История астрономии. Глава 16 | Астрономия в школе

Глава 16 От теории расширяющейся Вселенной (1924г) до открытия радиоизлучения Галактики (1931г)

В данный период сделаны следующие открытия и основные события

Теоретически обосновано расширение Вселенной (1924г, А.А. Фридман)
Получено первое подтверждение вращения Галактики (1924г, К.Э. Лундмарк)
Установлена Гарвардская классификация звездных спектров (1924г, Э.Д. Кэннон, Э.Ч. Пикеринг)
Открыто существование ионосферы (1924г, Э.В. Эплтон)
Установлена зависимость "масса-светимость" (1924г, А.С. Эддингтон)
Открыто существование других галактик (1924г, Э.П. Хаббл)
Первая классификация галактик (1925г, Э.П. Хаббл)
Изобретен и построен универсальный проекционный «Планетарий» (1925г, К. Цейсс, Германия)
Создается первая теория внутреннего строения звезд (1926г, А.С. Эддингтон)
Доказано вращение Галактики (1926г, Я.Х. Оорт)
Дана первая модель белого карлика (1926г, Р.Г. Фаулер)
Впервые указано, что источником энергии звезд является атомная энергия (1927г, А.С. Эддингтон)
Открыто существование Местной группы галактик (1928г, К.Э. Лундмарк, Э.П. Хаббл)
Открыто «красное смещение» (закон Хаббла) (1929г, Э.П. Хаббл)
Открыто вращение звезд (1929г, Г.А. Шайн, О.Л. Струве)
Открыт первый планетарий в нашей стране (1929г, Москва)
Открыта планета (карликовая с 24.08.2006г) Плутон (1930г, К.У. Томбо)
В СССР устанавливается Московское (декретное) время (1930г)
Объяснена грануляция солнечной поверхности (1930г, А.О.И. Унзольд)
Открыто межзвездное поглощение света (1930г, Р.Д. Трюмплер, Б.А. Воронцов-Вильяминов)
Сделан первый комбинированный зеркально-линзовый телескоп большой светосилы (1930г, Б.В. Шмидт)
Установлено, что атмосфера Венеры состоит из углекислого газа и задерживает тепло (1930г, У.С. Адамс, Т. Дэнхем)

1924г

Александр Александрович ФРИДМАН (04(16).06.1888-16.09.1925, Санкт-Петербург, Россия) математик и геофизик, создатель теории нестационарной Вселенной, зародил новую релятивистскую космологию, теоретически обосновав нестационарность (расширение) Вселенной, завершив в ноябре второй работой «О возможности мира с постоянной отрицательной кривизной». Вводит в космологию трехмерное искривленное пространство, основываясь на геометрии Лобачевского.
     Решав гравитационные уравнение ОТО А. Эйнштейна в более общем виде в 1922 в работе 29 мая 1922г «О кривизне пространства» (31 мая 1923г А. Эйнштейн в заметке признает свою ошибку в вычислениях, но сперва в 1922г опровергал Фридмана) и найдя два решения, каждое из которых зависит от средней плотности материи во Вселенной, впервые получил принципиально новые выводы о ее структуре и построил математическую модель с однородным распространением вещества Вселенной под действием единственной силы тяготения, в которой галактики удаляются друг от друга, предсказав открытие «красного смещения» (в настоящее время предполагается расширение с ускорением). Замкнутое в себе мировое пространство, радиус кривизны которого возрастает с течением времени (для трех параметров кривизны в зависимости от плоскости вещества). Гениально впервые угадывает возраст (период) мира в 10 млрд лет.
    Независимо, автор расширяющейся Вселенной является Ж.Э. Леметр (1894-1988), правда ссылался на работу Фридмана 1922г и взял из нее уравнения.
   В 1906г опубликовал свою первую математическую работу в одном из ведущих научных журналов Германии «Математические анналы» («Mathematische Annalen»).
    Он первым познакомил русских физиков с общей теорией относительности (вместе В.К. Фредериксом). В 1923г вышла в свет его книга Мир как пространство и время (переиздана в 1965г), познакомившая широкую публику с новой физикой.
    Является родоначальником газовой гидродинамики, решил задачу о движении жидкости (газа) с очень большими скоростями. Один из создателей современной теории турбулентности и школы динамической метеорологии.
    Основные работы Фридмана посвящены проблемам динамической метеорологии (теории атмосферных вихрей и порывистости ветра, теории разрывов непрерывности в атмосфере, атмосферной турбулентности), гидродинамике сжимаемой жидкости, физике атмосферы и релятивистской космологии. В июле 1925г с научными целями совершил полет на аэростате вместе с пилотом П.Ф. Федосеенко, достигнув рекордной по тому времени высоты 7400 м.
    В школьные и студенческие годы увлекался астрономией. Окончил физико-математический факультет Петербургский университет в 1910г, в 1913г защитил диссертацию. До весны 1913г занимался математикой – руководил практическими занятиями в Институте инженеров путей сообщения, читал лекции в Горном институте. В 1913г поступил в Аэрологическую обсерваторию в Павловске под Петербургом и стал заниматься динамической метеорологией (геофизической гидродинамикой). Весной 1914г был направлен в командировку в Лейпциг, а летом того же года летал на дирижаблях, принимая участие в подготовке к наблюдению солнечного затмения в августе 1914г. С началом Первой мировой войны вступил добровольцем в авиационный отряд. В 1914–1917гг участвовал в организации аэронавигационной и аэрологической службы на Северном и других фронтах. первым в России понял необходимость создания отечественного авиаприборостроения. В годы войны и разрухи он «пробил» эту идею и сам же её реализовал, став создателем и первым директором завода «Авиаприбор» в Москве (июнь 1917г. В 1918–1920гг – профессор Пермского университета. С 1920г работал в Главной физической обсерватории (с 1924 Главная геофизическая обсерватория им. А.И. Воейкова), одновременно с 1920г преподавал в различных учебных заведениях Петрограда. С 1923г главный редактор «Журнала геофизики и метеорологии». Незадолго до смерти был назначен директором Главной геофизической обсерватории. Премия им. В.И. Ленина (1931, посмертно). Его именем назван кратер на обратной стороне Луны. В 1966г были опубликованы «Избранные труды» Фридмана.

1924г

   Фридрих Вильгельм Ганс ЛЮДЕНДОРФ (Ludendorff, 26.05.1873-26.06.1941, Тунов (Померания), Германия) астроном, предложил систему классификации переменных звезд в соответствии с их кривыми блеска (1924); в системе различались десять типов переменных, изучал спектрально-двойные, переменные звезды, Солнце.
    Совместно с Г. Эберхардом получил несколько тысяч спектрограмм спектрально-двойных звезд и по ним рассчитал орбиты этих звезд и их массы.
    Установил затменную природу уникальной системы ε Волопаса и нашел ее период (27лет). Проведя исследование орбит спектрально-двойных звезд, нашел зависимость между величиной эксцентриситета и длиной периода.
    Показал, что распределение интенсивности в непрерывном спектре солнечной короны такое же, как в спектре фотосферы; нашел связь между формой короны и степенью активности Солнца.
    Выполнил также статистическое исследование кривых блеска цефеид и долгопериодических переменных, обнаружил зависимости между формой кривой блеска и периодом для обоих типов звезд и зависимость амплитуды от длины периода у М-звезд с эмиссионными линиями.
    Занимаясь историей астрономии эпохи возрождения и древних майя (1930-е годы), установил астрономическое содержание многих надписей майя, показал, что они умели предсказывать моменты затмений и знали синодические и сидерические периоды обращения планет.
    В 1897г начал работать ассистентом в Гамбургской обсерватории. С 1898г работал в Потсдамской обсерватории (1921-1939гг ее директор). Трижды избирался президентом Германского астрономического общества.

1924г

23 ноября состоялась первая широковещательная передача Московского радио. Начало регулярного радиовещания в СССР.
Хронология радио История радиовещания История радиовещания в России

1924г

Вальтер Вильгельм Георг БОТЕ (Bothe, 08.01.1891-08.02.1957, Ораниенбург, Германия) физик, один из пионеров ядерной физики, изобрел метод совпадений – он использовал два счетчика Гейгера, один из которых регистрировал «электроны отдачи», выбитые из атома рентгеновскими лучами, а второй – рентгеновские кванты. Совпадения происходили слишком часто, и эксперимент доказал, что энергия и импульс сохраняются всегда, в каждом акте соударения. Метод применил к изучению космических лучей. (Нобелевская премия, 1954)
   В 1925г, исследуя вместе с Г. Гейгером рассеяние жестких гамма-лучей на электронах (комптон-эффект), впервые экспериментально доказал справедливость закона сохранения энергии и импульса для каждого единичного акта рассеяния.
    В 1929г совместно с В. Кольхерстером (который поднялся в 1914г на высоту 9000м и определил увеличение ионизации в 10 раз) использовали метод совпадений при изучении космического излучения. Ученым удалось доказать, что космические лучи состоят преимущественно из частиц, а не из g-квантов высоких энергий.
    В 1921–1924гг занимался решением одной из наиболее сложных задач теории взаимодействия частиц – множественными столкновениями быстрой частицы с атомом, при которых частица отклоняется на малые углы. Он не только изучал треки частиц на фотопленках, но и нашел статистическую связь между углом рассеяния и толщиной фольги из вещества-мишени.
    В 1924г поставил эксперимент, который должен был подтвердить гипотезу Н. Бора, Х. Крамерса и Д. Слейтера о том, что энергия и импульс сохраняются не в каждом акте соударения частиц, а лишь в статистическом смысле. В этом эксперименте рентгеновские лучи взаимодействовали с электронами атомов металла.
    Начиная с 1926г исследовал превращения элементов, вызванные облучением a-частицами. В 1930г совместно с Г. Бекером обнаружил новое излучение, возникающее при облучении атомов бериллия. Предполагалось, что это g-кванты, однако вскоре обнаружилось, что энергия квантов существенно зависит от вещества мишени-поглотителя. Лишь в 1932г Д. Чедвику удалось правильно интерпретировать результаты этого опыта, в итоге была открыта новая частица – нейтрон.
    В 1937г вместе с В. Гентером наблюдал ядерный фотоэффект у тяжелых ядер (от лития до висмута), обусловленный жесткими гамма-квантами с энергией 12—17 МэВ. Совместно с сотрудниками построил в Гейдельберге ускоритель Ван де Граафа и циклотрон (1943г). Предложил (1935г) запись уравнения ядерных реакций.
    В 1908г поступил, а в 1912г окончил Берлинский университет, в 1914г защитил докторскую диссертацию, посвященную взаимодействию излучения с молекулами и выполненную под руководством М. Планка. С началом Первой мировой войны был призван в армию и попал в русский плен. В 1920г вернулся в Германию, работал у Х. Гейгера в Физико-техническом институте в Берлине. В 1930г стал профессором и директором Института физики университета в Гисене, с 1934г – профессор и директор Института физики Гейдельбергского университета. Принимал участие в немецком ядерном проекте, курировал строительство ускорителя Ван-де-Граафа и циклотрона, завершенное в 1943г. После войны продолжал участвовать в ядерных исследованиях, возглавляемых В. Гейзенбергом. «За метод совпадений и сделанные в связи с этим открытия» получил в 1954г Нобелевскую премию по физике – одновременно с М. Борном, награжденным за вклад в квантовую механику. Награжден медалью М. Планка Германского физического общества в 1953г и рядом государственных наград ФРГ, состоял членом академий наук Гейдельберга и Гёттингена и Саксонской академии наук в Лейпциге.

1924г

Энни Джамп КЭННОН (Cannon, 11.12.1863-13.04.1941, Доувер (шт. Делавэр), США) астроном, выполнив работы по спектральной классификации в период между 1911 и 1915гг около 350000 звезд в Обсерватории Гарвардского колледжа и произведя систематизацию их характеристик устанавливает Гарвардскую классификацию звездных спектров под руководством Э.Ч. Пикеринг, на основе системы классификации астрофизика Г. Дрэпер - пионера широкого применения астрономии в США, поделившего спектры по линиям на классы, обозначив их буквами в алфавитном порядке. Работа стала возможной благодаря фондам, пожертвованным вдовой выдающегося Г. Дрэпера, и каталог был назван в его память. Кэннон составила девятитомный каталог («Каталог Генри Дрепера» [HD] фотометрический каталог в 9-ти томах, т. 91-99 «Гарвардских анналов») с описанием 225320 звезд до 8-9^m, составленный ей совместно с А.К. Мори и В.П.С. Флеминг. Первый том был готов к публикации в 1918 г., а девятый вышел только в 1924 г. Гарвардская система спектральной классификации включала последовательность классов, которая используется и сегодня, - O, B, A, F, G, K и M.
      Гарвардская одномерная классификация представляет собой вид:
Класс О – O-звезды имеет поверхностные температуры в диапазоне от 28000 до 50000К (средняя Т=40000К) и голубовато-белый цвет. Их спектры характеризуются линиями нейтрального и ионизированного гелия; обычно существуют и эмиссионные линии. Четыре самых ярких O-звезды в небе - Дельта (δ) и Дзета (ζ) Ориона, самые восточные звезды пояса Ориона, и две южных звезды, Дзета (ζ) Кормы и Gamma2 Парусов.
Класс В – B-звезды имеет поверхностные температуры в пределах 11000 - 25000K (средняя Т=15000К) и голубовато-белый цвет. Наиболее характерные особенности их спектра линии поглощения нейтрального гелия. Представлены также бальмеровские линии водорода, более интенсивные у более холодных звезд. Примерами B-звезд могут служить Ригель и Спика.
Класс А – А-звезды, имеют температуру поверхности от 7500 до 11000K (средняя Т=8500К) и белый цвет. Для их спектров поглощения наиболее характерны бальмеровские линии водорода. Присутствуют также линии более тяжелых элементов типа железа, особенно в более холодном конце температурного диапазона. Примеры таких звезд Сириус и Вега.
   Класс F – F-звезды главной последовательности имеют поверхностные температуры порядка 6000-7400K (средняя Т=6600К). Их спектры характеризуются сильными линиями поглощения ионизированного кальция ( линии H и K), которые выражены сильнее, чем водородные линии. Наибольшее излучение в желтых лучах. Имеется также много довольно сильных линий поглощения, связанных с железом, кальцием и другими тяжелыми элементами. Примерами F-звезд являются Процион и Полярная.
   Класс G – G-звезды главной последовательности имеют температуру в диапазоне 4900-6000K (средней Т=5500К) и желтый цвет. В их спектрах много линий поглощения нейтральных и ионизированных металлов, а также некоторые молекулярные полосы. Солнце - типичная карликовая G-звезда; Капелла - пример гигантской G-звезды.
   Класс К – K-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне 3500- 4900K (средняя Т=4100К) и оранжевый цвет. В их спектре выделяются линии нейтрального и ионизированного кальция; имеются также многочисленные линии нейтральных металлов и молекулярные полосы (СН и СN), лежащие, в частности, в холодном конце диапазона. Примеры K-звезд - Арктур и Альдебаран.
   Класс М – M-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне 2400- 3480K (средняя Т=2900К) и красный цвет. В их спектрах ясно выражены молекулярные полосы, в частности, полосы окиси титана (TiO). Примерами М-звезд являются самая близкая к Солнечной системе звезда-карлик Проксима Центавра и сверхгигант Антарес.
    Добавлены подклассы в класс М (сейчас они к классе углеродных звезд): R, N – видны в спектрах темные полосы углерода и циана, S – в спектрах видны полосы окиси циркония. В 1953г разработана новая, уточненная двумерная классификация.
    На основе «Каталога Генри Дрэпера» провела совместно с X. Шепли статистические исследования распределения звезд по величинам и спектральным классам.
    В 1903 и 1907 составила каталоги переменных звезд. Открыла около 300 переменных и 5 новых звезд, большую часть из них по их спектральным характеристикам.
    В 1884г окончила Уэлсли-колледж. С 1896г работала в Гарвардской обсерватории. Почетный член Лондонского королевского астрономического общества (1914г), почетный доктор многих университетов, первая женщина астроном, получившая степень доктора наук в 1925г, Оксфордского университета (Англия; 1925г). Золотая медаль им. Г. Дрэпера (1931г) и премия им. Э. Ричардс (1932г) Национальной АН США. Ее именем назван кратер на видимой стороне Луны.

