Усилиями Голландских, Австралийских радиоастрономов и специалистов США составлена первая карта Млечного пути на длине волны 21,11 см с высоким угловым разрешением (Первую карту опубликовал Х.К. Хюлст и Я.Х. Оорт -подтвердив идею Х. Шепли, что Млечный путь - спиральная Галактика). По карте распределения водорода определен «Орионов рукав» - спиральный водородный рукав, проходящий через наше Солнце.

1951г

Уилбер Норман КРИСТИАНСЕН (9.08.1913-26.04.2007, Мельбурн, Австралия) радиоастроном, сразу после обнаружения в 1951г Х. Юином и Э.М. Перселлом монохроматического радиоизлучения нейтрального водорода на волне 21 см он совместно с Дж.В. Хиндманом выполнил обзор излучения водорода и получил первое радиоастрономическое указание на существование спиральных ветвей в Галактике.
   В 1949г разработал новый тип многолучевого радиоинтерферометра, обладающего высоким угловым разрешением, который состоит из линейно расположенных подвижных параболоидов; руководил постройкой первой такой системы в Поттс-Хилле близ Сиднея. Впоследствии сконструировал аналогичную крестообразную интерферометрическую систему — "крест Кристиансена". Участвовал в разработке и строительстве радиоинтерферометров в Вестерборке (Нидерланды), Сен-Мишеле (Верхний Прованс, Франция), Пекинской обсерватории (КНР), во Флёрсе (близ Сиднея). Использовал созданные им радиотелескопы для наблюдения с высоким разрешением главным образом излучения Солнца.
   Изучил источники дециметрового излучения на Солнце, показал, что они связаны с оптическими деталями, причем радиоизлучение исходит из плотных областей нижней короны и имеет температуру порядка нескольких миллионов градусов. В течение длительного времени изучал фоновое излучение спокойного Солнца, построил карту радиоизлучения спокойного Солнца с высоким разрешением, получил первое подтверждение теоретически предсказанного восточно-западного поярчания диска. С начала Международного геофизического года (1 июля 1957) до 1975 руководил публикацией ежедневных карт солнечного радиоизлучения.
   Образование получил в Мельбурнском университете. В 1937—1948гг работал в исследовательской лаборатории фирмы "Амэлгамейтид уайрлесс (Австралазия)", где занимался конструированием направленных антенн для радиосвязи на больших расстояниях. В 1948—1960гг работал в отделе радиофизики Организации научно-промышленных исследований в Сиднее. В 1960—1978гг — профессор электротехники Сиднейского университета, с 1978г — почетный профессор этого университета. Член Австралийской АН (1959). Председатель Австралийского национального комитета по радионауке (1960—1976), президент Комиссии по радиоастрономии Международного союза радионаук (1963—1966), вице-президент (1972—1978) и президент (1978—1981) этого союза, вице-президент Международного астрономического союза (1964—1970).

1951г

Митрофан Степанович ЗВЕРЕВ (03.(16).04.1903-17.11.1991, Воронеж, СССР) астроном, начинает работать в Пулковской обсерватории после ее восстановления. Работал в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга.
   С 1921г начал наблюдение переменных звезд, продолжив при обучении в ГАИШ на 18 см рефракторе.
   Возглавлял наблюдения и обработку Каталога геодезических звезд с 1932г по 1938г, закончив их обработку в 1939г.
   В годы войны, при нахождении ГАИШ в Свердловске, под его руководством развернуты были работы по передаче и приемам ритмических радиосигналов времени с 7 ноября 1941г и астрономическим определениям времени на пассажных инструментах с 1 марта 1942г. По этим наблюдениям на пассажных инструментах в СССР впервые был составлен каталог прямых восхождений 371 звезды.
   Организовал и был участником экспедиции в Чили (1962-1973гг) для наблюдения и определения положения звезд в Южном полушарии. В результате было создано два каталога , содержащие результаты абсолютных определений прямых восхождений 1960 звезд и склонений 1420 ярких и слабых звезд южного полушария.
   В 1932—1975 в Москве, Пулкове и Сантьяго (Чили) участвовал в меридианных наблюдениях звезд по коллективным и международным программам. Организовал и был участником астрономических экспедиций в Чили (1962—1973) для наблюдений звездных положений в Южном полушарии.   Предложил проект нового меридианного инструмента — фотографического вертикального круга симметричной конструкции, на котором выполнены определения склонений звезд с высокой точностью. Детально разработал вопрос об учете влияния наклона слоев равной плотности воздуха на астрономическую рефракцию.
   Составил ряд звездных каталогов, в том числе Предварительный фундаментальный каталог слабых звезд. Еще в 1932-1933гг совместно с Б.В. Кукаркиным и П.П. Паренаго предложил конкретный план создания КЗС ( Каталога слабых звезд –вместо фундаментального каталога, включающее яркие звезды, совместно с Д.Д. Положенцевым), фотографирования площадок неба с подходящими галактиками 14-16^m с целью абсолютизации собственных движений звезд. Этот план он детально разработал в 1938-1940гг и включились в работу обсерватории в Пулкове, Николаеве, Киеве, Казани и Ташкенте (две последних не прекращали этих работ и в войну). Возглавляя работы по КСЗ, как член МАС (в августе 1952г на VIII Ген. ассамблее МАС он выдвинул проблему КСЗ как особо актуальную в астрометрии) привлек зарубежные обсерватории по работе созданию Каталога слабых звезд (создан сводный каталог AGK3R на 21499 звезд).
   Предложил проект нового меридианного инструмента – фотографического вертикального круга симметричной конструкции, на котором выполнены определения склонений звезд с высокой точностью. Внес новые идеи и подходы во все разделы астрометрических исследований от выбора программ наблюдений до получения сводного или фундаментального каталога.
   Детально разработал проблему учета влияния наклона слоев равной плотности воздуха на астрономическую рефракцию.
   Активный астроном-наблюдатель. На протяжении более 40 лет участвовал в меридианных наблюдениях звезд по коллективным и международным программам. Основные научные работы посвящены фундаментальной астрономии, службе времени, а также исследованию переменных звезд.
   Обучался в 1-й Воронежской гимназии (1913 - 1920гг), затем поступил в Воронежский государственный университет. Одновременно закончил музыкальный техникум и был направлен (1923г) в Московскую консерваторию которую окончил по классу рояля, получив квалификацию пианиста в 1929г. В 1931г окончил мехмат МГУ по специальности астроном-геодезист. Работал с 1931г в ГАИШ, начав с должности вычислителя, затем зав. Службы времени (1941 - 1945) и дойдя до поста зам. директора ГАИШ (1945 - 1951). С 1951 работал в Пулковской обсерватории (в 1951—1971 — зам. директора), одновременно читает лекции по астрономии в Ленинградском ун-те (с 1970 — зав. кафедрой астрономии). Кандидат ф.-м. наук с 1938г (без защиты). Темой его докторской (1947г) стала реорганизация Службы времени ГАИШ и анализ ее деятельности в военные годы за период эвакуации в Свердловск, когда он руководил этой Службой. Председатель комиссии №8 МАС «Позиционная астрономия» (1952-1958гг). Член-корреспондент АН СССР с 1953г. С июня 1951г до июня 1975г возглавлял Астрометрическую комиссию Астросовета АН СССР. Еще в 1933г начал преподавание в МГУ; с 1939г - доцент; с 1948г – профессор. Читал спец. курсы по астрометрии, сферической и практической астрономии, высшей геодезии. В 1955 – 1975гг руководил Ленинградской организацией общества «Знание», был зам. председателя общества «Знание» РСФСР (1960-1975гг), с 1970г заведующий кафедры астрономия Ленинградского университета. В 1981 – 1986гг - председатель Ленинградского отделения ВАГО. Его именем названа малая планета № 2323, открытая Н.С. Черных 24 сентября 1976 года в Крымской астрофизической обсерватории. Медаль им. С. И. Вавилова общества «Знание».

1952г

Уильям Уилсон МОРГАН (Morgan, 03.01.1906-21.06.1994, Бетесда, шт. Теннесси, США) астроном, работая в Йеркской обсерватории, устанавливает, что область ионизированного водорода находится в Галактике в трех отрезках спиральных рукавов (открыл их совместно с С. Шарплессом и Д. Остерброком ): Орионовом, Персеевом и Стрельца и определяет до них расстояние, изучив карту радиоизлучения нейтрального водорода на длине волны 21,11 см.
   В начале 30-х годов изучил и описал спектры большого числа звезд класса A, в частности пекулярных A-звезд с усиленными линиями редкоземельных элементов. Разработал совместно с Ф. Кинаном двухмерную спектральную классификацию звезд (система MK), являющуюся основной системой классификации звезд до настоящего времени (она описана в «Атласе звездных спектров», изданном в 1943). Система MK прокалибрована в шкале абсолютных величин звезд.
   В 1953г совместно с Г. Л. Джонсоном и Д. Хэррисом создал точную систему звездной фотометрии, определяемую с помощью стандартных звезд,- так называемую систему U, В, V, которая стала международной стандартной фотометрической системой.
   В 1957г вместе с Н.У. Мейолом нашел связь между типом галактики и спектром ее интегрального света и на этой основе разработал классификацию галактик и метод определения звездного состава галактик по их формам, - оценил, что соотношение число карликов к числу гигантов не может быть больше 50:1 (в окрестностях Солнца 40:1).
   В 1923-1926гг учился в университете в Лексингтоне (шт. Виргиния), затем в Чикагском университете, который окончил в 1927г. В 1927-1974гг работал в Йеркской обсерватории, в 1947-1974гг - профессор Чикагского университета, в 1960-1963гг - директор обсерваторий Йркской и Мак-Доналд, с 1974г -почетный профессор Чикагского университета. В 1947-1952 был главным редактором журнала «Astrophysical Journal».Член Национальной АН США (1956). Член ряда академий наук. Лауреат медали Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1958), Премия Генри Норриса Рассела (1961), Медаль Генри Дрейпера (1980), Медаль Гершеля (1983).
   В его честь назван астероид № 3180.

1952г

Эндрю Дейвид ТЭКЕРИ (19.06.1910 — 21.02.1978, Южноафриканская республика) астроном, вместе с А. Весселинком открыл переменные типа RR Лиры в Магеллановых Облаках и, определив с их помощью расстояние до Облаков, в 1952г независимо от В.Г.В. Бааде показал, что принятая в то время шкала внегалактических расстояний должна быть увеличена вдвое.
   В 1932—1936гг выполнил измерения центральных интенсивностей и эквивалентных ширин линий в спектрах Солнца и звезд для проверки теории образования спектральных линий. Совместно с П. Мерриллом объяснил возникновение эмиссионных линий в спектрах долгопериодических переменных с помощью механизма флуоресценции и предсказал ряд линий в далекой ультрафиолетовой области.
   После переезда в Южную Африку Тэкери занимался в основном изучением Магеллановых Облаков и переменных звезд южного неба. Подробно исследовал состав звездного населения Магеллановых Облаков, шаровые скопления и переменные звезды в них, кинематику Облаков по лучевым скоростям.
   Совместно с канадскими астрономами из Астрофизической обсерватории в Виктории участвовал в многолетней программе изучения дифференциального вращения Галактики по лучевым скоростям горячих звезд. Эта работа позволила определить с большой точностью константы галактического вращения, а также более точно оценить расстояние от Солнца до галактического центра.
   Открыл много переменных звезд в карликовой галактике в созвездии Скульптора и показал, что они относятся к типу RR Лиры. Проведенные им длительные наблюдения симбиотических звезд способствовали пониманию природы этих переменных. В течение 30 лет наблюдал загадочный объект η Киля, обнаружил сильную поляризацию излучения в гало вокруг этой звезды.
   В 1932г окончил Кембриджский университет (Англия). В 1932—1948гг работал в Обсерватории солнечной физики в Кембридже, в 1934—1936гг стажировался в обсерватории Маунт-Вилсон (США). В 1948—1974гг работал в Рэдклиффской обсерватории в Претории (с 1950г — директор), с 1974г — профессор астрономии Кейптаунского университета. Автор книги "Астрономическая спектроскопия" (1961).

