Новости
Астрономия
Методика
Космонавтика
Это интересно
Справочный материал
Солнечная система
Фотогалерея
Работы учащихся
Разное
Главная

История астрономии. Глава 15

ВТ, 05/31/2011 - 22:23 — mav
Глава 15 От А. Эйнштейна (1915г) до первого планетария (1923г)
В данный период сделаны следующие открытия и основные события
  1. Создана общая теория относительности (1915г, А. Эйнштейн)
  2. Впервые измерена поверхностная температура Луны (1915г, Э. Петтит)
  3. Устанавливается влияние солнечной активности на Землю (1915г, А.Л. Чижевский)
  4. Открыт новый тип звезд - белые карлики (1915г, У.С. Адамс)
  5. Обнаружена звезда с наибольшим собственным движением (1916г, Э.Э. Барнард)
  6. Установлена зависимость «масса-светимость» звезд (1916г, А.С. Эддингтон)
  7. Первое использование инфракрасные фотографии для изучения спектров звезд (1917г, П.У. Мерилл)
  8. В России вводится Григорианский календарь (1918г)
  9. Основан в России Астрономический институт (1919г, Петроград, преобразован в 1943г в Институт теоретической астрономии)
  10. Основан Международный Астрономический Союз (МАС, 1919г)
  11. В стране вводится поясное время (РСФСР, 1919г)
  12. Развивается «катастрофическая» идея образования планет Солнечной системы в результате «встречи двух солнц» (1919, Д.Х. Джинс)
  13. Первый правильный вывод относительно существования других галактик (1920г, К.Э. Лундмарк)
  14. В Африке найден самый крупный на Земле железный метеорит (1920г, Намибия)
  15. Первое измерение диаметра звезды (1920г, А.А. Майкельсон, Ф. Пиз)
  16. Введено деление неба на 88 созвездий (1922г, МАС)
  17. На Земле зарегистрирована самая высокая температура +57,8˚С (1922г, Ливия, Северная Африка)
  18. Установлен первый в мире оптический аппарат – планетарий (1923г, Германия)
1915г     Альберт ЗЙНШТЕЙН (14.03.1879-18.04.1955, Ульм, Вюртемберг, Германия –США с 1933г) физик-теоретик, создатель теории относительности, завершает создание общей теории относительности (начал работой 30.06.1905г «К электродинамике движущихся тел» (создав СТО за 6 недель), публикует 11.05.1916г в журнале «Анналы физики» («Annalen der Physik»)) -излагает основы новой теории пространства и времени и применяя ее к электродинамике движущихся сред, положив в основу два постулата: принцип относительности и принцип постоянства скорости света, получив формулу координат при переходе от одной системе к другой и работе «Зависит ли инерция тела от содержащийся в ней энергии» (27.09.1905г), устраняя гипотезу эфира, заменяя ЭМВ, находит связь массы с энергией, зависимость массы от скорости).
    В работе 1907г «О принципах относительности и ее следствиях» (4.12.1907г) говорит вновь о связи массы с энергией и проверяет на радиоактивных процессах, распространяет принцип относительности на системы движущиеся с ускорением, вводит принцип эквивалентности (инертная масса = гравитационной массе) на основе чего исследует влияние гравитации на ход часов и распространение света, то есть закладывает ОТО.
    Работой в Праге 1911г «О влиянии силы тяжести на распространение света» начинает серию работ по теории гравитационного поля, вновь формулирует принцип эквивалентности. Работой заложил основы релятивистской теории тяготения, высказав мысль, что световые лучи, испускаемые звездами и проходящие вблизи Солнца, должны изгибаться у его поверхности.
    Летом 1912г  в Цюрихе занялся разработкой математического аппарата, необходимого для дальнейшего развития теории относительности и с помощью соученика Марсель Гроссман создали труд Проект обобщенной теории относительности и теории тяготения (Entwurf einer verallgemeinerten Relativitatstheorie und Theorie der Gravitation, 1913г). Эта работа стала второй, после пражской, вехой на пути к общей теории относительности и учению о гравитации, полностью выходя из евклидовой геометрии в 4-х мерное пространство.
    В работе «Основы обшей теории относительности» (печатается в начале 1916г, работы начал с работы 1907г «О принципе относительности и его следствиях», в которой устанавливает принцип эквивалентности) рассматривается учение о тяготении и выводит уравнение гравитационного поля, устанавливает неразрывную связь свойств материи, движения, пространства и времени. Согласно ОТО свойства пространства и времени зависят от распределения масс и определяются соответствующем уравнением поля. Эйнштейн получил эти уравнения в 1917г для модели однородной статистической Вселенной. Кривизну пространства-времени он считал не только связанные с массами, но и распространяющимися колебаниями (т.е. гравитационными волнами, в 1918г вывел формулу интенсивности этих волн). [Для общедоступного изложения своей теории написал работу «О специальной и общей теории относительности» (12.1916г, 70стр) много раз переиздаваемой. Первая часть работы посвящена геометрии, дальше вводится понятие инерциальных (галилеевых) систем отсчета, связи с принципом относительности, роли принципа эквивалентности, набрасывает план получения общего закона гравитации].
    Теория стала основой современной космологии. Из нее вытекают следствия (эффекты):
  1. Смещение перигелия орбиты Меркурия (дополнительное вращение-смещение эллипса в ту же сторону за 100 лет на 43", открытое У.Ж.Ж. Леверье (1859г))- следствие кривизны пространства в окрестностях Солнца. Наблюдаемое продвижение перигелия Меркурия на 574" за 100 лет слишком велико для полного объяснения возмущением планеты.
  2. Искривление световых лучей под действием поля тяготения. В 1911г указал, что Солнце должно отклонять лучи на 0,83", в 1915г поправил, на 1,75". Доказано 29.05.1919г, получен результат 1,64".
  3. Релятивистское «красное смещение» - смещение спектральных линий (изменение частоты излучения) света больших звезд. Проверено на Сириусе В -белом карлике в 1925г, затем на других в поле земного тяготения.
    В заключении работы «Основы общей теории относительности» останавливается на космологических проблемах указывая, что представление о бесконечном в пространстве и времени мире несовместимо с законом тяготения Ньютона, которая приводит к «островной Вселенной».
    В работе 1917г « Вопросы космологии и общая теория относительности», указав к каким трудностям приводит ньютоновская теория космоса, поставил на научную основу вопрос о происхождении и эволюции Вселенной, рассмотрев в ней модель однородной, изотропной и пространственно – замкнутой Вселенной, хотя и не имеющей границ (луч света через миллиарды лет должен вернутся в эту же точку). Теория в дальнейшем оказалась несостоятельной. Но, не зная в то время о разбегании галактик, для стационарности Вселенной вводит постоянную λ-член (Лямбда-член), позже признав это самой большой ошибкой в своей карьере. Но в конце 1990-х годов в связи с открытием расширения Вселенной с ускорением, выяснилось, что Лямбда-член вносит положительный вклад в массу, но отрицательный в давление, то есть действует прямо противоположно силам гравитации, «подстегивая» разбегание.
    В 1905г разработал теорию броуновского движения (открыта Р. Броун (1827г), начал первые исследования в 1902, статья 1905г О движении взвешенных в покоящейся жидкости частиц, требуемом молекулярно-кинетической теорией теплоты), предложил метод определения размеров молекул и их числа, формулу для коэффициента диффузии, определил число Авогадро (в 1906г получил 6,56*1023) и вывел соотношение, позволяющее определить это число (Ж.Б. Перрен (1908г) проверил выводы экспериментально), создает квантовую теорию теплоемкости открыв путь к доказательству атомной структуры вещества, объяснил свойства дискретности света (гипотеза квантового характера светового излучения и ввел понятие фотона в 1905г) и дал уравнение фотоэффекта (открыт А. Г. Столетовым (1888г), термин «фотон» ввел Г.Н. Льюис (1926г)). В 1905году написал по этим вопросам 5 работ.
    В 1907г распространил идеи квантовой теории на физические процессы, не связанные с излучением. Он объяснил уменьшение теплоемкости твердых тел при понижении температуры, разработав первую квантовую теорию теплоемкости. Эта работа помогла В.Г. Нернсту сформулировать третье начало термодинамики.
    В 1916–1917гг  вышли работы, посвященные квантовой теории излучения. В них рассмотрел вероятности переходов между стационарными состояниями атома (теория Н. Бора) и выдвинул идею индуцированного излучения, находит чисто квантовый вывод формулы Планка. Концепция индуцированного излучения стала теоретической основой современной лазерной техники.
    В 1936г после предположения чешского инженера Р. Манда о существовании гравитационных линз-звезд, написал небольшую заметку «Линзообразное действие звезды на отклонение света в гравитационном поле» в которой подробно изложил механизм линзирования далеких объектов, лежащих по лучу зрения (в 1935г это сделал и Г.А. Тихов).
    К 16 годам овладел основами математики, включая дифференциальное и интегральное исчисления. В 1895, не окончив гимназию, отправился в Цюрих, но не смог поступить в  Федеральное высшее политехническое училище. Поступил в старший класс кантональной школы в Аарау и по окончании, в 1896, стал студентом Цюрихского политехникума. В 1900гг окончил педагогический факультет политехникума и получает диплом физика. Недолгое время преподавал физику в Шаффгаузене, давал частные уроки, затем получил место технического эксперта в Швейцарском патентном бюро в Берне, где проработал 7 лет (1902–1907) и считал это время самым счастливым и плодотворным периодом в своей жизни. Профессор теоретической физики Цюрихского университета с 1909г, с 1910г теоретической физики Немецкого университета в Праге. С лета 1912г в Высшей технической школе Цюриха на созданной кафедре математической физики. В 1913г избран постоянным членом Прусской Королевской АН и с апреля 1914г в Германии работает в созданном Гумбольдтом университете. С 1933г в США, с октября 1933г  работает  в Принстонском университете,  профессор нового института фундаментальных исследований. Член Берлинской АН (1913), член Баварской АН (1913), член-корреспондент РАН (1922г) и почетный член АН СССР (1926г).
    Написал более 600 работ. В СССР в 1965—1967гг было издано "Собрание научных трудов" Эйнштейна в 4-х томах. Последние 30лет пытался построить единую теорию поля, объединяющую тяготение и электромагнетизм, единую картину мира. Нобелевский лауреат 1922г (за 1921г) за работу по фотоэффекту. Имеет множество международных наград, в том числе: медаль Маттеуччи (1921), медаль Копли (1925), золотая медаль Королевского астрономического общества Великобритании (1926), медаль имени Макса Планка (1929). В честь его назван астероид №2001, химический элемент №99, единица измерения количества фотонов в фотохимии, спутник-обсерватория НАСА (НЕА02) и т.д.
1915г     Уолтер Сидни АДАМС (Adams, 20.12.1876-11.05.1956, Антиохия (Сирия, ныне Антакья, Турция)-США) астроном, занимавшийся спектроскопией звезд и планет, открыл новый тип звезд белые карлики, начав анализировать спектры звезд по наблюдениям 1912-1914гг.
    Первым был Щенок (Сириус В, предсказанный в 1840г Ф.В. Бессель и обнаруженный в 1862г А.Г. Кларк). Это конечная стадия эволюции звезд, имеют массу порядка массы Солнца, размер Земли (4000-28000). Первая модель предложена в 1926г англичанином  Р.Г. Фаулером.
    В 1925 по просьбе А.С. Эддингтона выполнил очень сложное исследование спектра белого карлика Сириус В с целью обнаружения гравитационного красного смещения линий, предсказываемого общей теорией относительности.
    В 1906–1908 определил скорость вращения Солнца, измерил доплеровское смещение линий на краю диска на разных широтах; исследовал различия в спектре пятен и невозмущенного диска, в 1927-1928 совместно с Г.Н. Ресселом прокалибровал роуландовскуго шкалу интенсивностей линий солнечного спектра.
    В 1914г совместно с Арнольд Кольшюттер (1883-1969, Германия) разработал метод спектральных параллаксов (открыт в 1913г-кретерий светимости) для определения светимости звезд и расстояний до них (когда тригонометрический способ непригоден) по относительным интенсивностям некоторых линий поглощения в их спектрах.
    В 1914 исследовал непрерывный спектр звезд с различными собственными движениями и светимостями, в 1930 изучил относительный сдвиг линий нейтральных и ионизованных атомов в спектрах звезд, в 1935, 1941 произвел сравнение лучевых скоростей, определяемых по линиям различных элементов, а также по линиям с разными потенциалами ионизации. Обнаружил эмиссию водорода у некоторых M-карликов очень низкой светимости, у многих звезд класса позднее G5 нашел эмиссию в линиях H и K кальция.
    Организовал и возглавил в обсерватории Маунт-Вилсон обширные исследования по определению лучевых скоростей и спектральных параллаксов, а также по спектральной классификации звезд. Им и его сотрудниками были измерены с помощью 60- и 100-дюймовых рефлекторов лучевые скорости более 7000 звезд, классифицированы спектры нескольких тысяч звезд и определены их абсолютные величины.
    Определил орбитальную скорость Земли в 31км/с по доплеровским сдвигам линий в спектре звезды Арктур (α Волопаса), получив Vmax= 20 км/с 15июля и Vmin=-30 км/с 15января с поправкой +5 км/с за возвышение звезды над эклиптикой.
    В 1926г совместно с К. Сент-Джон, а затем повторно в 1932-33гг с Т. Дэнхемом в обс. Маунт-Вилсон измеряя количество водяного пара и кислорода в атмосфере Марса, приходит к выводу в ходе фотографирования спектра Марса, что в его атмосфере кислорода не более 0,15% содержания в земной, имеется водяной пар.
    В 1930 году с Т. Дэнхемом провели наблюдения Венеры в инфракрасной области и обнаружили полосы углекислого газа.
    После обнаружения К.С. Билз (1936г) кратности межзвездных линий поглощения в спектрах ряда звезд, в 1935-1949 последовательно исследовал кратность линий кальция и обнаружения линии тяжелых элементов, в частности железа, среди межзвездных линий поглощения в спектрах горячих звезд и тем самым доказал наличие этих элементов в облаках межзвездного вещества и делает предположение об облачной структуре межзвездного газа, позже доказанной Г. Мюнч (обс. Хейла).
    Открыл большое количество спектрально-двойных звезд, изучил спектры многих переменных и новых звезд.
    В результате детального исследования (1937-1956) спектра α Ориона обнаружил у этого холодного сверхгиганта оболочку, а также установил наличие бурной активности в его нижней атмосфере.
    Окончил Дартмутский колледж, затем Чикагский университет (1900), учился в Мюнхенском и Колумбийском университетах (1900-1901). Преподавал астрономию в Чикагском университете; в 1901–1904 работал в Йеркской обсерватории, в 1904–1909 был помощником астронома в обсерватории Маунт-Вилсон, в 1923–1946 – ее директором. После ухода в отставку продолжил исследования в Солнечной лаборатории им. Дж.Хейла в Пасадене. Награжден Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1917г), медали им. Г. Дрэпера Национальной АН США (1918), им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1926), им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1928), им. П.Ж.С. Жансена Парижской АН (1935), состоял членом многих академий наук и обществ.
    Его именем назван кратер на Луне, кратер на Марсе, астероид №3145.
1915г     Александр Семенович ВАСИЛЬЕВ (1868 — 4.03.1947, Россия-СССР) астроном и геодезист, профессор - выходит его работа по описанию экспедиции 1899—1900гг по градусным измерениям на острове Шпицберген, где он был в качестве зам. начальника экспедиции, в книге «На Шпицберген и по Шпицбергену во время градусного измерения».
    В 1905 году нашел причину неверности полученного в 1882 году значения длины Молосковицкого базиса, ставшего основой вычисления новой триангуляции Петербургской губернии, в завышении на 0,1 мм номинале эталона длиной в 2,5 метра. Введенная им поправка была подтверждена в 1997 году путем GPS-измерения сохранившего свои центры Молосковицкого базиса, а затем повторно подтверждено GPS-измерением летом 2012 года.
    В 1895г окончил Новороссийский университете в Одессе. С 1903г беспрерывно работал на Пулковской обсерватории. Исследовал на пассажном инструменте колебания широты по наблюдениям прохождений звезд через плоскость первого вертикала.