1924г

   Артур Стэнли ЭДДИНГТОН (Eddington, 28.12.1882-22.11.1944, Кендал, Уэстморленд, Англия) астрофизик, теоретически обосновал зависимость «масса – светимость» звезд главной последовательности, сформулировав закон взаимодействия между массой, температурой и светимостью и давлением звезд. Оно имеет вид L ~ Mⁿ, где показатель n равен 3,5 для звезд, имеющих 7 солнечных масс или меньше. Для звезд с массами в диапазоне 7 - 25 солнечных масс величина n падает до 3,0, а для еще более массивных звезд снижается до 2,7. В 1950-х годах от данной теории астрономы отказались, так как было установлено, что энергия вырабатывается в ходе ядерных реакций, найденная зависимость, что светимость приближенно пропорциональна кубу массы в уточненном виде сохранилась до сих пор.
    Ранние работы (1906–1914гг) посвящены изучению движений звезд и строению звездных систем. Провел статистический анализ собственных движений звезд, подтвердивший существование двух звездных потоков. В 1914г в книге Движение звезд и строение Вселенной (Stellar Movements and the Structure of the Universe) опубликовал исследования по собственному движению звезд, пространственному распределению планетарных и газовых туманностей, рассеянных звездных скоплений и звезд различных спектральных классов. Все эти результаты были обобщены в одном из важнейших трудов Эддингтона – Математическая теория относительности (Mathematical Theory of Relativity, 1923г).
    Впервые создает основы пульсации звезд (математическую линейную), объяснив причины изменения блеска и светимости, исходя из своей идеи 1914г (независимо предложил в 1914г Х. Шепли) связав механизм пульсации с особенностями переноса излучения в недрах звезд. (Позже усовершенствована С.А. Жевакиным (1958г) и М. Шварцшильд). В 1918-1919гг опубликовал две работы, посвященные проблеме пульсаций, которые выдвинули пульсационную гипотезу в разряд важнейших теорий звездной переменности; тем самым была окончательно отвергнута гипотеза двойственности, привлекавшаяся для объяснения переменности цефеид. Рассмотрел теорию адиабатических пульсаций газовой звезды, имеющей заданное распределение плотности, и решил уравнения, описывающие пульсации наибольшего периода в случае стандартной модели. В 1941г устранил одну из трудностей, остававшихся в теории пульсаций,- показал, что рассеяние энергии в поверхностных слоях вследствие теплопроводности, излучения и конвекции должно вызывать наблюдаемый сдвиг фазы между кривыми блеска и лучевых скоростей.
    С 1916г вел теоретические исследования внутреннего строения звезд, их лучистого равновесия. В 1926г в книге Внутреннее строение звезд (Internal Constitution of the Stars) создает первую теорию внутреннего строения звезд в которой показано, что вещество в недрах звезд почти полностью ионизировано и подобно идеальному газу, что по истощению поддерживающего звезду топлива, она сжимается, выделяя избыток энергии в пространство (сжимается до белого раскаленного шара). Находится звезда в равновесии под действием трех сил (стандартная модель Эддингтона): тяготения, газового и светового давления. В основе теории лежало представление о том, что перенос энергии из внутренних областей звезды во внешние осуществляется главным образом путем излучения, а не конвекции. На основе созданной им теории внутреннего строения звезд, рассчитал размеры нескольких крупных гигантов (Бетельгейзе-900 раз больше Солнца, Антарес-750, Альдебаран-45, Дивная Кита-400 и т. д.), а также плотность Сириуса В в 50 км/см³. Данные подтверждены в 1920 и 1936гг.
    Первым указал, что источником энергии Солнца является энергия атомного ядра в результате слияния протонов в ядро гелия с выделением энергии, так как масса ядра Не не точно в 4 раза больше массы ядра Н, а немного меньше в книге «Звезды и атомы» (1927г).
    Рассматривая оптические эффекты, указал, что возможно появление двух изображений объектов при прохождении света и гравитационном поле звезды.
    29 мая 1919г во время полного солнечного затмения в Бразилии первым установил согласно теории относительности А. Эйнштейна, отклонение на 1,61"±0,3" (вместо 1,74") в максимуме гравитационном полем Солнца световых лучей звезд, сравнивая фотографии полугодовой давности и замедление световых колебаний. Изложил в Пространство, время и тяготение (Space, Time and Gravitation, 1920г).
    В 1924г создал теорию белых карликов.
    Совместно с С. Росселанд доказал (до 1930г ) существование межзвездного газа, впервые рассчитывая светимость (Эддингтонова светимость), которая меньше некоторого зависимого от массы критического значения.
    Многие работы посвятил разработке ряда проблем общей теории относительности: в частности на качественном уровне первым рассматривал механизм линзирования далеких объектов звездами (галактиками) по лучу зрения.
    Одним из первых выполнил работы по теории образования спектров. Создал теорию образования линий поглощения в звездных атмосферах, предложил модель их появления, основанную на том, что линии и непрерывный спектр формируются совместно (модель Милна – Эддингтона). Показал, что узкие линии ионизированного кальция в спектрах некоторых горячих звезд имеют межзвездную природу.
    В 1935г опроверг идею С. Чандрасекар о существовании черных дыр, считая ее абсуртной.
    В последние годы работал над созданием единой физической теории на основе квантовой механики, общей теории относительности и теории расширения Вселенной. Работа осталась незавершенной, полученные результаты были собраны и опубликованы в 1946 в книге Фундаментальная теория (Fundamental Theory) под редакцией Э.Г. Уиттекера.
    В 1898–1902гг учился в Оуэнз-колледже, в 1904г окончил Тринити-колледж Кембриджского университета. В 1906–1913гг работал ассистентом в Гринвичской королевской обсерватории. Был членом совета Тринити-колледжа, награжден премией Смита. В 1914г был назначен профессором астрономии и директором обсерватории Кембриджского университета. С1914г занимался астрофизикой. Член многих академий наук и научных обществ, иностранный Член-корреспондент РАН с 1923г, АН СССР с 1925г, президент Лондонского королевского астрономического общества (1921-1923), Лондонского физического общества (1930-1932), Международного астрономического союза (1938-1944). Награжден многими медалями, Королевская медаль Лондонского королевского общества (1928г), награжден орденом «За заслуги» (1939г). В 1930г возведен в рыцарское достоинство. Лондонское королевское астрономическое об-во учредило присуждаемую ежегодно медаль им. А. С. Эддингтона за работы в области астрофизики.

1924г

Эдуард Виктор ЭПЛТОН (Appleton, 06.09.1892-21.04.1965, Брадфорд (графство Западный Йоркшир), Англия) физик, исследуя отражение радиоволн в атмосфере, открыл существование ионосферы – заряженного слоя атмосферы Земли совместно с физиком С.Д. Барнетт. Рассчитал ее высоту в 90 км .Cпустя два года обнаружил верхний отражательный слой в ионосфере.
    В 1926г открыл второй, более высокий отражающий слой (слой F₂, или слой Эплтона), обеспечивающий распространение коротких радиоволн вокруг земного шара.
    Ионосфера Земли лежит на высотах от 50 до 600 км, хотя ее толщина существенно меняется в зависимости от времени суток, сезона и солнечной активности. Ионосфера возникает в результате воздействия ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца. Различают четыре слоя с разными характеристиками, которые в порядке увеличения высоты называют слоями D, E, F1 и F2. Слой D, расположенный на высоте 50 - 90 км, имеет низкую электронную плотность. Основную часть ионосферы составляют слои E и F1 (90 - 230 км). Гипотезу о существовании ионизированного слоя атмосферы, способного отражать радиоволны (ионосферы) выдвинул английский физик Оливер Хевисайд в многотомном труде Электромагнитная теория (Electromagnetic Theory, 1893–1912) (Независимо и почти одновременно с ним эту гипотезу высказал А. Кеннелли из Гарвардского университета.)
    Поступил в Сент-Джонз-колледж Кембриджского университета, но вынужден был прервать учебу после начала Первой мировой войны. Служил в войсках связи. Вернувшись по окончании войны в Кембридж, занимался радиофизикой. С 1920г работал в Кавендишской лаборатории, в 1924–1936гг – профессор Кингз-колледжа Лондонского университета. В 1936г – профессор Кембриджского университета. В 1939–1949гг – секретарь министерства научных исследований Великобритании, с 1949г – ректор Эдинбургского университета. В 1926г стал членом Лондонского королевского общества, в 1941г был возведен в рыцарское достоинство. Среди наград и отличий ученого – премия М. Либмана (1929г), медаль М. Фарадея (1946г). Нобелевский лауреат 1947г.

1924г

   Эдвин Поуэлл ХАББЛ (Hubble, 20.11.1889-28.09.1953, Маршфильд, шт. Миссури, США) родоначальник внегалактической астрономии. Разделил на звезды туманность М31 (NGC 224 Андромеды – впервые с помощью 100" телескопа он нашел в туманности 36 цефеид в 1923г (первую 4 октября) и определил расстояние до нее в 300кпк, против 700кпк по современным данным), М33 (NGC 598- Треугольника) и NGC 6822 на 254 см телескопе обс. Мунт-Вилсон, доказывает существование других спиральных галактик и 1 января 1925г, (дата открытия ГАЛАКТИКИ) доложил на заседании Американского АО о внегалактических туманностях. Первое упоминание о туманности Андромеды, видимой невооруженным глазом в виде продолговатой овальной формы, которое стал он наблюдать в 1923г, как о меленьком небесной оболочке указывает в 10в арабский астроном Суфи, а затем в 1612г С. Марий.
    Окончательно подтвердив звездную и внегалактическую природу спиральных туманностей, исследовав другие галактики, открыв в ближайших новые звезды, цефеиды, голубые и красные сверхгиганты, шаровые скопления, впервые разработал в 1925 году первую классификацию галактик (внегалактических туманностей), руководствуясь гипотезой Д.Х. Джинса по формам, составляющим основу современной классификации.
     Сперва были: Е - эллипсоидные, S – спиральные, I – неправильные (иррегулярные), а в 1936г усовершенствовал свою классификацию (опубликована в 1961г Э. Сэндиджем в «Хаббловском атласе галактик»):

Считал, что классификация отражает эволюцию галактик: возникая как сферические, они сильно вытягивались в эллиптические, превращаясь в спиральные с перемычками или без. На самом деле никакой эволюции в классификации нет. Наша Галактика, как и М31, принадлежит к типу Sb, а М33 к типу Sс.

**Известные свойства галактик**
Тип галактики	Масса (в массах Солнца)	Светимость (в светимостях Солнца)	Диаметр (килопарсек)	Звёздное население	Процент среди наблюдаемых галактик
Спиральные (S и SB) - S0 — линзообразные галактики дискообразной формы с явно выраженным центральным балджем (выпуклостью), но без наблюдаемых рукавов. Sa, Sb, Sc, Sd — спиральные галактики, состоящие из балджа и внешнего диска, содержащего рукава. Буква показывает, насколько плотно расположены рукава. SBa, SBb, SBc, SBd — спиральные галактики с перемычкой, в которых центральный балдж пересекает яркий бар (перемычка), от которого отходят рукава	10⁹ — 10¹¹	10⁸ — 10¹⁰	5 — 250	диск: Население I гало: Население II	77%
Эллиптические (E) - имеют относительно равномерное распределение звёзд без явного ядра. Цифра показывает эксцентриситет: галактики E0 практически шарообразны, с увеличением номера развивается уплощение. Число показывает форму проекции на плоскость наблюдения, а не реальную форму галактики, которую может быть трудно установить.	10⁵ — 10¹³	10⁵ — 10¹¹	1 — 205	Население II	20%
Иррегулярные (Irr) — неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. Галактики типа IrrI показывают остатки спиральной структуры, а IrrII имеют совершенно неправильную форму.	10⁸ — 10¹⁰	10⁷ — 10⁹	1 — 10	Население I	3%

     Среди свыше 1 млрд. разнообразных галактик более 1% активных.
    На основании фотосъемок спектров галактик, проведенных в 1912-1926гг В.М. Слайфер, изучив 41 галактику, и данных измерения лучевых скоростей М.Л. Хьюмасоном двух десятков галактик, в 1929г открыл «Красное смещение» - «Закон Хаббла» (статья 17 января 1929г в Трудах Национальной академии наук США «О связи между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей»), поставив еще в 1928г вопрос РАСШИРЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ, в связи с экспериментальным фактом разбегания спиральных галактик, о чем указывал еще Х. Шепли (1917г). Определив расстояние до галактик, установил для 29 ближайших галактик за пределами Местной группы, что абсолютная величина ярчайших звезд равна -6,35^m, и величина H (Хаббл обозначал ее ) получилась 535 (км/с)/Мпс. Поскольку светимость ярчайших звезд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период - светимость (В. Бааде, 1952) означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. М.Л. Хьюмасон, Н.У. Мейол и Э. Сэндидж в 1955г, использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период - светимость, получили H=180 (км/с)/Мпс. (Постоянная Хаббла, сегодня оценивается в 70 (км/с)/Мпк зависимости между скоростью движения галактик и расстоянием до них). Это доказывало расширение Вселенной и теорию А.А. Фридмана. Данная шкала внегалактических расстояний позволяет определить расстояние до 6000Мпк.
    В 1935 году открыл астероид № 1373, названный им «Цинцинатти» (1373 Цинцинатти).
   Первым обратил внимание, что наша Галактика вместе с несколькими соседними звездными системами образует довольно обособленную группу, которую он назвал Местной группой галактик. В своей книге Мир туманностей (1936г) Хаббл писал, что это «типичная небольшая группа туманностей, изолированная в общем поле от остальных звездных систем». В 1939г изучив по фотографиям количественное распределение галактик в пространстве (на 1283 небольших участках неба насчитал около 5 млн. галактик до 20^м), приходит к выводу о скоплении галактик, которое обнаружил еще В. Гершель (1784г). Свои исследования Хаббл подытожил в получивших широкую известность книгах Мир туманностей (The Realm of the Nebulae, 1936г) и Наблюдательный подход к космологии (The Observational Approach to Cosmology, 1937г).
    Астрономией увлекся в 25 лет, начав изучать в Чикагском университете (поступил в 1906), где работал Ф.Р. Мультон. По окончании университета в 1910г два года изучал юриспруденцию в Оксфордском университете (Англия), работал адвокатом. Вернувшись летом 1913г в Чикагский университет стал работать в Йеркской обсерватории с 1914г. В 1917-19гг служил в армии, после чего по приглашению Д.Э. Хейла и до конца жизни работает в обсерватории Маунт-Вилсон (шт. Калифорния). С 1927г член Национальной Академии наук, а также членн многих академий и обществ. В 1942-46гг возглавляет баллистическую лабораторию на Абердинском полигоне (награжден медалью «За заслуги»). В 1949г получил первые снимки на новом, вступившем в строй 200-дюймовом (508см) телескопе. Заслуги ученого отмечены множеством наград: медалью Барнарда (1935г), медалью Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1938г), медалью Франклина Института Б.Франклина (1939г), Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества (1940г).
   Его именем назван кратер на Луне и астероид №2069, открытый в 1955г. В честь его назван самый мощный телескоп, выведенный на орбиту вокруг Земли в 1990г.