1952г

Эвальд Рудольфович МУСТЕЛЬ (21.05(03.06).1911–10.04. 1988, Севастополь, СССР) астрофизик, член-корр. АН СССР (1953г) за работу физика Солнца (теория хромосферных вспышек, совм. с А.Б. Северным) отмечен Государственной (тогда Сталинской) премией 1952г. В проблеме солнечно-земной физики одним из первых начал изучение солнечных корпускулярных потоков, открыл их разделение на два типа и предсказал свойства открытых позднее потоков из «корональных дыр». Изучая взаимодействие солнечных корпускулярных потоков с магнитосферой и атмосферой Земли, открыл закономерности, позволившие прогнозировать геомагнитные бури (1944г); внес (с соавторстве) важный вклад в создание научных основ предсказания крупномасштабных погодных явлений (типа циклонов).
Разработал теорию лучистого равновесия звездных атмосфер для коэффициента поглощения, зависящего от частоты, и построил теорию фотосфер звезд с эффективными температурами от 10000 до 20000 K (построил теорию непрерывных спектров звезд А0-В2). Предложил модель вспышки новой звезды (по огромному наблюдательскому материалу построил с соавторстве в 1956 – 1958гг стройную физическую картину вспышки, что в дальнейшем позволило раскрыть ее природу как термоядерного взрыва во внешних слоях звезды), согласно которой ее главная оболочка выбрасывается сразу же после максимума блеска звезды под действием ударной волны, идущей изнутри. Предположил, что «полярные шапки» в строении оболочек некоторых новых могут быть объяснены наличием у этих звезд (белых карликов) сильных магнитных полей дипольного характера. Построил модель сверхновой звезды I типа вблизи максимума блеска, согласно которой «остаток» сверхновой окружен оболочкой, удаляющейся от него с очень большим градиентом скоростей порядка скорости расширения оболочки (в среднем 10000 км/с). Впервые оценил размеры сверхновых звезд I типа в момент максимума блеска (около 2 10¹⁵ см). Отождествил в спектрах этих звезд сильные линии C, N, O, пришел к выводу, что имеющаяся внутри оболочки стратификация элементов (вдоль радиуса) соответствует взрыву далеко проэволюционировавшей массивной звезды. Установил, что активные области на Солнце являются одним из основных источников усиленного корпускулярного излучения (солнечного ветра). На основании анализа данных о наземном атмосферном давлении за период 1880-1974 совместно с В.Е. Чертопрудом и Н.Б. Мулюковой нашел, что вхождение Земли в солнечный корпускулярный поток сопровождается увеличением неустойчивости земной атмосферы и усилением атмосферной циркуляции.
Окончил школу семилетку в Москве. С 1927 по 1931 учился в строительном техникуме, затем работал техником треста Мосавтогруз. Школьником, увлекся астрономией, наблюдал переменные звезды. В 1931-1935гг обучался и закончил астрономическое отделение мехмата МГУ и работал м.н.с. ГАИШ (1935-1936гг), ; аспирантура под рук. акад. В.Г. Фесенкова, кандидатская «Проблема лучистого равновесия звездных атмосфер для коэффициента поглощения, зависящего от частоты» (1939г); доцент МГУ и с.н.с. ГАИШ (1938-1944); с 1944 профессор; в 1947-1950 зав. отделом ГАИШ. В 1943г защитил докторскую «Исследование физических процессов, происходящих при выбрасывании материи новыми звездами и массы новых звезд». Читая в МГУ курс лекций по теории звездных атмосфер. В послевоенные годы участвовал в восстановлении Симеизской обсерватории, а затем в строительстве и организации Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) АН СССР. С 1946 по 1960г был ее сотрудником, ряд лет заведовал отделом физики звезд. С 23 октября 1953 года являлся членом-корреспондентом Академии Наук СССР, член КПСС с 1964 года. С 1957г работал в Астрономическом совете АН СССР, в 1963 – 1986гг как Председатель координировал астрономические исследования в Советском Союзе; был заместителем академика-секретаря Отделения общей физики и астрономии АН СССР; членом, а в 1970-1976 вице-президентом МАС; возглавлял Национальный комитет советских астрономов. В течение ряда лет с 1965г был главным редактором Астрономического журнала. Первый Лауреат премии им. А.А. Белопольского АН СССР (1981г); награжден: два Ордена Красного Трудового знамени (1954г и 1975г), орден Ленина (1971г); орден Октябрьской революции (1981г), медаль «За доблестный труд в Великой отечественной войне. Малая планета №2385, открытая в 1969г Л.И. Черных была названа его именем. Им опубликовано ок. 200 научных работ, в т.ч. две монографии в области астрофизики и ее приложений. Автор монографии «Звездные атмосферы» (1960г).

1952г

Ирье (Юрье) ВЯЙСЯЛЯ (Vaisala, Вайсала, 6.09.1891-21.07.1971, Контиолахти (Россия), Финляндия) астроном, оптик и геодезист, пожизненный директор Астронома- оптического института в Турку, содействует основанию при Таркуском университете астрономической обсерватории, оставаясь ее директором до конца жизни. Основные научные работы посвящены усовершенствованию классических методов геодезической астрономии и разработке принципиально новых методов, созданию и исследованию высокоточных измерительных приборов и новых астрономических инструментов.
   В 1922-1929гг создал интерференционный компаратор для измерения длин до 864 м путем последовательного сравнения с эталонным стержнем из плавленого кварца длиной 1 м. Ошибка измерения длины составляла около 0,1 мм. Разработанная методика получила широкое применение. За 7 лет до Б.В. Шмидта предложил использовать специально деформированную пластинку, устанавливаемую перед вогнутым зеркалом рефлектора для коррекции его поля, однако реализовал эту идею уже после того, как Шмидт опубликовал данные о своем телескопе. Применил также корректирующую линзу, устанавливаемую перед фотопластинкой. В 1934г создал телескоп такой конструкции и использовал его для фотографирования малых планет (поле 7×7).
   Пользуясь методом фотографирования, аналогичным методу С.Н. Блажко, открыл 128 новых малых планет. Открыл 3 кометы, из них 1939 IV и 1942 II (периодических комет 40P/Väisälä и 139P/Väisälä-Oterma) имеют периоды 11 и 86 лет соответственно. Разработал новый метод геодезической звездной триангуляции с использованием искусственного источника света, поднимаемого на баллоне (идея была высказана им в 1946г). При этом положение вспыхивающего на краткое время источника определялось методами фотографической астрометрии из двух наземных пунктов относительно звезд, координаты которых были взяты из каталогов. Метод Вяйсяля позволял измерением параллактического смещения источника света на фоне звезд определить координаты наземных пунктов и расстояния между ними. Преимущество этого метода перед обычной геодезической триангуляцией состояло в том, что при достаточно большой высоте источника света он давал возможность связать в одну систему пункты, находящиеся на очень больших расстояниях друг от друга, даже расположенные на разных континентах. Соответствующие эксперименты были проведены в Финляндии в 1959г с помощью баллонов; в дальнейшем, когда источники света стали устанавливать на спутниках, метод получил большое распространение. На его идеях основаны современные методы глобальной и локальной спутниковой геодезии.
   Построил большой зенит-телескоп, вертикальное направление которого определялось отвесом, установленным внутри трубы, и получил широту Туорла с ошибкой 0,11".
   Позже занялся метеорологией, развивал приборы и методы метеорологических наблюдений. Разработал новый метод радиопеленга (1951г).
   Организовал любительские астрономические общества в Хельсинки и Турку. Под руководством Вяйсяля обсерватории Турку и Туорла занимались поиском комет и астероидов (в общей сложности его группой было открыто 7 комет и 807 астероидов).
   С юных лет увлекался астрономией. Образование получил в Хельсинкском университете. После его окончания работал математиком в страховой компании, в 1918-1923гг - в Финском геодезическом институте; получив в 1922 степень доктора философии, с 1923г работал в университете в Турку (в 1925-1951гг - профессор физики, в 1927-1961гг - также исполнял обязанности профессора астрономии). В 1951г основал при университете в Турку Астрономо-оптический институт (Исследовательский институт Туорла) и был его пожизненным директором. В 1954г ему была присуждена почетная награда Финской академии науки и литературы. Член Финской АН и Академии Финляндии (1951).

1391 Carelia	1398 Donnera	1405 Sibelius	1406 Komppa	1407 Lindelöf
1421 Esperanto	1424 Sundmania	1446 Sillanpää	1447 Utra	1448 Lindbladia
1449 Virtanen	1450 Raimonda	1451 Granö	1453 Fennia	1454 Kalevala
1460 Haltia	1462 Zamenhof	1463 Nordenmarkia	1471 Tornio	1472 Muonio
1473 Ounas	1477 Bonsdorffia	1478 Vihuri	1479 Inkeri	1480 Aunus
1483 Hakoila	1488 Aura	1492 Oppolzer	1494 Savo	1495 Helsinki
1496 Turku	1497 Tampere	1498 Lahti	1499 Pori	1500 Jyväskylä
1503 Kuopio	1518 Rovaniemi	1519 Kajaani	1520 Imatra	1521 Seinäjoki
1523 Pieksämäki	1524 Joensuu	1525 Savonlinna	1526 Mikkeli	1527 Malmquista
1529 Oterma	1530 Rantaseppä	1532 Inari	1533 Saimaa	1534 Näsi
1535 Päijänne	1536 Pielinen	1541 Estonia	1542 Schalén	1548 Palomaa
1549 Mikko	1551 Argelander	1552 Bessel	1567 Alikoski	1631 Kopff
1646 Rosseland	1656 Suomi	1659 Punkaharju	1677 Tycho Brahe	1678 Hveen
1696 Nurmela	1699 Honkasalo	1723 Klemola	1740 Paavo Nurmi	1757 Porvoo
1883 Rimito	1928 Summa	1929 Kollaa	1947 Iso-Heikkilä	2020 Ukko
2067 Aksnes	2091 Sampo	2096 Väinö	2194 Arpola	2204 Lyyli
2243 Lönnrot	2258 Viipuri	2292 Seili	2299 Hanko	2333 Porthan
2379 Heiskanen	2397 Lappajärvi	2454 Olaus Magnus	2464 Nordenskiöld	2479 Sodankylä
2486 Metsähovi	2502 Nummela	2512 Tavastia	2535 Hämeenlinna	2638 Gadolin
2639 Planman	2678 Aavasaksa	2679 Kittisvaara	2690 Ristiina	2715 Mielikki
2716 Tuulikki	2733 Hamina	2737 Kotka	2750 Loviisa	2802 Weisell
2820 Iisalmi	2826 Ahti	2885 Palva	2898 Neuvo	2962 Otto
2972 Niilo	3037 Alku	3099 Hergenrother	3166 Klondike	3212 Agricola
3223 Forsius	3272 Tillandz	3281 Maupertuis	3522 Becker	3606 Pohjola
3897 Louhi	4181 Kivi	4266 Waltari	4512 Sinuhe	5073 Junttura
(5153) 1940 GO	(6073) 1939 UB	6572 Carson

1952г

Алла Генриховна МАСЕВИЧ (9.10.1918-06.05.2008, г.Тбилиси, СССР-Россия) астроном, астрофизик, выходит брошюра «Источник энергии Солнца и звезд» - рассматривает теорию внутреннего строения и эволюции звезд. Изучила разные варианты эволюции звезд и звездных скоплений. Рассмотрела свойства различных моделей звезд в зависимости от предположения о характере перемешивания вещества внутри звезд.
   В 1949-1950 совместно с П.П. Паренаго выполнила детальное исследование зависимостей масса - светимость и масса - радиус для каждой из последовательностей на диаграмме Герцшпрунга - Рессела; обнаруженные различия зависимостей были интерпретированы ею как свидетельство различий в структуре и происхождении звезд, образующих эти последовательности. Рассчитала большое число моделей звезд - красных гигантов, гигантов класса B, красных карликов, субкарликов.
   В 1950-51гг совместно с академиком В.Г. Фесенковым теоретически доказали, что характеристики планет-гигантов вполне объяснимы, если принять, что они состоят на 75-85% из Н и на 25-15% из Не с небольшой примесью тяжелых элементов. Их расчеты 1951г показали, что Юпитер состоит из трех оболочек.
   В 1958г организовала и возглавила международное сотрудничество по проблеме "Использование оптических наблюдений ИСЗ для научных целей", работы по оптическим наблюдениям ИСЗ на отечественной и зарубежной сети станций, и по научным исследованиям в области космической геодезии, геодинамики и геофизики на основе этих наблюдений.
   Совместно с В.Г. Фесенковым и П.П. Паренаго рассмотрела возможность эволюции звезд вдоль главной последовательности с потерей массы путем корпускулярного излучения. Рассмотрела различные эволюционные пути для моделей с полным перемешиванием и с потерей массы при различных значениях масс звезд и содержаниях тяжелых элементов, а также при разных законах непрозрачности. Исследовала эволюцию звездных скоплений, ассоциаций, эволюцию массивных звезд на поздних стадиях. Разрабатывает проблемы неустойчивости в звездах, влияния потери массы путем звездного ветра на эволюцию горячих звезд, занимается расчетами эволюции звезд на ранних стадиях.
   Принимает активное участие в работе международных научных организаций по исследованию космического пространства. С 1962г является председателем секции «Использование наблюдений искусственных спутников Земли для целей геофизики и геодезии» рабочей группы «Космическая физика» программы «Интеркосмос», а также советско-французского и советско-финского сотрудничества по космической геодезии. С 1974г - председатель проблемной комиссии «Физика и эволюция звезд» многостороннего сотрудничества академий наук социалистических стран, а также советско-французского, советско-финского и советско-индийского сотрудничества по этой проблеме. В 1961-1973 - председатель рабочей группы «Наблюдения искусственных спутников и телеметрия» Международного комитета по исследованию космического пространства (КОСПАР).
   Окончила школу в немецкой колонии Еленендорф (ныне гор. Ханлар, Азербайджан, 1936, золотая медаль) и поступила на физмат Государственного индустриально-педагогического института им. Либкнехта в Москве. Параллельно экстерном сдавала экзамены и на физфаке МГУ. Институт окончила с отличием (1940г) и была принята в аспирантуру по теоретической астрофизике на кафедру астрономии и геофизики (рук. проф. Б.А. Воронцов-Вельяминов). В войну работала в ВИАМ (Всесоюзный Институт Авиационных Материалов, Москва) и в конце октября 1941г эвакуировалась с ним в Куйбышев (ныне Самара), где работала до возвращения в Москву (июнь 1943г). Осенью 1943 поступила в аспирантуру на физфак МГУ и еще до ее окончания была назначена Ученым секретарем ГАИШ (1945г). Кандидатская «Строение и источники энергии звезд-гигантов» (1946г), докторская - «Эволюция звезд с потерей массы» (1954г). С 1947 в течение 20 лет преподавала на астрономическом отделении физфака Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (спецкурс « Строение и эволюция звезд»). С 1956г профессор МГУ. Заместитель председателя Астрономического совета СССР с 1952г по 1988г, в 1987—2003 — главный научный сотрудник Астросовета (ныне Институт астрономии РАН). С 1957г руководит оптическими наблюдениями искусственных спутников Земли в СССР.   Президент Комиссии N 35 «Внутреннее строение звезд» Международного астрономического союза (1967-1970). С 1972г - профессор кафедры космической геодезии Московского института геодезии и картографии. Создала отечественную школу в области исследований структуры и эволюции звезд и сотрудничество ученых социалистических стран по проблеме "Физика и эволюция звезд" (с 1974г). Заместитель председателя Советского комитета защиты мира (с 1977). Заслуженный деятель науки РСФСР (1987). В 1981—1982гг заместитель Генерального секретаря Оргкомитета ООН по подготовке 2-ой конференции ООН по исследованию и использованию космического пространства в мирных целях. Свободно владела несколькими иностранными языками, академик Международной академии астронавтики (1964г); иностранный член Королевского астрономического общества Англии (1963г) и Академии Наук Индии (1980г); иностранный член-корр. АН Австрии (1985г); почетный член Российской Академии Космонавтики. Удостоена Международной астронавтической премии (Галабера, 1968г); Государственной премии СССР (1975г); награждена Орденом Трудового Красного Знамени (1975), орденом «Знак почета» (1961) и медалями СССР, Болгарии, Монголии, ГДР, Франции, Польши (1961-1998). Автор 156 научных статей по астрофизике и спутниковой геодезии. Была зам редактора журн.“Astrophysics and Space Science” и членом редколлегии журнала “Астрофизика”. Зам. председателя Советского комитета Защиты мира; зам. председателя Общества дружбы СССР (Россия) - США. Под ее руководством защищено 24 кандидатских и 5 докторских диссертаций. В 1973г ее именем названа малая планета №1904, открытая Т. М. Смирновой 9 мая 1972 года в Крымской астрофизической обсерватории.