1915г     Николай Владимирович ЦИММЕРМАН (08(20).03.1890-14.02.1942, Одесса, СССР) астроном, начав и до 1917г составил каталог склонений звезд из программы зенит-телескопа Пулковской обсерватории.
    В 1917-1924гг получил первоклассный ряд наблюдений на пассажном инструменте Николаевского отделения Пулковской обсерватории. Составил каталог опорных звезд в зоне склонений +45-+60 для фотографического перенаблюдения зон каталога «Astronomische Gesellschaft».
    Под его руководством по разработанному им плану в 1934-1939гг на 5 обсерваториях страны успешно выполнены работы по созданию каталога геодезических звезд. Работы завершены после его смерти и «Каталог 2957 ярких звезд северного неба» («Каталог геодезических звезд»), содержащий сведения о положении и собственном движении звезд ярче 6m в зоне склонений -10о-+90о. Напечатан в 1948г (Присоединены наблюдения звезд Баклунда-Хофа).
    В 1912г окончил Новороссийский университет в Одессе и был оставлен при нем для подготовки к научной деятельности. С 1915г работал в Пулковской обсерватории, с 1937г - профессор Ленинградского университета. Председатель Астрометрической комиссии с 1937г при Астрономическом совете АН СССР, заведующий кафедры астрометрии Ленинградского университета и руководитель астрометрического отдела Пулковской обсерватории в 1938-1942гг. Умер в Ленинграде в самый тяжелый период блокады. Посмертно присвоена премия Ф.А. Бредихина в 1948г.
1916г     Эдмунд Эмерсон БАРНАРД (Barnard, 16.12.1857-6.02.1923, Нашвилл (шт. Теннесси), США) астроном, открыл звезду в созв. Змееносца, левее β Змееносца, обладающую наибольшим собственным движением в 10,31 "/год. Это красный карлик 9,57m, имеющий лучевую скорость 106,88 км/с и пространственную 142км/с, направленную под углом 38º, спектрального класса М5V, находится на расстоянии 1,828 пк, в 6 раз меньше Солнца, названа «Летящей звездой Барнарда».
    Это третья по близости к Солнцу звезда. Возможные "колебания“ в движении звезды Барнарда одно время интерпретировались как свидетельство присутствия незамеченных планет, но это подозрение подтверждено не было. Из измеренных собственных движений выше 50000 звезд самую большую скорость 583 км/с имеет звезда в сов. Голубя.
    В 1883 независимо от других исследователей открыл противосияние, детально изучил его и дал правильное качественное истолкование (1918г).
    Взяв в 1881г впервые 5-дюймовый телескоп открывает первые новые кометы 1881 VI и 1882 III, с помощью 6-дюймового телескопа университьета Вандербилта открыл еще семь новых комет (всего открыл 16 комет, последняя из них, 1892 V, была первой кометой, открытой фотографическим путем).
    9 сентября 1892г открыл 5-й спутник Юпитера -Амальтея (красноватого цвета формы картофелины 135х75км, а=181,3тыс.км, Т=0,498сут),  первый после галилеевых.
    Нашел, что при затмении кольцами Сатурна его спутника Япета последний не утрачивает блеска (т.е. продолжает освещаться Солнцем); отсюда следовало, что кольца Сатурна не сплошные, а состоят из отдельных частиц.
    Среди других работ Барнарда следует отметить открытие и изучение переменных, новых, двойных звезд, наблюдения Эроса для определения астрономической единицы. Составил каталог 182 темных туманностей в Млечном Пути, показал, что темные туманности являются облаками поглощающей свет материи, а не промежутками между звездными облаками, как полагали со времен В. Гершеля.
    Важнейшей заслугой Барнарда было внедрение в практику астрономических наблюдений фотографического метода - систематическое фотографирование неба, проводившееся Барнардом в Ликской обсерватории. Он получил первые высококачественные фотографии Млечного Пути (эти материалы были уже после его смерти частично изданы в виде фотографического "Атласа избранных областей Млечного Пути"), составил каталог 349 темных туманностей в Млечном Пути, показал, что они являются облаками поглощающей материи, а не «пустыми» промежутками между звездными облаками, как думали со времен Гершеля. Получил тысячи фотографий комет, по которым впервые смог изучить морфологию кометных хвостов.
    Некоторые важные наблюдения, выполненные Барнардом, были возможны лишь благодаря уникальной остроте его зрения. Он открыл планетарную туманность, очень близко расположенную к Меропе, одной из наиболее ярких звезд в скоплении Плеяды; через несколько месяцев после вспышки Новой Возничего 1891 обнаружил вокруг этой звезды туманность, освещавшуюся световой волной от новой. В 1916 открыл расширяющуюся туманную оболочку, которая образовалась вокруг новой звезды, вспыхнувшей в 1901 в созвездии Персея.
    Выполнил очень точные микрометрические измерения диаметров планет и трех крупнейших астероидов. Определил диаметра первых четырех малых планет: Церера, Паллада, Юнона и Веста.
    С девяти лет работал помощником фотографа. Увлекшись астрономией, приобрел на заработанные деньги пятидюймовый рефрактор и вскоре стал известен среди любителей астрономии как удачливый наблюдатель. В 1883–1887 учился и работал в университете Вандербилта в Нашвилле. В 1887г был принят в штат Ликской обсерватории (Маунт-Гамильтон, шт. Калифорния). С 1895 до конца жизни работал в Йеркской обсерватории (Уильямс-Бэй, шт. Висконсин), одновременно занимал пост профессора практической астрономии Чикагского университета.
    Удостоен многих высоких наград – Золотой медали Лондонского королевского астрономического общества (1897г), медали им. Ж.Ж.Ф. Лаланда (1892г), им. Д.Ф. Араго (1893г) и им. П.Ж.С. Жансена (1900г) Парижской АН, премия им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества  (1906г), медаль им. К. Брюс (1917г) и три медали, присуждаемые за исследования комет, Тихоокеанского астрономического общества.
1917г     Сергей Алексеевич КАЗАКОВ (6.08.(24.07).1873 - 21.08.1936, г. Рыбинск, Россия), астроном, астрометрист, небесный механик, профессор МГУ, специалист в области теории определения орбит комет и планет, представил магистерскую диссертацию «Орбита кометы 1904 I» (не была защищена вследствие отмены ученых степеней). Он имел 1216 наблюдений этой кометы (была открыта У.Р. Брукс 16.04.1904г), полученных на различных обсерваториях. Для обработки этого материала не хватало координат некоторых звезд сравнения, они отсутствовали в каталогах. Он получил на 15-дюймовом астрографе Московской обсерватории ряд пластинок и по ним определил координаты 59 звезд сравнения.
    Продолжение такой работы требовало создания каталога звезд в северной зоне от +50° до +55° по склонению и он провел наблюдения звезд каталога в 1914-1930гг на меридианном круге Репсольда.
    Рассчитал окончательные орбиты комет 1904 I, 1907 III, а также элементы периодической кометы Перрайна 1896 VII на 1922г. Изучал проблему интегрирования основных дифференциальных уравнений в небесномеханической задаче трех тел и решал ряд других задач.
    В 1883-1891гг учился в Рыбинской классической гимназии, окончил с золотой медалью. В 1891г поступил на физ.-мат. фак-т Императорского Московского университета, окончил в 1895г. 5 декабря 1896г принят на службу в Московский ун-т. С 3.02.1900г - приват-доцент, с 11.03.1915г - ст. ассистент Московской обсерватории, с 1.10.1918г – профессор, читал курс небесной механики, в 1903г впервые организовал спецкурс «Числовая теория малых планет», с 1910г вел курс теоретической астрономии. В 1918-1919гг был секретарем отдела университетов при Наркомпросе РСФСР. После 1920г был зав. кафедры астрономии физ.-мат. ф-та МГУ, работал в НИИ астрономии и геодезии I-го МГУ, был председателем предметной комиссии по астрономии, в 1927-1928гг занимал должность декана физ.-мат. ф-та МГУ, в 1934-1936гг был председателем  Астрономического комитета и членом ВАК.
    Научные работы относятся к теоретической астрономии, небесной механике и астрометрии. Написал учебник по сферической астрономии (1935г) - это был первый учебник на русском языке, удовлетворявший всем требованиям точности определений, строгости вывода теорем и пунктуальности изложения. Автор учебников по теоретической астрономии (1913) и сферической астрономии (1935).
1917г     Адриан ван МААНЕН (Maanen, 31.03.1884-26.01.1946, Снек (Нидерланды), США с 1911г) астроном, открыл один из первых белых карликов (звезда ван Маанена) - тусклый белый карлик спектрального класса DZ7 в созвездии Рыб. Звезда находится на расстоянии 14 св. лет, её визуальная звёздная величина составляет 12,4m, содержит в спектре линии металлов. Это ближайший к Солнцу одиночный белый карлик, возраст звезды оценивается в 10 миллиардов лет и старше. Имея массу 70% от солнечной и размеры сопоставимые с Землёй, излучает в 5000 раз меньше света чем Солнце. Предполагаемая плотность звезды — 10 тонн/см3, что в 10 раз больше чем у ближайшего белого карлика - Сириуса B.
    Впервые широко использовал большие рефлекторы (60- и 100-дюймовые рефлекторы обсерватории Маунт-Вилсон) для точных астрометрических измерений.
    Определил параллаксы более 500 звезд; открыл много близких звезд низкой светимости.
    Измерял собственные движения планетарных туманностей, слабых звезд в 42 избранных площадках Каптейна, вблизи звезды α Тельца и в туманности Ориона, а также в окрестностях 223 ярких звезд с большими собственными движениями. Обнаружил свыше 220 слабых звезд, обладающих большими собственными движениями; по собственным движениям выделил звезды, принадлежащие к системе Ориона, скоплению Плеяды и к двойному скоплению в Персее.
    С целью обнаружения и измерения величины общего магнитного поля Солнца выполнил большое число измерений относительных сдвигов линий в спектре Солнца по спектрограммам, снятым через специальное поляризационное приспособление.
    Известен ошибочным «открытием» вращения галактик, в том числе M101, M74, M33 и M51.
    В 1906г окончил Утрехтский университет. В 1908—1910гг работал в Гронингенском университете под руководством Я.К. Каптейна. С 1911г работал в США: вначале в течение года в Йеркской обсерватории волонтером, затем в обсерватории Маунт-Вилсон.
1917г     Михаил Анатольевич ВИЛЬЕВ (20.08.(01.09).1893-1.12.1919, Россия) астроном, разработал теорию абсолютных возмущений малых планет. Отличный вычислитель.
    Исследовал теорию движения Луны, найдя главный член векового движения лунного перигея с точностью до 33-й степени (поразительный результат, посильный только ЭВМ). Исследовал теорию движения комет: Галлея, Браге 1577, Вестфалл 1852 IV, астероида Паллада и многих других комет и астероидов.
    Для быстрого определения дат исторических событий, связанных с астрономическими событиями, предложил приближенную теорию движения Солнца, Луны и планет, проявлял интерес к предвычислению затмений и составил «Канон русских солнечных затмений» (1915) 10-18 веков совместно с Д.О. Святским. Принимал участие в экспедициях для наблюдений солнечных затмений (1912, 1914).
    Знал много языков, не только европейских, но и древних: латынь, древнегреческий, древнееврейский, арабский, читал египетские иероглифы, эфиопские летописи. Окончив в 1915г Петроградский университет, работал в нем до конца жизни. Читал в университете лекции по хронологии, математической теории календаря и истории астрономии.  В 1916—1919 годах работал в Пулковской обсерватории. Работы многие опубликованы лишь в 1938г. Его именем назван кратер на Луне и малая планета (2553 Viljev), открытая Н.С. Черных 29 марта 1979 года в Крымской астрофизической обсерватории.
1917г     Пол Уиллард МЕРРИЛЛ (15.08.1887-19.07.1961, Миннеаполис, США) астроном,  первым использовал инфракрасные фотографии для изучения спектров звезд.
    Открыл и отождествил молекулярные полосы в ближней инфракрасной области в спектрах холодных звезд.
    В 1932г первым сфотографировал водородные линии серии Пашена в спектрах звезд.
    Выполнил обширные исследования эмиссионных линий в горячих звездах, открыв в 1933г атмосферу из горячего водорода у звезд ранних классов, составил каталог более 2000 звезд типов A и B с яркими линиями, многие из которых были открыты им в обсерватории Маунт-Вилсон при фотографическом обзоре неба с объективной призмой.
    Наиболее широко известны его работы, посвященные спектрам долгопериодических переменных звезд. В результате длительных и детальных наблюдений получил много новых данных о спектральном поведении этих звезд, движениях их атмосфер, уровнях возникновения эмиссионных линий, эффектах флуоресценции. Окончательно отождествил цирконий в S-звездах, открыл (1952г) в них технеций; объяснил с помощью механизма флуоресценции аномальные интенсивности линий железа у переменных класса Me.
    Открыл диффузные межзвездные линии поглощения.
    В 1908г окончил Стэнфордский университет. В 1908-1913гг работал в Ликской обсерватории, в 1913-1916гг - в Мичиганском университете, в 1916-1919гг - в Бюро стандартов в Вашингтоне, в 1919-1952гг - в обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной АН США,  многих научных обществ. Медали им. Г. Дрэпера Национальной АН США (1945г) и им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1946г). Его именем назван кратер на Луне.
1917г     Виллем де СИТТЕР (Sitter, 6.05.1872-20.11.1934, Снек, Нидерланды) - астроном, опубликовывает работу "Об эйнштейновской теории гравитации и ее астрономических следствиях", в которой на основе общей теории относительности и знал только три лучевые скорости; у M31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик - положительная и большая, строит космологическую модель де Ситтера соответствовавшей пустой Вселенной, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием. Но в 1923г немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в нее поместить вещество, она должна расширяться.
    На основании работы Ф.Ф. Ренца по точному измерению положения звезд и спутников Юпитера в период 1898-1902гг, Ситтер, изучая Юпитер более 30 лет, обработав длинные ряды их гелиометрических измерений, полученные в обсерватории на мысе Доброй Надежды, создал новую теорию их движения, которая учитывала возмущающие факторы разной природы: сжатие Юпитера, солнечные возмущения и взаимные возмущения спутников; получил новые элементы их орбит. Эта теория используется и в настоящее время для расчета движения спутников Юпитера.
    Выполнил обширные фотометрические измерения звезд на различных галактических широтах и в 1904г установил систематические различия в цвете между звездами вблизи Млечного Пути и вблизи галактического полюса, которые впоследствии были объяснены концентрацией ранних звезд к галактической плоскости.
    В 30-х годах в работе с Х. Шепли, Э. Хаббл, М. Хьюмасон делают вывод о концентрированных нескольких «сверх галактических» групп галактик в том числе в поясе созв. Волосы Вероники и Девы (пояс обнаружил В. Гершель (1784г)) и как позже было доказано, что они входят в состав Местного сверхскопления).
    Его работы по теории относительности, представленные Лондонскому королевскому обществу в 1916–1917гг, привлекли внимание научного мира к общей теории относительности А. Эйнштейна. Ситтер создал одну из первых релятивистских космологических теорий, которая послужила отправной точкой для последующих теорий нестационарной Вселенной (А.Фридман, 1922г; Ж.Леметр, 1927г).
    В 1931г приехал в США, зиму провел в обсерватории Маунт-Вилсон, наблюдая вместе с А. Эйнштейном за движением отдаленных галактик и обсуждая теорию расширения Вселенной. Лекции, прочитанные им в США в Калифорнийском университете, были изданы с дополнениями в 1933г.
    Ситтеру принадлежат работы по согласованию различных астрономических и геодезических постоянных. Он изучал неравномерность движения Земли и объяснил замедление ее вращения приливным трением.
    Окончил Гронингенский университет, работал в астрономической лаборатории. После двух лет работы математиком-вычислителем на обсерватории мыса Доброй Надежды (1897–1899гг) стал ассистентом Астрономической лаборатории в Гронингене, а в 1908г – профессором астрономии Лейденского университета. С 1919г директор Лейденской обсерватории. Награжден: Медаль Джеймса Крейга Уотсона (1929), Медаль Кэтрин Брюс (1931), Золотая медаль Королевского астрономического общества (1931). В честь его назван кратер на Луне и астероид №1686.