1925г

Тадеуш Артурович БАНАХЕВИЧ (13.02.1882 — 17.11.1954, Варшава, Россия-Польша) астроном и математик в обсерватории Ягеллонского университета в Кракове (Кравовская обсерватория) основал журнал "Acta Astronomica".
Основные научные работы относятся к астрономии, небесной механике, математике, геодезии. Разрабатывал вопросы не единственности решений при определении орбит планет и комет из наблюдений. Развил и усовершенствовал методы Гаусса и Ольберса определения параболических и эллиптических орбит. Для упрощения математических расчетов в небесной механике и геодезии ввел матрицы — "краковианы", с помощью которых нашел решение общей задачи сферической полигонометрии. Разработал новый метод предсказания покрытий звезд Луной. В Энгельгардтовской обсерватории выполнил с помощью гелиометра ряд наблюдений физической либрации Луны, давших ценный материал для определения сотрудниками обсерватории постоянной либрации. В обсерватории в Кракове организовал систематические исследования переменных звезд. По его инициативе в Бескидах (Карпаты) была создана астрономическая станция для наблюдения затменных переменных звезд. Предложил использовать полные солнечные затмения для "лунной триангуляции" — геодезической связи отдаленных пунктов на поверхности Земли. Автор работ, посвященных теории атмосферной рефракции, изучению затмений, погрешностям в астрономических и геодезических измерениях, а также учебников по астрономии.
В 1904г окончил Варшавский университет и был оставлен при нем для подготовки к профессорскому званию. Стажировался в Гёттингене у К. Шварцшильда и в Пулкове у О.А. Баклунда. В 1908-1909гг работал в обсерваторий Варшавского университета, в 1910-1915гг в обсерватории им. В. П. Энгельгардта под Казанью, в 1915-1918гг в Юрьевском университете (в 1918г директор университетской обсерватории). В 1918г вернулся в Польшу. Преподавал геодезию в Варшавской высшей политехнической школе, с 1919г заведующий кафедрой астрономии Ягеллонского университета в Кракове и директор университетской обсерватории (в этой должности оставался до конца жизни). Член Академии наук в Кракове (1922), почетный член Польской АН. Один из основателей Польского астрономического общества и его президент в течение многих лет. Вице-президент Международного астрономического союза (1932—1938). В его честь назван кратер на Луне и астероид № 1286; астероид № 1287 (Лорсия) назван в честь жены Банахевича.

1925г

Арно Артур ВАХМАН (Wachmann; 8.03.1902 — 24.07.1990, Гамбург, Германия) астроном, открывает знаменитую периодическую комету Швассмана — Вахмана-1 (1925 II). Совместно с Арнольдом Швассманом открыл короткопериодические кометы 29P/Швассмана — Вахмана, 31P/Швассмана — Вахмана и 73P/Швассмана — Вахмана. Открыл три астероида:1465 Автонома - 20 марта 1938; 1501 Бааде - 20 октября 1938; 1586 Тиле - 13 февраля 1939.

1925г

   Создание аппарата «Планетарий». Универсальный проекционный «Планетарий» был изобретен и построен в Германии в 1925г на заводе Цейса в Йене. В дальнейшем «Планетарий» непрерывно модернизировался: было разработано несколько поколений таких аппаратов. С 1984г на заводе народного предприятия «Карл Цейс, Йена» ГДР начали выпускать аппараты под названием «Косморама», в которых автоматизированное управление осуществляется от микроЭВМ. Эти большие аппараты рассчитаны для работы в Звездном зале с оптимальным диаметром купола 23 м.
    Завод Цейса в Йене выпускает еще две модели «Планетариев» — среднюю модель «Спейсмастер» для купола диаметром 12,5 м и малую модель «Скай-мастер» для купола диаметром от 6 до 10 м. Позже разработан принципиально новый аппарат с одним звездным шаром — «Универсариум»—для планетариев, где пол зрительного зала не горизонтальный, а наклонный. В этом приборе используется волоконная оптика, позволяющая значительно увеличить яркость звезд не за счет увеличения мощности «звездной» лампы, а за счет более полного использования всего светового потока. Первый «Универсариум» установлен в научно-познавательном комплексе вблизи Хельсинки в Финляндии. За последние два десятилетия у комбината Цейса в Иене появились конкуренты. Это прежде всего фирма «Оптон», расположенная в городе Оберкохен в ФРГ - это завод Цейса в Западной Германии. Здесь выпускают наиболее совершенный тип большого аппарата «Цейс-модель VI». Он демонстрирует 8900 звезд до 6,5 звездной величины, 15 специальных проекторов показывают яркие звезды в соответствии с их спектральным' классом и яркостью, 17 проекторов предназначены для демонстрации звездных скоплений и туманностей и многое другое. Управление аппаратом осуществляется с помощью компьютера.
   Фирма «Оптон» начала выпускать для планетариев с куполом от 8 до 15 м среднюю модель «Планетарий Цейса-система 1015». Управление аппаратом производится вручную или компьютером. В Европе большие аппараты, изготовленные в Йене (ГДР), установлены в 14 планетариях, а изготовленные в Оберкохене (ФРГ),—в 15, в Азии— соответственно 9 и 3, в Северной Америке—5 и 13, в Латинской Америке—2 и .4, в Африке—2 аппарата ГДР. Кроме того, из Йены поставлены в планетарии Европы 19 средних аппаратов, в планетарии Азии — 8, в планетарии Африки — 2, поставлены средние и малые «Планетарии» и на другие континенты.
    Первый планетарий в СССР построен в 1929г в Москве. В звездном зале была установлена вторая модель большого универсального Цейсовского «Планетария». В 1977г была проведена реконструкция Московского планетария. В нем установлен специально для Москвы изготовленный в Йене большой «Планетарий» с автоматизированным управлением. В течение двадцати лет планетарий в Москве был единственным в нашей стране, пока не открылись планетарии в Костроме, Барнауле, Иркутске и Южно-Сахалинске, потом в Саратове, Горьком и Ярославле. В 1991 году в СССР действовало 72 стационарных планетария. Однако их техническое оснащение устарело и требует замены. Все советские планетарии в отличие от зарубежных вели большую выездную работу, иногда даже не связанной с естественнонаучной тематикой.

1925г

   Сесилия Хелина ПЕЙН-ГАПОШКИНА (10.05.1900 — 7. 12.1979, Уэндоувер (Англия), США с 1923г) астроном, в книге "Звездные атмосферы" (1925) впервые рассмотрела физические условия в атмосферах звезд путем сопоставления наблюдаемых интенсивностей линий в спектрах звезд разных спектральных классов с интенсивностями, рассчитанными для разных температур на основе теории ионизации и возбуждения атомов, которая незадолго перед этим была разработана М. Саха, Э.А. Милн и др. Построила первую шкалу температур, определила химический состав звездных атмосфер; пришла к выводу, что относительное содержание элементов у большинства звезд одинаково и не отличается от наблюдаемого на Солнце.
    Начиная с 30-х годов основное место в её работах занимают исследования переменных звезд, которые она проводила совместно с С.И. Гапошкиным. Они организовали в Гарвардской обсерватории изучение переменных по пластинкам гарвардской коллекции, систематизировали этот обширный материал и использовали его для нахождения закономерностей между различными характеристиками переменных многих типов; подробно исследовали все переменные звезды ярче 10-й звездной величины, открыли много новых переменных. В течение длительного времени изучали переменные звезды в Магеллановых Облаках, выполнили более 2 млн. определений их блеска по гарвардским пластинкам, обнаружили отличия в распределении цефеид по периодам в разных частях Облаков. Провела сравнение переменных в галактических шаровых скоплениях, Магеллановых Облаках и галактике Андромеды для пересмотра шкалы абсолютных величин и определения поправки к шкале расстояний. Её работы по изучению переменных подытожены ею в книгах "Переменные звезды" (совместно с Гапошкиным, 1938), "Переменные звезды и строение Галактики" (1954), "Галактические новые" (1957).
    В 1923г окончила Кембриджский университет. В том же году переехала в США и с тех пор работала в Гарвардском университете. Первая женщина, получившая звание профессора и возглавившая кафедру в Гарвардском университете (1956). Премия Энни Кэннон (1934), Премия Генри Норриса Рассела (1976).

1925г

В Киеве с 19 июня по 1 июля проходила конференция, посвященная изучению Вселенной.

1926г

Бертиль ЛИНДБЛАД (Lindblad, 26.11.1895–26.06.1965, Эребру, Швеция), астроном, для объяснения асимметрии в распределении пространственных скоростей звезд в нашей Галактике (эффект «двух потоков») впервые сформулировал концепцию ее вращения. По его представлениям, все звезды в Галактике принадлежат к различным взаимопроникающим подсистемам, которые вращаются с разными скоростями и поэтому характеризуются разной степенью сплюснутости вдоль оси вращения. Исходя из этого, оценил период вращения и массу Галактики. В 1927г вращение Галактики было надежно подтверждено Я.Х. Оортом на основе статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звезд.
    Рассматривая движение звезд в галактиках, он нашел, что яркие звезды концентрируются в спиральных рукавах и что спирали лидируют во вращении галактик (в настоящее время установлено, что у большинства галактик они отстают, как бы «волочатся»).
    Обнаружил зависимость величины поглощения света в ультрафиолетовой области спектра у звезд поздних спектральных классов от их светимости и правильно отождествил источник этого поглощения с молекулой циана; в 1922г на основе этого эффекта развил метод определения светимости слабых холодных звезд по спектрам с низкой дисперсией.
    Разработал собственную систему классификации спектров и использовал ее для определения абсолютных звездных величин, расстояний и трансверсальных скоростей многих далеких звезд.
   Занимался также теорией лучистого равновесия и ее применением к изучению поверхностных слоев Солнца, в частности к явлению потемнения диска к краю (1920г).
    В 1934г впервые показал, что малые частицы межзвездной пыли могут образовываться и расти путем аккреции и что этот процесс может играть большую роль в образовании и эволюции звезд.
    Астрономией увлекался с юности. В год окончания гимназии провел наблюдения солнечного затмения (август 1914г, на севере Швеции), для чего специально приобрел телескоп. В 1920г окончил университет в Упсале. В 1920–1921гг проходил стажировку в обсерваториях Маунт-Вилсон, Гарвардской и Ликской (США). В 1921–1927гг работал в Упсальской обсерватории. С 1927г – профессор астрономии Шведской Королевской академии наук и директор Стокгольмской обсерватории (этот пост занимал до 1965г). Благодаря его усилиям в 1927–1931гг обсерватория была перенесена за город и оснащена новыми инструментами. С 1928г – член Шведской Королевской академии наук и ее президент в 1938–1939гг и 1960–1961гг, член многих академий и обществ. Президент Международного астрономического союза (1948–1952гг), президент Международного совета научных союзов (1952–1955гг). Награжден медалью им. П.Ж.С. Жансена Парижской Академии наук (1938г), Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества (1948г), медалью им. К.Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1953г). Его именем назван кратер на Луне, астероид 1448.

1926г

Ян Хендрик ООРТ (Oort, 28.04.1900-5.11.1992, Франекер, Нидерланды) астрофизик, изучив собственные движения и лучевые скорости звезд, впервые доказал вращение Галактики (указанное еще в 1859г М.А. Ковальским, а швед Б. Линдблад выдвинул идею вращения в 1925г для объяснения асимметрии движения звезд в Галактике) и указал, что центр находится в созв. Стрельца, а Солнце ближе к краю галактического диска (Модель построил еще в 1918г Х. Шепли).
В 1927г исследовал особенности вращения Галактики. Основываясь на статистике лучевых скоростей и собственных движений звезд, он показал, что Галактика вращается вокруг центра – в строгом соответствии с высказанной ранее гипотезой Б. Линдблада. При этом ее внутренние области вращаются быстрее внешних, а в окрестности Солнца скорость составляет 220 км/с; период вращения – ок. 220 млн. лет и позже ввел параметры (коэффициенты Оорта). Впервые использовал для изучения структуры Галактики радиоастрономические методы.