1952г

Хэролд Дилос БЭБКОК (24.01.1882 — 8.04.1968, Эджертон, шт. Висконсин, США) астроном, совместно с сыном Х.У. Бэбкоком усовершенствовал методику измерения магнитного поля Солнца, - они создали магнитограф - прибор, измеряющий с точностью до 1 Гс магнитное поле по всему диску Солнца путем его сканирования с высоким пространственным разрешением.
   Основные научные работы посвящены солнечным и связанным с ними лабораторным исследованиям. В физической лаборатории обсерватории Маунт-Вилсон выполнил ряд работ по эффекту Зеемана в связи с изучением магнитного поля Солнца, интерферометрическим методом получил очень точные длины волн многих линий, служивших стандартами при измерениях солнечного спектра.
   В 1928г опубликовал фундаментальные таблицы линий солнечного спектра, явившиеся продолжением известных таблиц Г. Роуланда в ультрафиолетовую и инфракрасную области спектра (до 2935 и 13 495 Å), отождествил новые линии и исправил многие отождествления Роуланда. Очень точно определил длины волн линий излучения ночного неба; проведенные им измерения полос молекул кислорода позволили У.Ф. Жиоку и Х.Л. Джонсону открыть редкие изотопы кислорода ¹⁷О и ¹⁸О.
   Изготовил вместе с Х.У. Бэбкоком дифракционные решетки больших размеров и высокого качества. Этими решетками оснащены спектрографы куде 100- и 200-дюймовых телескопов обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар.
   В 1907г окончил Калифорнийский университет. В 1905-1906гг работал в этом университете, в 1906-1908гг - в Бюро стандартов, в 1909-1948гг - в обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной АН США (1933). Премия Американской ассоциации содействия развитию науки (1929), медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1953).
   В его честь (совместно с сыном) названы кратер на Луне и астероид № 3167.

1952г

Хорес Уэлкам БЭБКОК (13.09.1912-29.08.2003, Пасадина, шт. Калифорния, США), астроном, совместно с отцом Х.Д. Бэбкоком изобрел и изготовил солнечный магнитограф — прибор для детальной регистрации магнитных полей на поверхности Солнца; совместно с отцом начал регулярное картографирование солнечных магнитных полей. Предложил гипотезу, объясняющую образование солнечных пятен и их магнитные свойства. Согласно этой гипотезе силовые линии общего магнитного поля Солнца закручиваются вследствие неравномерности вращения Солнца и тогда, когда это тороидальное поле выносится на поверхность восходящими потоками вещества, в фотосфере в местах выхода силовых линий образуются пятна.
   Основные научные работы посвящены изучению галактик и магнитных полей Солнца и звезд. В 1946г впервые обнаружил магнитное поле у звезд, измерив с помощью созданного им анализатора зеемановское расщепление линий в спектре звезды 78 Девы; вскоре нашел, что многие пекулярные А-звезды имеют сильные магнитные поля, изменения которых коррелируют со спектральными изменениями. В 1950г открыл магнитное поле у М-гиганта, в 1955г - у переменной звезды RR Лиры. В 1958г опубликовал каталог звезд, обладающих магнитными полями.
   Исследовал вращение галактики Андромеды и показал в 1938, что ее спиральные рукава волочатся (отстают во вращении от ядра), изучал яркость ночного неба и межзвездное поглощение вблизи северного галактического полюса, выполнил спектральные исследования звезд типа U Близнецов, комет, Солнца. Большое внимание уделял приборостроению. Создал много приборов, которыми оснащены обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар. Кроме солнечного магнитографа, им сконструирован первый автоматический микрофотометр интенсивностей, экспонометры и автоматические гиды для 100- и 200-дюймовых телескопов; вместе с Х.Д. Бэбкоком сконструировал машину для нарезки дифракционных решеток и изготовил высококачественные решетки больших размеров.
   В 1934г окончил Калифорнийский технологический институт, продолжал образование в Калифорнийском университете в Беркли. В 1938-1939гг работал в Ликской обсерватории, в 1939-1941гг - в обсерватории Мак-Доналд. В годы второй мировой войны занимался исследованиями по военной тематике в Массачусетском и Калифорнийском технологических институтах. С 1946г работал в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (в 1964-1978гг - их директор) С 1978г - почетный сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной АН США (1954). Член ряда научных обществ. Медали им. Г. Дрэпера Национальной АН США (1957), им. А. С. Эддингтона Лондонского королевского астрономического общества (1957), им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1969).
   В его честь (совместно с отцом) названы кратер на Луне и астероид № 3167.

1952г

Иван Андреевич ХВОСТИКОВ (1910-7.08.1969, Ташкент, СССР), астроном, исследователь земной атмосферы, составил диаграмму «высота-давление» по результатам полета исследовательской ракеты 7 марта 1947г по

измерению температуры и других полетов геодезических ракет, исследуя вопрос серебристых облаков (Наблюдались в 1946-48гг). Выдвигает гипотезу, получившая название конденсационная (или ледяная), что в ходе конденсации образуются серебристые облака, как и перламутровые (высота 20-25км). Он доказал, что именно на этих высотах, и именно летом, в этом слое (получившим в дальнейшем название мезопаузы) реализуется минимум температуры (до 170 К), так что парциальное давление водяного пара оказывается больше упругости насыщенного пара при такой температуре, а значит, пар должен смерзаться в кристаллики льда. Активный участник первого совещания по серебристым облакам в декабре 1956 года в Москве.
   Но в области 35-75км образование облаков невозможно. По собранным в 1962г в серебристых облаках частицам с помощью КА (США) установлено, что частицы окружены своеобразным гало-остатком растаявшего льда, чем подтверждена гипотеза Л. А. Кулика (1926г) и В.А. Бронштэн (1950г) о роли метеорных частиц как ядер конденсации в образовании серебристых облаков.
   С КА впервые наблюдал серебристые облака А. А. Леонов (18-19 марта 1965г, а экипаж «Салют-6» (Ю.В. Романенко и Г.М. Гречко) в период наблюдаемых серебристых облаков декабрь 1977г -март 1978г сделали 40 черно-белых и 5 цветных фото, наблюдая их на протяжении 31 дня.
   В 1966г рассчитал, что солнечный ветер приносит на Землю 6-8*10⁵ г/с водорода. По современным данным 2,4*10^-16 г/см²*с.   Известный исследователь верхней атмосферы, профессор ВВИА имени Н.Е.Жуковского, н.с. ГФИАН, - за научные исследования в области атмосферной оптики (1948). После смерти профессора В.В. Шаронова в конце 1964 года, являясь его заместителем, возглавил (до своей смерти) рабочую группу по серебристым облакам Межведомственного геофизического комитета.
   Работы: "Свечение ночного неба" (1937г), "Очерки по физике земной атмосферы" (1938г), "Натрий в стратосфере" (1946г), "Люминесценция атмосферы" (1948г), "Озон в стратосфере" (1956г), "Высокие слои атмосферы" (1964г) и другие, всего более 70 научных работ.
   В 1932г окончил физический факультет Ленинградского государственного университета, но уже в 1930г поступил на работу в Государственный оптический институт. Там же он окончил аспирантуру, защитил кандидатскую диссертацию и работал под руководством академика С.И. Вавилова до 1938г. В 1938г в связи с началом работы в Москве нового научно-исследовательского учреждения - Геофизического института АН СССР (ГЕОФИАН) был утвержден старшим научным сотрудником и ему было поручено организовать Лабораторию атмосферной оптики, которой он руководил до 1950 г. На основе Лаборатории был создан отдел стратосферы, которым И.А. Хвостиков руководил до 1954 г. С 1954г заведовал сектором геофизики в Реферативном журнале «Физика» Всесоюзного института научной и технической информации АН СССР (ВИНИТИ). В 1958г по его инициативе был создан самостоятельный отдел геофизики и Реферативный журнал «Геофизика», главным редактором которого И.А. Хвостиков был до 1967г. Иван Андреевич заведовал также Отделом стратосферных исследований Центральной аэрологической обсерватории.

1952г

Вера Федоровна ГАЗЕ (17(29).12.1899-03.10.1954, Петербург, Россия-СССР) астроном, совместно с Г.А. Шайн выпустила фотографический атлас «Атлас диффузных газовых туманностей». Занималась спектроскопией звезд.
   Принимала участие в гравиметрической экспедиции Института практической гравиметрии (1929г) и экспедиции Пулковской обсерватории для наблюдения полного солнечного затмения (1936г).
   В 1940г обнаружила изменения в спектре γ Кассиопеи в момент образования оболочки вокруг звезды.
   В 1949г установили присутствие тяжелого углерода ( С¹³) в полосах циана (CN) в спектрах холодных звезд спектрального класса N (поисками занималась с 1929г, а с 1940г работая вместе с Г.А. Шайн в Симеизме на 1-м телескопе-рефлекторе, разрушенном в войну, получили серию спектров, позволяющих выделить линии изотопов углерода. Установили, что содержание С¹³в молекулах углерода С₂ у звезд класса N намного больше (до 50%) чем на Солнце, Земле и метеоритах (вместо обычного соотношения 1:90). Это открытие позволило уточнить возможные пути протекания ядерных реакций в недрах звезд (углеродный цикл в холодных звездах).
   Работая вместе в 1945-54гг в Крымской Астрофизической обсерватории используя фотографию (систематическое фотографирования Млечного Пути), используя светосильную камеру диаметром 450 мм (начала работать с 1949г) и затем диаметром 640 мм (с 1951г) с фильтрами, открыла множество газовых водородных туманностей -сильно вытянутой структуры, что свидетельствовало о наличии в межзвездном пространстве магнитного поля: выявила ряд их типов. Выявила структуру, массу, роль пыли и газа в туманностях, выявила несколько новых типов диффузных эмиссионных образований. Открыли в Млечном Пути поля ионизированного газа. В 1952-1953гг было издано два больших фотографических атласа диффузных газовых туманностей (второй в Алма-Ате В.Г. Фесенковым).
   В 1954г была опубликована работа Г.А. Шайна, Газе и С.Б. Пикельнера с результатами исследования множества фотографий туманностей в линиях Н_α и непрерывном спектре рядом с Н_αдля понимания связей между газовыми и пылевыми туманностями. Основной вывод исследований в работе – нельзя провести резкой границы между эмиссионными и отражательными туманностями, хотя взаимосвязь газа и пыли весьма сложна. В работе также проведены расчеты свечения газа в туманностях в непрерывном спектре.
   В Астрономическом институте занималась определением и улучшением элементов орбит малых планет, вычислением частных и абсолютные возмущений.
   В 1924г окончила Петроградский университет. В 1921-1926гг работала в Астрономическом институте в Ленинграде, в 1926-1936гг - в Пулковской обсерватории, в 1936г арестована по Пулковскому делу в 1940-1954гг - в Симеизском отделении Пулковской обсерватории, которое в 1945г вошло в состав Крымской астрофизической обсерватории АН СССР, в 1941-1945гг - в Абастуманской астрофизической обсерватории. Именем Газе названа малая планета (2388 Gase), открытая Н.С. Черных 13 марта 1977 года в Крымской астрофизической обсерватории.