1918г     В Петрограде 15 декабря создан Государственный оптический институт (ГОИ) им. С.И. Вавилова, сыгравший важную роль в развитии астрономического приборостроения. В этот день под председательством Дмитрия Сергеевича Рождественского состоялось первое заседание ученого совета ГОИ, на котором были обсуждены и приняты основные организационные вопросы, предложения о включении в состав института опытных заводов по производству оптического стекла и оптических приборов. Первым директором ГОИ был избран Д.С. Рождественский.
    ГОИ начал свою деятельность, имея в штате всего 24 научных сотрудника! Численность института к 1931 году выросла до 240 человек (в 1922 году она составляла 86 человек). В 1922 году государством была выделена значительная сумма для закупки оборудования за рубежом, и ГОИ стал одним из наиболее оснащенных институтов страны. В результате за короткий срок удалось освоить промышленное производство оптического стекла и в 1927 году прекратить его импорт. Наличие стекла основных марок позволило развернуть работы по расчетам оптических систем и разработке приборов различного назначения. За первые пятнадцать лет в институте была сформирована целая система отдельных секторов: спектроскопического, химического, оптотехнического, прикладной физической оптики, вычислительного, фотометрического с лабораторией физиологической оптики, фотографического, цветовой лаборатории, издательской группы и библиотеки.
    Придавая большое значение распространению научных знаний, институт практически сразу после своего основания начал выпускать "Труды ГОИ" - единственное в то время специализированное издание по оптике в стране, а с 1931 года - журнал "Оптико-механическая промышленность" (ныне - "Оптический журнал").
1918г     Роберт Грант ЭЙТКЕН (Aitken, 31.12.1864-29.10.1951, Джэксон (шт. Калифорния), США) астроном, издал книгу «Двойные звезды» (The Binary Stars, 1918г, 1935г), которая стала классическим трудом в этой области.
    Располагая наиболее подходящим для исследований двойных звезд телескопом - 36-дюймовым рефрактором Ликской обсерватории, открыл и измерил большое число двойных звезд. В 1899г совместно с У. Хасси начал систематический обзор неба от Северного полюса до склонения -22 с целью поиска новых двойных ярче 9-й звездной величины; к 1915г открыл 3100 пар (всего открыл около 4400 двойных звезд) и заново измерил много трудных для наблюдения пар.
    Продолжив работу Ш.У. Бёрнхема, детально исследовал двойные звезды, их общие характеристики, движение и орбиты. Заново измерил много трудных для наблюдения пар и вычислил их орбиты. Опубликовал двухтомный труд Новый общий каталог двойных звезд в пределах 120° от Северного небесного полюса (New General Catalogue of Double Stars within 120° of the North Pole, 1932г), в котором собраны данные о 17180 двойных звезд (визуально-двойных) - всех известных к 1927г.
    Провел несколько серий измерений спутников Марса и пятого спутника Юпитера.
    Выполнил очень точные измерения положений большого числа комет, которые были использованы для расчетов их орбит.
    В 1887г окончил Уильямс-колледж (Уильямстаун, шт. Массачусетс), в 1888–1895гг преподавал математику и астрономию сначала в Ливерморском колледже, затем в Тихоокеанском университете (с 1891г). В 1895г получил место ассистента в Ликской обсерватории, работал астрономом, с 1923г и.о. директора. В 1930–1935гг был директором обсерватории, с 1935г почётный директор. Член Национальной АН США (1918г). Президент Американского астрономического общества (1937-1940). Премия им. Ж. Ж. Ф. Лаланда Парижской АН (1906), золотая медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1926), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1932).
    В его честь назван астероид №3070 и кратер на Луне, являющийся частью бассейна Южный полюс.
1918г     Николай Александрович МОРОЗОВ (25.06(7.07).1854 — 30.07.1946, имение "Борок" (ныне Ярославской обл.), Россия-СССР) ученый, революционный и общественный деятель, в 1918 создал астрономическое отделение в Государственном естественнонаучном институте им. П.Ф. Лесгафта и в  1918 выдвинул идею об образовании новых звезд в результате взрыва уже существующих небесных тел под влиянием радиоактивного распада вещества.
    В 1911г была опубликована его книга "Вселенная". В ней дана оригинальная, хотя во многом спорная, трактовка вопросов всемирного тяготения, происхождения и эволюции Солнечной системы, а также вопросов о звездных скоплениях и строении Млечного Пути.
    Для наблюдения кольцеобразного солнечного затмения (4 апреля 1912г) поднимался на аэростате, совершил перелет из Петербурга в Вологду с целью спектрографического исследования Земли как планеты.
    Теоретически предсказал существование инертных газов, высказал идеи о сложном строении атома, о синтезе элементов и использовании внутриатомной энергии. Автор книг "Периодические системы строения вещества" (1907), "Откровения в грозе и буре" (1907), многотомного сочинения "Христос" (1924—1932), где предпринял попытку пересмотреть некоторые проблемы всемирной истории, в частности истории христианства.
    В 1874г примкнул к движению народников. В 1875—1878гг находился под арестом. В 1878г вступил в организацию "Земля и воля", с 1879г — член исполнительного комитета "Народной воли". В 1880г находился в эмиграции. В 1881г был арестован и в 1882г за революционную деятельность приговорен к вечной каторге, замененной пожизненным заключением в Петропавловской и Шлиссельбургской крепостях. Просидел в одиночном заключении около 22 лет (до 1905г). В этот период изучал химию, физику, астрономию, математику, метеорологию и историю материальной культуры. После освобождения посвятил себя научно-педагогической деятельности, главным образом в области химии и астрономии. С 1918г до конца жизни был директором Государственного естественнонаучного института им. П. Ф. Лесгафта. Почетный член АН СССР (1932). Награждён двумя орденами Ленина (1944, 1945) и орденом Трудового Красного Знамени (1939). В честь Морозова названа малая планета 1210 Morosovia и кратер на Луне.
1918г     Декретом Совнаркома РСФСР от 24 января (6 февраля) в стране вводится Григорианский календарь, чтобы не ставить двойных дат, особенно в международной переписке. После 31 января 1 февраля объявлено сразу 14 февраля, т.е. ликвидировано расхождение в 13 суток между «новым» и «старым» стилем. До первого июля в скобках указывали вторую дату. Разница в 13 суток сохранится до 28 февраля 2100г.
    Попытка ввода в России Григорианского календаря была в 1830г по предложению Академии наук, но министр просвещения князь Ливен высказался против. Вторая попытка была в 1900г и выдвинута комиссией Академии наук, но теперь Синод выступил против.
    С 1923г большинство поместных православных церквей, за исключением Русской, Иерусалимской, Сербской и Афона, приняло похожий на григорианский новоюлианский календарь (оба календаря совпадают до 2800 года). Он также был формально введён патриархом Тихоном для употребления в Русской православной церкви 15 октября 1923 г. Однако это нововведение, хотя было принято практически всеми московскими приходами, в общем вызвало несогласие в церкви, поэтому уже 8 ноября 1923г патриарх Тихон распорядился «повсеместное и обязательное введение нового стиля в церковное употребление временно отложить» - таким образом новый стиль действовал в РПЦ только 24 дня.
    В 1948г на Московском Совещании Православных Церквей постановлено, что Пасха должна рассчитываться по Александрийской Пасхалии (юлианскому календарю) и все переходящие праздники, а непереходящие по тому календарю на котором живёт Поместная Церковь. Финляндская Православная церковь и Греческая православная церковь празднуют Пасху по григорианскому календарю.
1918г     Софья Васильевна ВОРОШИЛОВА-РОМАНСКАЯ (3(15).08.1886 — 26.11.1969, Петербург, СССР) астроном, первая русская женщина, профессионально занимавшаяся наблюдательной астрономией, с 1918г вела программные наблюдения широт на большом пулковском зенит-телескопе.
    Участвовала в наблюдениях двух (1918—1928, 1955—1962) уникальных широтных рядов по расширенной программе, которые проводились от зари до зари (в зимнее время их продолжительность доходила до 18 ч). Выполнила непревзойденное количество высокоточных наблюдений широт (23,5 тыс.).
    Занималась теоретической астрономией. Была участником экспедиции в Швецию для наблюдения солнечного затмения 1927. Большую часть жизни посвятила изучению движения полюсов Земли и изменяемости широт.
    В 1903г окончила высшие женские Бестужевские курсы. С 1908г работала в Пулковской обсерватории вычислителем, с 1909г — астрономом. Её именем названа малая планета (3761 Romanskaya), открытая Г.Н. Неуйминым 25 июля 1936 года в Симеизской обсерватории.
1918г     Расселл Уильямс ПОРТЕР (Porter, 13.12.1871-22.02.1949, Спринфилд, США) художник, инженер, астроном-любитель, конструктор телескопов, создал 100-дюймовый рефлектор в обсерватории Маунт Вилсон, с помощью которого были открыты мир галактик и расширение Вселенной (1929г).
    Отвечал за астрономические наблюдения в полярных экспедициях 1901г и 1903г. Поселившись после экспедиций в штате Мэн, занялся конструированием телескопов. Первый, 16-ти дюймовый (410мм), был сделан им в 1913 году.
    В августе 1920 года создал группу из 15 человек для обучения, - как делать телескопы. Члены этой группы сформировали астрономический клуб и 7 декабря 1923 была первая встреча Спрингфилдских изготовителей телескопов. Клуб "Stellafane" работает и сейчас.
    По его проекту, начав в 1928 году, Джордж Эллери Хейл создал тогда крупнейший на земле телескоп Palomar, 200-дюймовом (5 100 мм), который был закончен в 1948г.
    В 1891г закончил Академию Штата Вермонт. Обучался  в Нориджском Университете и в Университете Штата Вермонт. а позже изучал архитектура и искусство в Институте Штата Массачусетс. профессор архитектуры. Работал в национальном бюро стандартов. Его именем назван кратер на Луне и кратер на Марсе.
1918г     Декретом Совнаркома РСФСР от 14 сентября в стране вводится метрическая система мер. Впервые метрическая система мер принята Якобинским Конвектом (Франция) 1 августа 1795г по определению метра как одной десятимиллионной доли участка земного меридиана от Северного полюса до экватора. Декретом, изданным 4 июля 1837 года, метрическая система была объявлена обязательной к применению во всех коммерческих сделках во Франции. Она постепенно вытеснила местные и национальные системы в других странах Европы и была законодательно признана как допустимая в Великобритании и США.
    Метрическая система мер была допущена к применению в России (в необязательном порядке) законом от 4 июня 1899 года, проект которого был разработан Д. И. Менделеевым, и введена в качестве обязательной декретом Временного правительства от 30 апреля 1917 года
    Для СССР введена постановлением СНК от 21.07.1925г. Русская система мер    Категория: Системы мер
    Международная система единиц (СИ), Традиционные системы мер, Древние единицы измерения
    Постановление Правительства РФ от 31 октября 2009 г. N 879 Об утверждении положения о единицах величин, допускаемых к применению в Российской Федерации
1918г     Николай Павлович БАРАБАШОВ (18(30).03.1894-29.04.1971, Харьков, Украина, СССР) астроном, устанавливает, что поверхность лунных «морей» негладкая и слагается из вулканических пород базальтового типа с большой пористостью, что было подтверждено при непосредственном изучении Луны космическими аппаратами.
    В 1920-1926гг - на 270-миллиметровом рефлекторе с использованием светофильтров провел визуальные наблюдения Марса, на основании которых была составлена карта поверхности планеты.
    В 1931г совместно с Н.Г. Пономаревым сконструировал первый в стране спектрогелиоскоп - спектрограф в рамках службы Солнца для проведения регулярных наблюдений.
    В 1933 и 1939 выполнил обширную фотографическую фотометрию поверхности Марса в различных лучах, что позволило ему определить ее оптические характеристики (альбедо, цвет различных образований: материки имеют более красный цвет, поэтому красноватые «моря» кажутся зеленоватыми или голубоватыми, особенности отражения и др.).
    В 1932г выявил «квазизеркальный» характер отражения света от видимой поверхности Венеры. Установил, что оптическая толщина слоя атмосферы Юпитера над облачным покровом невелика, а светлые и темные полосы лежат примерно на одной и той же высоте.
    В 1932 пришел к выводу, что вещество внутреннего кольца Сатурна простирается до самой поверхности планеты. Сконструировал (совместно с Н. Г. Пономаревым) первый в нашей стране спектрогелиоскоп, который сыграл немалую роль в развитии Службы Солнца в СССР.
    Итоги многочисленных и обширных работ харьковских астрономов, изучавших планеты, подвел в монографии «Результаты фотометрических исследований Луны и планет на астрофизической обсерватории ХГУ» (1957г).
    Окончил в 1919г Харьковский университет, где и продолжил работать, создав школу планетоведов. С 1928г стал директором обсерватории, получившей статус научно-исследовательского института. С 1933г после восстановления Харьковского университета, заведует кафедрой астрономии, ректор в 1943-1946гг. В апреле 1957г открыл Харьковский планетарий. Член КПСС с 1940г, депутат Верховного Совета СССР 4-5 -го созывов.
    Академик Украинской АН (1948г), Герой Социалистического Труда (1969г), награжден четырьмя орденами Ленина, орденом Трудового Красного Знамени. Более 15 лет возглавлял Комиссию по физике планет Астрономического совета АН СССР.  Автор книг «Исследование физических условий на Луне и планетах» (1952), «Природа небесных тел и их наблюдения» (1969). Один из авторов и редактор первого «Атласа обратной стороны Луны» (1960), который составлен по фотографиям, полученным автоматической межпланетной станцией «Луна-3». Имя ученого присвоено малой планете № 2883, а также кратер на Марсе в северном полушарии.
1918г     Вспыхнула новая звезда в созвездии Орла. Звездная величина увеличилась на 13m (абсолютная с +5m до –8m). Расстояние до нее 1200 световых лет, радиус оболочки увеличивается на 1" / год со скоростью 1700км/с. (относится к классу быстрых новых звезд, в то время как новая в созв. Геркулеса (1934г) медленная).
    Несколькими русскими любителями, проживавшими в разных местах России, открыта Новая Орла 1918г, причем двое из этих любителей наблюдали звезду первыми в мире. Академик А.А. Белопольский подробно исследовал спектр Новой Орла 1918г.
    Согласно теории П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркин вспышки новых звезд повторяются.
    За 2200 лет (532г д.н.э. - 1690г н.э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек Новых. После изобретения телескопа (1609г) и до вспышки Эта Киля (1843г) европейские учёные заметили всего 5 вспышек Новых звезд. Со второй половины 19 века вспышки Новых обычно открывали ежегодно. Уильям Хаггинс в 1866 году впервые выполнил спектроскопические наблюдения новой звезды (Новой Северной Короны 1866) и обнаружил наличие вокруг неё газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. В XX веке было только 5 лет в течение которых не было замечено ни одной вспышки Новых: 1908, 1911, 1923, 1965 и 1966 года. В XXI веке традиционно за год открывается до 10 вспышек Новых. Блеск большинства Новых превышает 12 зв. вел., но редко оказывается выше 6 зв. вел. Вот список тех звезд, которые были видимы невооруженных глазом начиная с 1890г:
Год Новая Максимальный блеск Год Новая Максимальный блеск
1891 T Aurigae 3.8 1942 CP Puppis 0.3
1898 V1059 Sagittarii 4.5 1950 DK Lacertae 5.0
1899 V606 Aquilae 5.5 1960 V446 Herculis 2.8
1901 GK Persei 0.2 1963 V533 Herculis 3
1910 Nova Lacertae 1910 4.6 1970 FH Serpentis 4
1912 Nova Geminorum 1912 3.5 1975 V1500 Cygni 2.0
1918 V603 Aquilae −1.8 1984 QU Vulpeculae 5.2
1920 Nova Cygni 1920 2.0 1986 V842 Centauri 4.6
1925 RR Pictoris 1.2 1991 V838 Herculis 5.0
1934 DQ Herculis 1.4 1992 V1974 Cygni 4.2
1936 CP Lacertae 2.1 1999 V1494 Aquilae 5.03
1939 BT Monoceretis 4.5 1999 V382 Velorum 2.6
      2007 V1280 Scorpii 3.75
1919г     Франк Уотсон ДАЙСОН (Dyson, 8.01.1868-25.05.1939, Мишем (Лестершир), Англия) астроном, организовал экспедиции для наблюдения солнечного затмения 1919 в Бразилии и Принсипи, результаты которых подтвердили общую теорию относительности Эйнштейна.