      Две эмпирических величины, которые содержатся в его математических соотношениях, определяющих лучевую скорость и собственное движение звезд на их орбитах вокруг центра Галактики, которые считаются круговыми. Выражения имеют вид: Где V_r - лучевая скорость, μ - собственное движение, r - расстояние от Солнца, а l - галактическая долгота звезды.
    Детально рассмотрел роль диффузного вещества в кинематической и динамической картине Галактики. В 1932г впервые оценил плотность диффузного межзвездного вещества с помощью z-компоненты скоростей звезд (перпендикулярной плоскости Галактики) и нашел ее предел — 3·10²⁴ г/см³. В 1938г показал, что большая часть поглощающего вещества в Галактике сосредоточена в слое толщиной по 200 пк с обеих сторон галактической плоскости; показал также, что звездная плотность растет в направлении к галактическому центру и что Солнце расположено в области с пониженной звездной плотностью. С появлением радиоастрономии продолжал изучение Галактики радиоастрономическими методами — участвовал в установлении крупномасштабной структуры, в исследованиях облаков межзвездного газа.
    Совместно с Н.У. Мейол в 1942г устанавливает, что Крабовидная туманность – остаток взрыва сверхновой 1054г в созв. Тельца. Выдвигает гипотезу, что волокнистые туманности – это остаток от взрыва сверхновых звезд несколько десятков тысяч лет назад и в частности провел детальную поляризацию Крабовидной туманности, доказав его синхронную природу.
    Разработав совместно с Л. Спитцером теорию образования протозвезд в межзвездных газопылевых облаках, а совместно с Х. ван де Хюлстом – теорию образования межзвездных пылевых частиц в результате аккреции межзвездного газа.
    В 1950г разработал теорию существования на периферии солнечной системы кометных облаков совместно с Д.П. Койпер, выдвинутую Э.Ю. Эпик. Пояс Оорта расположен на расстоянии 50000-150000а.е. и содержит до 100млрд кометных ядер. Период обращения наиболее удаленных достигает 10⁷лет. Эту же идею в 1950г сформулировал Ф. Уиппл. В 1995г подтверждено существование пояса в области 10000-100000а.е.
    В 1950г указали на существование за орбитой Нептуна пояса планетарных тел (астероидов - пояс Койпера).
    В 1951г обнаружил 21-см радиоволны, испускаемые водородом, что послужило основой создания нового метода картирования спиральной структуры Галактики. Совместно со своими сотрудниками обнаружил облачную структуру межзвездного газа.
    Сделал первым указание в начале 60-х годов что в галактической плоскости содержится больше тяготеющей материи, чем в звездной составляющей и диффузных туманностях, что послужило началом обсуждения проблемы «невидимой» материи.
    В 1921г окончил Гронингенский университет. В 1921-1922гг работал при университете, затем в 1922–1924гг работал в Йельской обсерватории (США). С 1924г – сотрудник Лейденской обсерватории, с 1945г – профессор Лейденского университета (преподавал по 1970г). Способствовал сооружению радиотелескопа в Вестерборке, а также Южной европейской обсерватории. В 1935–1948гг был генеральным секретарем, а в 1958–1961гг – президентом Международного астрономического союза. В 1942г был награжден медалью Брюса Тихоокеанского астрономического общества, в 1946г – Золотой медалью Лондонского королевского астрономического общества. Член многих академий наук, член АН СССР с 1966г, РАН с 1991г. Его именем названы: астероид 1691 Oort, облако Оорта, постоянная галактической структуры Оорта.

1926г

   Джон Лоуги Бэрд (John Logie Baird, 13.08.1888 — 14.06.1946, Хеленсбург, Шотландия) — инженер, 26 января в своей лаборатории в Лондоне продемонстрировал широкой публике телевизор, основанный на механической системе передачи изображения (механической телевизионной системы). Хотя впоследствии механическое телевидение было вытеснено разработками Владимира Зворыкина и Фило Фарнсворта в области электронного телевидения, первые телевизоры Бэрда — важный шаг в развитии телевидения.
   В 1927 году осуществил передачу телевизионного сигнала между Лондоном и Глазго на расстояние 438 миль (705 км) по телефонным проводам. Впоследствии он основал компанию Baird Television Development Company Ltd, которая в 1928 году сделала первую трансатлантическую телевизионную передачу между Лондоном и Хартсдейлом (Нью-Йорк) и создала первую телевизионную программу для BBC. И с 1929 по 1935 годы BBC транслировала свои телевизионные программы с использованием 30-полосной системы Бэрда.
   Свой первый в мире цветной передатчик он продемонстрировал 3 июля 1928 года, используя по 3 диска Нипкова в камере и телевизоре: в камере перед каждым диском стоял фильтр, пропускающий только один из трёх основных цветов, а в телевизоре за каждым диском была установлена соответствующего цвета лампа.
   В том же году Бэрд продемонстрировал своё стереоскопическое телевидение.
В 1932 году он первый осуществил передачу сигнала в диапазоне УКВ.

1926г

Зинаида Николаевна АКСЕНТЬЕВА (25.07.1900 — 8.04.1969, Одесса, СССР) геофизик и астроном, начинает работать в Полтавской гравиметрической обсерватории со времени ее основания в 1926г (вычислителем-наблюдателем, ст. научным сотрудником, заведующей отделом; с 1951г — директор).
С 1929 по 1938 годы совместно с коллективом обсерватории занималась составлением гравиметрической карты Украины и привязкой ее к гравиметрической сети Европы.С 1930 по 1941 выполнила наклономерные измерения в Полтаве с горизонтальным маятником системы Репсольда-Левицкого. Во время Великой Отечественной войны в эвакуации в Иркутске изучала приливные явления на озере Байкал. Под её руководством Полтавская гравиметрическая обсерватория стала одним из ведущих научных учреждений по изучению вращения Земли. С 1953 года в обсерватории функционировало Центральное бюро Советской службы широты, которое оперативно вычисляло координаты полюса Земли для практических целей. Провела анализ 11-летних наблюдений над колебаниями отвеса в Полтаве. Под ее руководством Полтавская гравиметрическая обсерватория стала одним из ведущих в СССР научных учреждений по проблеме изучения вращения Земли.
В 1924г окончила Одесский университет, параллельно работая с 1919г в Одесской обсерватории. Чл.-кор. АН УССР (1951), заслуженный деятель науки УССР (1960). Ее именем назван кратер на Венере.

1926г

   Дональд Говард МЕНЗЕЛ (Menzel, 11.04.1901-14.12.1976, Флоренс, шт. Колорадо, США) астрофизик с помощью фотометрических и поляриметрических наблюдений определяет атмосферное давление на Марсе в 25 миллибар. В 1960-е годы В.И. Мороз (СССР), Х. Спинрад (США), Г. Мюнч (США) и Л. Каплан (США) независимо друг от друга подтверждают это значение. По фотометрическим наблюдениям в 1934-1944гг В.В. Шароновым, Н.Н. Сытинской и В.Г. Фесенковым было получено давление в 85 миллибар. КА «Маринер 4-7» показали давление в 5-9 миллибар.
    В Ликской обсерватории выполнил первое детальное исследование солнечной хромосферы на основе теории образования линий поглощения и излучения (по спектрам, полученным У.У. Кэмпбеллом во время четырех полных солнечных затмений). Определил содержание химических элементов в хромосфере, показал, что физические условия в ней существенно отличаются от условий в фотосфере (высокая температура, высокая степень возбуждения атомов). Разработал новый теоретический подход к изучению строения хромосферы. Изучал строение протуберанцев и движение вещества в них, физическую природу солнечных пятен, происхождение солнечных вспышек. Участвовал в наблюдениях 16 полных солнечных затмений.
     Независимо от Х. Занстры разработал в 1926 метод определения температур ядер планетарных туманностей. В большом цикле работ "Физические процессы в газовых туманностях", проведенных в 1937—1945 совместно с Л. Х. Аллером, Дж. Бейкером и др., заложил основы количественного анализа небулярных спектров. Выполнил расчеты интенсивностей линий, развил теорию переноса излучения в туманностях, рассмотрел влияние других атомов, кроме водорода, на температуру планетарной туманности.
    Исследовал спектры нескольких новых звезд (совместно с С. Х. Пейн-Гапошкиной), затменную переменную ζ Возничего.
    Ряд работ относится к теории атомных спектров, химии, физике земной атмосферы. В годы второй мировой войны занимался изучением распространения радиоволн, его суточных и сезонных вариаций, влияния на него солнечной активности, принимал участие в создании Центральной лаборатории распространения радиоволн в Национальном бюро стандартов. Автор ряда широко известных научно-популярных книг: "Летающие блюдца" (1953, рус. пер. "О летающих тарелках", 1962), "Наше Солнце" (1959, рус. пер. 1963), "Обзор Вселенной" (совместно с Ф. Л. Уипплом, Ж. де Вокулёром, 1970).
      В 1920г окончил Денверский университет, получил специальность химика. Затем работал в Принстонском университете, прослушал там курс астрофизики, читанный Г.Н. Ресселом. В 1924—1926гг преподавал в университетах штатов Индиана, Огайо и Калифорнийском, в 1926—1932гг работал в Ликской обсерватории, с 1932г — в Гарвардском университете (в 1935—1971 — профессор, в 1952—1966 — директор, с 1966 — почетный директор Гарвардской обсерватории). Президент Американского астрономического общества, президент Комиссий № 13 "Солнечные затмения" (1948—1955) и № 17 "Луна" (1964—1967) Международного астрономического союза, возглавлял рабочую группу Международного астрономического союза по лунной номенклатуре (1967—1975). Премия им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического об-ва (1976).

1926г

   Герман ЗАНСТРА (Zanstra, 3.11.1894-2.10.1972, Скотерланд, близ Херенвена, Нидерланды) астроном, стажируясь в Калифорнийском университете, написал свою знаменитую статью «Применение квантовой теории к светимости диффузных туманностей» в которой создал теорию фотоионизации газовых туманностей, показав, что их линейчатый эмиссионный спектр водорода возникает в результате фотоионизации атомов излучением горячей звезды. Разработал теорию этого процесса и создал метод определения температуры возбуждающей звезды (метод Занстра), что дало возможность впервые установить шкалу температур наиболее горячих звезд.
   В 1940-е годы выполнил ряд важных исследований по теории образования спектральных линий с учетом перераспределения по частотам при рассеянии.
   В 1949г применил эту теорию к расчету поля Lα-излучения в туманностях. Использовал теорию резонансного излучения для объяснения спектров комет.
   В 1950 предложил новый метод определения температуры солнечной хромосферы по величине бальмеровского скачка.
   Ряд его работ посвящен исследованию звезд типа Вольфа — Райе, сверхновых как источников космических лучей, а также изучению рассеяния света в земной атмосфере и в оптических инструментах.
   В 1917г окончил Делфтский технический университет, работал в Делфте в течение четырех лет (последние два — преподавал в университете), за это время опубликовал ряд работ по релятивистскому движению. По предложению У. Ф. Суонна в 1923 защитил диссертацию на тему «Исследование релятивистского движения в связи с классической механикой» в университете Миннесоты в Миннеаполисе. После этого стажировался в Чикаго, различных лабораториях в Нидерландах и Германии, лаборатории Нильса Бора в Копенгагене, а также в Калифорнийском технологическом институте. В 1929—1938 работал в Амстердамском университете, во время Второй мировой войны был вынужден эмигрировать в Южную Африку, в 1941—1946 преподавал физику в колледже в Дурбане, после чего вернулся в Нидерланды. В 1946—1959 — профессор Амстердамского университета, директор Астрономического института этого университета.
Золотая медаль Королевского астрономического общества (1961). В его честь назван кратер на Луне.

1926г

Владимир Александрович КОСТИЦЫН (28.05(9.06).1883 – 29.05.1963, Ефремов, Россия-СССР, Франция с 1928г) астроном и математик, эколог-теоретик, исследовал формы спиральных туманностей.
    Математически исследовал строение звездных скоплений (первые публикации в Париже,1910г,затем в Москве, 1926г), занимался проблемами звездных масс (1923г), лучистого равновесия звездных атмосфер (1928г), проблемами космогонии. Под его редакцией был издан сборник переводов классических работ по космогонии с его глубокой вступительной статьей (1923г). Получил важные результаты в развитии математических методов не только в астрономии, но и в биологии (в сотрудничестве с женой – крупным биологом), геологии, экологии; исследовал нерегулярные, квазипериодические колебательные процессы (солнечная активность, ледниковые периоды, система «хищник - жертва» и др).
    Вместе с В.В. Стратоновым был организатором Российского астрофизического института (РАФИ, 1921г, с 1922г – ГАФИ, в 1931г – ядро Государственного астрономического ин-та им. П.К. Штернберга (ГАИШ). В начале 20х при его участии в МГУ были созданы институты: Математики и механики и Астрономо-геодезический (АГНИИ) (второй стал составной частью ГАИШ).
    Учился в гимназии (в Ефремове, с 1894г, закончил в Смоленске, в 1902г), затем на математическом отделении физ-мат. факультета Московского ун-та (1902-1904гг, 1906 –1907гг). Близко сотрудничал с В.И. Лениным, в 1916г входил в группу Г.В. Плеханова «Единство». После ареста (1907- 1908гг) был исключен из ун-та, эмигрировал в 1909г и завершил образование в Вене и Париже (Сорбонне, 1912г). Вернулся в Россию в 1916г для участия в войне с Германией. После февральской революции был на ответственных военных постах (вплоть до комиссара Западного фронта), после Октябрьской революции в конце 1917 был приглашен на работу в научный отдел Наркомпроса. Весной 1918г возвратился к научной деятельности, сблизился с известным астрономом В.В. Стратоновым. Работал в тесном сотрудничестве с Астрономической обсерваторией МГУ. С 1919г - доцент физмата МГУ и профессор математики Коммунистического ун-та им. Свердлова, член Государственного ученого совета; с 1920г член Комиссии по изучению Курской магнитной аномалии (дал правильный математический прогноз характера этого богатого месторождения железной руды); в 1923г член редколлегии серии «Классики естествознания»; в 1927г – зав. Научным отделом Главнауки. Его брошюра «Успехи астрономии в СССР» (1928г) содержала и соображения о путях дальнейшего развития этой науки. В ГАФИ после высылки В.В. Стратонова (1922г) заведовал теоретическим отделом. В 1919г выступил с инициативой создания в Москве планетария (открыт в 1929г). В 1928г в командировке во Франции узнал о готовящемся своем аресте на родине и стал эмигрантом. В годы второй мировой войны пережил заключение в немецком концлагере, был активным участником французского движения Сопротивления. После войны получил заграничный паспорт советского гражданина, однако, в СССР не вернулся. Автор многих трудов по математике, астрономии, зоологии, экологии и теории эволюции. Лауреат премии Монтёна Французской Академии наук (1942) за прикладные исследования в математической геологии. На русском языке опубликована его книга «Эволюция атмосферы, биосферы и климата (1984)».