1952г

Виктор Амазаспович АМБАРЦУМЯН (05(18).09.1908-12.08.1996, Тифлис, СССР) астрофизик, начал изучение активности ядер галактик совместно с Б.Е. Маркарян и высказал идею, что ядра галактик представляют собой области, где происходят мощные взрывные процессы - выбрасывается огромное количество вещества из которого потом образуются звездные рукава, ассоциации и даже галактики-спутники. Подробно концепцию активности ядер галактик изложил в 1958г, хотя сам термин активности возникает лишь в 1961г.
   В 1926 опубликовал первую научную работу (совместно с Н.А.Козыревым) о солнечных факелах. А всего за годы учебы появилось 16 его работ по астрономии.
   В 1927-1932гг совместно с Х. Занстра изучая кратные звезды и скопления, разработал количественную теорию свечение газовых туманностей, получить корректную оценку времени установления равновесного состояния в системе двойных звезд и правильно оценить возраст Галактики – порядка 10¹⁰лет, - в отличии от принятой до этого «длинной» шкалой порядка 10¹³лет. Х. Занстра предложил метод определения температуры звезд, вызывающих свечение газовых туманностей по соотношению энергии излучаемой туманности и горячей звездой в видимой области спектра (газовые туманности светятся за счет ультрафиолетовой энергии горячих звезд). Изучив процесс накопления атомов в метастабильных состояниях, при переходах из которых возникают запрещенные линии известных элементов, предложил метод определения температуры туманностей и оболочек нестационарных звезд (новых, типа Вольфа-Райе и других) по соотношению интенсивностей таких линий, таким образом внеся ценный вклад в теорию свечения туманностей.
   В 30-х годах установил, что продолжительность жизни галактики не более 10⁹ лет при изучении кратных звезд и звездных скоплений методами статистической механики.
   В 1936г решил задачу по нахождению закона распределения скоростей звезд по наблюдаемому распределению лучевых скоростей.
   В 1937г установил единство светлых и темных туманностей. Первым ввел представление о клочковатой структуре поглощающего вещества в Галактике, установил, что межзвездное поглощение света вызывается не непрерывной средой, а дискретными темными туманностями, разработал новую теорию рассеяния света в мутных средах, которая нашла широкое применение в физике и геофизике.
   В 1937г впервые предложил теоретическую модель вспышки новой звезды.
   В 1938г совместно с Ш.Г. Горделадзе определили, что связь светлых пылевых туманностей и освещающих их звезд случайна. Каждая такая туманность видна лишь потому, что случайным образом на ее пути встретилась звезда, которая сейчас ее освещает. Подсчет показал, что на каждую такую освещенную туманность приходится около 2000 темных, ненаблюдаемых туманностей.
   Указал, что планетарные туманности формируются из материи, выбрасываемой звездами. Сделал оценку выбрасываемой массы при взрыве новой звезды в 10^-5-10^-4 масс Солнца. Предложил метод определения массы светящейся части туманности, основанный на учете количества энергии, излучаемой туманностью в бальмеровских линиях водорода. Результаты приведены в книге «Теоретическая астрофизика» (1939г, первый в СССР учебник по этому предмету).
   В 1939г доказал, что эффективным механизмом разрушения рассеянных звездных скоплений является взаимодействие членов скопления между собой. В результате сближения часть членов скопления приобретают положительную энергию и улетают из скопления за время порядка 10⁷ –10⁸ лет.
   Уже в 1941г в Елабуге 9стал филиалом Ленинградского университета) одним из выдвинутых им методов, решил вопрос переноса излучения в атмосферах звезд.
   В 1947г изучая с П.П. Перенаго молодые переменные звезды типа Т Тельца, один из первых обнаружил, что звезды горячие гиганты и сверхгиганты возникают не отдельно, а разбросанными группами (гнездами) - ассоциациями - очень разряженные совокупности и совместно с Б.Е. Маркарян изучил их, открыв звездные ассоциации (Государственная премия 1950г), назвав О и Т ассоциациями:
   О – ассоциации – горячие гиганты класса О и В высокой светимости. На 1986г известно 15 и все расположены в Млечном пути. Число звезд в них от 15 в созв. Возничего до 1000 в созв. Ориона на расстоянии от 400 до 2700 пк и протяженностью в пространстве от 30 до 200пк.
   Т – ассоциации содержат переменные желтые и красные карликовые звезды типа Т Тельца. Яркие линии в спектре – динамически неустойчивые системы, атмосферы находятся в бурной конвекционной стадии. Каждая ассоциация состоит из нескольких десятков звезд размером 10-100 св. лет, некоторые расширяются – распадаясь за несколько миллионов лет. Внутри ассоциаций обнаружены большие массы водорода и пылевой материи.
   Открытие ассоциаций доказывало, что звездообразовании в Галактике происходит и в настоящее время и звезды рождаются не одиночками, а группами.
   Открыл, что радиогалактики – галактики с активной стадией эволюции звезд.
   Впервые указал, что квазары – активные ядра очень далеких галактик (сейчас известно, что это ядра молодых, ярко светящихся галактик, имеющих повышенное излучение как в синей так и в красной части спектра).
   Высказал гипотезу, что в ядрах галактики находиться особая, дозвездная материя, так называемые Д-тела при распаде которых и рождаются звезды.
   Изучая галактики с активными ядрами, высказал гипотезу, что на определенном этапе их развития галактика выбрасывает огромное количество вещества из которого потом образуются звездные ассоциации, спиральные рукава и даже новые галактики, становящиеся галактиками-спутниками.
   В 70-х годах предложил способ оценки содержания количества вспыхивающих (подобие BY Дракона) звезд в скоплении.
   В 1924 поступил на физико-математический факультет Ленинградского педагогического института, спустя год перевелся в Ленинградский университет, который окончил в 1928г, затем проходил аспирантуру под руководством А.А. Белопольского в Пулковской обсерватории, с 1931г преподает в Ленинградском университете. Став в 1934г профессором, создает кафедру астрофизики и руководит ей 13 лет (1947г). С 1939г член-корреспондент АН СССР. В 1939–1941 был директором обсерватории Ленинградского университета, в 1941–1943 – заведующим филиалом этого университета в Елабуге (ТатАССР).
   С 1943г в Армении, создает в Армянском университете кафедру астрофизики. Основатель и директор Бюраканской (в 35 км от Еревана) астрофизической обсерватории, строительство которой началось в 1946г и открытой 19 сентября 1956г, служащей для изучения строения и развития звездных систем и звезд в которой установлен телескоп – рефлектор 2,6м. С 1947г президент АН Армянской ССР (по 1993г). Академик АН СССР с 1953г. В 1961г-1964г президент Международного Астрономического Союза и в 1968-1972гг президент Международного совета научных союзов. Дважды герой Социалистического труда (1968г, 1978г), 4 ордена Ленина, Орден Октябрьской революции, Орден Трудового Красного Знамени, Орден "Знак Почета". Золотая медаль имени М.В. Ломоносова (1971г). Государственная премия СССР (1946г, 1950г, РФ – 1995г). Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества (1960) и Словацкой АН, медали им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1956), им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1959), им. Г.Л.Ф. Гельмгольца Германской АН в Берлине (1971). Основоположник теоретической астрофизики в СССР. Его труды охватывает широкий круг проблем: физику звезд и туманностей, динамику звезд, космологию, внегалактическую астрономию.
   Его именем названа малая планета №1905, открытая Т. М. Смирновой 14 мая 1972 года в Крымской астрофизической обсерватории. Именем Амбарцумяна названа Бюраканская астрофизическая обсерватория. С 2010г впервые в Армении будет вручаться (раз в два года) утвержденная международная премия имени Амбарцумяна за выдающуюся научную работу в астрофизике, а также в примыкающих к ней сферах физики и математики, независимо от гражданской принадлежности ученого.

1952г

О.В. ТРОИЦКАЯ (СССР) профессор биологии Казахского сельскохозяйственного института первая выступила против возможности существования растений на Марсе, отменив 4 неблагоприятных фактора:
1. Ничтожное количество паров воды в атмосфере, которая необходима для зарождения жизни.
2. Ничтожно мало кислорода, необходимого для дыхания.
3. Очень низкие температуры, особенно ночь, когда происходит рост растений.
Разряженная атмосфера пропускает ультрафиолетовые излучения Солнца, от которых растения должны иметь защиту.

1952г

Дональд Говард (Хауард) МЕНЗЕЛ (Menzel, 11.04.1901–14.12.1976, Флоренс, шт. Колорадо, США), астроном и астрофизик, становится директором Гарвардской обсерватории (до 1966г, затем – почетным директором).
   Основные работы посвящены физике атмосфер Солнца и других звезд, а также газовых туманностей. Первое исследование солнечной хромосферы на основе теории образования линий поглощения и излучения (по спектрам, полученным У.У. Кэмпбеллом во время четырех полных солнечных затмений) выполнил еще в Ликской обсерватории. Определил содержание в ней многих химических элементов, показал, что физические условия в хромосфере существенно отличаются от фотосферных – более высокая температура, высокая степень возбуждения атомов. Одним из первых применил киносъемку для изучения движения вещества в протуберанцах. Участвовал в наблюдениях 16 полных солнечных затмений.
   Независимо от X. Занстра разработал в 1926г метод определения температур ядер планетарных туманностей. В большом цикле работ «Физические процессы в газовых туманностях», проведенных в 1937-1945 совместно с Л.X. Аллером, Дж. Бейкером и др., заложил основы количественного анализа небулярных спектров. Выполнил расчеты интенсивностей линий, развил теорию переноса излучения в туманностях, рассмотрел влияние других атомов, кроме водорода, на температуру планетарной туманности. (Статьи этого цикла в русском переводе объединены в отдельную книгу и опубликованы в 1948г).
   В годы Второй мировой войны занимался вопросами распространения радиоволн, его суточных и сезонных вариаций, влияния на него солнечной активности, принимал участие в создании Центральной лаборатории распространения радиоволн в Национальном бюро стандартов.
   Исследовал спектры нескольких новых звезд (совместно с С.Х. Пейн-Гапошкиной), затменную переменную ζ Возничего.
   Ряд работ относится к теории атомных спектров, химии, физике земной атмосферы.
   Благодаря его усилиям были созданы две известные солнечные высокогорные обсерватории – в Клаймаксе (шт. Колорадо) и Сакраменто-Пик (шт. Нью-Мексико). Он был одним из инициаторов строительства большого радиотелескопа на средства консорциума университетов, что положило начало созданию Национальной радиоастрономической обсерватории Грин-Бенк (шт. Виргиния).
   Под руководством Мензела Гарвардская обсерватория превратилась в крупный центр радиоастрономических и космических исследований. Он был инициатором перевода Смитсоновской астрофизической обсерватории из Вашингтона в Кембридж, где она стала одной из крупнейших обсерваторий в мире. В дальнейшем Гарвардская и Смитсоновская обсерватории слились, образовав Гарвардско-Смитсоновский центр астрофизики.
   Был блестящим педагогом, пользовался большой популярностью среди студентов. Написал несколько научно-популярных книг: «Летающие блюдца» (1953, рус. пер. «О летающих тарелках», 1962), «Наше Солнце» (1959, рус. пер. 1963), «Обзор Вселенной» (совместно с Ф.Л. Уипплом, Ж.А. Вокулёром, 1970), был редактором журнала «Телескоп» (предшественник известного журнала любителей астрономии «Небо и телескоп»).
   С детства увлекался химией, окончил Денверский университет по специальности химия (1920г). Продолжил образование в Принстонском университете, где под влиянием Г.Н. Рессела заинтересовался астрофизикой. В 1924–1926гг преподавал в университетах штатов Индиана, Огайо и Калифорнийском, в 1926–1932гг был сотрудником Ликской обсерватории. Работал с 1932г в Гарвардском университете (в 1935–1971гг в должности профессора), в 1952–1966гг был директором Гарвардской обсерватории, с 1966г – почетным директором. Член Национальной АН США (1948). Президент Американского астрономического общества, президент Комиссий № 13 «Солнечные затмения» (1948-1955) и № 17 «Луна» (1964-1967) Международного астрономического союза, возглавлял рабочую группу Международного астрономического союза по лунной номенклатуре (1967-1975). Премия им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1976).

1952г

Открыты карликовые переменные звезды – цефеиды – SX Феникса с Т=79мин. Еще была открыта аналогического класса звезда СY Водолея с Т=88мин.
   Карликовые цефеиды имеют период Т=0,055-0,2 дня с амплитудой изменения блеска на 0,2-0,7 зв.единиц. Они являются пульсирующими субкарликами сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; y этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, как правило, от 0.04 до 0.08 дней. Известно более 50.
   Классификация переменных звезд в соответствии с IV изданием ОКПЗ.
   Общий каталог переменных звёзд (англ.)

1952г

Леон МЕСТЕЛ (Местель, Leon Mestel; 05.08.1927 - 15.09.2017, Мельбурн, Англия) астроном и астрофизик, почетный профессор Университета Сассекса, в своей кембриджской диссертации установил, что гелий выгорает в недрах красных гигантов очень быстро и неравномерно.
   Его научные интересы находятся в области звездообразования и структуры, в особенности звездного магнетизма и астрофизических магнитной гидродинамики.
   В 1963 году опубликовал статью, описывающую явление, которое происходит во время звездообразования в галактике, известное как 'Mestel диск".
   Получил образование в Вест Хэм средней школы, Лондона и Тринити-колледже в Кембридже, где он получил степень бакалавра в 1948 году и докторскую степень в 1952 году. В 1951-1953гг член ICI исследований на кафедре математики в университете Лидса, в 1952 году он был избран членом Королевского астрономического общества. В 1954-1955гг проходит стажировку в обсерватории Принстонского университета. Возвращаясь в Англию, с 1955 по 1966гг преподаватель математики в Кембриджском университете и сотрудник колледжа Св. Иоанна с 1957 по 1966 год. В 1967-1973гг профессор Манчестерского университета, затем профессор астрономии в университете Сассекса, с 1992г в отставке. Член Королевского общества (1977г). Лауреат медали Эддингтона (1993) и Золотой медали RAS (2002). Его сын Джонатан — известный шахматист. После выхода на пенсию, он также написал несколько некрологов и биографические статьи о физиках и астрофизиках.