    Исследовал распределение и движение звезд, определял звездные параллаксы, изучал солнечный спектр во время затмений.
    В 1928 году установил в обсерватории маятниковые часы, которые позволили определять время более точно. Также изобрёл сигналы проверки времени («шесть писков»), которые стали передаваться по радио BBC с 5 февраля 1924 года.
    Основные труды в области изучения солнечных затмений и спектра короны и хромосферы.
    В 1889г окончил Тринити-колледж Кембриджского университета, где изучал математику и астрономию. В 1905—1910гг Королевский астроном Шотландии, в 1910—1933гг — Королевский астроном, директор Гринвичской обсерватории. Член Лондонского королевского общества (1901г), президент Королевского астрономического общества (1911 −1913гг), иностранный член-корреспондент Петербургской АН (1915г), президент Британской астрономической ассоциации (1916 −1918гг).
       Медаль Кэтрин Брюс (1922г), Золотая медаль Королевского астрономического общества (1925г), Королевская медаль Лондонского Королевского общества (1921г), личное рыцарство (1915г), Орден Британской империи (Рыцарь-Командор) — 1926г.
    В его честь назван кратер на Луне и астероид №1241.
1919г     8 февраля декретом СНК РСФСР «О введении счета времени по международной системе часовых поясов» с 1 июля вводится поясное время в стране и начало суток с полуночи (как в мире с 1884год). Территория РСФСР делится на 11 часовых поясов (с 2 по 12 включительно).
    До революции на территории России использовалось местное солнечное время (М = То + Δ, где То — гринвичское время, а Δ — географическая долгота данного места, пересчитанная из градусов и минут дуги в часы и минуты времени, 15 = 1 час). С развитием железных дорог на железнодорожных станциях было установлено единое петербургское время Тп = То + 2 ч. 1 мин. 18,7 сек. После революции было введено поясное время, переход на летнее и зимнее время, а также учёт декретного времени. Вот как это проходило до 1930 года:
Дата Время перевода стрелок Величина изменения Примечания Разница между Московским и Гринвичским
01.07.1917 23:00 +01:00 Россия, летнее время 03:31
28.12.1917 00:00 −01:00 РСФСР, отмена летнего времени 02:31
31.05.1918 22:00 +02:00 РСФСР, введение летнего времени 04:31
17.09.1918 00:00 −01:00 РСФСР, отмена летнего времени 03:31
31.05.1919 23:00 +01:00 РСФСР, введение летнего времени 04:31
01.07.1919 02:00   РСФСР, введение поясного времени 04:00
16.08.1919 00:00 −01:00 РСФСР, отмена летнего времени 03:00
14.02.1921 23:00 +01:00 РСФСР, введение летнего времени 04:00
20.03.1921 23:00 +01:00 РСФСР, изменение летнего времени 05:00
01.09.1921 00:00 −01:00 РСФСР, отмена летнего времени 04:00
01.10.1921 00:00 −01:00 РСФСР, изменение времени 03:00
01.10.1922 00:00 −01:00 РСФСР, изменение времени 02:00
02.05.1924 00:00   СССР, введение поясного времени, установление московского времени 02:00
21.06.1930 00:00 +01:00 СССР, введение декретного времени 03:00

1919г    Декретом Совета Народных Комиссаров РСФСР (Совнарком РСФСР) от 15 марта "Об учреждении Высшего геодезического управления» при Научно-техническом отделе Высшего Совета Народного Хозяйства (ВСНХ), подписанное В.И. Лениным, с указанием, что оно учреждается "для изучения территории РСФСР в топографическом отношении, в целях поднятия и развития производительных сил страны, экономии технических сил и денежных средств и времени".
   Главной задачей ВГУ было - объединение всех геодезических и картографических работ в стране; изучение территории страны в топографическом отношении в целях поднятия и развития производительных сил, экономии технических и денежных средств и времени; организация картографических работ и издание карт; организация научных работ в области геодезии, астрономии, оптики, картографии; систематизация и хранение карт и съемочных материалов; согласование геодезической деятельности с геодезическими организациями иностранных государств и т.д. Председателем коллегии ВГУ был назначен С. М. Соловьев, а с августа 1919г ВГУ возглавил видный ученый-геодезист М. Д. Бонч-Бруевич. С самого начала своей деятельности государственная картографо-геодезическая служба неразрывно связывала общегосударственные задачи по картографированию страны с решением конкретных народнохозяйственных задач - энергетики, мелиорации, поиск полезных ископаемых, учета земельного и лесного фондов и др.
   В первые годы советской власти топографо-геодезические работы в стране велись, главным образом, Корпусом военных топографов (КВТ) Рабоче-крестьянской Красной Армии (РККА). В августе-ноябре 1918г в условиях гражданской войны специалистами КВТ были проведены съемки и созданы топографические карты на полосу реки Волга (от Камышина до Казани) шириной до 60 верст. Топографические съемки в масштабе одна верста в дюйме были развернуты также в других частях России - на юге Европейской части, Урале, вдоль линии государственных границ с Финляндией, Эстонией, Латвией и Польшей. Этот период характеризуется началом составления карт в метрической системе. Картографическим отделом КВТ были составлены первые карты в метрической системе: обзорно-топографическая карта масштаба 1:1 000 000 (при участии Русского географического общества), четырехлистная “Административная карта РСФСР. Европейская часть” масштаба 1:3 000 000 и др. С 1923г Корпус военных топографов стал именоваться Военно-топографической службой (ВТС), которой в 1923-1927 годы было составлено и обновлено около 2000 номенклатурных листов топографических карт разных масштабов.
    С 1919г государственная картографо-геодезическая служба начала проводить геодезические и съемочные работы, в том числе в Подмосковном угольном бассейне и Кузбассе, в районах строительства Волховской ГЭС, Днепрогэса, Турксиба, в Заволжье, Средней Азии, на Северном Кавказе, а также в Москве, Ленинграде и других городах. С 1920 по 1923 гг. топографические съемки местности выполнялись в масштабе 1:25 000. В 1923г для государственной топографической съемки территорий центральных, южных и юго-восточных областей Европейской части СССР был определен масштаб 1:50 000, для территорий северных, северо-восточных и других областей страны - 1:100 000. В течение первых пяти лет существования (1919-1924 гг.) государственной картографо-геодезической службы топографической съемкой в масштабе 1:50 000 было покрыто 23 тыс. кв. км. территории СССР. Астрономические работы по пунктам триангуляции, состоящие в определении широты, долготы и азимутов начались в 1923г.
    С 1924г в СССР началось планомерное выполнение астрономо-геодезических работ.
1919г    7 октября начал деятельность Вычислительный институт при Всероссийском астрономическом союзе. организован
по инициативе крупнейшего специалиста в области небесной механики, астрометрии и гравиметрии Б.В. Нумерова. В январе 1920 г. Б.В. Нумерова назначили директором этого института.
   В 1923 году был объединён с Астрономо-геодезическим институтом (основанным в 1920 году) и переименован в Астрономический институт, при этом тематика института была расширена (небесная механика, гравиметрия, астрофизика, приборостроение). В 1943 году получил название «Институт теоретической астрономии АН СССР» (ИТА) — астрономический научно-исследовательский институт в Ленинграде. В 1948 году, по предложению Международного астрономического союза, стал международным центром по изучению малых планет. С 1957 года разрабатывал также проблемы движения искусственных небесных тел (астродинамика). Издавал «Бюллетень ИТА» (с 1924) и «Труды ИТА» (с 1952), «Астрономический ежегодник СССР», другие справочные издания по астрономии. В 1988 году вошёл в состав Института прикладной астрономии. Основан институт и первый номер ежегодника был осуществлен под руководством Б.В. Нумерова.
1919г   Кнут Эмиль ЛУНДМАРК (Lundmark, 14.06.1889-23.04.1958, Эльвсбин, Швеция) астроном, первым верно по вспыхнувшим новым звездам определяет расстояние до М31 (Андромеды, близкое к найденному Э.П. Хабблом несколько лет спустя) и в 1920г впервые указывает, что спиральные туманности – это самостоятельные галактики и оценивает до М33 и М101 расстояние (на фото Д.У.  Ричи (1910г) они буквально усыпаны звездами) с помощью предложенного им в 1919г метода определения расстояний до спиральных туманностей по их угловым размерам.
    В 1919г он показал, что по отношению к шаровым скоплениям и внегалактическим туманностям Солнце движется в плоскости Млечного Пути. В 1924г открыл, что Солнце движется в плоскости Галактики под прямым углом по направлению на ее центр и высказал предположение о вращении Галактики.
    Провел (1926-1928) статистическое исследование двойных и кратных галактик; на основании изучения истинного распределения галактик в пространстве первым пришел к заключению, что существует Местная группа галактик, и определил положение «экватора» этой группы. В группу входят несколько десятков звездных систем, в том числе М31 и наша Галактика. Как позже доказано, что система содержит 3 крупных галактики: М31, М33 и наша Галактика, вокруг которой движется 12 эллиптических, 6 неправильных и несколько систем, подобных шаровым скоплениям – всего 34 галактики, хотя число необнаруженных объектов может достигать сотни. Местная группа имеет размер 1,3Мпк с массой в 650млрд. масс Солнца, хотя изучение ее динамики показывает, что масса раза в 4 больше – так как не учтена скрытая масса. Местная группа относится к бедным скоплениям, содержащим обычно 2-3 крупных галактики со спутниками. В пределах 16Мпк имеется около 50групп, похожих на Местную.
    Одним из первых, как и Я.Х. Оорт, провел наблюдения, подтверждающие вращение Галактики и высказал предположение об обращении Солнца и ближайших звезд вокруг ее центра, что полностью подтверждено.
    В 1946г из анализа расстояния до M31, полученного по большому числу новых звезд, голубых сверхгигантов и шаровых скоплений, сделал вывод о необходимости пересмотра шкалы внегалактических расстояний (этот вопрос окончательно решил В.Г.В. Бааде в 1952г).
    В богатых скоплениях в объеме Местной группы сосредоточены сотни тысяч галактик. Ближайшие в созвездии Девы на расстоянии 16Мпк. Их каталог, составленный Д. Эйбеллом включает 2 типа:
1. Правильные – подобие шаровых скоплений. Они сильно проэволюционировали и в их центральных областях скопилось значительное число больших и ярких галактик. Так в центре скопления Девы сверхгиганская эллиптическая галактика, занимающаяся каннибализмом, притягивая к себе и пожирая соседние с ней галактики. Диаметр правильных 1-10Мпк, а масса до 1000 триллионов масс Солнца, включая скрытую, составляющих 50%.
2. Неправильные – подобие рассеянных скоплений, не имеющих выраженного центра таких же размеров, но с массой в 10-1000 раз меньше. Удалены скопления в среднем на 55Мпк.
    Скопления объединяются в сверхскопления, содержащее несколько десятков групп. В каталоге Д. Эйбелла около 50 сверхскоплений, содержащих в среднем по 10 богатых скоплений, а крупнейшее 29. Диаметр сверхскоплений достигает 100Мпк. Местная группа находится на периферии сверхскоплений с центром в созвездии Девы, куда входит пятая часть галактик сверхскопления и включает несколько десятков групп, его размер около 30Мпк.
    Окончил университет в Упсале. Работал там до 1929г, в 1929г сменил К.В. Шарлье на посту профессора астрономии Лундского университета и директора обсерватории этого университета. Его именем назван кратер на обратной стороне Луны.
1919г   Николай Иванович ДНЕПРОВСКИЙ (01.(13).11.1887-4.02.1944, ст. Ярцево (ныне город) недалеко от Смоленска, СССР) астроном, совместно с Александром Павловичем Константиновым (21.11.1895-26.05.1937, 30.12.1930г подал заявку на изобретение электронно-лучевой трубки, аккумулирующей световую энергию от объекта, разработал электрический сейсмограф, с 1936г руководит организацией телецентра, но был арестован и в 1937г расстрелян вместе с другими учеными геофизиками и геологами) и Павлом Андреевичем Азбукиным (1882-1970) организовал в стране радиотехническую службу времени. С 1 декабря 1920г Пулковская обсерватория приступила к передачам ритмического сигнала через Петроградскую радиостанцию «Новая Голландия», а с 25 мая 1921г через Московскую Октябрьскую радиостанцию на Ходынке. Сигналы не могли дать точность 0,01с, поэтому заведующий лаборатории времени Главной палаты мер и весов в Петрограде Н.Х. Прейпич разработал метод вычисления сводных моментов (поправок).
    Постановлением Совнаркома в 1924г при Пулковской обсерватории организован Междуведомственный комитет службы времени, который с 1928г стал публиковать бюллетени сводных моментов. В 1931г были организованы две новые службы времени в ГАИШ и ЦНИИГАиК и начала регулярную работу служба времени Ташкентской обсерватории. В предвоенное время работало 7 служб времени, причем в Пулкове, ГАИШ и Ташкенте велись передачи ритмических сигналов времени по радио. (Первые сигналы точного времени по радио начали передавать станция г. Бостон (США) в 1904г, с 1907г в Германии, с 1910г в Париже – радиостанция Эйфелевой башни).
    Наиболее точные часы, используемые службой (хранятся в подвале при постоянном давлении, температуре т.д.) были двухмаятниковые часы Шорта (точность ±0,001с/сут), Ф.М. Федченко (±0,0003с/сут), затем стали использовать кварцевые (с их помощью обнаружена неравномерность вращения Земли), а с 1964г атомные, дающие ошибку около1с в 10000лет.
    Определял склонения звезд из наблюдений на вертикальном круге Струве - Эртеля, по материалам этих наблюдений создал три оригинальных абсолютных каталога и один сводный каталог. На основе детальных исследований павильонной рефракции пришел к выводу о целесообразности переноса вертикального круга на другое место и в 1928г организовал перенос этого инструмента в новый павильон.
    Опубликовал ряд исследований, способствовавших улучшению Пулковских таблиц рефракции, и подготовил их третье издание (1930г). В 1932г на астрометрической конференции в Пулкове совместно с Б.П. Герасимовичем выступил с докладом «Звездная астрономия и фундаментальные системы положений звезд», оказавшим большое влияние на дальнейшее развитие астрометрии в СССР. В докладе была высказана идея создания новой независимой системы координат, которая была бы реализована звездным каталогом, основанным на наблюдениях только слабых звезд (КСЗ), собственные движения которых определялись бы относительно далеких галактик. В дальнейшем уделил много внимания организационным вопросам этой работы, широко развернувшейся в обсерваториях СССР в послевоенные годы под руководством М.С. Зверева, а затем и в некоторых зарубежных обсерваториях.
    Одновременно с астрономом Николаевской обсерватории Б.К. Залесским высказал идею о целесообразности постановки наблюдений склонений звезд на одном и том же инструменте из двух обсерваторий в Северном и Южном полушариях, симметрично расположенных относительно экватора. Эта идея была затем реализована в работах Мюнхенской обсерватории и отражена в работах (1963-1966гг) Чилийской экспедиции Пулковской обсерватории на фотографическом вертикальном круге, а также в дальнейших планах наблюдений на этом инструменте.
    В 1911г окончил Московский университет и был оставлен при кафедре астрономии для подготовки к профессорскому званию. С 1912г - сверхштатный ассистент обсерватории Московского университета. В 1914-1915гг - на военной службе, участник первой мировой войны. В 1915-1937гг работал в Пулковской обсерватории (с 1932г - зам. директора по научной части). Одновременно с 1920г работал в Ленинградском астрономо- геодезическом институте, в дальнейшем вошедшем в состав Астрономического института. В 1919г организовал в Пулковской обсерватории Радиотехническую службу времени, обеспечившую с 1921г регулярную передачу сигналов точного времени для всей страны. С 1924г - секретарь Междуведомственного комитета Службы времени при Пулковской обсерватории, с 1925г - зав. его техническим бюро.
1919г     Киёцугу ХИРАЯМА (13.10.1874-08.04.1943, г.Сендай, префектура Мияги, Япония) астроном, закончил начатое с 1915г по предложению Э.У. Брауна статистическое исследование орбит астероидов  и предположил, что члены каждого из них образовались в результате распада одного большого тела. Применил теорию вековых возмущений Лапласа - Лагранжа для разбиения орбит астероидов на генетические группы, ввел понятие собственных эксцентриситетов и наклонений.