1926г

   Ральф Говард ФАУЛЕР (Fowler, 17.01.1889 - 28.07.1944г, Ройдон гр. Эссекс, Англия) физик теоретик, астрофизик и математик, предлагает первую модель белого карлика – полностью ионизированный газ с очень малым расстоянием между ядрами. В статье «Плотная материя» («On dense matter») показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа). Карлик окружен тонким (до 60км) слоем обычного звездного вещества, температура внутри достигает 100млн градусов, поэтому строение внутри представляет собой решетку из углеродов (атомы без электронов - ядра).
   Предельную массу для белых карликов равную 1,45 массы Солнца нашел С. Чандрасекар (1931г). Для них выполняется соотношение R*M⅓=cont. Плотность внутри достигает 10млрд кг/м³, а во внешних слоях до 1млн кг/м³. Охлаждение углеродного карлика длиться около 1млрд. лет. Наше Солнце через 9,5 млрд. лет превратиться в углеродный белый карлик с ρ=10т/см³.
   В студенческие годы его исследования были посвящены «чистой» математике, в частности особенностям поведения решений некоторых дифференциальных уравнений второго порядка.
   В 1922 году совместно с Чарльзом Галтоном Дарвином рассмотрел классическую статистику невзаимодействующих частиц и показал, что состояние газа удобнее описывать в терминах средних (а не наиболее вероятных) величин - вычисление статистических интегралов (метод Дарвина — Фаулера). Они также показали, что обычная термодинамика может быть легко получена из данного статистического описания. Применил разработанную методику к задаче расчета равновесных состояний как при химической диссоциации, так и для случая ионизации газа при высоких температурах. Это привело его к вопросу о состоянии ионизированного газа в атмосферах звезд.
   В 1923—1924 годах совместно с Эдвардом Артуром Милном рассмотрел поведение интенсивности линий поглощения в спектрах звезд. Им удалось связать значение максимума линий с величиной давления и температуры в «обратном слое» атмосферы звезды, в котором формируются спектры поглощения. Это позволило впервые получить правильный порядок величины электронного давления в звездных атмосферах. «Метод максимумов», разработанный Фаулером и Милном, стал основным средством анализа звездных спектров в 1920-е годы.
   До 10-летнего возраста получал образование дома, затем поступил в подготовительную школу в Хоррис Хилл. В 1902—1908 годах он обучался в школе Винчестера (см. Winchester College), где завоевал несколько призов по математике и естественным наукам и стал главой школы. С 1908 года обучался в Тринити-колледжа Кембриджского университета. Там он изучал математику, в 1911 году получив степень бакалавра искусств. В 1913 году он был удостоен Премии Рэлея по математике, в октябре 1914 года избран членом Тринити-колледжа, а в 1915 году получил степень магистра искусств. Одновременно он выступал за команду Кембриджского университета в соревнованиях по гольфу.
   Участвовал в первой мировой войне, с осени 1916 года в специальном экспериментальном подразделении проводил расчеты аэродинамики снарядов и разработку противовоздушных звуковых локаторов. За эти работы по военной тематике в 1918 году он был награжден Орденом Британской империи. Некоторые результаты были опубликованы после войны в научных журналах.
   После окончания войны, в апреле 1919 года вернулся в Кембридж, где вновь стал членом Тринити-колледжа и читал лекции по математике. Примерно в это же время знаменитую Кавендишскую лабораторию возглавил Эрнест Резерфорд, вскоре ставший близким другом Фаулера. С этого момента началось долгое плодотворное сотрудничество Фаулера с резерфордовской лабораторией в качестве консультанта по математическим вопросам.
   В 1922 году был назначен надзирателем (проктором) Кембриджского университета. В январе 1932 году он был избран на новообразованный пост профессора теоретического отдела Кавендишской лаборатории. В 1938 году его назначили директором Национальной физической лаборатории, однако из-за тяжелой болезни он был вынужден отказаться от этой должности и вернуться на свое прежнее место. В годы Второй мировой войны он восстановил сотрудничество с Артиллерийским управлением, установил научные контакты с учёными Канады и США по военным вопросам (в частности, для налаживания совместной работы по проблеме радара).
   Офицер Ордена Британской империи (1918), Премия Дж. Адамса (1924), Королевская медаль (1936), Рыцарство (1942). Его именем назван кратер на обратной стороне Луны.

1926г

   Владимир Иванович ВЕРНАДСКИЙ ((28.02)12.03.1863-6.01.1945, Петербург) естествоиспытатель, мыслитель, историк науки, один из создателей генетической минералогии и радиогеологии, создатель геохимии и биогеохимии – создает учение о Биосфере (термин ввел Э. Зюсс (1875г)), характеризуя среду активной жизни и охватывающей нижнею часть атмосферы до озонового слоя (20-25км), гидросферу и верхнею часть литосферу (2-3км под поверхностью суши и 1-2км под дном океана)– т.е. Активной оболочки Земли к книге «Биосфера». Развил в многих трудах 20-30х годов. На 60 лет раньше теория ноосферы (термин введен на основании работы Вернадского французским математиком и философом Э. Леруа (1927г)) – высшей формы биосферы, связанной с возникновением и жизнедеятельностью человека и человеческого разума Земли изложена была в трудах Евграфа Максимовича Короленко (1810-1880), но найдена позже в архивах.
   Вернадский выделил в биосфере 7 различных, но геологически взаимосвязанных типов веществ: живое вещество, биогенное вещество (горючие ископаемые, известняки и т.д. – то есть вещество, созданное и переработанное живыми организмами), косное вещество (образовано без участия живых организмов), биокосное вещество (создается одновременно живыми организмами и в ходе процессов неорганической природы, например почва), радиоактивное вещество, рассеянные атомы и вещество космического происхождения (метеориты, космическая пыль).
   В 1922г предсказал возможность использования атомной энергии, создает новую науку - биохимию.
   В книге 1927г «Очерки по геохимии» указывает, что основной источник тепла внутри Земли является «атомная радиоактивная теплота » (расчеты Е. А. Любимова (1952г) показали, что этого тепла недостаточно для разогрева до 2500 – 3000 К). Вместе с А.Л. Чижевским показывает ее планетарно – космическое значение. Совокупность деятельности живых организмов и их взаимодействие с солнечной энергии выступает фактором планетарного масштаба.
    Окончил Петербургский университет(обуч. 1882-1885гг). В 1886-1888гг служит хранителем Минералогического музея Петербургского университета. Доцент (1890г), а затем профессор Московского университета (1898-1911), с 1909г академик. Первый президент Украинской АН (1918г). Академик Петербургской АН с 1912г, Российской АН с 1917г, АН СССР с 1925г. В 1921г создал и возглавил Радиевый институт (директор 1922-1939г). В 1921г по его инициативе при Минералогическом музее создан Метеоритный отдел и до смерти возглавлял Комитет по метеоритам. Биогеохимическая лаборатория (с 1928; ныне Институт геохимии и аналитической химии РАН им. Вернадского). Много сделал в области изучения истории науки, особенно по М.В. Ломоносову, собрав большое количество его рукописей и осветив его роль и значение в русской и мировой науке. Был вице-президентом Международной комиссии по определению возраста Земли радиоактивными методами. Государственная премия СССР (1943).

1926г

   Вальтер ГЕРЛАХ (1.08.1889-10.08.1979, Бибрих, Германия) физик-экспериментатор, провел сверхточные опыты по определению постоянной в законе Стефана –Больцмана, величины давления излучения, положив начало количественному спектральному анализу.
   В ноябре 1921г совместно с физиком О. Штерн провел эксперименты, доказывающие, что у атома есть магнитный момент — пространственное квантование (опыт Штерна — Герлаха).
   В 1931—1932гг вывел эмпирические соотношения между удельным электрическим сопротивлением и намагниченностью ферромагнетиков во внешнем магнитном поле (формулы Герлаха). Изучал анизотропию монокристаллов железа.
Окончил Тюбингенский университет (1911, в 1912г получил докторскую степень). В 1916 — 1918гг служил в армии, в 1916-1921гг работал в Тюбингенском (приват-доцент - 1916г) и Гёттингенском (приват-доцент - 1917г) университетах, в 1921 —1925гг — профессор Франкфуртского университета, затем профессор Тюбинского, а в 1929 —1945гг —Мюнхенского. Один из руководителей германского атомного проекта, с 01.01.1944г возглавлял физический отдел ядерной физики, в мае 1945г был интерпретирован во Францию, затем Англию, вернулся в 1946г и стал профессором в Бонском университете. С 1948г профессор Мюнхенского (по 1957г), директор физического факультета, ректор университета (1948-1951). Автор книг об И. Кеплере, М. Фарадее, О. Гане. Член Гёттингенской АН (1947) и ряда академий наук.

1926г

   Григорий Николаевич НЕУЙМИН (22.12.1885 (3.01.1886)-17.12.1946, Тбилиси, Россия-СССР) астроном, возглавил Симеизскую обсерваторию до 1941года.
   В 1940г составил предварительный рабочий список подходящих галактик для КСЗ (Каталога слабых звезд) и 269 площадок звездного неба. После чего Пулковская, Московская и Ташкентская обсерватории сразу приступили к фотографированию этих площадок.
   В Симеизе впервые в нашей стране организовал систематические наблюдения малых планет, открыл 63 новых астероида, причем первый занумерованный в Симеизской обсерватории был астероид с порядковым номером 748 и назван Симеизой.
    В течение 1913-1941гг открыл 6 комет (5 из них периодические), две из которых носят его имя. Занимался вычислением орбит комет, разработал метод учета членов высших порядков при вычислении возмущений. Тщательно исследовал движение кометы Неуймина 2 (открыта 24.02.1916г в Симеизме, переоткрыта им в 1927г, после чего не наблюдалась).
   Исследовал переменные (открыл 13 звезд), выполнил также микрометрические измерения спутников Нептуна, микрометрические наблюдения двойных звезд, определял собственные движения звезд. По инициативе Неуймина Пулковская обсерватория приняла участие в международной работе по перенаблюдению зон неба для каталога AG.
   Окончил Петербургский университете в 1910г, с 1910г работал в Пулковской обсерватории (с 1912г - в ее Симеизском отделении, в 1925-1931 и 1936-1943 возглавлял его). В 1944г был назначен директором Пулковской обсерватории и с большой энергией приступил к ее восстановлению. Болезнь и преждевременная смерть не позволили ему довершить начатое дело. Премии Русского астрономического общества и шесть медалей Тихоокеанского астрономического общества за открытия комет. Труды по астрофотографии. Его именем назван кратер на Луне и малая планета (1129 Неуймина), открытая П.Г. Пархоменко 8 августа 1929 года в Симеизской обсерватории, а также равнина на открытой им малой планете 951 Гаспра.

(748) Симеиза	14 марта 1913	(952) Гаия	27 октября 1916	1331 Solvejg	August 25, 1933
(751) Фаина	28 апреля 1913	(1075) Гелина	29 сентября 1926	1347 Patria	November 6, 1931
(752) Суламита	30 апреля 1913	(1099) Фигнерия	13 сентября 1928	1351 Uzbekistania	October 5, 1934
(753) Тифлис	30 апреля 1913	(1110) Ярослава	10 августа 1928	1379 Lomonosowa	March 19, 1936
(762) Пулкова	3 сентября 1913	(1123) Шаплея	21 сентября 1928	1386 Storeria	July 28, 1935
(768) Струвеана	4 октября 1913	(1135) Колхида	3 октября 1929	1403 Idelsonia	August 13, 1936
(769) Татьяна	6 октября 1913	(1137) Раиса	27 октября 1929	1434 Margot	March 19, 1936
(779) Нина	25 января 1914	1140 Crimea	December 30, 1929	1459 Magnya	November 4, 1937
(780) Армения	25 января 1914	1146 Biarmia	May 7, 1929	1484 Postrema	April 29, 1938
(781) Картвелия	25 января 1914	1147 Stavropolis	June 11, 1929	1590 Tsiolkovskaja	July 1, 1933
(787) Москва	20 апреля 1914	1158 Luda	August 31, 1929	1603 Neva	November 4, 1926
(789) Лена	24 июня 1914	1189 Terentia	September 17, 1930	1653 Yakhontovia	August 30, 1937
(791) Ани	29 июня 1914	1190 Pelagia	September 20, 1930	1671 Chaika	October 3, 1934
(814) Таврида	2 января 1916	1202 Marina	September 13, 1931	1692 Subbotina	August 16, 1936
(824) Анастасия	25 марта 1916	1210 Morosovia	June 6, 1931	1725 CrAO	September 20, 1930
(825) Танина	27 марта 1916	1236 Thaïs	November 6, 1931	1734 Zhongolovich	October 11, 1928
(829) Академия	25 августа 1916	1255 Schilowa	July 8, 1932	1783 Albitskij	March 24, 1935
(830) Петрополитана	25 августа 1916	1269 Rollandia	September 20, 1930	2166 Handahl	August 13, 1936
(847) Агния	2 сентября 1915	1271 Isergina	October 10, 1931	2237 Melnikov	October 2, 1938
(848) Инна	5 сентября 1915	1277 Dolores	April 18, 1933	2484 Parenago	October 7, 1928
(877) Валькирия	13 сентября 1915	1289 Kutaïss	August 19, 1933	2536 Kozyrev	August 15, 1939
(882) Светлана	15 августа 1917	1306 Scythia	July 22, 1930	3036 Krat	October 11, 1937
(916) Америка	7 августа 1915	1307 Cimmeria	October 17, 1930	3761 Romanskaya	July 25, 1936
(917) Лика	5 сентября 1915	1309 Hyperborea	October 11, 1931	4420 Alandreev	August 15, 1936
(951) Гаспра	30 июля 1916	1316 Kasan	November 17, 1933