1953г

Чарлз Грили АББОТ (Эббот, Abbot, 31.05.1872-17.12.1973, Уилтон, шт. Нью-Гэмпшир, США) астрофизик, специалист по физике Солнца и использованию солнечного излучения, установить зависимость между изменениями солнечного излучения и погодой на Земле, что улучшило методику сверхдолгосрочного прогнозирования погоды (на 50 и более лет вперед).
   Его работы посвящены измерению излучения Солнца и звезд, в частности изучил распределение энергии в спектре Солнца, поглощения солнечной радиации в земной атмосфере, его зависимости от высоты. Значительно усовершенствовал необходимые для этого приборы: пиргелиометры, измеряющие поток прямой солнечной радиации, и пиранометры, измеряющие суммарную (от всего дневного неба) и рассеянную в воздухе солнечную радиацию.
   Определил с высокой точностью солнечную постоянную – среднюю мощность солнечного излучения, достигающего верхней границы земной атмосферы (1,938 кал/мин см², современное значение – 1369 Вт/кв.м). Определил также болометрические светимости многих ярких звезд.
   Инициатор создания высокогорных астрономических станций в Калифорнии, Чили, Египте для систематического измерения солнечной постоянной.
   Изобрел множество приборов, приборы для измерения солнечной радиации - пиргелиометр и пиранометр, а также бытовые для использования тепловой энергии Солнца; у некоторых из них КПД достигал 15%.
   В 1895г окончил Массачусетский технологический институт. С 1895г сотрудник, а в 1907–1944гг директор Смитсоновской астрофизической обсерватории; в 1928–1944гг секретарь Смитсоновского института. В 1910г награжден медалью им. Г.Дрэпера Национальной Академии наук США. С 1915г член Национальной Академии США. Автор книги «Солнце» (1-е изд. 1911, 2-е изд. 1929, рус. пер. 1936). В честь его назван кратер на Луне.

1953г

Виллем Хендрик ван ден БОС (25.09.1896 - 30.03.1974, Роттердам, Нидерланды) астроном, является одним из авторов известного Каталога двойных звезд (1953г).
   Основные научные работы посвящены изучению двойных звезд. Выполнил с высокой точностью более 70 000 микрометрических измерений, открыл 2895 новых двойных звезд. Разработал один из методов вычисления орбит двойных звезд, вычислил орбиты более 100 пар.
   Окончил Лейденский университет. В 1921-1925гг работал в Лейденской обсерватории, с 1925г - в Йоханнесбургской обсерватории в Южной Африке (в 1941-1956гг - директор). После ухода в отставку продолжал вести наблюдения в Йоханнесбурге, затем в США (до 1966). Президент Астрономического общества Южной Африки (1943, 1955). Медаль им. Д. Гилла Астрономического общества Южной Африки, Золотая медаль Датской королевской АН.
   В его честь назван кратер на Луне и астероид № 1663.

1953г

Жерар Анри де ВОКУЛЁР (Vaucouleurs, 25.04.1918 – 07.10.1995, Париж, Франция-США) астроном, окончательно установил, высказанные впервые К.Э. Лундмарком и Э.Б. Хольмбергом, что окружающий всю небесную сферу пласт галактик представляет собой экваториальную зону громадной сплюснутой сверх системы галактик (т.е. местное сверхскопление- «Сверхгалактики Вокулёра»). Оказалось, что наша Галактика, туманность Андромеды и еще более пятидесяти звездных систем, входящих в состав местной группы галактик, вместе с другими местными группами образуют «Сверхгалактику Вокулёра», объединяющую до 3000 галактик. Сверхгалактика в целом представляет довольно сплюснутое космическое образование, диаметр которого достигает порядка 60-100 млн. световых лет. Ее ядро находится в созвездии Девы на расстоянии 30-40 млн. световых лет. Дж. Эйбелл показал, что многие скопления галактик образуют сверхскопления.
   Выполнил многочисленные визуальные и фотографические наблюдения Марса, фиксировал изменения в темных и светлых областях на поверхности планеты; получил оценки оптических параметров атмосферы Марса и величины атмосферного давления. По фотоэлектрическим наблюдениям покрытия Регула Марсом оценил в 1959г температуру верхней атмосферы Марса в интервале 210-300 K.
   Разработал классификацию типов галактик по виду их изображений на фотографиях, отличающуюся от других классификаций (в частности, Э.П. Хаббла) большей детальностью. В своей системе классификации составил три обширных каталога галактик, последний из которых включает 4364 объекта. Исследовал ряд отдельных галактик и строение нашей Галактики, обнаружил в ее центральной части слабое подобие перемычки, хорошо выявляющейся у многих спиральных галактик.
   Особое внимание уделил изучению ближайших к нашей Галактике объектов - Магеллановых Облаков. Вместе с сотрудниками оценил их угловые размеры, интегральные фотографические величины, массу, расстояние, состав звездного населения и установил, что Большое Магелланово Облако вращается.
   Исследовал Марс и под его руководством составлена карта Марса.
   В 1935г окончил Парижский университет. В 1945-1950гг работал в Астрофизическом институте в Париже, в 1951-1954гг - в Австралийском национальном университете, в 1954-1957гг - наблюдатель Южной станции Йельского и Колумбийского университетов в Австралии, в 1957-1958гг - астроном Ловелловской обсерватории в шт. Аризона (США), в 1958-1960гг - сотрудник Гарвардской обсерватории. С 1960г работал в Техасском университете, с 1965г - профессор. Автор книг «Физика планеты Марс» (1951г, русский перевод 1956), «Астрономическая фотография» (1961г, русский перевод 1975), «Обзор Вселенной» (совместно с Д.X. Мензелом и Ф.Л. Уипплом; неоднократно переиздавалась в США) и др. Медаль им. В. Гершеля Лондонского королевского астрономического общества (1980г).
   Морфологическая классификация галактик#Система де Вокулёра

1953г

Солнечная башня (коллектор), Севилья, Испания, 2007г

Создана первая солнечная батарея — один из генераторов альтернативных видов энергии, превращающих солнечное электромагнитное излучение в электричество.
   Кремниевую солнечную батарею создали в США с КПД 6%. Уже через 4 года солнечная энергия стала основным источником электроэнергии в космических кораблях.
В 1970-х годах КПД возросло до 10%, но о «наземном» использовании речи еще не шло, так как стоимость батарей была слишком велика. Лишь в 1989 году удалось добиться 30%-го КПД.
   Еще в 1839 году Эдмон Беккерель открыл фотогальванический эффект - преобразование энергии солнца в электричество. Примерно через 50 лет Чарльз Фриттс выдвинул предположение о том, что этого эффекта можно достичь с помощью устройства из селена и золота, с КПД около 1 процента. А реализовали технологию впервые аж в 30 годы 20 столетия советские ученые.
   Производство солнечных батарей развивается быстрыми темпами в самых разных направлениях. Мощность потока солнечного излучения на квадратный метр, без учёта потерь в атмосфере, составляет около 1350 ватт. С помощью наиболее распространённых солнечных батарей можно преобразовать эту энергию в электричество с КПД 9-24 % (в отдельных лабораториях получены солнечные элементы с КПД 44 %. В 2007 году появилась информация, о изобретении российскими учёными (г. Дубна) элементов с КПД 54 %, но эти высокоэффективные панели не могут массово использоваться в виду своей высокой себестоимости). При этом цена батареи составит около 1—3 долл. за ватт. При промышленной генерации электричества с помощью фотоэлементов цена за кВт·ч составит 0,25 долл. Ожидается, что к 2010 году себестоимость снизится до 0,15 долл.
Виды батарей:

Фотоэлектрические преобразователи — (ФЭП). Полупроводниковые устройства, прямо преобразующие солнечную энергию в электричество (Фотоэлементы). Несколько объединённых ФЭП называются солнечной батареей.
Гелиоэлектростанции (ГЕЭС). Солнечные установки, использующие высококонцентрированное солнечное излучение в качестве энергии для приведения в действие тепловых и др. машин (паровой, газотурбинной, термоэлектрической и др.).
Солнечные коллекторы (СК). Солнечные нагревательные низкотемпературные установки.

   Уже первый американский спутник (январь 1958г) и третий советский спутник (май 1958г) были снабжены солнечными энергоустановками. Самым крупным производителем солнечных батарей является Япония.
   Больше всего солнечные батареи используются в Германии — 36%, за год вырабатывается 1000 мегаватт. За ними идут США и Испания. Батареи размещаются на крышах домов и заводов и помогают экономить земные ресурсы.
   Фирма Самсунг выпустили серийный нетбук на солнечных батареях — NC215S, время работы которого составляет около 15 часов.
   Первый телефон, способный подзаряжаться от солнечных элементов — Samsung E1107, час на солнце обеспечит до 10 минут разговора.
   А калькуляторы и компьютерные клавиатуры вообще могут работать вечно, располагая такой батарейкой.

1953г

Сергей Александрович ЖЕВАКИН (подробно, 11.04.1916-21.02.2001, Москва, СССР) астрофизик, создал правильные основы теории пульсации цефеид, продолжая разработки теории А.С. Эддингтон (1926г) и к 1958г разрабатывает теорию пульсации переменных звезд. Если в звезде есть слои, эффективно задерживающие проходящий через них поток излучений, то возможна раскачка колебаний от случайного небольшого сжатия. Предположил, что у пульсирующих звезд кора и облачка колеблется не в унисон (пульсируют только внешние слои), поэтому наблюдается отставание кривой блеск от сжатия звезды – следствие превращения в тепло энергии колебаний в верхних слоях звезды. Энергия колебаний черпается из области усиленной ионизации гелия, расположенной на определенной глубине и имеющего температуру 40000К (при сжатии запасает энергию, идущею снизу и освобождает при расширении). Теоретически период колебаний и плотность определяются соотношением p√ρ=const. Его идеи развил А. Кристи (США).
   Еще в 1948г предложил рассматривать цефеиды как автоколебательные системы.
   Один из создателей радиотехники в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах радиоволн.
   Последним его научным увлечением был фрактальный подход к описанию поглощения и рассеяния радиоволн в дождях.
   Учился в школе имени Покровского (ныне научно-технический лицей № 38), а в 1933г поступил на физико-математический факультет Горьковского Государственного университета окончив его в 1939г с отличием по специальности «Физика колебаний». В 1941г поступил в аспирантуру, а в июле того же года был призван в действующую армию. Он прослужил до победы младшим лейтенантом-связистом. Был награждён орденом Красной Звезды, медалями, дважды ранен. После демобилизации возвратился в аспирантуру и начал заниматься проблемой пульсаций переменных звезд. В 1949г защищает кандидатскую, а в 1956г- докторскую диссертацию на тему «Автоколебания переменных звёзд». Преподавал в Горьковском университете с 1949г на кафедре распространения радиоволн (до 1963г), позднее работал на кафедре квантовой радиофизики. Сотрудник научно-исследовательского радиофизического института (НИРФИ) со дня его основания в 1956г. Здесь он продолжил работы по распространению радиоволн в земной атмосфере. Доктор физико-математических наук с 1959г. За разработку теории пульсирующей звездной переменной удостоен Бредихинской премии в 1965г. Государственная премия 1987г за работы поглощения радиоволн атмосферными газами в субмиллиметровом - дециметровом диапазоне, где он с учениками получил классические результаты по форме линий молекулярного поглощения водяного пара и кислорода в атмосфере. В том числе и из этих результатов выросло новое направление прикладной радиофизики - дистанционное зондирование параметров атмосферы методами радиотеплолокации.

1953г

Гарольд Лестер ДЖОНСОН (17.04.1921-2.04.1980, Денвер (шт. Колорадо), США) астроном, совместно с У.У. Морганом и Д. Хэррисом создал трехцветную широкополосную электрофотометрическую систему для видимой и ближней ультрафиолетовой областей спектра — так называемую систему U, B, V, (UBV – система), принятую в 1955г в качестве международной стандартной системы для звездной фотометрии.
   Выполнил в этой системе многочисленные высокоточные наблюдения звезд галактического поля, а также звезд в рассеянных и шаровых скоплениях и построил по этим наблюдениям диаграммы Герцшпрунга — Рессела, которые использовались многими исследователями для изучения звездной эволюции. Система Джонсона дает возможность определять поправки за общее и дифференциальное поглощение света в межзвездном пространстве и благодаря этому сыграла большую роль в изучении строения Галактики.
   В начале 60-х годов Джонсон распространил свою систему в инфракрасную область и выполнил первые массовые измерения блеска звезд в различных ее полосах; это позволило ему установить шкалу болометрических величин и эффективных температур для холодных звезд. Одним из важных открытий, сделанных им в ходе этих исследований, было обнаружение в 1964г избыточного инфракрасного излучения у квазара 3C 273. Эти работы, наряду с работами других ученых, положили начало инфракрасной астрономии.
   В 1942г окончил Денверский университет. В 1942—1945гг работал в Массачусетском технологическом институте, затем — в Ликской, Ловелловской, Уошбернской и Йеркской обсерваториях. В 1952—1959гг — астроном Ловелловской обсерватории, в 1959—1962 гг — профессор астрономии Техасского ун-та, с 1962г — профессор Аризонского университета и астроном Стюардовской обсерватории этого университета. С 1969г был также профессором Астрономического института Национального ун-та в Мехико (Мексика). Член Национальной АН США, ряда научных обществ. Премия им. Х. Уорнер Американского астрономического общества (1956г).