    В 1918-1919гг обратил внимание на то, что сходство орбит астероидов вовсе не означает, что эти астероиды в прошлом были частями одного, более крупного тела. При большом числе астероидов не исключено объединение астероидов в группы из-за случайного сходства их орбит, полученных к данному времени за счет возмущения со стороны планет или дробления в ходе столкновений. Поставив вопрос обнаружить реальные группы астероидов, связанных давним родством, т.е. семейства астероидов (как он их назвал).  Это привело Хираяму к идее "инвариантных" (неизменных) элементов астероидных орбит, которые тоже не менялись бы (или менялись медленно) под действием планетных возмущений. Он выявил, что у типичных орбит астероидов собственные наклоны и эксцентриситеты почти не подвержены вековым изменениям, а долготы перигелия (медленно растет) и долготы узла (убывает) меняются значительно быстрее.
    Произведя расчеты, ему удалось в 1919г выявить три семейства (семейства Фемиды, Эос и Корониды, названные по одному из членов семейств), а затем еще четыре и, менее уверенно, еще шесть. Но затем, учитывая воздействие Сатурна и других планет,  он пришел к выводу о существовании пяти семейств - Фемиды, Эос, Корониды, Марии и Флоры. К этим семействам он в 1923г отнес десятки известных астероидов, и предположил, что члены каждого из них образовались в результате распада одного большого тела. В дальнейшем они были пополнены астероидами, открытыми позднее.
    Другие работы посвящены изучению изменений широты, теории звездной переменности, истории астрономии на Востоке.
    В 1896г окончил Токийский университет. Затем работал в том же университете (с 1919г - профессор). Член Японской академии. В честь его (и сына) назван кратер на Луне и астероид №1999.
1919г   В июле в Брюсселе (Бельгия) основан Международный астрономический Союз (МАС, IAU). Первым Генеральным секретарем Международного астрономического союза был с 1919 по 1925гг Альфред Фаулер, который разработал Устав  союза и организовал перовый съезд в Риме в 1922г. МАС состоит из государств-членов, сперва восьми (64 - представленных национальными академиями или другими неправительственными учреждениями) и более 10000 индивидуальных членов. Вместе с подобными организациями в других отраслях науки, IAU принадлежит к Международному совету Научных союзов, штаб которого размещается в Париже.
    Генеральные ассамблеи (съезды) проходят раз в три-четыре года в одной из стран участниц с 1922 года. (Перерыв был только в годы войны). За первые 50 лет существования МАС: 1922г - Рим, 1925г - Кэмбридж (Англия), 1928г - Лейден (Голландия), 1932г- Нэмбридж (США), 1935г- Париж, 1938г- Стокгольм, 1948г- Цюрих (Швейцария), 1952г- Рим, 1955г - Дублин (Эйре), 1958г- Москва, 1961г - Беркли (США), 1964г - Гамбург (ФРГ), 1967г - Прага. После каждого съезда публикуются "Труды съезда" (Transact ions), в которых можно найти подробные отчеты о работе всех комиссий МАС за предшествующие
съезду три года, а также отражение работы самого съезда. В 1938г в программы съездов были введены научные симпозиумы, а с 1955г- так называемые объединенные дискуссии, в которых какую-либо проблему обсуждают члены нескольних комиссий. Союз включает 49 государств, имеет 50 комиссий по различным направлениям науки, ежегодно организует несколько больших симпозиумов и коллоквиумов, проводят текущую организационную работу. Каждая комиссия МАС координирует наблюдения объектов определенного класса: планет, комет, переменных звезд, и т.п. МАС координирует работу многих обсерваторий по составлению звездных карт, атласов и каталогов. СССР вошла в МАС в 1935г. Историю создания IAU можно проследить, начиная от международного сотрудничества по проекту "Карта Неба". В 1887г Постоянная комиссия по фотографической карте неба распространила свои интересы и на другие разделы астрономии и поэтому может считаться родоначальницей IAU.
    IAU признан в качестве высшей международной инстанции в решении астрономических вопросов, требующих сотрудничества и стандартизации, таких как официальное наименование астрономических тел и деталей на них. Под его покровительством работают Центральное бюро астрономических телеграмм и Центр малых планет, расположенные в Смитсоновской астрофизической обсерватории (США), которое быстро оповещает всех астрономов о неожиданных событиях – вспышках новых и сверхновых звезд, открытии новых комет и др. IAU также содействует проведению астрономических наблюдений в развивающихся странах.
    Первый международный Союз астрономов состоялся в 1904г и был посвящен солнечным исследованием.
1919г
  Альфред ФАУЛЕР (22.03.1898-24.06.1940, Уилсден, Йоркшир, Англия) астроном и физик, становится первым Генеральным секретарем Международного астрономического союза (был им с 1919 по 1925гг), разработал Устав  союза.
    Основные научные работы относятся к астроспектроскопии. Выполнил большое число лабораторных спектральных исследований, а также отождествление многих деталей в спектрах небесных объектов. Отождествил молекулярные полосы окиси титана в холодных звездах класса M, полосы окиси углерода в хвостах комет; обнаружил присутствие гидрида магния в солнечных пятнах.
    Вместе с Дж.У. Стретт (впоследствии лорд Рэлей) показал, что резкое падение интенсивности в спектрах Солнца и звезд в ближней ультрафиолетовой области вызвано поглощением озоном в земной атмосфере.
    После появления в 1913г боровской теории строения атома и атомных спектров успешно занимался исследованием структуры атомов по характеристикам их спектров.
    Участвовал в экспедициях для наблюдения полных солнечных затмений в 1893г, 1896г, 1898г, 1900г, 1905г и 1914г.
    Окончил Нормальную школу наук в Южном Кенсингтоне (ныне Импириел-колледж). Преподавал там же и работал в Обсерватории солнечной физики в Южном Кенсингтоне под руководством Дж.Н. Локьера. С 1913г - профессор астрофизики в Импириел-колледже. Член Лондонского королевского общества (1910г).  Член ряда академий наук. Премия им. Б. Вальза Парижской АН (1913г), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1915г), Королевская медаль Лондонского королевского общества (1918г), медаль им. Г. Дрэпера Национальной АН США (1920г), медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1934г). Его имя носит кратер на поверхности Луны.
1919г   Александр Александрович ИВАНОВ (04(16).04.1867-23.11.1939, Санкт-Петербург, СССР) астроном, возглавил Пулковскую обсерваторию, до этого работал в Главной палате мер и весов в Петербургском университете, затем во Всесоюзном научно-исследовательском институте метрологии им Д.И. Менделеева. Основные работы относятся к небесной механике и практической астрономии.
    По наблюдениям на большом вертикальном круге в Пулкове составил три каталога абсолютных склонений звезд, исследовал изменяемость широты Пулкова.
    Предложил оригинальный метод определения широты по наблюдениям звезд вблизи зенита в первом вертикале.
    Исследовал движение комет (в частности Галлея) и малых планет, в частности находящихся в резонансе 2:1 с Юпитером астероидов типа Гекубы, определил орбиту Герды (по наблюдениям с 1872г по 1934г). Исследовал влияние сопротивления среды на движение небесных тел.
    Изучал движение малой планеты Герды (по наблюдениям 1872—1934 годов).
    На основании анализа определения силы тяжести во многих пунктах на поверхности Земли, пришел к выводу о несимметричности Северного и Южного полушарий Земли (позже подтверждено ИСЗ), что является причиной прецессии, получил величину сжатия Земли, равную 1 : 297,2, дал формулы для вычисления прецессии.
    Много сделал для совершенствования службы времени в стране.
    Автор учебников по многим разделам астрономии, выдержавших несколько изданий: «Курс сферической астрономии», «Основной курс теоретической астрономии», «Практическая астрономия». Будучи заведующим обсерватории, организовал публикацию «Трудов Астрономической обсерватории Петроградского университета» и под его редакцией в 1916-1923гг вышло в свет 5 томов этого издания.
    Окончил Петербургский университет в 1889г и работал в нем, начав читать лекции с 1896г. В 1890-1901гг работал в Пулковской обсерватории наблюдателем на большом вертикальном круге, в 1901-1911гг - в Главной палате мер и весов. В 1908-1929гг - профессор Петербургского (Ленинградского) университета, - возглавил кафедру астрономии и геодезии с 1912г, в 1913-1919 - также директор обсерватории университета, где наладил регулярное издание ее трудов. В 1918-1919 - ректор Петроградского университета. В 1919-1930гг - директор Пулковской обсерватории. В Пулкове при нем была создана Служба времени, которая вплоть до 1941г была головной в СССР. С 1930г несколько лет был заместителем директора Всесоюзного научно-исследовательского института метрологии им. Д.И. Менделеева. Один из основателей Русского астрономического общества (1890г) и его председатель в 1906-1910гг, 1913-1914гг. Председатель Всероссийского Астрономического общества после С.П. Глазенапа. Член-корреспондент АН СССР с 1925г.
1919г    Джеймс Хопвуд ДЖИНС (Jeans, 11.09.1877-16.09.1946, Ормзкирк, Лондон, Англия) физик и астрофизик, подробно развивает «катастрофические» идеи образования планет в результате «встречи двух солнц» (предложил еще в 1902г хотя еще Ф.Р. Мультон и Т.К. Чемберлин в 1905г развили ее гораздо дальше, но не учитывали законы газовой динамики) в фундаментальном сочинении «Проблемы космогонии и звездной динамики» (1919г) в которой отразил весь прогресс астрофизики, небесной механики и математического анализа, начиная со времен П.С. Лапласа.
    Первые работы его были посвящены кинетической теории газов и теории теплового излучения. Установил закон распределения энергии в длинноволновой части спектра излучения абсолютно черного тела  (1905г, независимо от Дж. У. Рэлея) закон излучения Рэлея — Джинса.
    В 1914–1916 он занимался задачей о равновесии жидких вращающихся масс и проанализировал пути эволюции быстро вращающегося жидкого тела. Один из выводов, к которому пришел Джинс, состоял в том, что планетная система может образоваться из вращающейся массы газа. В его приливной теории образования Солнечной системы проходящая рядом звезда на расстоянии менее 4 радиусов Солнца в 32 раза его массивнее, исторгает из Солнца струю вещества «сигарообразный» протуберанец, который затем распадается на сгустки, давая начало планетам. Из- за редкости встречи звезд (один случай на триллион звезд) следует редкость образования планетных систем. Теория не состоялась. Рессел (1935г) опровергает качественно, рассчитав траекторию звезды и сгустков, а Н.Ф. Рейн (1936г) опровергла количественно. Знал о теории Ж.Л.Л. Бюффон и замене Бикертоном (1880г) кометы другой звездой, а в 1902 году пришел к выводу, что вторая звезда не столкнулась, а прошла рядом.
    В 1916г в работе «Динамическая теория газов» изложил теорию диссипации планетных атмосфер, обусловленной максвелловским распределением скоростей, вывел формулу для потока диссипации вследствие испарения газа в атмосфере планеты (формула Джинса,  Харолд Джефрис (1929г) внес поправку в теорию – объясняя осевое вращение планет, но в 1948г от нее отказался). Применив аппарат кинетической теории газов к ансамблю звезд, показал, что распределение звезд по скоростям должно со временем приближаться к максвелловскому вследствие их гравитационного взаимодействия. Использовал эту идею для оценки возраста звездных систем. Впервые количественно рассмотрел в 1929 вопрос о гравитационной неустойчивости - нарастании возмущений плотности вещества под действием сил тяготения; получил выражение для критического размера возникающих в веществе возмущений (так называемая длина волны Джинса), привел к понятию «Джинсовой массы» и «Джинсовый размер».
    В решении задачи о фигурах равновесия жидких вращающихся масс ученый пошел дальше своих предшественников и показал, что в результате эволюции быстро вращающегося массивного жидкого тела либо должно происходить его деление и таким образом образуются двойные звезды, либо тело принимает чечевицеобразную форму и вещество срывается с его острых экваториальных краев. Так он считал образуются спиральные туманности. По его теории эллиптические галактики представляет собой гигантские газовые туманности (сейчас ясно, что это звездные системы), которые с течением времени охлаждаясь и сжимаясь, вращаются быстрее, проходя последовательно от ЕО до Е7. При достижении определенной скорости на экваторе туманности, наблюдается истечение газа в виде спиральных ветвей, в которых конденсируются звезды.
    В 1917г обратил внимание на то, что вещество в недрах звезд должно быть полностью ионизировано и потому совершенно однородным, близким к состоянию «электронно-ядерного» газа.
    Применил аппарат кинетической теории газов к ансамблю звезд, входящих в скопления. Показал, что распределение скоростей звезд в скоплениях должно с течением времени приближаться к максвелловскому вследствие их взаимного гравитационного воздействия друг на друга при сближениях. Использовал эту идею для оценки возраста звездных систем. Ряд работ посвящен теории внутреннего строения и эволюции звезд; они основаны на представлениях, которые невозможно было проверить в то время и которые оказались ошибочными.
    Среди основных трудов Джинса – Динамическая теория газов (Dynamical Theory of Gases, 1904г); Проблемы космогонии и звездной эволюции (Problems of Cosmogony and Stellar Evolution, 1919г); Астрономия и космогония (Astronomy and Cosmogony, 1928г).
    Окончил в 1900г Тринити-колледж Кембриджского университета. В 1901–1905гг и 1910–1912гг преподавал математику там же, в 1905–1909гг – профессор Принстонского университета (США). В 1923–1944гг – сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон (США), в 1935–1946гг – профессор астрономии Королевской ассоциации (Лондон). Успешно занимался популяризацией науки с 1928г. Его книга «Динамическая теория газов» (1904г) в течение 20 лет неоднократно переиздавалась. В ней высказал идею о внутриатомной (радиоактивной) природе источника звездной энергии. Широкое признание получили книги: «Загадочная Вселенная», в которой он делает вывод, что Бог – чистый математик (1930г), «Звезды и их судьбы» (1931г), «Вселенная вокруг нас» (1929г), «Движение миров» (две последние изданы в СССР в переводе в 1932-33гг) в которых он рассказывал о трудных вопросах физики и астрономии. Позже он обратился к философии и написал книги Новые основания науки (The New Background of Science, 1933г) и Физика и философия (Physics and Philosophy, 1942г). В 1906г избран членом Лондонского королевского общества, с 1919г по 1929г занимал должность почетного секретаря. В 1923–1924гг был президентом Королевского астрономического общества. Награжден многочисленными медалями и премиями: Королевская медаль Лондонского королевского общества (1919г), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1922г), медаль им. Б. Франклина Института им. Б. Франклина (1931г), премия им. Дж. К. Адамса Кембриджского университета. В 1928г посвящен в рыцари. Его именем назван кратер на Марсе и кратер на Луне.
1920г   В Юго-западной Африке (возле г. Гобабис, Намибия) найден самый крупный железный метеорит (Гоба) в форме плиты размером 3х3х (0,9 -1) м (фото), имеющий массу 55 тонн, состоящий из никелистого железа (кстати куется в холодном виде, а в нагретом не подлежат ковке эти метеориты). Первоначальная масса была по видимому более 73 тонн, так как метеорит окружен слоем лимонита (Fe2O3+H2O) толщиной 0,5м, образовавшегося в результате длительного земного выветривания.
    Среди найденных метеоритов 92% каменные, 2% железокаменные, 6% железные (91% железа, остальное никель, иногда >50% железа). Плотность железных 7,6 г/см3, каменных 3,5г/см3, рыхлых каменных 2,2г/см3.
    метеорит    Категория: Метеориты
  Гоба – крупнейший из найденных метеоритов
1920г    Мария Александровна СМИРНОВА (1892 - 1986, Москва, Россия-СССР) астроном – астрометрист с январе 1920г с ближайшей подругой по курсам А.С. Миролюбовой по поручению директора Обсерватории С.Н. Блажко приняли на себя ведение службы времени (начатой на обсерватории еще с 60-х гг. XIX в.). (С 1931 по 1954гг здесь же размещался ГАИШ). Для хранения времени служили часы «Рифлер 323» (купленные П.К. Штернбергом в 1912г для Женских курсов.) Их поправка выводилась с помощью хронометра, а показания последнего опирались на наблюдения астрономического времени с помощью пассажного инструмента. По часам Рифлера устанавливались поправки и суточный ход всех часов обсерватории. Московская служба времени в 20-е гг. обслуживала как учреждения города – главный телеграф, вокзалы и линии железных дорог Московского узла, станцию городских электрических трамвайных часов, фабрики, крупные магазины, – так и отдельных жителей. Каждый понедельник часовщики города (человек 15) приходили на обсерваторию сверять свои часы. С часами обсерватории в 0 часов сверяли время и на Кремлевских курантах.