1927г

   Александр Леонидович ЧИЖЕВСКИЙ (26.01 (07.02).1897-20.12.1964, Цехановец, Вельского уезда, Гродненская губерния (ныне Польша), Россия-СССР) биофизик, археолог, основоположник гелиобиологии до 1930г публикует серию работ (первые опубликовал в 1915г), в которых показывает значение периодической деятельности Солнца, космической активности, на процессы, происходящие в биосфере Земли, в частной вспышки болезней. Установил зависимость между циклами активности Солнца и многими явлениями в биосфере. С 1929г на основании связей с солнечной активностью, предсказал 7 из 8 эпидемий на 35 лет вперед. Еще в 1924г Физические факторы исторического процесса рассматривает влияние солнечной активности на процессы жизни, в том числе на исторические события.
    Уже с 1914 года он начал разрабатывать вопрос о влиянии солнечной активности на биологические и социальные процессы, а чуть позже стал исследовать влияние искусственно ионизированного воздуха на животные организмы и человека.
    Первые наблюдения за Солнцем провел летом 1915г до отъезда в Москву на учебу. Результатом стал доклад в Археологическом институте, где он учился в октябре 1915 года «Влияние пертурбаций в электрическом режиме Солнца на биологические явления» (обнаружил синхронность между максимальным количеством пятен, проходящих через центральный меридиан Солнца, и военными действиями на фронтах первой мировой войны), вызвавший большой интерес. С 1918г начинает исследование солнечно-земных связей.
    Написал книгу и издал во Франции монографию в 1938 году в Париже на французском языке “Les epidemiеs et les perturbations electromagnetiques du milieu exterieur”, которая была переведена на русский язык уже после смерти ученого и опубликована в Москве под названием “Земное эхо солнечных бурь” (Теория влияния активности Солнца на жизнь Земли, 1973г). Работы по действию отрицательных и положительных ионов в воздухе (аэроионов) на живые организмы, по практическому применению аэроионизации. Исследовал пространственную организацию структурных элементов движущейся крови.
    Отстаивал гипотезу о космическом происхождении земной жизни (Жизнь… в значительно большей степени есть явление космическое, чем земное. Она создана воздействием творческой динамики Космоса на инертный материал Земли, - “Вся жизнь”, 1974г).
    "Леонардо да Винчи 20 века" назвал его первый международный конгресс биофизиков и биологической космологии (Нью-Йорк, 1939) и избрал его Почетным Президентом. В Советской России Чижевскому дали кличку "солнцепоклонника", назвали "мракобесом" и, естественно, дали срок. Сегодня его исследования влияния солнечного излучения на организм животных и человека считаются классическими.
    «В ритме Солнца» (1969г) осталась недописанной. Воспоминания «Вся жизнь» (1974г), сборник «Стихотворения» (1915г).
    Окончил в 1915г реальное училище в Калуге (сюда переехали в 1913г) и поступает действительным слушателем в Московский коммерческий институт, а через несколько месяцев в том же году подает прошение о зачислении его вольнослушателем в Московский археологический институт. В одном он изучает физико-математические науки и статистику, в другом — гуманитарные науки и археографию. По окончании в 1917г Московского Археологического института (и защищает диссертацию на тему “Русская лирика XVIII века”, после чего его, как подающего надежды в науке, оставляют при институте для подготовки докторской диссертации) до 1923г читает в нем лекции. В 1918г окончил Московский коммерческий институт, защитив в мае докторскую диссертацию по тема: “О периодичности всемирно-исторического процесса”, а в 1915-1922г учился сначала на физико-математическом, а затем на медицинском факультете Московского университета. С 1923г работает в Практической лаборатории по зоопсихологии у Владимира Леонидовича Дурова, с 1931г возглавил созданную Центральную научно-исследовательскую лабораторию ионизации. 21 января 1942 года Чижевский был арестован, осужден на 8 лет, которые вначале отбывал в Ивдельлаге Свердловской области, а с 1945 года — в Карлаге, в степях Казахстана, затем 8 лет в ссылке в Караганде. Вернулся в Москву в 1958г. Полностью реабилитирован был только в 1962 году. По возвращению в Москву организует лабораторию ионификации и становится научным консультантом и руководителем этой лаборатории при «Союзсантехника» до конца жизни.

1927г

   Хосе КОМАС СОЛА (Solà, 19.12.1868 — 2.12.1937, Барселона, Испания) астроном, открыл две кометы, одна из которых — периодическая (1927 III (32Р), период равен 8,5 лет). Эту комету он также наблюдал повторно во время ее возвращения к Солнцу в 1935г, а также долгопериодическую С/1925 F1. Разработал метод численного расчета возмущений кометных орбит.
    Основные научные работы посвящены наблюдательной астрономии. Открыл 11 малых планет (список ниже).
    В 1885г опубликовал результаты своих наблюдений метеорных потоков Биелид и Андромедид.
    В 1890г начал наблюдения Марса, которые продолжал во время всех последующих противостояний планеты. В 1894г создал карту Марса. Успешно проводил также физические наблюдения Юпитера, которые впоследствии использовал А.С. Уильямс при построении своей теории течений в атмосфере этой планеты. Изучал Меркурий, Венеру, спутники Юпитера, подтвердил существование полярных белых пятен у третьего спутника Юпитера — Ганимеда.
    В 1902г определил период вращения Сатурна. Первым пришел к выводу, что на крупнейшем спутнике Сатурна — Титане может быть плотная атмосфера: в 1907г заметил, что края диска спутника темнее центра, наблюдал светлые пятна, меняющие форму и положение, и интерпретировал их как облака в атмосфере. Наличие атмосферы на Титане подтвердилось в 1994 году.
    Ряд работ относится к сейсмологии. Разработал метод расчета глубины эпицентра землетрясения, изучал землетрясения на юге Франции, извержение Везувия в 1906г. Проводил большую научно-популяризаторскую работу.
    Окончил Барселонский университет в 1889г. Руководил строительством и оснащением обсерватории Фабра (близ Барселоны), в 1904г возглавил ее и был директором до конца жизни. Член Барселонской королевской академии наук и искусств (1901г). В 1911г основал в Барселоне Астрономическое общество Испании и Америки. Премия им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1905) и премия Барселонской королевской академии наук и искусств. Его имя получили два открытых им астероида: 1102 Пепита (от неформального имени астронома Pepito) и 1655 Комас Сола.

Открытые им 11 астероидов
804 Испания 20 марта 1920	1102 Пепита 5 ноября 1928	1626 Садейя 10 января 1927
925 Альфонсина 13 января 1920	1117 Регинита 24 мая 1927	1655 Комас Сола 28 ноября 1929
945 Барселона 3 февраля 1921	1136 Мерседес 30 октября 1929	1708 Полит 1 декабря 1929
986 Амелия 19 октября 1922	1188 Готландия 30 сентября 1930

1927г

Виллем Якоб ЛЕЙТЕН (Luyten, 07.03.1899–21.11.1994, Семаранг (о-в Ява), США) астроном, начал в Гарвардской обсерватории обширную программу определения собственных движений звезд южного неба; нашел около 100 000 звезд ярче 4,5^m с большими собственными движениями.
    Развил метод определения статистических параллаксов по собственным движениям звезд и построил диаграмму Герцшпрунга-Рессела для звезд в окрестностях Солнца; провел детальное исследование всех звезд в радиусе 10 пк вокруг Солнца. Определил средние абсолютные величины, пространственные плотности, пространственные движения для различных групп звезд - цефеид, долгопериодических переменных, красных гигантов и др.
    Путем оценок цвета слабых звезд с большими собственными движениями открыл значительную часть известных в настоящее время белых карликов.
    Организовал фотографирование северного неба на Паломарском телескопе Шмидта для получения вторых эпох Паломарского атласа неба; это дает возможность определять собственные движения многих очень слабых звезд (до 21-й величины).
    Ряд работ посвящен изучению движения линии апсид у спектрально-двойных звезд (1936), визуальным наблюдениям переменных звезд (1918—1920).
    Создал два звёздных каталога, активно используемых в работе астрономами: LHS (Luyten Half Second) и NLTT (New Luyten Two-Tenths), включающими в себя 3583 и 58700 звёзд соответственно.
    В 11 лет наблюдал за кометой Галлея, что определило его интерес к астрономии на последующие годы. Образование получил в Амстердамском и Лейденском университетах, закончив его в 1918г. С 1921г жил в США. В 1921 - 1923гг работал в Ликской, в 1923-1930 - в Гарвардской обсерваториях. С 1931г работал в университете шт. Миннесота (в 1937-1975гг - профессор, зав. кафедрой астрономии, с 1975г - почетный профессор). Член Национальной АН США. Ряд работ посвящен изучению движения линии апсид у спектрально-двойных звезд (1936г), визуальным наблюдениям переменных звезд (1918-1920гг). Медали им Джеймса Крейга Уотсона Национальной АН США (1965г), им. Кетрин Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1968г).

1927г

Айра Спрейг БОУЭН (Боуен, 21.12.1898-06.02.1973, Сенека-Фолз (шт. Нью-Иорк), США) астрофизик, устанавливает, что неизвестные зеленые линии в составе туманностей (5007Ǻ и 4959Ǻ) излучает дважды ионизированный кислород (приписывался неизвестному элементу - небулию) в необычайно разряженной среде при малой плотности излучения.
   Свечение этих линий, а также зеленых линий водорода придают диффузным туманностям (известно около 150) зеленоватую окраску.
    Научные работы посвящены физике газовых туманностей, физике космических лучей, расчетам и конструированию оптических приборов, экспериментальной спектроскопии. В 20-х годах выполнил ряд исследований по вакуумной спектроскопии, в частности подробно изучил ультрафиолетовые спектры атомов азота, кислорода, неона в различных стадиях ионизации; определил энергетические уровни этих ионов.
    Отождествил линии небулия с запрещенными линиями ионов кислорода и азота и объяснил их большую интенсивность высокой населенностью метастабильных уровней в разреженном веществе туманностей. Отождествил линии неона, измерил длины волн многих слабых запрещенных линий в спектрах туманностей; нашел запрещенные линии поглощения в спектре Солнца.
    В 1934г объяснил аномалии в интенсивностях некоторых разрешенных линий кислорода и азота в спектрах газовых туманностей резонансным перенаселением соответствующих уровней излучением иона гелия (так называемый боуеновский механизм).
    В 1930-1938гг участвовал в первых экспериментах Р.Э. Милликена по изучению природы космических лучей и влияния геомагнитных явлений на их прохождение через земную атмосферу.
    Осуществил расчеты оптических систем и разработал конструкции различных приемников излучения для телескопов обсерваторий Маунт-Вилсон, Маунт-Паломар и др. Под его руководством производились доводка и исследование 5-метрового зеркала Паломарского телескопа. Сконструировал вспомогательное оборудование для этого телескопа, в частности высокоэффективные спектрографы для фокуса куде. Предложил схему обращенной системы Кассегрена для спектрографа, видоизмененную схему телескопа Ричи - Кретьена с большим полем.
   В 1938г разработал устройство, позволяющее собирать больше света в изображении звезды на щели спектрографа,- так называемый делитель изображения.
   В 1919г окончил Оберлинский колледж, продолжал образование в Чикагском университете (1919-1921). В 1921-1946гг работал в Калифорнийском технологическом институте (с 1931г-профессор физики). В 1946-1948гг - директор обсерватории Маунт-Вилсон, в 1948-1964гг - директор объединенных обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар. Член Национальной АН США (1936г), ряда академий наук и научных обществ.
    Медали им. Г. Дрейпера Национальной АН США (1942г), им. Поттса Института им. Б. Франклина (1946г), им. Б. Румфорда Американской академии искусств и наук (1949г), им. Ф. Айвза Американского оптического общества (1952г), им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1957г), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1966г).

1927г

   Жорж ЛЕМЕТР (Lemaitre, Жорж Анри Жозеф Эдуард Леметр, 17.07.1894-20.06.1966, Шарлеруа, Бельгия) католический священник, астроном и математик публикует статью "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э.П. Хабблом в 1929г.
    Первым объяснил открытое Э.П. Хаббл (познакомился с Хабблом будучи в США в 1926г на его докладе) «красное смещение» в спектрах галактики их разбеганием и изменением размеров Вселенной. Описывает теорию расширяющейся Вселенной и Большого взрыва (у Леметра "первоначального атома") на основе теории относительности, радиус кривизны пространства в которой изменяется со временем, разработанной им независимо от А.А. Фридмана (1924г), дав ей физическую интерпретацию. О расширении непустой Вселенной говорил и в первой космологической работе, опубликованной в 1925г. Кроме того, он теоретически обосновал закон Хаббла о пропорциональности между лучевыми скоростями галактик и расстояниями до них, заложив тем самым основы современной физической космологии. Леметр впервые высказал предположение об очень высокой температуре материи на самых первых этапах расширения (вблизи сингулярности) и о сохранении каких-то следов этой ранней эпохи нынешней Вселенной (он полагал, что такими «горячими реликтовыми частицами» являются галактические космические лучи, что оказалось неверным). В 1931г по инициативе А.С. Эддингтона статья Леметра была перепечатана в "Monthly Notices" и стала с тех пор широко цитироваться; работы А.А.Фридмана были опубликованы еще в 1922-1924гг, но стали широко известны среди астрономов много позднее.
    Во всяком случае, Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии - это не звезды, а гигантские звездные системы, галактики.
    Ввел понятие «первичного атома», при взрыве которого образовался наш мир (развита Г.А. Гамовым (1946г)).
    Решая проблему образований скоплений галактик, рассмотрел развитие возмущений в различных космологических моделях. Среди других интересовавших его проблем – физическая природа сингулярности (гипотеза «первичного атома»), образование галактик. В качестве основного физического механизма формирования галактик из однородной расширяющейся среды он рассматривал гравитационную неустойчивость, возникающую на относительно поздней стадии расширения.
    Другие работы Леметра по астрофизике посвящены некоторым вопросам теории образования звезд, гравитационному коллапсу, космическим лучам. Выполнил ряд математических исследований по представлениям группы Лоренца, связанных с релятивистскими волновыми уравнениями, и алгебре кватернионов.
    В 1914г окончил иузиитский колледж и продолжил обучение в Лувенском университете, получил специальность инженера. Во время войны служил в артиллерийских войсках. После войны продолжил образование в Лувенском университете, изучал физику, математику и теологию. В 1922г был возведен в сан священника. С 1923г совершенствовал свои знания сначала в Англии (в Кембриджском университете, под руководством А.С. Эддингтона), затем в США (в Гарвардском университете, Массачусетском технологическом институте). В 1927г стал профессором астрофизики Лувенского университета. В 1940г был избран членом Папской Григорианской академии в Ватикане, в 1960г стал президентом Академии. Премия Франки (1934г), в 1953г был награжден медалью №1 А. Эддингтона Лондонского королевского общества. Его именем назван кратер на Луне и астероид №1565.

1927г

   Михаил Михайлович КАМЕНЬСКИЙ (Михал Каменьски, 12(24).11.1879-18.04.1973, Могилевская губ., Россия-Польша) астроном, создатель польской кометной школы, становится член-кор. Польской АН.
    Основные работы посвящены кометной астрономии и, прежде всего, изучению движения комет Вольфа 1 и Галлея. Он построил численную теорию движения кометы Вольфа 1 с учетом возмущений от всех планет (от Венеры до Урана) и негравитационных эффектов. Первым показал, что негравитационные силы, действующие в окрестности кометного перигелия, могут вызывать не только вековое ускорение в движении кометы, но и вековое замедление. Он установил, что в результате сближения с Юпитером комета Вольфа 1 движется вокруг Солнца по пульсирующему с нерегулярной периодичностью эллипсу.
    Разработал новый метод, оценивающий планетные возмущения кометной орбиты, и применил его для изучения движения кометы Галлея на большом интервале времени, используя при этом записи в древних хрониках.
    Ему принадлежат оригинальные идеи по конструированию астрономических приборов для мореплавания и работ на суше.
    Выполнил ряд исследований по астрометрии, гидрографии, проблемам земного магнетизма и метеорологии.
    Обработал и издал обширные таблицы для определения времени по методу Цингера и широты по методу Певцова. Опубликовал синоптические карты Восточной Сибири и организовал сеть станций по наблюдению арктических льдов от Владивостока до Берингова пролива.
    В 1903г окончил Петербургский университет. В 1903-1908гг работал в Пулковской обсерватории, в 1909-1914гг - научный сотрудник гидрографического отдела российского военно-морского флота, в 1914-1920гг - астроном военного порта во Владивостоке, с 1919г - также начальник организованной им там Морской обсерватории. В 1920-1922гг работал в Токио по приглашению гидрографического отдела японского морского флота. В 1922г переехал в Польшу. С 1923г - профессор астрономии в организованном им астрономическом отделе Варшавского университета и директор метеорологической обсерватории университета на горе Поп-Иван в Карпатах. Член-кор. Польской АН (1927г), почетный член многих научных обществ. В 1935г организовал астрономический отдел в метеорологической обсерватории на горе Поп-Иван в Карпатах. В 1945-1963гг вел научно-исследовательскую работу в Кракове. В 1963г вернулся в Варшаву, где продолжал свои научные исследования. Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1927г).