1953г

Ричард ван дер РИТ ВУЛЛИ (24.04.1906 – 24.12.1986, Уэймут, Англия) астроном, совместно с Д. Стиббсом авторы монографии "Внешние слои звезд" (1953г), посвященной проблемам теории звездных атмосфер.
Основные научные работы относятся к наблюдательной и теоретической астрофизике. В 30-е годы вел позиционные наблюдения на меридианном круге, спектральные наблюдения Солнца со спектрогелиоскопом, измерял двойные звезды. В обсерватории Маунт-Стромло занимался главным образом солнечной физикой — проблемами фотосферной конвекции, образования эмиссионных спектров хромосферы и короны. Впоследствии занялся вопросами звездной динамики, в частности, изучал строение и равновесие шаровых скоплений, эволюцию галактических орбит, определял лучевые скорости звезд.
В 1924г окончил Кейптаунский университет (Южная Африка), продолжал образование в Кембриджском университете. В 1933—1937гг работал главным ассистентом в Гринвичской обсерватории, в 1937—1939гг — сотрудник обсерватории Кембриджского университета, в 1939—1955гг — директор обсерватории Маунт-Стромло (Австралия). В 1956—1971гг — директор Гринвичской обсерватории — королевский астроном; завершил перевод обсерватории в Херстмонсо. В 1972—1976гг — директор Южно-Африканской обсерватории. Член Лондонского королевского общества (1953). Вице-президент Международного астрономического союза (1952—1958). Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1971).

1953г

Кирилл Николаевич ТАВАСТШЕРНА (1.05.1921 — 24.06.1982, Петроград, СССР) астроном, астрометрист стал младшим научным сотрудником Пулковской обсерватории.
   Участвовал в пулковской программе абсолютного определения координат звёзд, занимался анализом звёздных каталогов, методикой и организацией наблюдения тел Солнечной системы. Участвовал в наблюдениях полных солнечных затмений 1954 и 1958 годов. В 1967 и 1968 годах был руководителем экспедиции Пулковской обсерватории в южное полушарие, руководил установкой нового большого пассажного инструмента в Чили.
   Родился в семье научных работников. В 1939 году проступил на астрономическое отделение Ленинградского университета, в ноябре того же года был призван в ряды Советской армии, где находился до завершения Великой Отечественной войны. В сентябре 1945 года вернулся в университет, в 1950 году поступил в аспирантуру ЛГУ. В 1954 году защитил кандидатскую диссертацию. С 1972 года работал заместителем директора Пулковской обсерватории, в 1979—1982 годах исполнял обязанности её директора. В 1982 году защитил докторскую диссертацию. В июне того же года трагически погиб в автомобильной катастрофе.
   Автор более 100 научных работ. С 1959 года в течение ряда лет читал курс фундаментальной астрометрии в Ленинградском университете. С 1964 года — член Международного астрономического союза (МАС), с 1973г — член комиссии МАС по позиционной астрономии, с 1979г — её вице-президент.

1953г

Разработана новая Йоркская классификация, уточняющая двумерную Гарвардскую классификацию звездных спектров (1924г, составленная Э.Д. Кэннон), разработана в Йоркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.
Все спектральные классы поделены на 10 подклассов ( например В1, В2, …, В10 – что было сделано для данного класса В еще Кэннон, исключая класс О, который поделен на подклассы: О5, О6, О7, О8, О9) и введено у каждой звезды указывать еще класс светимости римскими буквами. В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

Ia+ или 0 - гипергиганты
I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты
II, IIa, IIb — яркие гиганты
III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты
IV — субгиганты
V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности)
VI — субкарлики
VII — белые карлики

   Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йоркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йоркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).
   Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.
   Вся классификация охватывает 90% всех звезд (нормальных). Однако много и нестационарных звезд и среди них эмиссионных (в спектрах не только темные линии поглощения, но и светлые линии излучения). Присутствие линий в спектре звезды обозначают «е», то есть есть классы: Ве, Ае, Ме и так далее. Наличие эмиссионных линий в классе О обозначают как Оf. Существуют экзотические звезды (Вольфа-Райе), где на фоне слабого спектра видны широкие эмиссионные полосы. Их обозначают WC и WN и в Гарвардскую классификацию они не укладываются.
   Спектральные классы звезд

1954г

Алексей Федорович БОГОМОЛОВ (20.05 (02.06).1913-12.04.2009, д. Сицкое Смоленской области, Россия-СССР) радиофизик, издаёт один из самых первых отечественных учебников по радиолокации «Основы радиолокации».
   В институте в 1953 году был организован Сектор специальных работ МЭИ (в 1958 году переименованный в ОКБ МЭИ) для участия в работах по ракетной технике, где сначала руководителем был академик В.А. Котельников, а после его ухода руководителем был назначен Богомолов А.Ф. и руководил ОКБ 35 лет до 1989 года. Основные направления работы ОКБ МЭИ были: радиотелеметрия, траекторные измерения, фазовая пеленгация, антенные системы. Под его руководством созданы средства радиотелеметрии и траекторных измерений, обеспечивших разработку и испытания первых баллистических ракет, межконтинентальных ракет, запуск первых искусственных спутников Земли, проведения научных экспериментов в космосе. С 1954 года начался серийный промышленный выпуск аппаратуры для контроля траектории полета ракет и радиотелеметрической системы «Трал», по существу это была первая в мире космическая радиотелеметрическая система. На базе аппаратуры «Трал» была создана информационно-измерительная система для ИСЗ серии «Космос»; с этой аппаратурой было осуществлено более 2000 удачных пусков. По его предложению на космическом корабле был установлен канал передачи изображения для наблюдения за состоянием космонавта. Полеты всех космонавтов от Гагарина до Леонова и Беляева были обеспечены телевидением, телеметрией и траекторными измерениями аппаратурой, созданной под руководством А.Ф. Богомолова.
   Значительное участие он принимал в работах по обеспечению территории страны телевизионным вещанием. В 1966-1967 годах были спроектированы и построены первые серийные 12-метровые антенны «Орбита».
   Первым из советских ученых понял современность создания больших высокоэффективных наземных антенн. В 1960-1965 годах были сооружены антенны с диаметром зеркала 32 метра, а затем с диаметром 64м. для обеспечения связи с межпланетными исследовательскими аппаратами, запускаемыми к планетам Солнечной системы. На полигоне в «Медвежьих озерах» были сооружены радиотелескопы с полноповоротными зеркальными антеннами диаметром 64 метра, с современной приемопередающей аппаратурой, устройствами обработки и представления информации, вычислительным центром и линиями внутренней и международной связи. На их основе был создан пункт приема данных, обеспечивавший получение научной информации с автоматических межпланетных аппаратов «Венера-15», «Венера-16», «Вега», «Фобос» и других.
   С его именем связаны глубокие исследования проблем радиолокационного картографирования. В 1983 –1984 годах с помощью специально созданного космического радиолокатора, установленного на космических аппаратах «Венера-15» и «Венера-16», осуществлено картографирование поверхности северного полушария Венеры и создан атлас ее поверхности.
   В 1923 году семья переехала в Москву. В 14 лет окончил семилетку, затем окончил краткосрочные курсы электромонтажников и начал работать в «Стройэлектро», откуда он был направлен на учебу в Московский энергетический институт, который окончил в 1937 году. Участник Великой Отечественной войны, он был сначала командиром взвода, затем инженером по радиолокации зенитно-артиллерийских частей Ленинградского Фронта. Награжден орденом Красного Знамени, медалями «За оборону Ленинграда», «За победу над Германией». В конце 1945 года был отозван из армии в МЭИ и приступил к работе на кафедре Радиотехнических приборов. В 1949 году он защитил кандидатскую диссертацию. В 1955 году был избран заведующим кафедрой Радиотехнических приборов, которую он возглавлял в течение 20 лет и где читал курс по радиолокации. Действительный член АН СССР по Отделению общей и прикладной физики (радиофизика и радиотехника) с 1 июля 1966 года, академик АН СССР по Отделению общей физики и астрономии (астрономия) с 26 декабря 1984 года, академик РАН (1991г), Герой Социалистического Труда (1957г), три Ордена Ленина (1955,1958,1961), орденами Октябрьской Революции, Отечественной войны 2-й степени (1985), Трудового Красного Знамени, Красной Звезды (1945), «Знак Почёта», медалями. Ленинская премия (1960г), Государственные премии СССР (1978г, 1986г), заслуженный деятель науки и техники СССР. Награжден 3 орденами Ленина, золотой медалью им. А.С. Попова за совокупность работ «Создание уникальных радиотехнических систем в области связи и телевидения, космической техники и радиоастрономии» в 1989 году. Труды по радиотехнике и радиофизике (разработка радиотелескопов и др.).

1954г

В Крымской астрофизической обсерватории сооружен крупнейший в нашей стране башенный солнечный телескоп. Башенный Солнечный Телескоп БСТ-1 (D = 1200 мм (целостат), d = 900 мм (Первичное зеркало), F = 50.4 м, 1954 год) — башня высотой 15 метров. Первоначально: целостат=70 см, гл. зеркало = 40 см, F=12, 21 и 35 м), в 1970-х модернизирован до: целостат=120 см, главное зеркало=100 см, F=50 и 70 м. Видно детали до 0.3 — 0.5 угл. сек. (что соответствует 200—400 км на Солнце). Башня была наращена на 10 метров, т.ч. сейчас её высота составляет 25 метров!
Один из крупнейших башенных телескопов (высота башни 45 м) установлен на Маунт-Вилсоновской обсерватории в США; дает изображение Солнца диаметром 43 см.

1954г

Cоломон Борисович ПИКЕЛЬНЕР (6.02.1921-19.11.1975, Баку, СССР) астрофизик, выходит совместная работа с Г.А. Шайн и В.Г. Газе о связях между газовыми и пылевыми туманностями, по результатам исследования множества фотографий туманностей в линиях водорода.
   Он доказал, что если в облака межзвездного газа и пыли концентрируется к галактической плоскости, то существует между облаков и весьма разряженная среда (до 0,1 ат/см³), которая слабо конденсируется к галактической плоскости. В то время, как на расстоянии в 300св.лет от галактической плоскости облаков почти нет, разряженная межзвездная среда простилается до 10000св. лет по обе стороны от галактической плоскости. Среднее расстояние между звездами вблизи Солнца 5-10св. лет, а пространство между ними заполнено целым рядом сложных газопылевых структур, образующих межзвездную среду на которую приходится ~ 10% масса Галактики. Ее плотность в миллион раз меньше самого лучшего «вакуума» на Земле, созданного в лабораториях. Защитил докторскую диссертацию, посвященную исследованиям межзвёздного газа; исследовал турбулентные движения межзвездной среды, а также впервые показал, что оптическое излучение газовых туманностей может быть обусловлено ударными волнами и разработал теорию ударных волн применительно к космической плазме. Показал, что неотъемлемым свойством межзвездного газа является его двухфазное состояние (разреженная горячая и плотная холодная фазы), и тем самым объяснил образование в межзвездной среде облаков. Учитывая влияние магнитного поля на движение нейтрального межзвездного газа, рассмотрел процесс образования массивных газовых комплексов вблизи плоскости Галактики и показал возможность гравитационной конденсации газа в звезды внутри этих комплексов; выдвинул концепцию галактического гало, образуемого релятивистскими частицами и межзвездными магнитными полями.
   Межзвездная среда находиться в постоянном взаимодействии со звездами, которые рождаются из ее вещества и в свою очередь изменяют физические и химические свойства. Образующийся газ и пыль собираются в облаках самой различной формы и движутся относительно друг друга со скоростями ~ 10км/с.
По построенной радиокарте излучения атомного Н на λ=21,11см, находящегося при низкой температуре и давлении выявлена его наибольшая плотность:
   1. В центре Галактики расположена область ионизированного Н и гигантские молекулярные облака.
   2. Центр окружен кольцом атомарного и молекулярного Н.
   3. В спиральных рукавах гигантского диска (известны: Стрельца, Щита, Лебедя, Персея) сосредоточена большая часть нейтрального Н.
В настоящее время существуют теории происхождения рукавов:
   1. Само распределяющегося звездообразования – вспышки сверхновых порождают новое поколение звезд.
   2. Теория волн плотности – местное повышение плотности приводит к повышению гравитационного возмущения и на кромках рукавов образуется ударная волна благоприятная для формирования молекулярных облаков и рождения звезд класс О и В (подтверждена наблюдениями).
   В этом же 1954г выходит его работа по результатам спектрофотометрических исследований волокнистых туманностей NGC 6960, 6992-5 (Петля в Лебеде) в которой он доказывает, что данные туманности остатки взрыва сверхновых звезд несколько десятков тысяч лет назад. Объяснил сложную волокнистую структуру оболочек остатков Сверхновых, построил количественную теорию свечения волокон на основе представлении о пересечении фронтов ударных волн с высвечиванием в неоднородной среде. Разработал метод оценки магнитного поля и энергии частиц в радиоисточниках — остатках Сверхновых. Объяснил вековое ускорение волокон Крабовидной туманности давлением релятивистских частиц и магнитного поля. П. выполнил исследования кинематических и физических свойств межзвездного газа, в частности его нагрева и ионизации.
   В 1945г впервые в кандидатской диссертации показал, что звёздный ветер от горячих звёзд может быть обусловлен давлением излучения в линиях ионов наиболее обильных химических элементов.
   Первым развил представление о межзвездных магнитных полях, опровергнул идею что они имеются только в облаках межзвездного газа. Он был одним из первых, кто осознал принципиальное значение магнитной газодинамики и физики плазмы для понимания природы космических объектов. Благодаря его работам космическая электродинамика изменила лицо современной астрофизики, позволив понять совокупность явлений в межзвездной среде, галактиках и атмосфере Солнца.
   Выполнил работы по физике Солнца. В 50-х годах во время работы в Крыму, работая на небылярном спектрографе, предложил оригинальную модель диссипации (испарения) короны за счет выхода тепловых частиц, скорости которых превышают параболическую для Солнца по всей ее толщине, а не из узкого слоя, как считалось раньше. Современная оценка потери массы короны составляет 10³⁴час/с. Уже в ГАИШ первым предложил физическую интерпретацию основной крупномасштабной структуры солнечной хромосферы – так называемой хромосферной сетки, которая покрывает Солнце с размером ячеек в 30-40 тыс.км и на границах которой имеет место увеличение плотности вещества, а также концентрации магнитного поля и структурных неоднородностей плазмы. Разработал теорию основных структурных образований хромосферы – спикул.
   В 1967г дал ответ на вопрос о происхождении клочковатой облачной структуры межзвездного газа, наблюдаемой на длине волны 21 см. Аналогичное объяснение было дано и американским астрономом Дж. Филд (1965г).
   Среднюю школу окончил в Туле. Окончил в 1942г астрономическое отделение Московский университет, аспирантуру а 1945г, работал в 1946-1959гг в Крымской обсерватории, с 1959г профессор кафедры астрофизики физфака МГУ и сотрудник ГАИШ. Читал курс теоретической астрофизики. В 1964–1967гг он был президентом комиссии №34 «Межзвездное вещество и планетарные туманности» в МАС. В течение 15 лет ответственным секретарем «Астрономического журнала». Под его редакцией вышла энциклопедия «Физика космоса» (М.: «Советская энциклопедия», 1976г). В 1971г был избран в члены Лондонского королевского астрономического общества.
   Основные работы: «Физика межзвездной среды» (1959г), «Межзвездная среда» (1963г, в соавторстве), «Основы космической электродинамики» (1966г), «Физика плазмы солнечной атмосферы» (1977г, в соавторстве с С.А. Каплан и В.Н. Цытович), «Физика межзвездной среды» (1979г, в соавторстве с С.А. Каплан), «Научное открытие и его восприятие» (1984г). Его имя присвоено малой планете №1975 и кратеру на обратной стороне Луны.