    С февраля 1923г подруги каждое утро проверяли по телефону главные часы Наркомата пути и Наркомата связи. Начиная с 1927г – проводили исследования десятков новых хронометров (закупленных за границей Авиационным ведомством страны).  С 1.09.1931г в Службу времени – теперь уже ГАИШ - была передана из Комитета стандартов подача сигналов точного времени по радио: два тире (длинные сигналы) и точка (короткий сигнал) – они подавались с помощью автоматического устройства на часах фирмы Носова (короткий сигнал  – с точностью до 0,02 с.). Служба времени ГАИШ обеспечивала сигналами точного времени все знаменательные события в стране - знаменитые перелеты на Дальний Восток, через Северный полюс в Америку, работу геологических партий.
    В дальнейшем служба времени ГАИШ была включена в сеть новых созданных подобных служб, главной из которых стала Пулковская, а все вместе (две - в Пулково и Ленинграде, три - в Москве, одна в Ташкенте)  вошли в созданную Междуведомственную комиссию Времени (МКВ), председателем которой стал директор Пулковской обсерватории. Была налажена тесная связь с главными зарубежными службами времени  - в Парижской и Гринвичской обсерваториях. Точность подачи сигналов повысилась в 10 раз (до тысячных долей секунды времени).
    С февраля 1932 по 1.02.1941гг Смирнова была заведующей Службы времени ГАИШ. В 1934г в  качестве часов-хранителей времени были приобретены новые часы Шорт 47, состоящие из главных часов, помещавшихся в подвале обсерватории, и вторичных, заводящих – на первом этаже. Смирнова самостоятельно провела cборку, установку и пуск обоих часов. В годы войны, оставшись в Москве после отъезда ГАИШ (в начале октября 1941г) в эвакуацию, они обеспечивали бесперебойную работу Службы времени в самые тяжелые месяцы, когда Служба времени в Пулковской обсерватории, к которой приблизился фронт, прекратила свое существование, а новый основной центр – в Свердловске на базе ГАИШ еще не был организован. Работа Службы времени в Москве, в которой с мая 1940г принимал участие и К.А. Куликов, после отъезда его в эвакуацию (25.10.1941г) целиком легла на плечи Смирновой и А.С. Миролюбовой. В Москве были оставлены часы Рифлера для хранения времени и часы Носова. Кроме того, в любое время суток надо было быть готовыми сообщить точное время по телефону. Проверяли часы Рифлера по радиосигналам точного времени из Бордо (Франция), а с декабря 1941г еще и из Свердловска. Службе времени находилась в старейшей части Обсерватории, ныне ком. №4 современного музея-обсерватории ГАИШ.
    Кандидат физ.-мат.наук (1935г), доцент Астрономического отделения мех.-мат. ф-та МГУ по кафедре «Астрометрия» (1940г), старший научный сотрудник ГАИШ (1951г),  ученица П.К. Штернберга. Награждена орденом Ленина (1951г). Похоронена на Ваганьковском кладбище – месте захоронения многих астрономов ГАИШ.
1920г   Альфред Хэррисон ДЖОЙ (Joy, 23.09.1882-18.04.1973, Гринвилл (шт. Иллинойс), США) астроном, открыл у звезды Миры Кита близкий менее яркий спутник.
    Основные научные работы посвящены спектральному изучению звезд. Участвовал в выполнении обширных программ обсерватории Маунт-Вилсон по определению спектральных параллаксов 7000 звезд и по измерению лучевых скоростей свыше 5000 звезд.
    Использовал полученные им лучевые скорости 106 цефеид для проверки теории вращения Галактики и уточнения некоторых параметров ее структуры.
    Определил с большой точностью среднюю величину межзвездного поглощения, направление на центр Галактики, расстояние до Солнца от центра Галактики и постоянную Оорта. Особенно важны выполненные им спектральные исследования нестационарных звезд.
    Обнаружил газовое кольцо вокруг затменной двойной RW Тельца. Обнаружил, что две звезды типа U Близнецов - AE Водолея и SS Лебедя являются тесными двойными с очень короткими периодами (17ч и 7ч соответственно). Впоследствии факт тесной двойственности звезд этого типа послужил ключом к пониманию их нестационарности.
    Впервые получил спектральные и многие фотометрические характеристики звезд типа T Тельца и других звезд с эмиссионными линиями, связанных с темной диффузной материей; выполнил детальные исследования спектров переменных звезд в шаровых скоплениях, карликов класса M. Показал, что звезды типа RV Тельца разделяются на две группы - с большими и малыми пространственными скоростями.
    В 1904 принимал участие в работе экспедиции Ликской обсерватории в Асуане (Египет) по наблюдению полного солнечного затмения.
    В 1903г окончил Гринвилльский, в 1904г - Оберлинский колледжи. В 1904-1914гг преподавал в Американском университете в Бейруте (Ливан), в 1914-1915гг работал в Йеркской обсерватории, с 1915г - в обсерватории Маунт-Вилсон. Уйдя в отставку в 1948г, продолжал исследовательскую работу в Маунт-Вилсоне до самой смерти. В 1949-1952 также преподавал в Калифорнийском технологическом институте. Член Национальной АН США (1944).Президент Тихоокеанского астрономического общества (1931, 1939). Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1950).
1920г   Мегнад САХА (Saha, 6.10.1893-16.02.1956, Сеоратали близ Дакки (сейчас Бангладеш), Индия) физик и астрофизик, разработал теорию термической ионизации атомов (вывел уравнение) в зависимости от температуры и давления и применил ее для изучения атмосфер звезд. Согласно этой теории, степень ионизации и степень возбуждения атомов являются функцией температуры и давления в атмосфере звезд. Формула Саха широко использовалась Р. Фаулер, Э.А. Милн, Г.Н.  Рессел и др. при интерпретации звездных спектров с целью определения химического состава звездных атмосфер и их физического состояния. Сам он применил свою теорию для истолкования спектральной последовательности звезд, так как теория позволяет объяснить особенности спектров звезд (приписать каждому спектральному классу определенную температуру) – гигантов и карликов и истолковать их спектральную классификацию.
    Работы посвящены различным областям физики – термодинамике, ядерной физике, физике космических лучей, физике ионосферы, теории излучения. Ряд работ посвящены радиоизлучению Солнца и построению физической теории солнечной короны, интерпретации спектра солнечной хромосферы. Участвовал в создании национального общеиндийского календаря, участвовал в создании научных астрономических учреждений в Индии, был членом индийского парламента. Один из авторов фундаментальных трудов: Трактат по современной физике (A Treatise on Modern Physics, 1934г) и Трактат о тепле (A Treatise on Heat, 1958г).
    Окончил в 1915г Калькуттский университет, преподавал там же (в 1916–1921гг доцент, в 1921–1923гг и 1938–1955гг профессор). В 1923–1938гг был профессором физики Аллахабадского университета. Участвовал в создании Института ядерной физики в Калькутте (1951г), был его почетным директором. Член Лондонского королевского общества (1927). В честь его назван кратер на Луне.
1920г    Альберт Абрахам МАЙКЕЛЬСОН (Michelson, 19.12.1852-9.05.1931, Стрельно (ныне Стшельно, Польша) Пруссия, США) физик и Франсис ПИЗ 3 декабря произвел первое измерение диаметра звезды Бетельгейзе (α Ориона) интерферометром с длиной плеч 6м с помощью 254см телескопа обсерватории Маун-Вилсон, получив 0,047" , т.е. в 450 раз больше Солнца. Измерил к 1930г угловые диаметры 6 звезд, получили наибольший 0,056" у о Кита (Мира) и наименьший 0,009" у α Кита. Измеренные размеры оказались в хорошем согласовании с вычисленными.
    Первым его успехом было повторение опыта Ж.Б.Л. Фуко по измерению скорости света, при этом точность полученных им результатов долгое время оставалась непревзойденной. Работая в Берлине у Г.Л.Ф. Гельмгольца, заинтересовался проблемой обнаружения «эфирного ветра» и для проведения соответствующего эксперимента сконструировал в 1881г интерферометр, названный впоследствии его именем, который сам и модифицировал. С его помощью провел измерения спектральных линий различных элементов, однако ответа на основной интересовавший его вопрос не получил из-за недостаточной точности установки. В 1878 (299 910±50 км/с, публикация 1879г), 1882 (299 853±60 км/с, публикует в 1883г), 1902 и 1926 годах провел эксперименты по измерению скорости света методом вращающихся зеркал и обнаружение «эфирного ветра» между Маунт-Вилсон и Маун-Болди (35км) и установил независимость скорости света от движения Земли (1881г- открытие независимости скорости света от движения источника света - «опыт Майкельсона»), не обнаружил движение земли относительно эфира (1887г).
   Полученные им значения скорости света: 299853км/с (1902г), 299 774±11 км/с (1930г) - до 1958г была принята скорость света в вакууме 299776км/с по результатам восьми измерений Бердж. Современное значение принято Генеральной конференцией по мерам и весам в 1975г 299792,458км/с по анализу лазерных измерений 1972-73гг, проведенных Н.И. Ивенсон).
   В Кривленде провел важное исследование распространения света в сероуглероде, подтвердившее теорию Д.У. Рэлея о связи между групповой и фазовой скоростями, а затем решил вернуться к опытам, начатым в Европе. Совместно с Э. Морли создал новый интерферометр, позволявший достичь необходимой точности, и в 1887г получил результат, который английский ученый Дж. Бернал назвал «величайшим из всех отрицательных опытов в истории науки». Этот опыт стал фундаментальным подтверждением специальной теории относительности.
   В 1890-е годы он решил важную метрологическую задачу: провел измерение эталона метра в единицах длины волны излучения кадмия. В эти же годы, заинтересовавшись звездной спектроскопией, изобрел спектральный прибор высокой разрешающей способности – «эшелон Майкельсона».
   В 1854г семья переехала в США. В 1873г окончил Военно-морскую академию в Аннаполисе. После выпуска два года плавал на кораблях, а затем был назначен преподавателем физики той же академии. В 1880–1882 он стажировался в университетах Берлина, Гейдельберга, Парижа. В 1883г вернулся на родину, до 1889г был профессором Школы прикладных наук в Кливленде. В 1889–1892гг Майкельсон работал профессором университета Кларка в Вустере (шт. Массачусетс), затем до 1929г – профессором Чикагского университета. В 1900–1903гг был президентом Американского физического общества, в 1923–1927гг – президентом Национальной академии наук США. Нобелевская премия 1907года. Член-корреспондент (1924г) и почетный член АН СССР (1926г).

  Франсис Глэдхелм ПИЗ (14.01.1881 — 7.02.1938, Кембридж, шт. Массачусетс, США) астроном, в 1920г выполнил совместно с А.А. Майкельсоном первое прямое измерение диаметра звезды (Бетельгейзе) с помощью 20-футового интерферометра, установленного на 100-дюймовом рефлекторе; продолжил эти исследования на 50-футовом интерферометре, измерил диаметры нескольких ярких звезд.
    В 1916—1917гг одним из первых измерил лучевые скорости слабых галактик и определил вращение галактик с помощью спектрографа.
    В 1924—1928гг и 1930г готовил оборудование для экспериментов А.А. Майкельсона по определению скорости света. В 1929г повторил опыт Майкельсона — Морли.
   Вместе с Дж.У. Ричи конструировал все первоначальное оборудование обсерватории Маунт-Вилсон, особенно велико его участие в создании 100-дюймового телескопа; сконструировал и построил 50-футовый интерферометр. Участвовал в разработке оптики и конструкции 200-дюймового рефлектора для обсерватории Маунт-Паломар. Астрономические работы посвящены фотографированию скоплений и туманностей, определению диаметров звезд с помощью интерферометра.
    В 1901г окончил Чикагский технологический институт. В 1901—1904гг — оптик и наблюдатель Йеркской обсерватории, с 1904г — сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон. В честь его назван кратер на Луне.
1920г   Хуго ЗЕЛИГЕР (Seeliger, 23.09.1849-02.12.1924, Бяла (ныне Бельско-Бяла, Польша), Германия) астроном, произведя статическое исследование распределение звезд в пространстве и исходя из своей теоремы распределения звезд, опираясь на подсчеты звезд до 13.5 звездной величины, предложил  свою модель Галактики - Млечного Пути-сфероид размером 14 400×3 300 пк с Солнцем в центре, согласно которой пространственная плотность звезд быстро падает в направлении полюсов Галактики и менее быстро, но все же падает с удалением от Солнца в плоскости Млечного Пути (последнее обстоятельство, как выяснилось позже, в основном связано с поглощением света далеких звезд облаками межзвездной пыли, заполняющими Млечный Путь). Оценил среднее значение поглощения света в межзвездном пространстве - 0,3 звездной величины на 4000 пк (это значение очень занижено, в настоящее время его принимают равным приблизительно 1,6 звездной величины на 1000 пк).
    В 1884–1909 на основе звездного каталога «Боннское обозрение» выполнил первые статистические исследования пространственного распределения звезд. Первым развил соответствующий математический аппарат, вывел интегральное уравнение, определяющее светимость и звездную плотность через известное из подсчетов число звезд до данной звездной величины. Сформулировал носящую его имя теорему, согласно которой при отсутствии межзвездного поглощения и равномерном распределении звезд в пространстве число звезд до данной величины при переходе от одной величины к следующей возрастает в 3.98 раза.
    Сформулировал один из классических парадоксов космологии – гравитационный парадокс, который заключается в том, что, согласно ньютоновской теории тяготения, в бесконечной Вселенной при бесконечно большой ее массе сила тяготения в любой точке пространства не имеет определенной конечной величины  (парадокс Неймана-Зелигера).
    Исходя из теории Максвелла, по которой кольца Сатурна состоят из отдельных мелких частиц, Зелигер пришел к выводу, что вследствие взаимных затмений и экранирования частиц друг другом альбедо колец должно быть максимальным в оппозиции и уменьшаться при других фазовых углах. Дальнейшие фотометрические исследования колец показали, что их яркость изменяется в согласии с формулой Зелигера, и тем самым подтвердили справедливость теории Максвелла.
    Пытался объяснить движение перигелия Меркурия и другие неувязки в движении внутренних планет гравитационным влиянием межпланетного вещества, вызывающего явление зодиакального света, и рассчитал необходимые для этого плотность и размеры облака межпланетного вещества.
   Разработал теорию новых звезд, предложил гипотезу, согласно которой вспышки новых происходят при встречах звезд с движущимися туманностями. Исследовал двойные и кратные звезды.
   Занимался звездной астрономией, небесной механикой и астрофизикой. В Боннской обсерватории участвовал в позиционных наблюдениях звезд для каталога AGK; в экспедиции на Оклендские острова наблюдал прохождение Венеры по диску Солнца.
   Образование получил в Гейдельбергском университете, затем учился в Лейпциге. В 1873–1877гг работал наблюдателем в Боннской обсерватории, затем приват-доцентом в Лейпциге. В 1881г был назначен директором обсерватории в Готе, с 1882г – профессор астрономии и директор обсерватории Мюнхенского университета. Председатель Немецкого астрономического общества (1896–1921гг),  президент  Баварской АН (1919-1923), иностранный член-корреспондент С.-Петербургской Академии наук (1913г). Его именем назван кратер на Луне.
1921г    Борис Васильевич НУМЕРОВ (17 (29).01.1891-13.09.1941, Новгород, СССР) астроном, организовал вычислительные работы для «Астрономического ежегодника СССР», первый номер вышел в 1921г (с 1922г регулярно).
   Основные научные работы относятся к астрометрии, небесной механике, геофизике. Занимался вопросами астрономического и гравиметрического приборостроения. Предложил новую программу наблюдений и новый метод обработки наблюдений на зенит-телескопе. Разработал теорию зенит-телескопа. Предложил новый метод изучения цапф пассажного инструмента. Разработал теорию универсального инструмента и теорию фотографического пассажного инструмента, произвел исследования по теории рефракции.