1928г

Хэрри Хемли ПЛАСКЕТТ (5.07.1893-20.01.1980, Торонто, Канада) астроном, работая почти 30 лет в Оксфордском университете (Англия), с 1928г занимался физикой Солнца и звезд. Предложил метод расчета градиента температуры и коэффициентов поглощения и рассеяния в атмосфере Солнца с помощью наблюдаемых профилей линий и потемнения диска к краю. Установил существование крупно- и мелкомасштабных полей скоростей на поверхности Солнца, показал существование меридиональных потоков.
    Одним из первых детально исследовал физические условия в атмосферах наиболее горячих звезд класса О; предложил модель симбиотических звезд. С помощью разработанного им клинового метода астроспектрофотометрии, измерил распределение энергии в спектрах Солнца и ряда звезд.
    Рассчитал модель фотосферы, которая объясняет широтную неоднородность вращения Солнца изменением температуры по мере продвижения от полюсов к экватору.
     В 1916г окончил университет в Торонто. В 1919-1927гг работал в Астрофизической обсерватории в Виктории (Канада), в 1928-1932гг - профессор Гарвардского университета (США), в 1932-1960гг - профессор Оксфордского университета (Англия). Член Лондонского королевского общества (1936г). Дважды избирался президентом Лондонского королевского астрономического общества. Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1963г). Сын Дж.С. Пласкетт. В честь его и сына назван астероид №2905.

1928г

   Антони ПАННЕКУК (Pannekoek, 2.01.1873-28.04.1960, Вассен, Нидерланды) политический деятель (теоретик марксизма) и астроном, выполнил совместно с М.Г.Й. Миннартом первый количественный анализ спектра солнечной вспышки.
    В 1920г он разработал метод определения расстояний до тёмных туманностей по подсчётам звёзд. С 1921г занимался изучением яркости Млечного Пути.
    Одним из первых применил ионизационную формулу Саха к звездным атмосферам, исследовал, на каких высотах в атмосферах Солнца и звезд образуются линии поглощения. В 1926 ввел важную поправку в формулу Саха, учитывающую отклонение от термодинамического равновесия в звездных атмосферах.
    Предложил в 1920г метод численного решения уравнения переноса для различных моделей звездных атмосфер, разработал способ определения плотностей в атмосферах звезд.
    В 1935 разработал теоретические основы метода определения электронной плотности в атмосферах звезд по последней различимой линии серии Бальмера в их спектрах.
    Выполнил (1933, 1949) фотометрический обзор Млечного Пути, как Северного, так и Южного (на острове Ява, 1926г-составление карты созвездий Южного полушария), по внефокальным фотографиям.
    Окончил Лейденский университет (изучал астрономию и математику с 1891г). В 1899-1906 работал в Лейденской обсерватории. В 1907-1914 принимал активное участие в социалистическом движении, член компартии Нидерландов (1918-1921). Паннекук как «левый уклонист» был объектом острой критики со стороны В.И. Ленина в работе «Детская болезнь „левизны“ в коммунизме» (1920). В 1921 отошел от политической деятельности, исключен из Нидерландской компартии. В том же году основал в Амстердамском университете Астрономический институт и был его директором до 1946г. В 1925-1941 - профессор астрономии Амстердамского университета. Член Нидерландской королевской АН (1925). Удостоен почётной степени Гарвардского университета в 1936г, а также золотой медали Британского Королевского астрономического общества в 1951г. Широкую известность приобрела его книга «История астрономии» (1951, рус. пер. 1966). В честь Паннекука назван кратер на Луне и астероид №2378 Паннекук, а также Астрономический институт Амстердамского университета.

1928г

   Борис Васильевич КУКАРКИН (17(30).10.1909-15.09.1977, Нижний Новгород, СССР) астроном, основал первый в мире журнал - бюллетень «Переменные звезды» (сейчас единственное в мире специализированное издание по исследованию переменных звезд), ответственным редактором которого был всю жизнь, - 49 лет. В 1930г в Нижнем Новгороде состоялось Первое всесоюзное совещание исследователей переменных звезд.
   В 1928г обнаружил зависимость между периодом и спектральным классом затменных переменных звезд.
   В 1934 совместно с П.П. Паренаго установил статистическую зависимость между амплитудой вспышки и длительностью промежутка между вспышками у переменных типа U Близнецов, что привело к верному предсказанию ими вспышки новоподобной звезды Т Северной Короны. Провел исследования кривых блеска, периодов и светимостей цефеид. Так двойная звезда Т Северной Короны с Т=227дн. Вспыхнула в 1866г, затем в 1946г, увеличив блеск от 11^м до2^м. Т Компаса вспыхивает примерно через каждые 20 лет, изменяясь в блеске на 7^м. Чем больше интервал изменения блеска, тем больше период между вспышками, так при изменении блеска на 13^м промежутки между вспышками порядка 100000лет.
   Если класс новых звезд типа R Северной Короны – сверхгиганты, то вспышки – подъем вещества из недр звезды. Особый тип новых звезд SS Лебедя. Их вспышки не так сильны. Сами звезды SS Лебедя, АЕ Водолея - тесные пары.
В 1935г совместно с П.П. Паренаго установили, что форма кривой блеска цефеид зависит от длины периода изменения блеска.
   Вместе с П.П. Паренаго составил каталог-картотеку различных характеристик переменных звезд, который лег в основу «Общего каталога переменных звезд» (ОКПЗ), созданного по поручению Международного астрономического союза московскими исследователями переменных звезд под руководством Кукаркина. Первое издание ОКПЗ вышло в свет в 1948г и содержало сведения о 10 912 звездах. Третье издание ОКПЗ и дополнения к нему (1969-1976гг) содержат сведения о 26 000 переменных звезд и других нестационарных объектов.
Тщательно изучив пространственное распределение переменных звезд различных типов в сопоставлении с их кинематическими и физическими характеристиками, развил концепцию различных звездных «населений» Галактики и доказал разновременность возникновения галактических объектов. Одновременно с В. Бааде (США) в 1943-1944гг исследования Кукаркина способствовали окончательному утверждению представлений о Галактике как о звездной системе, состоящей из взаимопроникающих подсистем. К 1949г (начиная с 1943г), произведя детальное изучение структуры Галактики, пришел к выводу, что в Галактике можно выделить три подсистемы, доказывающие разновременность возникновения галактических объектов:
1. Плоскую – горячие гиганты спектрального класса О и В, звезды рассеянных скоплений, пылевые туманности и сверхновые (население 1 типа).
2. Промежуточная – новые звезды, белые карлики и некоторые переменные.
3. Сферическую – шаровые звездные скопления, субкарлики и некоторые переменные звезды (население 2 типа по распределению В. Бааде, который несколько позже выдвинул сходные идеи по строению Галактики).
    Совместно с П.П. Паренаго в 1931г основал всемирно известную Московскую школу звездной астрономии (Международный центр изучения переменных звезд по решению МАС с 1948г находился в Москве и до конца жизни им руководил Кукаркин). Центр издал многотомный «Общий каталог переменных звезд» (1948г), содержащий 10912 звезд, а в 1983г уже 4-е дополнительное издание каталога. Центр обобщает результаты исследования переменных звезд, проводимые в различных странах мира, присваивает обозначения вновь открытым и издает каталоги.
    Показал различие переменных (цефеид) в шаровых скоплениях и вне их (1949г, совместно с П.П. Паренаго).
    Детально изучил совокупность шаровых скоплений Галактики и привел разнообразные данные о них в единую систему, изложив их в монографии Шаровые звездные скопления (1974г).
    Ряд работ Кукаркина посвящен исследованию межзвездного поглощения света по цветовым эквивалентам более 7000 звезд. Он уточнил величину межзвездного поглощения и характер его зависимости от длины волны. Докторская диссертация «Переменные звезды и строение звездных систем» (1947) . Совместно с П.П. Паренаго написал книгу Переменные звезды и способы их наблюдения (1-е изд. 1938г, 2-е изд. 1947г), сыгравшую большую роль в популяризации изучения переменных звезд в нашей стране. Один из авторов монографии Переменные звезды (т. 1–3, 1937–1947гг), ответственный редактор коллективной монографии Нестационарные звезды и методы их исследования (т. 1–5, 1970–1974гг).
    Знания приобрел самостоятельно. С 17 лет начал наблюдение переменных звезд, в 1928–1931гг заведовал обсерваторией Нижегородского кружка любителей физики и астрономии, где организует наблюдение переменных звезд, в 1931–1932гг работал астрономом в Ташкентской обсерватории. С 1932г работал в Московском университете и Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ). С 1932г старший научный сотрудник ГАИШ, заместитель по научной работе в 1949-1952гг, директор в 1952-1956, с 1960 заведующий кафедрой звездной астрономии при МГУ. Доктор физ-мат наук с 1950г, с 1951г профессор МГУ, в 1952–1956гг директор ГАИШ МГУ, в 1956–1960гг заведующий отделом переменных звезд этого института, с 1960г заведующий кафедрой звездной астрономии (с 1965г – кафедра звездной астрономии и астрометрии) физического факультета МГУ и заведующий отделом изучения Галактики и переменных звезд ГАИШ.
    Был инициатором создания в 1928г бюллетеня «Переменные звезды» и оставался его ответственным редактором на протяжении 49 лет. С 1956г председатель Комиссии по переменным звездам Астрономического совета АН СССР, президент Комиссии 27 «Переменные звезды» Международного астрономического союза (1952–1958гг), вице-президент этого союза (1955–1961гг). Участник Великой отечественной войны (преподавал в штурманском отделе штаба авиации дальнего действия). В войну награжден орденом Красной звезды и медалями. Награжден премией им. Ф.А. Бредихина АН СССР (1950г). В 1949 – 1961гг заведовал редакцией астрономии БСЭ. В течение 26 лет входил в состав редколлегии журнала «Природа», в редколлегии ряда других научных журналов. Вступив в партию в армии в годы войны, неоднократно входил в партбюро ГАИШ, был членом парткома МГУ. Его именем назван астероид №1954, открытый 15 августа 1952г в Симеизском филиале Крымской астрофизической обсерватории.

1928г

   Поль Андриен Морис ДИРАК (Dirac, 8.08.1902-20.10.1984, Бристоль, Англия) физик-теоретик, разработчик квантовой статистики (частиц с полуцелым спином - статистика Ферми-Дирака) объединил две важнейшие теории квантовую механику и теорию относительности, найдя уравнение, определяющее волновую функцию электрона в релятивистской квантовой механике (построил релятивистскую теорию движения электрона - вывел релятивистское уравнение для электрона - уравнение Дирака, публикация 1 февраля 1928г), работа 1930г «Основы квантовой механики»). Решение этого уравнения и его теория, принцип запрета В.Э. Паули (1925г) привели к открытию античастиц. Это уравнение обладало важной особенностью – из него вытекало понятие спина и оно объясняло тонкую структуру спектров атома водорода и эффект Зеемана.
    Сперва развил собственный оригинальный подход к квантовой проблематике и изложил его в серии статей, опубликованных в 1925–1926 в «Трудах Лондонского королевского общества» («Proceedings of the Royal Society of London»).
    В 1926–1927гг он разработал математический аппарат квантовой механики – теорию преобразований, ввел т.н. дельта-функцию. В 1927г применил принципы квантовой механики к электромагнитному полю и построил модель квантованного поля, заложив основы квантовой электродинамики. Совместно с В.К. Гейзенберг в 1928г выдвинул идею обменного взаимодействия.
    В 1931г обосновал возможность существования симметричной квантовой электродинамики, базирующейся на концепции элементарных магнитных зарядов (выдвинул гипотезу о существовании элементарного магнитного заряда – монополя), в 1933г – антивещества.
    В 1932г в космических лучах и экспериментально обнаружил позитрон, первую античастицу, с помощью камеры Вильсона К.Д. Андерсон (ввел и название позитрон), а в 1933г зарегистрирована аннигиляции пары электрон – позитрон.
    В 1937г впервые поставил вопрос о зависимости фундаментальных констант от времени, характеризующие современное состояние Вселенной. Считал, что изменение гравитационной постоянной (G'/G≈-5^.10^-11лет^-1) связано с расширением Вселенной. Но современная теория пока не дает возможности вычислить эту зависимость, хотя и допускает ее существование.
    В 1955г открыт в США антипротон, а в 1956г антинейтрон и антинейтрино.
    В 1962 разработал теорию мюона, рассматривая последний как колебательное состояние электрона, занимался проблемой гамильтоновой формулировки теории гравитации с целью дальнейшего квантования гравитационного поля.
    В 1965г ученые под руководством Л. Лидермана (США) в Брукхэйвене обнаружили ядра антидейтерия, а в 1969г на ускорителе Серпуховском в Притвине под руководством Ю.Д. Прокашкина получен антигелий-3, а в 1974г антитритий. В 1996г в Европейском центре по физике высоких энергий [ЦЕРН] зарегистрированы антиатомы водорода, состоящие из антипротона и позитрона.
    Окончил Бристольский университет в 1921г по специальности электротехника. В 1923г поступил в аспирантуру Кембриджского университета к Р.Г. Фаулеру. В 1926г защитил докторскую диссертацию. В течение года работал у Н.Х.Д. Бора в Копенгагене и у М. Борна в Гёттингене, затем вернулся в Кембридж, где был избран членом совета Сент-Джонз-колледжа. В 1929г преподавал физику в университете штата Висконсин в Мадисоне и читал лекции по квантовой механике в других американских университетах. По возвращении в Англию в 1930г был избран членом Королевского общества, а в 1932г стал профессором Кембриджского университета, получив кафедру, которую некогда занимал И. Ньютон. В 1933–1934 работал в Принстонском институте фундаментальных исследований, затем вернулся в Кембридж. В 1968г ушел в отставку с поста профессора Кембриджского университета и после непродолжительной работы в качестве приглашенного профессора университета штата Нью-Йорк в Стони-Брук и университета Майами стал профессором физики университета Флориды в Таллахасси.
    Нобелевский лауреат 1933г за «открытие новых продуктивных форм атомной теории» (за создание квантовой механики). Награжден Королевской медалью (1939г), медалью Копли (1952г), получил премию Р.Оппенгеймера и ряд других наград. Член-корреспондент АН СССР (1931г), несколько раз приезжал в СССР, автор статей в БСЭ (ныне «Большая Российская энциклопедия»). Дружил с П.Л. Капица и И.Е. Тамм.