1954г

В Физическом институте АН СССР Александр Михайлович Прохоров (11.07.1916- 08.01.2002) и Николай Геннадьевич Басов (14.12.1922-1.07.2001) и почти одновременно с ними в Колумбийском университете США Чарлз Харт Таунс (р. 28.07.1915) (назвал мазер) создали первые квантовые генераторы (лазеры - Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation — усиление света в результате вынужденного излучения, Нобелевские лауреаты 1964г), которые сразу нашли применение в радиотелескопах.
   В 1958г Таунс и Артур Л. Шавлов (фирма Белл телефон лабораторис) предложили принцип лазера. Шавлов предложил использовать рубин.
В 1960г физик Теодор Майман (США) создал первый работающий лазер - рубиновый лазер в исследовательской лаборатории компании Хьюза (Hughes Aircraft), которая находилась в Малибу, штат Калифорния, который давал красное излучение с длиной волны 694 нанометра. В этом же году физик Али Яван (Иран - США) создает газовый (гелий-неоновый) лазер - премия им. А. Эйнштейна. В 1966г созданы первые жидкостные лазеры.
   Лазеры получили широкое применение, в том числе для установления сверхдальних связей с КА, исследование поверхности Луны, управления движением КА, корректировки их траектории и т.д. Ими оснащаются все ИСЗ и КА.
   Виды лазеров:
   Газовые лазеры

Гелий-неоновые лазеры (HeNe) (543 нм, 632,8 нм, 1,15 нм, 3,39 нм)
Аргоновые лазеры (458 нм, 488 нм или 514,5 нм)непрерывный газовый лазер, который способен излучать свет в различных длинах волн синего и зеленого диапазонов.
Лазеры на углекислом газе (9,6 мкм и 10,6 мкм) используются в промышленности для резки и сварки материалов, имеют мощность до 100 кВт
Лазеры на монооксиде углерода. Требуют дополнительного охлаждения, однако имеют большую мощность — до 500 кВт
Эксимерные газовые лазеры, дающие ультрафиолетовое излучение. Используются при производстве микросхем(фотолитография) и в установках коррекции зрения. F₂ (157 нм), ArF (193 нм), KrCl (222 нм), KrF (248 нм), XeCl (308 нм), XeF (351 нм)

Твердотельные лазеры:

рубиновые (694 нм), александритовые (755 нм), Nd:YAG (1064 нм), Ho:YAG (2090 нм), Er:YAG (2940 нм). Используются в медицине.
Алюмо-иттриевые твердотельные лазеры с неодимовым легированием (Nd:YAG) — инфракрасные лазеры большой мощности, используемые для точной резки, сварки и маркировки изделий из металлов и других материалов
Кристаллические лазеры с иттербиевым легированием, такие как Yb:YAG, Yb:KGW, Yb:KYW, Yb:SYS, Yb:BOYS, Yb:CaF2, или на основе иттербиевого стекловолокна; обычно работают в диапазоне 1020—1050 нм; потенциально самые высокоэффективные благодаря малому квантовому дефекту; наибольшая мощность сверхкоротких импульсов достигнута на Yb:YAG-лазере. Волоконные лазеры с иттербиевым легированием обладают рекордной непрерывной мощностью среди твердотельных лазеров (десятки киловатт)
алюмо-иттриевые с эрбиевым легированием, 1645 нм
алюмо-иттриевые с тулиевым легированием, 2015 нм
алюмо-иттриевые с гольмиевым легированием, 2096 нм, Эффективный ИК-лазер, излучение поглощается влажными материалами толщиной менее 1 мм. Обычно работает в импульсном режиме и используется в медицине.
Титан-сапфировые лазеры. Хорошо перестраиваемый по длине волны инфракрасный лазер, используемый для генерации сверхкоротких импульсов и в спектроскопии
Лазеры на эрбиевом стекле, изготавливаются из специального оптоволокна и используются как усилители в оптических линиях связи.
Микрочиповые лазеры. Компактные интегрированные импульсные твердотельные лазеры, наиболее широко используются в сверхъярких лазерных указках

   Полупроводниковые лазерные диоды - Самый распространенный тип лазеров: используются в лазерных указках, лазерных принтерах, телекоммуникациях и оптических носителях информации(CD/DVD). Мощные лазерные диоды используются для накачки современных твердотельных лазеров.
   Лазеры с внешним резонатором (External-cavity lasers), используются для создания высокоэнергетических импульсов
   Лазеры на красителях Тип лазеров, использующий в качестве активной среды раствор органических красителей в этиловом спирте или этиленгликоле. Позволяют осуществлять пререстройку длины волны излучения в диапазоне от 350 нм до 850 нм (в зависимости от типа красителя). Применение — спектроскопия, медицина (в том числе фотодинамическая терапия), фотохимия.
   Лазеры с квантовым каскадом
   Лазеры на свободных электронах
   Лазеры на свободных электронах
   Лазер с солнечным возбуждением
   Список самых мощных лазерных установок

1954г

Создан Европейский центр ядерных исследований (ЦЕРН, CERN – Conseil Europeen pour la Recherche Nucleaire) 12 европейскими странами при поддержке ЮНЕСКО для теоретических и экспериментальных работ по физике элементарных частиц. Это крупнейшая в мире лаборатория физики высоких энергий. Расположен в Швейцарии, близь Женевы.
   Официальный сайт ЦЕРНа
   Соглашение подписано в Париже 29 июня − 1 июля 1953 года представителями 12 европейских стран. Организация была образована 29 сентября 1954 года. В настоящее время число стран-членов возросло до 20. Кроме того, некоторые страны и международные организации имеют статус наблюдателя. В ЦЕРНе постоянно работают около 2500 человек, ещё около 8000 физиков и инженеров из 580 университетов и институтов из 85 стран участвуют в международных экспериментах ЦЕРНа и работают там временно.
   Территория ЦЕРНа состоит из двух основных площадок и нескольких более мелких. Большой комплекс зданий включает в себя рабочие кабинеты, лаборатории, производственные помещения, склады, залы для конференций, жилые помещения, столовые. Ускорительный комплекс расположен, как на поверхности (старые ускорители Linac, PS), так и под землей на большой глубине до 100 метров (более современные SPS, LHC). Основной площадкой является территория близ швейцарского городка Мейран (site Meyrin). Другой основной площадкой является территория возле французского городка Превесан-Моэн (site Prévessin). Более мелкие площадки разбросаны в ближайших окрестностях вдоль подземного кольца, построенного для ускорителя LEP.
   Ускорительный комплекс ЦЕРНа состоит из шести главных ускорителей:

Linac2, Linac3. Два линейных ускорителя низкоэнергетических частиц. Используются для инжекции частиц в Протонный Синхротрон (Proton Synchrotron, PS, 600 МэВ, 1957г). Один используется для инжекции протонов, другой — тяжёлых ионов.
PS Booster, увеличивает энергию частиц из линейных ускорителей для передачи в PS.
PS (Proton Synchrotron), 28 ГэВ Протонный Синхротрон. Запущен в 1959 году.
SPS (Super Proton Synchrotron), Протонный Суперсинхротрон. Запущен в 1971 году. Изначально, имел энергию 300 ГэВ, но пережил несколько улучшений. Диаметр кольца 2 км. Применялся для экспериментов с фиксированной мишенью, как протон-антипротонный коллайдер. Далее использовался для ускорения электронов и позитронов в LEP.
ISOLDE (Isotope Separator On-line), установка для исследования нестабильных ядер. Запущена в 1967 году. Предварительное ускорение частиц происходит в PS Booster.
Большой адронный коллайдер (LHC, Large Hadron Collider) с максимальной проектной энергией 14 ТэВ, кольцо длиной 27км. Первый тестовый пучок получен в начале сентября 2008 года.

Научные достижения (наиболее важные):

1973: Открытие нейтральных токов с помощью пузырьковой камеры Гаргамель.
1983: Открытие W- и Z-бозонов в экспериментах UA1 и UA2. ( Нобелевскую премию по физике в 1984г Карло Руббиа и Симон ван дер Мер)
1989: Определение количества сортов нейтрино в экспериментах на ускорителе LEP.
1995: Создание первых атомов антиматерии - атомов антиводорода в эксперименте PS210.
2001: Открытие прямого нарушения CP-симметрии в эксперименте NA48.

   В 1989г английский и бельгийский учёные Тим Бернерс-Ли и Роберт Кайо предложили глобальный гипертекстовый проект Всемирной паутины для облегчения обмена информации между группами исследователей больших экспериментов на коллайдере LEP. Первый веб-сайт в ЦЕРН появился в 1991 г. Однако, в начале 90-х, после написания и опубликования спецификаций URI, HTTP и HTML, Всемирная паутина становится действительно всемирной. 30 апреля 1993, CERN объявил, что Всемирная паутина будет свободной для всех пользователей.
   В 1992г Нобелевскую премию по физике получил сотрудник ЦЕРН Жорж Шарпак "за изобретение и создание детекторов элементарных частиц, в частности многопроволочной пропорциональной камеры."
   Годовые взносы стран-участников ЦЕРНа в 2008 году составляют 1075,863 миллионов швейцарских франков (около 990 миллионов американских долларов).