   По его инициативе была организована эфемеридная служба малых планет. Для расчетов эфемерид малых планет он предложил оригинальный метод интегрирования дифференциальных уравнений небесной механики, названный им методом экстраполирования. Благодаря данному методу была вычислена точная эфемерида утерянного в 1923 восьмого спутника Юпитера и по этой эфемериде астрономы Ликской обсерватории 22 ноября 1930г вновь нашли спутник.
   В связи с проблемой создания каталога слабых звезд (КСЗ), предложил в 1932г план наблюдений избранных 10 малых планет для определения начала координат (точки весеннего равноденствия) и положения экватора КСЗ. По этому плану на 19 обсерваториях разных стран с 1956 по 1975 было получено свыше 22 000 точных положений планет.
   Инициатор общей гравиметрической съемки территории СССР. Выполнил большую работу по внедрению маятниковых и вариометрических наблюдений для изучения колебаний верхних слоев Земли. Под его руководством проводились гравиметрические наблюдения во многих районах страны. Принимал непосредственное участие в разведке нефтяных месторождений Эмбанефти, Грознефти и др. Открыл многие месторождения нефти в СССР.
   По инициативе Нумерова в 1928г в Астрономическом институте была создана опытная механическая мастерская, а несколько позже - конструкторское бюро. В мастерской изготовлены 13-дюймовый рефлектор для Абастуманской обсерватории, новая модель лабораторного визуального микрофотометра, однотипные коронографы для наблюдений затмений Солнца и др. В 1931г при Всесоюзном объединении оптико-механического производства была создана специальная Комиссия астрономических приборов, первым председателем которой стал Нумеров.
   В 1932г на Всесоюзной астрономической конференции обосновал новую идею ориентации системы координат КСЗ (Каталога слабых звезд) вместо каталога для ярких звезд по наблюдениям малых планет и вскоре предложил для этих целей свой план фотографирования 10 избранных малых планет.
    Участвовал в международном обеспечение программы создания международного каталога слабых звезд.
    В 1909г окончил Новгородскую гимназию, в 1913г окончил Петербургский университет и был оставлен на кафедре астрономии и одновременно астроном-наблюдатель (1913-1915) Пулковской обсерватории на зенит-телескопе. В 1915-1925 - астроном-наблюдатель обсерватории Петроградского (Ленинградского) университета. В 1917-1936 преподавал в Петроградском (Ленинградском) университете (с 1924 - профессор), с 1923 - также профессор Горного института. В 1919 основал Главный вычислительный институт при Всероссийском астрономическом союзе (с 1920 - его первый директор до ареста в 1936г), с 1920 - также зав. отделом Астрономо-геодезического института, организованного по его инициативе в том же году. В 1924-1936-директор Астрономического института (ныне с 1943г Институт теоретической астрономии АН СССР), который образовался 20 августа 1923 при слиянии Вычислительного и Астрономо-геодезического институтов. Одновременно в 1926-1927 - директор Главной геофизической обсерватории им. А.И. Воейкова, в 1931-1933 - зав. отделом прикладной математики Государственного оптического института. Член-корреспондент (с 1929г) АН СССР. Репрессирован в 1936г (арестован с 21 на 22 октября) и расстрелян в Орловской тюрьме 13 сентября 1941г. В честь Нумерова назван лунный кратер и малая планета (1206 Numerowia), открытая К. Рейнмутом 18 октября 1931 года в Гейдельберге.
1921г   Вениамин Павлович ЖЕХОВСКИЙ (??? 1881 — ??? 1953, Санкт-Петербург, Россия) — русско-французский астроном,  29 апреля обнаружил свой первый значимый астероид.
   После окончания Московского университета, с 1912 года работал в Парижской обсерватории. После 1934г, научные статьи, написанные им, подписывал, как Benjamin de Jekhowsky. Центр малых планет публиковал его открытия под именем: «B. Jekhovsky». Позже он работал в Алжирской обсерватории (в то время, Алжир был колонией Франции), где он стал известен, как специалист по астрономической механике. В честь него назван астероид 1606 Jekhovsky.
Список наиболее значимых астероидов: 12
953 Пенлева 29 апреля 1921
976 Benjamina 27 марта 1922
977 Philippa 6 апреля 1922
988 Appella 10 ноября 1922
1013 Tombecka 17 января 1924
1017 Jacqueline 4 февраля 1924
1037 Davidweilla 29 октября 1924
1040 Klumpkea 20 января 1925
1093 Freda 15 июня 1925
1181 Lilith 11 февраля 1927
1328 Devota 21 октября 1925
3881 Doumergua 15 ноября 1925

1922г   Сванте Элис СТРЁМГРЕН (31.05.1870-5.04.1947, Хельсинборг, Дания) астроном — один из крупнейших специалистов в области небесной механики, на протяжении первой половины нашего столетия, в 1922г он организовал в Копенгагене Международное бюро астрономических сообщений (орган Международного Астрономического союза) и в течение многих лет являлся его председателем. В 1921—1930гг возглавлял германское «Астрономическое общество» и почти на протяжении трех десятилетий являлся главным редактором скандинавского популярного астрономического журнала.  Научные исследования в основном были посвящены двум важным проблемам:
    1. Исследованию происхождения комет и эволюции кометных орбит. Исследовав 16 комет с орбитами, близкими к параболе, Стрёмгрен пришел к заключению, что все они первоначально двигались по эллиптическим орбитам, а затем, под влиянием возмущений, перешли на параболические и даже гиперболические. Это дает основание сделать вывод, что кометы не приходят к нам из других звездных систем, а возникают каким-то образом в Солнечной системе.
    2. Решению одного частного случая задачи трех тел, известного под названием «Копенгагенской проблемы трех тел». Решением этой проблемы Копенгагенская обсерватория под руководством Стрёмгрена занималась более 30 лет с 1913г. При этом были найдены различные классы периодических орбит и так называемые асимптотические орбиты.
    Много внимания уделял педагогической деятельности. В течение ряда десятилетий он читал лекции по различным вопросам астрономии. Вместе с сыном он написал фундаментальное учебное руководство, русский перевод которого под названием «Астрономия» был издан в 1941г. Специально для советского издания авторы написали ряд дополнений.
    Получил образование в Лундском университете в 1898г. С 1901 по 1907г работал в Киле и одновременно преподавал в Кильском университете. В 1907г в Копенгагене, где стал профессором университета и директором университетской обсерватории.  В 1936г по приглашению Академии наук СССР посетил Советский Союз и прочел несколько лекций в Москве, в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга. В 1940г покинул университет и ушел в отставку. С этого времени директором Копенгагенской обсерватории стал его старший сын, известный современный астрофизик Б.Г.Д. Стрёмгрен.
1922г   Николай Христофорович ПРЕЙПИЧ (27.10.1896 — 23.02.1946, Режице (ныне Витебской обл.), СССР) астроном-метролог,  с 1922г  руководитель лаборатории времени Главной Палаты мер и весов (позднее Всесоюзный научно-исследовательский институт метрологии им. Д. И. Менделеева). С 1935г — профессор.
   Научные работы посвящены преимущественно астрономическому определению времени. Разработал методику всех основных операций по определению точного времени, приему ритмических радиосигналов (способ Кука — Прейпича), хранению времени, интерполяции и экстраполяции времени с применением методов теории вероятностей, объединению результатов различных служб времени и вычислению сводных моментов ритмических сигналов. Автор 12 изобретений в области повышения точности и контроля измерений времени, в том числе прибора Прейпича — Барановского. Благодаря деятельности Прейпича руководимая им лаборатория времени стала ведущей в СССР, а в 1924г, после установления научных связей с Международным бюро времени в Париже, вошла в число 9 главных служб времени мира. Принимал активное участие в деятельности Комиссии по технике службы времени и Комитета службы времени Отделения физико-технических наук АН СССР, а также в работах комиссий по терминологии и выработке общесоюзных стандартов.
   Высшее образование получил в Петроградском и Саратовском университетах, последний окончил в 1921г. В 1919—1921гг служил в Красной Армии. Премия Менделеевского конкурса метрологических работ за работу по составлению сводных моментов.
1922г    Иннокентий Андреевич БАЛАНОВСКИЙ (14 (26).11.1885,  — ?.1937, Черкассы, Украина, СССР)  астроном на фотографиях 1919 года обнаружил сверхновую звезду в галактике Девы А (M87), имеющую видимую звёздную величину 11,5m.
   Работал в области астрофотографии и астрофотометрии, открыл много новых телескопических переменных звёзд.
   В 1910 году окончил Петербургский университет. Работал заведующим сектором астрофизики Пулковской обсерватории. 7 ноября 1936 года арестован в связи с «пулковским делом», 25 мая 1937 года приговорен к 10 годам тюремного заключения. Дальнейшая судьба неизвестна. Реабилитирован в 1957 году.
1922г    На I Генеральной ассамблее МАС в мае в Риме (первом официальном съезде МАС) (Международный Астрономический Союз, основан в 1919г) в присутствии 83 астрономов из 19 стран введено деление неба на 88 созвездий (или созвездий), исключив ряд созвездий и упростив названия некоторых и определив очертания созвездий. В частности, окончательно созвездие Корабль Арго исчезло с неба, разделенное на отдельные созвездия, а Змея оказалась состоящей из двух несвязанных областей. Были утверждены названия созвездий, для новых созвездий названия часто усекались до одного слова, и стандартные латинские сокращения. Решено было также разделить все небо на созвездия таким образом, чтобы каждая точка небесной сферы принадлежала ровно одному созвездию, при этом границы созвездий были проведены вдоль небесной координатной сетки параллельно кругам склонений и параллелей (то есть представляли собой многоугольники с "вертикальными" или "горизонтальными" относительно небесного экватора сторонами). Так была последовательно реализована идея Бенджамина Анторпа Гулда, аналогичным образом разделившего южное полушарие неба на созвездия в атласе "Аргентинская Уранометрия" еще в 1879 году.
   На III Генеральной ассамблее МАС (Лейден, Нидерланды, 1928г) были утверждены границы большинства созвездий. В 1930 бельгийский астроном Э.Ж. Дельпорт опубликовал карты и подробное описание новых границ созвездий. После этого вносились некоторые уточнения, и только в 1935 вопрос о созвездиях был решен окончательно. Границы были проведены линиями вдоль небесных параллелей и кругов склонений относительно координатной сетки на эпоху 1875г. Вследствие процессии координатная сетка постепенно смещается и границы созвездий перестали совпадать с направлениями кругов склонений и небесных параллелей и потому в более поздних атласах имеют небольшой перекос относительно координатной сетки.
   У разных народов в разное время принцип деления звездного неба был различный: в 4 веке до НЭ в Китае122 созвездий включало 809звезд; в 18в в Монголии было 237 созвездий; в «Альмагесте» К. Птолемея описано 47 созвездий северного неба, сохраненных в настоящем списке, а остальные названия созвездий даны в средние века: И. Байер (1603г), Я. Гавелия (1660г), А. Райе (1679г) и Н. Лакайль (1752).
   На территории нашей страны можно видеть 54 созвездия.
Главные решения МАС:
  1. На первой Генеральной ассамблее МАС в 1922 году введено деление неба на 88 созвездий, исключён ряд созвездий и упрощены названия некоторых, определены очертания созвездий. Окончательные границы созвездий установлены в 1928 г. Границы были проведены линиями вдоль небесных параллелей и кругов склонений относительно координатной сетки на эпоху 1875 г.
  2. В 1930 году МАС принял официальное решение считать Плутон планетой.
  3. 23 июля 2003 года на Генеральной Ассамблее МАС в Сиднее (Австралия) была принята резолюция о провозглашении 2009 года Международным годом астрономии.
  4. В 2006 году, в связи с открытием значительного числа крупных объектов пояса Койпера МАС формализовал понятие «планета» и ввёл определение понятия «карликовая планета». МАС принял решение считать Плутон «карликовой планетой».
  5. 11 июня 2008 года МАС объявил о введении понятия плутоид. К плутоидам были отнесены карликовые планеты Плутон и Эрида, а позднее — Макемаке и Хаумеа. Карликовая планета Церера плутоидом не является.
1922г   Карл Вильгельм Людвиг ШАРЛЬЕ (Charlier, 1.04.1862-5.11.1934, Эстерзунд, Швеция) астроном, опубликовал новую теорию иерархического строения Вселенной (работа 1908-1922гг, первая работа опубликована в 1908г), представляющих собой бесконечную последовательность входящих друг в друга систем возрастающего порядка сложности. Звезды образуют галактики первого порядка (скопления). Эти галактики (скопления) формируют галактики второго порядка (галактики), в свою очередь галактики  формируют Метагалактику и т.д. Средняя плотность уменьшается с ростом масштаба, что позволяет избежать гравитационного и фотометрического парадоксов.
    Идея ступенчатого звездного строения типа «матрешки» была предложена еще И.Г. Ламберт. На основании такого представления о строении Вселенной Шарлье пришел к выводу о том, что в структурно бесконечной Вселенной фотометрический и гравитационный парадоксы устраняются, если расстояния между равноправными системами достаточно велики по сравнению с их размерами и если непрерывно и резко уменьшается средняя плотность космической материи по мере перехода к системам более высокого порядка. Успешно применил статистические методы к изучению пространственного распределения звезд в Галактике и движений звезд в окрестностях Солнца.
    Развил, предложенную К. Шварщшильд теорию эллипсоидного распределения скоростей звезд в Галактике.
    Обнаружил существование систематического смещения собственных движений звезд на всех галактических долготах. Средняя величина смещения оказалась равной приблизительно 0,024" в год, что могло служить указанием на факт вращения Галактики.
     Изучал вековые возмущения орбит малых планет и вращение планет сплюснутой формы вокруг оси в поле тяготения Солнца.
     Развил полученное Ж.Л. Лагранжем решение задачи определения орбиты по трем наблюдениям и привел его к виду, удобному для практических вычислений. Получил один из первых результатов по проблеме оценки областей сходимости классических небесно-механических разложений. В небесную механику вошло понятие «кривые Шарлье», в математическую статистику - «ряды Грама - Шарлье».
    Образование получил в Упсальском университете. В 1884-1887гг - ассистент Упсальской обсерватории, в 1887-1888гг - доцент Упсальского университета, в 1888-1890гг - ассистент Стокгольмской обсерватории, в 1890-1897гг - астроном-наблюдатель Упсальской обсерватории. В 1897-1927гг - профессор астрономии и директор обсерватории Лундского университета.  Автор курса «Небесная механика» (т. 1 1902, т. 2 1907, рус. пер. 1966г). Медали им. Дж. Уотсона Национальной АН США, им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1933г).Его именем назван кратер на Луне, кратер на Марсе и астероид №8677.
1922г   Фредерик Хэнли СИРС (17.05.1873-20.07.1964, Кассополис (шт. Мичиган), США) астроном, устанавливает фотографическую школу величин звезд Северного Полярного ряда звезд, находящихся в области 2 градусов вокруг Северного полюса небесной сферы. В 1922г принята МАС в качестве стандарта, определяющего международную фотографическую и фотовизуальную системы.
    Установил стандартные величины звезд и в других областях неба (опубликованы в 1930 в виде каталога величин 67 948 звезд до 18,5m в 139 площадках северного неба до склонения -15). На основе этих данных Сирс изучил также распределение звезд по величинам и распределение поглощающего вещества в Галактике.
    Ряд работ посвящены изучению переменных звезд, вычислению орбит комет, измерению магнитного поля Солнца.
    В течение 10 лет возглавлял обсерваторию штата Миссури, затем 30 лет работал в обсерватории Маунт-Вилсон.
   В 1895г окончил Калифорнийский университет, продолжал астрономическое образование в том же университете, а также в Берлине и Париже. В 1901-1909 - директор обсерватории университета шт. Миссури, в 1909-1940 работал в обсерватории Маунт-Вилсон, где до 1925г был заведующим вычислительным отделом, а затем заместителем директора. Член Национальной АН США. Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1930). Его именем назван кратер на Луне.