Изначальные страны-участники, подписавшие соглашение	Изменения после 1954г	Страны и организации, имеющие статус наблюдателя
Бельгия Дания Германия Франция Греция Италия Норвегия Швеция Швейцария Нидерланды Великобритания Югославия	Австрия присоединилась в 1959 Югославия покинула организацию в 1961 Испания присоединилась в 1961, затем покинула в 1969 и снова присоединилась в 1983 Португалия присоединилась в 1985 Финляндия присоединилась в 1991 Польша присоединилась в 1991 Венгрия присоединилась в 1992 Чехия присоединилась в 1993 Словакия присоединилась в 1993 Болгария присоединилась в 1999	Европейская комиссия Израиль Индия Россия США Турция ЮНЕСКО Япония

1954г

Владимир Евгеньевич СТЕПАНОВ (1(14)

.12.1913 – 26.08.1986, с. Щегловка, Донецкая обл., Украина) астроном, выдающийся астрофизик-солнечник, крупный организатор науки, работая в ГАИШ, открывает, что в отдельных солнечных пятнах низкая температура – не выше 3600К. В кандидатской «Об электромагнитной природе солнечных пятен» (1949г) получил результаты, до сих пор представляющие большой интерес.
   В 1955 приглашен в Крымскую астрофизическую обсерваторию (КрАО) АН СССР, где начал цикл работ на новом башенном солнечном телескопе (БСТ) и фотоэлектрическом магнитографе. Один из создателей первого отечественного магнитографа для измерения слабых магнитных полей на Солнце. Исследовал движение и механизмы нагрева вещества в атмосфере Солнца. Теоретически обосновывал полученные результаты наблюдений Солнца. Его теория оказалась применимой и к уравнению лучистого равновесия магнитных звезд.
   Решил задачу (1958-62гг) переноса излучения в магнитном поле с учетом поляризации падающего и рассеянного (поглощенного) излучения.
   Является одним из создателей первого отечественного магнитографа, предназначенного для измерения слабых магнитных полей на Солнце. Выполнил наблюдения активных областей на Солнце и с их помощью изучил строение и динамику магнитного поля и плазмы на различных уровнях атмосферы активной области, показал существование вихревой структуры поля, разработал метод определения движения магнитного поля и с его помощью обнаружил движение поля солнечного пятна и его тесную связь с движением вещества; предложил механизм нагрева плазмы в возмущенной хромосфере. В последние годы руководит работами, посвященными изучению динамики и вращения атмосферы Солнца на корональных уровнях.
   В 1928—1931гг работал слесарем, вагранщиком в Донбассе. После рабфака (1931г) поступил в Днепропетровский горный институт. Увлекшись астрономией, в 1933 перешел в МГУ, окончив в 1937г, работал в Ташкентской обсерватории (1937-1941гг), начав свою «солнечную» тему. В марте 1941г призван в армию. Будучи преподавателем Томского артиллерийского училища, он с января 1942г до Победы – на фронте (минометный полк). Награжден орденами «Красной Звезды», «Отечественной войны», медалями «За отвагу», «За оборону Ленинграда» и др. После демобилизации (1946г) работал в Астрономической обс. Львовского (1946-53) университета, был ее директором, создавая уникальное новое оборудование (вертикальный солнечный телескоп с кварцевым спектрографом двойного прохождения). В 1953-55гг доцент каф. астрофизики МГУ, 1955-1962 - в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. С 1962 - зам. директора, в 1964-1978 - директор Института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн Сибирского отделения АН СССР. В 1972 - 1977гг - председатель Президиума Восточно-Сибирского отделения АН СССР. В 1961г защитил докторскую «Образование линий поглощения в магнитном поле и магнито-гидродинамические явления в атмосфере Солнца». В 1962г возглавил Отдел физики Солнца в Сибирском институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн (СибИЗМИР) АН ССС (Иркутск, начав со строительства и оборудования обсерваторий - первая, Саянская солнечная (300 км от Иркутска, на границе с Монголией)) уже с 1963г публикует материалы наблюдений. Наиболее важны в этот период результаты по дифференциальному вращению солнечной короны и определению ее физических параметров, работа по зональным течениям в короне, интенсивное применение методов физики плазмы для исследования Солнца. Директор СибИЗМИР (1965- 1979), чл.-корр. АН СССР (с 1968г). Руководил работами по программе Года солнечного максимума в СССР (1979-1981). Был избран депутатом Верховного Совета СССР. С 1982г возглавлял Научный Совет АН СССР по проблеме «Физика солнечно-земных связей». Был активным членом МАС и редколлегии международного журнала «Solar Physics».
   Постоянно заботился о подготовке кадров - аспирантов и соискателей, преподавал в Львовском, Московском, Иркутском ун-тах, создав в последнем кафедру «Физика космического пространства»; создал мощную школу солнечной астрофизики в Сибири.

1954г

Первая в мире атомная электростанция на 5 МВт пущена 27 июня в г Обнинске (Калужской области).В 1958г была введена в эксплуатацию 1-я очередь Сибирской АЭС мощностью 100 МВт (полная проектная мощность 600 МВт). В том же году развернулось строительство Белоярской промышленной АЭС, а 26 апреля 1964г генератор 1-й очереди дал ток потребителям. В сентябре 1964г был пущен 1-й блок Нововоронежской АЭС мощностью 210 МВт. Второй блок мощностью 350 МВт запущен в декабре 1969г. В 1973г запущена Ленинградская АЭС.
   За пределами СССР первая АЭС промышленного назначения мощностью 46 МВт была введена в эксплуатацию в 1956г в Колдер-Холле (Великобритания).Через год вступила в строй АЭС мощностью 60 МВт в Шиппингпорте (США).
   Мировыми лидерами в производстве ядерной электроэнергии являются: США (788,6 млрд. кВт·ч), Франция (426,8 млрд. кВт·ч), Япония (273,8 млрд. кВт·ч), Германия (158,4 млрд. кВт·ч) и Россия (154,7 млрд. кВт·ч). На начало 2004 года в мире действовал 441 энергетический ядерный реактор, российское ОАО «ТВЭЛ» поставляет топливо для 75 из них.
   Крупнейшая АЭС в мире Касивадзаки-Карива по установленной мощности (на 2008 год) находится в Японском городе Касивадзаки префектуры Ниигата — в эксплуатации находятся пять кипящих ядерных реакторов (BWR) и два продвинутых кипящих ядерных реакторов (ABWR), суммарная мощность которых составляет 8,212 ГигаВатт.
   Атомная электростанция

1954г

Всеволод Сергеевич ТРОИЦКИЙ (12(25).03.1913-5.06.1996, с. Михайловское (ныне Тульской обл.), СССР) радиофизик и радиоастроном, начиная с 1950г исследует радиоизлучение и природу Луны, развил точную теорию теплового радиоизлучения Луны, которое привело к открытию у Луны горячих недр. В 1958-1960гг провел цикл оригинальных исследований поверхностного слоя Луны в радиодиапазоне. Создал детальную теорию радиоизлучения Луны и предложил методы изучения свойств и структуры ее поверхностного слоя. Исследования Троицкого позволили определить физические свойства и тепловой режим слоя лунного вещества толщиной в несколько метров, твердопористый характер его структуры. Методы Троицкого широко применяются для изучения планет наземными средствами, с искусственных спутников планет и межпланетных станций, а также для изучения Земли из космоса.
   Разработал оригинальные радиотелескопы и прецизионный метод измерения слабых сигналов - метод «искусственной Луны». С их помощью получил наиболее точные данные о спектре радиоизлучения Луны в широком диапазоне длин волн, о его зависимости от фазы лунаций и затмений.
   Подтвердил гипотезу профессора Н.Н. Сытинской (1956г) «метеорно - шлаковой» поверхности Луны. Подтверждена в 1964-1966гг снимками КА «Рейнджер 7-9», «Луна-9» (1966г) совершившей мягкую посадку и сделавшего панораму лунной поверхности, на которой видны детали миллиметровой длины.
   В 1980 предложил метод диагностики злокачественных новообразований у человека по их усиленному тепловому радиоизлучению.
Разработал радиометр метровых волн и применил его к изучению радиоизлучения Солнца.
   Окончил Горьковский университет (1941). С 1948 работает в Горьковском научно-исследовательском радиофизическом институте. Руководил созданием первых советских радиотелескопов. С 1970г член-корреспондент АН СССР. Премия им. А.С. Попова АН СССР (1974).

1954г

Григорий Моисеевич ИДЛИС (22.11.1928-29.03.2010, Пенза, СССР) астроном, впервые построил две конечные аналитические модели Галактики — сферическую и плоскую — с уточненным потенциалом ("модели Идлиса"), уточнив полученный П.П. Паренаго гравитационный потенциал Галактики.
   Научные работы относятся к космогонии, динамике звездных систем, космологии. Показал несостоятельность закона планетных расстояний О.Ю. Шмидта и распространил закон планетных расстояний В.Г. Фесенкова на случай регулярных спутников планет (1952г). Вывел вероятностные законы распределения по размерам и массам для осколков, образующихся при случайном дроблении твердых тел, и указал, что именно этим теоретическим законам соответствуют наблюдательные данные для астероидов, метеоритов и метеорных частиц (1953г).
   Обобщил и проанализировал введенный Г.Г. Кузминым в динамику звездных систем третий интеграл движения. Доказал (1956г), что в структурно бесконечной Вселенной с учетом релятивистских дефектов масс всевозможных космических систем гравитационный космологический парадокс Зелигера устраняется без каких бы то ни было ограничений на их параметры.
   Впервые выдвинул и рассмотрел (1957г, 1958г) так называемый антропоцентристский (антропогенный, или антропный) принцип, согласно которому наблюдаемый нами мир со всеми его основными характеристиками выделяется из множества всевозможных миров в структурно неисчерпаемой Вселенной прежде всего тем, что он удовлетворяет необходимым и достаточным условиям для естественного возникновения в нем жизни и для ее развития вплоть до высших разумных форм.
   Разработал метод определения масс далеких галактик по обусловленному ими эффекту гравитационной линзы и вместе с Р.Х. Гайнуллиной и З.Х. Курмакаевым впервые обнаружил такой эффект гравитационной линзы для ряда галактик (1962г). Выдвинул и развил идею, по которой квазизамкнутые макромиры типа Метагалактики извне эквивалентны элементарным частицам (1965г).   Автор монографий "Космические силовые поля и некоторые вопросы структуры и эволюции галактической материи" (1957), "Космическая материя" (1957), "Структура и динамика звездных систем" (1961), "Математическая теория научной организации труда и оптимальной структуры научно-исследовательских институтов" (1970).
   В 1951г окончил Казахский университет в Алма-Ате, в 1954г — аспирантуру под руководством В.Г. Фесенкова в Астрофизическом институте АН КазССР. В 1954—1972гг работал в этом институте (с 1961г заведовал созданным им отделом звездной динамики, с 1964г — директор института). Преподавал также в Казахском университете, профессор. С 1972г работает в Институте истории естествознания и техники АН СССР. Заслуженный деятель науки КазССР.

1954г

Геннадий Михайлович НИКОЛЬСКИЙ (28.09.1929 — 20.12.1982, Ростов-на-Дону, СССР) астрофизик, по материалам полных солнечных затмений 25 февраля 1952 и 30 июня 1954, полученным с его участием, провел исследования солнечной короны.
   Основные научные работы относятся к физике Солнца и астрономическому приборостроению. Совместно с Г.М. Ивановым-Холодным выполнил цикл теоретических исследований коротковолнового излучения Солнца и строения переходной зоны между хромосферой и короной. Занимался также изучением планет, межзвездной среды, зодиакального света, свечения ночного неба. Был искусным наблюдателем и экспериментатором.
   Разработал ряд приборов для изучения Солнца: оригинальный внезатменный коронограф со стационарным высокодисперсионным спектрографом (совместно с Г.М. Ивановым-Холодным), крупнейший в мире внезатменный коронограф с объективом диаметром 530 мм (совместно с А.А. Сазановым), первый коронограф был установлен в 1966г на Горной астрономической станции Пулковской обсерватории близ Кисловодска, второй - на Саянской обсерватории СибИЗМИРа. Предложил идею нового магнитографа на основе интерферометра Фабри-Перо для измерения магнитных полей в хромосфере и короне Солнца. Создал также прецизионные поляриметры для наблюдения поляризации короны во время солнечных затмений, экспедиционные коронографы.
   Большое внимание уделял подготовке и проведению внеатмосферных исследований с орбитальных космических станций. Автор эксперимента "Искусственное солнечное затмение" во время совместного полета космических кораблей "Союз" и "Аполлон" (1975).
   В 1948 году с золотой медалью закончил школу и решил посвятить себя астрономии, которой увлекался с детства. В 1953г окончил Киевский университет. В 1953—1956гг работал старшим лаборантом на кафедре астрономии этого университета, в 1956—1958гг — в Астрофизическом институте АН КазССР. С 1958г работал в Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР (ИЗМИРАН, с 1969г возглавлял созданную им лабораторию солнечной активности). С 1971г — профессор.

1954г

Mеждународное Бюро по мерам и весам предложило определение секунды как 1/31 556 925,9747 доли тропического года на 1 января 1900 года в 12 часов звездного времени.
Лишь в 1967-м состоялся переход от столь неудобного и неуточняемого определения секунды к атомному эталону времени.
Сегодня секунда — это промежуток времени, точно равный 9 192 631 770 периодам излучения, который соответствует переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома Цезия 133. Ошибка, свойственная атомным часам при определении секунды, составляет менее ± 0,3 нс за сутки, что эквивалентно одной секунде за 10 миллионов лет.

1954г

Через 9 лет после Победы в Великой Отечественной Войне в ходе которой были разрушены многие обсерватории, попавшие на территорию, где проходили военные действия,   были восстановлены и снова пущены в строй сразу две обсерватории: Пулковская, рядом с Ленинградом и Абастуманская, в Грузии.
   Восстановления, начато с марта 1945г под руководством ее директора Г. Н. Неуймина, а затем продленное избранным в июне 1947г директором А. А. Михайловым. Открытие восстановленной Пулковской обсерватории состоялось 21 мая 1954г. Восстановлена обсерватория по проекту академика А.В. Щусева, взявшего за основу первоначальный проект. Обсерватория была значительно расширена и оборудована новейшими инструментами. Установлен 65см телескоп- рефрактор (F=10,4м) самый большой на территории СССР.
   В настоящее время в обсерватории ведется научная деятельность в области создания каталогов звездных положений и определения астрономических постоянных, исследования Солнца и звезд, радиоастрономические наблюдения, астрономическое приборостроение и т.д. работы по астрометрии, небесной механике, астрофизике и звездной астрономии.
   Имеет филиалы в Николаеве (1912г, астрометрический), Кисловодске и Благовещенске (на Амуре широтная лаборатория).

Copyright © ОблЦИТ 2001-2025
Copyright © ОблЦИТ 2001-2025