1922г    13 сентября на Земле зарегистрирована самая высокая температура +57,8˚С в г.Эль-Азизия (Ливия, Северная Африка). Из планет Солнечной системы самая высокая температура на Венере +462˚С.
    Самая низкая температура на Земле зарегистрирована 21 июля 1983г –89,2˚С на исследовательской станции «Восток» в Антарктиде. Этот материк на 98% покрыт снегом и льдом и только некоторые прибрежные гористые районы свободны ото льда. Этот ледовый панцирь самый мощный в мире и в нем содержится 7/9 мирового запаса пресной воды. В некоторых местах толщина льда достигает 4,8км.
    Наибольший перепад температуры за сутки был в 1913г в США от +6,7˚С до -48,8˚С, а в течение года самый большой перепад температуры в Верхоянске от +36,7˚С до -70˚С. На Марсе например за сутки температура меняется от +29,4˚С до -123˚С.
    Наибольшая температура человеческого тела была зарегистрирована в 1980г в США +46,5˚С, а наименьшая там же в 1951г +16˚С.   погодные рекорды
1922г   Эдисон ПЕТТИТ (22.09.1889-6.05.1962, г. Перу (шт. Небраска), США) впервые применил вакуумные термопары и измерил излучение звезд всех спектральных классов в различных диапазонах длин волн, в том числе инфракрасной. По этим данным определил суммарные звездные величины, температуры и угловые размеры звезд.
    Начиная с 1918г 15 лет исследовал излучение Солнца, принимая активное участие в экспедициях по наблюдению солнечных затмений, исследовал излучение звезд и планет.
    Впервые измерил поверхностную температуру Луны (1915г) и планет, а также скорость остывания поверхностного слоя Луны во время затмений, позволившее установить наличие на Луне пыли. В 1929г провел первые наблюдения Венеры в инфракрасной области 8-13 микрон, позволившие определить температуру атмосферы у верхней границы облаков. Эту большую серию измерения температур провел совместно с С.Б. Никольсон.
    Опубликовал каталог всех хорошо наблюдавшихся эруптивных протуберанцев; разработал систему классификации протуберанцев по их формам и типам активности, сформулировал закон, описывающий движение протуберанцев, одним из первых применил киносъемку для их изучения. Сконструировал интерференционный поляризационный монохроматор для наблюдений Солнца. Участвовал в экспедициях для наблюдения полных солнечных затмений в 1918, 1923, 1925, 1930, 1932.
   Совместно с С.Б. Никольсоном с помощью термопары измерил излучение звезд всех спектральных типов в различных длинах волн, в том числе в инфракрасном диапазоне, и по этим данным определил болометрические величины, температуры и угловые размеры звезд.  Провел ряд визуальных, фотографических и фотоэлектрических наблюдений Юпитера, Марса и двойных звезд.
    Открыл новую звезду в созвездии Кормы и на протяжении многих лет вел наблюдения за ее блеском. В 1947-1954 выполнил на 60- и 100-дюймовых телескопах фотоэлектрические измерения блеска большого числа слабых галактик.
    В 1911 там же окончил Нормальную школу. В 1911-1914 преподавал в высшей школе в Миндене (шт. Небраска), в 1914-1918 работал в Уошбернском колледже (Топика, шт. Канзас) и проводил астрономические наблюдения в обсерватории колледжа и в Йеркской обсерватории. В 1918-1920 - сотрудник Йеркской обсерватории. В 1920-1955 работал в обсерватории Маунт-Вилсон. Его именем назван кратер на Луне и кратер на Марсе.
1922г   Джон Стэнли ПЛАСКЕТТ (Plaskett, 17.11.1865-17.10.1941, Хиксон близ Вудсток (провинция Онтарио), Канада) астроном, открыл звезду «Горячая звезда Пласкетта» с большой массой в созвездии Единорога - двойная система из горячих звезд спектрального класса О8, рекордсмен среди двойных звезд, имеет суммарную массу в 150, а главного компонента 90 масс Солнца. В галактике таких звезд всего несколько десятков.
    Основные работы Пласкетта посвящены звездной спектроскопии. Он осуществлял многолетнюю программу по определению лучевых скоростей звезд, создавшую наблюдательную основу для подтверждения гипотезы о вращении Галактики. Выполнил целый ряд спектральных исследований горячих О и В звезд, новых  и спектрально-двойных звезд.
   Определить лучевые скорость звезд, позволившие открыть вращение Галактики. Доказал, что межзвездный газ участвует в галактическом вращении. Выполнил большое число исследований спектрального состава горячих звезд.
    Изучение межзвездных линий кальция в спектрах O-звезд позволило Пласкетту установить (1938, совместно с Д.А. Пирс), что межзвездный газ участвует в галактическом вращении. Занимался конструированием и усовершенствованием телескопов и спектрографов обсерваторий США и Канады.
   В 1899г окончил Торонтский университет, где работал до 1903г. В 1903–1918гг работал в обсерватории в Оттаве. Руководил установкой 183-см рефлектора в Виктории (провинция Британская Колумбия) (в 1918г стал директором астрофизической обсерватории до 1935г), в 1935г – установкой 208-см Макдоналдского телескопа. Был удостоен множества престижных наград: награжден Золотой медалью Лондонского королевского общества (1930г), медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1931), им. Б. Румфорда Американской академии искусств и наук, медаль им. Г. Дрейпера Национальной АН США, им. Флавеля Канадского королевского общества (1910). В его честь назван кратер на Луне и астероид №2905 (его и его сына астронома Х.Х. Пласкетт).
1923г
  В мае Константинопольский Собор православных восточных церквей принимает решение о введении с 14 октября 1923 года нового «Новоюлианского» календаря в Болгарии, Греции, Румынии и Югославии. Проект календаря предложен астрономом Милутин МИЛАНКОВИЧ (28.05.1879-12.12.1958, г. Даль, Астро-Венгрия (ныне Хорватия)) и исключает не 3 суток за 400 лет, как принято в Григорианском, а 7 суток за каждые 900 лет. Високосными годами являются те вековые года (оканчивающие двумя нулями), которые при делении на 9 дают в остатке 2 или 6. В таком календаре ошибка в 1 сутки набегает за 43200 лет (365 218/900 = 365,24222) против 3323 лет в Григорианском.
   Разработал ряд сложных вопросов количественной теории тепловых явлений в планетных атмосферах, которые обусловлены воздействием солнечной радиации, и применил эту теорию к изучению колебании климата Земли в прошлые геологические эпохи; в частности, глобальные колебания климата в плейстоцене впервые успешно объяснил изменениями некоторых параметров орбиты Земли (эксцентриситета и долготы перигелия) и угла наклона оси вращения Земли к плоскости орбиты.
   Одним из первых в 1914-1916гг строго рассмотрел климатические условия на Марсе и произвел расчет температуры на его поверхности и в атмосфере; нашел, что верхний предел температуры на поверхности составляет -3С на экваторе и -52С на полюсах (эти значения близки к современным данным).
   В 1932-1934гг исследовал движение полюсов Земли, обусловленное распределением континентов на земном шаре.
   Известен теорией ледниковых периодов, подразумевающая, что из-за периодических изменений параметров своей орбиты Земля проходит через повторяющиеся ледниковые периоды, в настоящее время известные как Циклы Миланковича.
   Астроном, геофизик и математик, член Сербской академии наук и искусств (1924), Германской академии естествоиспытателей «Леопольдина». В 1903г окончил строительный институт в Бече. Затем работал инженером в Австрии, с 1909г - профессор теоретической механики, небесной механики и теоретической физики Белградского университета. Основные научные работы относятся к небесной механике, физике планетных атмосфер, метеорологии, климатологии. С мая 1948 года по 26 июля 1951 года был директором Белградской обсерватории.
   Автор учебников «Небесная механика» (1935) и «История астрономии» (1948).
1923г    В Женеве, при Лиге Наций был создан Международный комитет по реформе календаря. Во время его существования комитет рассмотрел и издал огромное количество проектов. В 1937г комитет начал обсуждение двух проектов календарей: французский с 12 месяцами и швейцарский с 13 месяцами, имеющими 28 дней в каждом месяце. Швейцарский проект был отклонен, зато французский был одобрен 70 странами (ранее в 1922, проект такого календаря был одобрен Международным астрономическим союзом). Однако сопротивление церкви и начало второй мировой войны остановило реализацию календарной реформы.
   В 1953 году календарная реформа была вновь обсуждена уже в ООН. В 1954 году проект нового 12-месячного календаря (аналогичного календарю Армелина) был одобрен 18-ой сессией Экономического и Социального Совета ООН и рекомендовался для рассмотрения в Генеральной Ассамблее ООН. Но его принятию воспротивились религиозные организации, сохраняющие влияние во многих странах мира, а также сторонники сохранения традиций. 
    Сложность составления солнечного календаря в частности связанно и с неравномерностью движения Солнца по эклиптике. Путь от точки весеннего равноденствия (21 марта) до точки осеннего равноденствия (23 сентября) Солнце проходит за 186 суток, а от точки осеннего равноденствия до точки весеннего равноденствия за 179 суток. Из большого числа проектов наиболее приемлемы два:
   1. Огюст Конт (Исидор Мари Огюст Франсуа Ксавье, 19.01.1798-5.09.1857, Франция) философ и социолог, предложил 13 месячный календарь в 1849г.
   2. Густав Армелин (Франция) предложил в 1888г календарь. После субботы 30 декабря следует безномерной и безымянный Новогодний день, и только за ним — воскресенье 1 января. В високосные годы после субботы 30 июня следует Високосный день («День Мира и Дружбы Народов»), а за ним — воскресенье 1 июля.
    Введение календаря удобнее было сделать когда на 1 января выпадет воскресенье, например с 1 января 2006 года.
1923г    С 1923г устанавливается предварительные обозначения астероидов, включающее год открытия и две латинские буквы: первая соответствует номеру полумесяца в году, когда астероид был открыт, вторая - порядку открытия астероида в этом полумесяце. Так как в латинском алфавите 26 букв, а полумесяцев в году 24, то буквы l и Z при обозначении полумесяцев пропускаются.
   До 1923г предварительные обозначения астероидов (до 2006г называли "малые планеты") были весьма разнообразны: чаще всего каждая обсерватория давала свое собственное. Малые планеты, которые ваблюдались много раз и орбиты которых хорошо опредедены, получают постоянный номер и вносятся в каталог. К 1970 году в каталоге насчитывалось 1746 астероидов.
1923г    20 августа в результате слияния Вычисленного (образован в 1919г) и Астрономо – Геодезического (основан в 1920г) институтов основан Астрономический институт (Петроград-Ленинград), который в 1943г был реорганизован в существующий ныне в Санкт – Петербурге Институт теоретической астрономии РАН (ИТА РАН). Первым директором был Б.В. Нумеров (с 1920 по 1936г). С 1919г начал издавать брошюры "Выпуски", с декабря 1921г (первый на 1922г) "Астрономический ежегодник", с 1926г "Эфемериды пар Цингера", с 1930г "Морской астрономический ежегодник". В 1928г создана опытная механическая мастерская, преобразованная затем в конструкторское бюро. Здесь в 1932г был построен первый отечественный телескоп-13-дюймовый рефлектор. С 1947г публикует ежегодники "Малые планеты" и институт превращается в международный центр по изучению движения малых планет по предложению МАС. С 1957 ИТА разрабатывает также проблемы движения искусственных небесных тел (Астродинамика). Институт издаёт Бюллетень (с 1924) и Труды (с 1952). В 1998г Институт присоединен к Институту прикладной астрономии, основанному в 1986г в Ленинграде.
1923г   Луи де БРОЙЛЬ (Луи Виктор Пьер Раймон де Брольи) (de Broglie, 15.08.1892-19.03.1987, Дьепп, Франция) герцог, физик-теоретик, один из создателей квантовой механики, распространив идею А. Эйнштейна о двойственной природе света на вещество, выдвинул гипотезу, что всякий материальный объект обладает как корпускулярными, так и волновыми свойствами, связанными с их массой и энергией (волны де Бройля), причем импульс частицы и длина соответствующей волны связаны соотношением λ=h/p. Основываясь на этом в 1927г К.Д. Дэвиссон и Л. Х. Джермер открыли дифракцию электронов в кристаллах, подтвердив волновую природу электрона. Теория позже получила практическое применение при разработке магнитных линз для электронного микроскопа. Концепцию де Бройля о корпускулярно-волновом дуализме использовал Э. Шредингер при создании волновой механики.
    После службы в армии в годы Первой мировой войны работал в лаборатории брата – Мориса де Бройля, где занимался исследованием высокочастотных излучений. Результатом этих работ стала докторская диссертация Исследования в области квантовой теории (Recherches sur la théorie de quanta).
   Труды по строению атомного ядра, распространению электромагнитных волн в волноводах, истории и методологии физики. Много занимался вопросами образования, организовал при Институте Анри Пуанкаре центр по изучению современной теоретической физики. Автор популярных изданий по физике, в том числе известной книги Новая физика и кванты (La physique nouvelle et les quanta, 1936г).
    В 1909г получил степень бакалавра истории в Парижском университете. Заинтересовался точными науками, защитил в 1924г диссертацию. С 1928г по 1962г был профессором Парижского университета. В 1933г стал членом Французской академии наук, а в 1942г (1942-1975гг)– одним из ее постоянных секретарей. Лауреат Нобелевской премии (1929г) по физике за открытие волновой природы электрона, член многих зарубежных академий и научных обществ, иностранный член АН СССР с 1958г.
1923г    В Йене (Германия) фирмой «Карл Цейс Йена» изготовлен и установлен первый в мире оптический аппарат – планетарий, сконструированный инженером Вальтером Бауэрсфельдом. Предназначен для демонстрации вида звездного неба, положений Солнца, Луны и планет на полусферическом экране-куполе в различное время суток, года, на различных географических широтах и в разные эпохи.
    21.10.1923г в Мюнхене (Германия) в Немецком музее открылся первый планетарий.
    В СССР первый Планетарий был открыт в Москве 5 ноября 1929г. В 1974г стационарные Планетарий работали в 62 городах СССР. Большие Планетарии имеются во многих зарубежных странах: в странах Северной Америки — 26, Южной Америки — 7, Европы (без СССР) — 19, Азии — 10, Африки — 2, Австралии — 1.
  В 70-х гг. 20 века народное предприятие «Карл Цейс» (ГДР) выпускает три модели аппаратов: «Большой планетарий Цейса», «Спейсмастер» для демонстрации космического полёта и « Малый планетарий Цейса»; некоторое количество аппаратов выпущено в США (Spitz), Японии (Goto) и ФРГ (Zeiss).
   Наибольшие демонстрационные возможности у «Большого Планетарий». С его помощью демонстрируются все звёзды до 6,5 звёздной величины включительно. В современных моделях 20 наиболее ярких звёзд имеют цвет, соответствующий их спектральному классу. Проекторы звёзд представляют собой шары, причём один из них проецирует звёзды Северного полушария неба, другой — Южного. В шарах по 16 отверстий, в которые вложены металлические пластинки из фольги. В каждой пластинке проделано до двухсот мельчайших отверстий, относительное расположение которых соответствует положению звёзд на небе. Аппарат оснащен также проектором Млечного Пути. Шар меньшего диаметра проецирует названия созвездий. Имеются также проекторы Солнца, Луны и 5 планет, видимых невооружённым глазом,— Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна. Всего же аппарат имеет более ста проекционных фонарей, а также ряд электрических двигателей, с помощью которых он может совершать разнообразные движения: суточное, годовое, прецессионное и движение по меридиану. «Суточное» движение аппарата, соответствующее видимому суточному движению звёздного неба, можно осуществить ускоренно: 1 оборот за время от 4 мин до 1 мин. «Годовое» движение позволяет ускорить медленные перемещения планет и Солнца на фоне звёзд: год можно демонстрировать за 1 мин. «Прецессионный» оборот осуществляется за 1,5 мин (в действительности — около 26 000 лет). «Движение по меридиану» даёт возможность демонстрировать звёздное небо на любой географической широте Земли — от Северного до Южного полюса. Специальные приборы проецируют на звёздное небо небесный экватор, эклиптику, небесный меридиан и др. точки и линии небесной сферы. Имеются проекторы полярных сияний, комет, метеоров, «звёздного дождя», солнечных и лунных затмений и др. небесных явлений.




Яндекс.Метрика