1928г

Пелагея Фёдоровна ШАЙН (до замужества Санникова, 1894—27.08.1956, д. Попово-Останино Усольского уезда, Россия-СССР) астроном, первая в мире женщина, открывшая 15 августа малую планету (1112 Polonia). Всего открыла 19 малых планет.
    В ночь с 18 на 19 сентября 1949 года открыла короткопериодическую комету Шайн — Шалдеха. Открыла также более 150 новых переменных звёзд. Вела работы по фотометрии и колориметрии звёзд.
    Окончила Половодовскую начальную школу, Соликамскую гимназию, затем поступила на физико-математическое отделение Высших женских (Бестужевских) курсов в Санкт-Петербурге. В 1918 году вернулась в Усольский уезд, где преподавала математику в заводской школе. Затем переехала в Томск, где познакомилась со своим будущим мужем, астрономом Григорием Абрамовичем Шайном. С 1921 года работала в Пулковской обсерватории, в 1925 году переведена в её Симеизское отделение, которое затем вошло в состав Крымской астрофизической обсерватории, где работала до конца жизни.
   Именем Шайн названа малая планета (1190 Pelagia), открытая Г. Н. Неуйминым 20 сентября 1930 года в Симеизской обсерватории.

Имена малых планет, связанные с Пулковской обсерваторией
Люди, в честь которых названа малая планета | Женщины-астрономы

1928г

Куно ХОФМЕЙСТЕР (Hoffmeister, 2.02.1892–2.01.1968, Зоннеберг (Тюрингия), Германия),

астроном, начал наблюдения (в собственной обсерватории, созданной в 1925г в Зоннеберге) совместно с Бабельсбергской обсерваторией, фотографическое патрулирование неба, основной задачей которого было обнаружение новых переменных звезд. Эта работа продолжается в Зоннебергской обсерватории до настоящего времени.
   В 1914г устанавливает переменность звезды RW Северной Короны. С1925г наблюдал и открыл 10375 переменных звезд, в том числе переменных молодых звезд типа Т Тельца (нерегулярная переменная) с периодом в несколько десятков лет, изученные как Т-ассоциации П.П. Паренаго и В.А. Амбарцумян.
    В 1915-1942гг наблюдал падение метеоритов и установил характер их скоростей. Собирал сведения о болидах и вычислил для многих траектории. В 1948г опубликовал каталог метеорных потоков по результатам своих исследований.
    Разработал фотометр с помощью которого провел многочисленные наблюдения зодиакального света. Изучал противосияние.
    Открыл и исследовал около 10 000 переменных звезд.
    Увлекшись астрономией, несколько лет работал ассистентом в Бамбергской и Йенской обсерваториях. Затем самостоятельно создал примитивную обсерваторию, которая в 1925г переведена в городскую, а в 1930г в отделение Зоннбергской обсерватории. Обсерватория превратилась в международное бюро и с 1947г вошла в состав Германской АН. С 1936г член Германской академии естествоиспытателей «Леопольдина», позже член Академии наук ГДР. В 1947г Зоннебергская обсерватория вошла в состав Германской АН в Берлине, и он оставался ее директором до конца жизни. На протяжении нескольких десятилетий был редактором научно-популярного журнала «Звезды» («Sterne»). В 1951г был удостоен Национальной премии ГДР. Его имя занесено на карту Луны, а также астероиды № 1726 Hoffmeister и № 4183 Cuno.

1928г

Говард Перси РОБЕРТСОН (27.01.1903-26.08.1961, Хокиам, шт. Вашингтон, США) математик и физик, используя данные Хаббла 1926 года, первым нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. По видимому, эту работу Хаббл знал.
     В 1937 году дал правильное объяснение Эффект Пойнтинга — Робертсона — процесс, благодаря которому в Солнечной системе пылевые частицы медленно падают по спирали в сторону Солнца. Эффект был впервые описан в 1903 году известным британским физиком Джоном Генри Пойнтингом.
    14-18 январе 1953 года Робертсон, уже известный физик из Калифорнийского Технологического Института, по инициативе ЦРУ и по поручению правительства возглавил комиссию по исследованию НЛО из ученых, не связанных с военными. Комиссия рассмотрела данные ВВС о случаях появления НЛО, анализируя, в частности, свидетельства, собранные Э. Руппельтом в Синей книге, в итоговом докладе комиссия (частично рассекречен в 1966-1967 годах) сказала, что НЛО не представляют угрозы для национальной безопасности и нет свидетельств, что наблюдавшиеся объекты могут иметь внеземное происхождение.
    Получил степень бакалавра по математике в 1922 году и магистра в области математики и физики в 1923 году в Университете Вашингтона в Сиэтле. Докторскую степень по математике и физике получил в Калифорнийском технологическом институте в 1925 году. Помимо своей работы в области математики и физики, Робертсон сыграл центральную роль в американской научной разведке во время и после Второй мировой войны. Был сотрудником ЦРУ, работал в канцелярии министра обороны.

1929г

   Леонид Васильевич СОРОКИН (31.07(12.08).1886 – 24.09.1954, Борисоглебск, СССР) астроном-гравимитрист, основатель отечественной морской гравиметрии, после знакомства с публикациями Венинг-Мейнеса, создает свой морской маятниковый прибор и проводит с ним (постоянно его совершенствуя) экспедиции на подводных лодках: в 1930г, 1933-1935гг на Черном море, в 1937г в Охотском и Японском морях, в 1948г – в Баренцовом. Его аппаратура стала прототипом приборов эпохи ИСЗ.
    С 1921г по 1926г участвовал в наблюдениях силы тяжести Курской магнитной аномалии, разрабатывал теорию приборов и методику интерпретации измерений. Сорокин и геофизик А. И. Заборовский были в числе создателей отечественной разведочной геофизики.
    В 1926 -1929гг проводил в Прикаспии гравиметрическую разведку на нефть, обосновав перспективность региона. Являясь консультантом ряда центральных научных и производственных геофизических организаций СССР, внедрял эффективные методы разведки. Его школа разведочной гравиметрии сыграла важную роль в обеспечении страны нефтью в годы ВОВ.
    С 1930г разрабатывает методику и приборы для маятниковых измерений с надводного корабля. Изобрел и усовершенствовано более 50 устройств и приборов для целей гравиметрии и службы времени.
    Учился в Александровской гимназии Борисоглебска (1897- 1905, золотая медаль), затем на физмате Московского ун-та (1905- 1911, диплом 1-й степени). Научную работу начал студентом в Астрономической обсерватории ун-та. С 1908г член Московского общества любителей астрономии (МОЛА). По окончании университета преподавал физику и математику в гимназиях. С 1920г работал в геодезическом отделе Корпуса военных топографов (КВТ) при Генштабе РККА, с марта 1921г сверхштатный научным сотрудником Астрономо-геодезического института (АГНИИ) при физмате МГУ, затем ассистент кафедры астрономии и геодезии. С 1939г заведовал созданной на мехмате кафедрой гравиметрии. С 1926г доцент, читает в МГУ курс гравиметрии. 1932-1942гг профессор МГУ, с 1936г доктор фмн (без защиты диссертации). Более 30 лет читал гравиметрию студентам мехмата МГУ и других ВУЗов (1942-1952гг профессор Московского нефтяного института). По его учебникам учились несколько поколений гравиметристов, геофизиков-разведчиков и геодезистов. Лауреат государственной премии (1951г), награжден орденами: Трудового Красного Знамени, Ленина, медалью «За оборону Москвы». Его именем назван вал (линейное поднятие) в Ненецком национальном округе Архангельской области.
    Написал «К вопросу о причине гравитационной аномалии в Щигровском районе Курской губернии» (1925г), «Определение силы тяжести на Черном море» (1934г), «Методы применения в СССР гравиметрии к отысканию полезных ископаемых» (1934г), «Гравиразведка» в кн. «Курс геофизических методов разведки нефтяных месторождений» (1950г), «Гравиметрия и гравиметрическая разведка» (1953г)

1929г

   Дин Бенджамин МАК-ЛАФЛИН (Мак-Локлин) (25.10.1901 — 8.12.1965, Бруклин (Нью-Йорк), США) астроном, возглавил спектроскопические программы обсерватории Мичиганского университета. Выполнил детальные исследования спектров Ве-звезд, спектрально-двойных звезд.
     Обнаружил, что VV Цефея, 31 и 32 Лебедя являются затменными системами, состоящими из холодного сверхгиганта и горячей звезды небольших размеров, затмения которой протяженной атмосферой сверхгиганта дают уникальную возможность изучать строение протяженных атмосфер. Определял орбиты затменных двойных звезд, изучал спектральные изменения у долгопериодических переменных.
    Особенно известен своими исследованиями новых и сверхновых звезд Начиная с Новой Геркулеса 1934 наблюдал все доступные новые, выполнил измерения многочисленных эмиссионных и абсорбционных деталей в спектрах этих звезд, соотнося их с изменениями блеска и с выбросами оболочек. Расшифровал сложные спектры сверхновых I типа, интерпретировав их как спектры поглощения, а не излучения (как считали раньше).
    Окончил Мичиганский университет. В 1924—1927гг работал в Суартморском колледже, с 1927г — в обсерватории Мичиганского университета, был профессором астрономии в этом университете. Его именем назван кратер на Марсе и кратер на обратной стороне Луны.

1929г

   Григорий Абрамович ШАЙН (7(19).04.1892-4.08.1956, Одесса, СССР) астрофизик, методом высокоточных спектральных измерений впервые открыл и изучил с О.Л. Струве вращение звезд в тесных двойных системах. Исследуя линии в спектрах и измеряя лучевые скорости, предложили метод определения скорости осевого вращения звезд и измерив показали, что звезды ранних спектральных классов вращаются в десятки раз быстрее Солнца. В 1934г он по профилям линий поглощения определил скорости вращения одиночных звезд. В основном, более 50% звезд имеют скорость вращения до 50 км/с, а у ранних классов В до 500 км/с. Принял участие в определении лучевых скоростей около 800 звезд и составил один из лучших каталогов совместно с В.А. Альбицким.
    В 1910г вышла его первая статья «Определение радианта Персеид ».
    В 1923г определил лучевые скорости звезд спектрального класса А и затем исследовал их кинематику, что подготовило открытие вращения Галактики.
    В 1925г открыл новую непереодическую комету (1925 VI, Шайна — Комаса Сола) и несколько десятков спектрально-двойных звезд, переоткрыл комету 16Р/Брукса 2 (1925 X).
    В 1925г открыл три малые планеты: 1057 (Ванда, 16 августа 1925г), 1058 (Грабба, 22 июня 1925г), 1709 (Украина, 16 августа 1925г).
    В 30-40-е годы изучил долгопериодические переменные звезды и сделал выводы относительно причин эволюции их спектров за период изменения блеска звезды.
    Высказал гипотезу об аналогии между явлениями на поверхности холодных звезд и солнечной активностью. Обнаружил, что соотношение между «тяжелым» и «обычным» углеродом (изотопами С¹³ и С¹²) значительно варьирует в разных звездах. Поскольку углерод является одним из катализаторов ядерных реакций в звездах, это открытие инициировало разработку новых исследовательских программ не только в астрофизике, но и в ядерной физике.
    Указал, проведя исследование, что электроны в солнечной короне движутся с огромными скоростями, на основании чего И.С. Шкловский сделал вывод о высокой температуре в короне. Одним из первых понял, что для наблюдательной проверки фундаментальных соотношений «спектр – светимость» и «масса – светимость», а также гипотез о строении и эволюции звезд очень важно изучение двойных звезд. Шайн установил большое число закономерностей для двойных систем, некоторые из них получили объяснение лишь спустя многие десятилетия.
    Открыл у звезд спектрального класса R и N наличие изотопа углерода в большом количестве, что указывало на характер ядерных реакций в недрах звезд, превращение водорода в гелий.
   Последние 8 лет (1945-1954гг) совместно с В.Ф.Газе используя метод фотографий в Крыму, открыли и изучить свыше 150 газовых водородных излучающих туманностей сильно вытянутой волокнистой формы и доказывает в 1955г о наличии в межзвездном пространстве (Галактике) магнитного поля. Были оценены массы туманностей, рассмотрены характер движений в них, наличие пыли и роль магнитных полей. Основным итогом этого цикла работ был вывод об образовании горячих звезд и диффузного вещества в едином космогоническом процессе. Первый список туманностей публикует в первом томе «Известий Крымской астрофизической обсерватории» (1947г, сейчас издано более 90 томов). В соавторстве выпустили большой «Атлас диффузных газовых туманностей» в 1952г и 1953г. Открыл класс туманностей в которых значительная часть материи сосредоточены на периферии.
   По фотографиям, сделанным 20-дюймовым телескопом Ликской обсерватории совместно с Виртанен, подсчитав число галактик ярче 18,7^m, обнаружил тенденцию к образованию их скоплений.
    Изучая звезда типа Мира (о Китае), впервые показал, что такие звезды как и Солнца проявляют активность, но в гораздо больших масштабах.
    Не имея возможностей учиться в гимназии, сдал экзамены на аттестат зрелости экстерном (1911г). В 1912–1914гг учился на физико-математическом факультете Юрьевского (Дерптского) университета (Тарту, Эстония). В 1914–1917гг пошел добровольцем в действующую армию. Завершил высшее образование в Пермском университете; здесь же в 1919–1920гг работал ассистентом на кафедре астрономии. С 1921г – вычислитель в Пулковской обсерватории. В 1924г руководил установкой 40-дюймового (102см) рефлектора, оснащенного спектрографом в Симеизском отделении Пулковской обсерватории. С 1929г и до конца жизни жил и работал в Симеизе (с перерывом в 1941–1944гг, когда Крым был оккупирован немцами). Академик АН СССР с 1939г. С 1946г принимает активное участие в строительстве Крымской Астрофизической обсерватории (в 12 км от Бахчисарая, пос. Научный, постановлением Правительства от 30.06.1945г полностью разрушенное войной Симеизское отделение Пулковской обсерватории преобразовано в Крымскую), вступивший в строй в 1950г и является ее первым директором (1945-1952гг). Здесь 15 февраля 1961г был установлен (по его инициативе) самый крупный в Европе телескоп диаметром 264см (получил его имя), а также самое современное оборудование: 122см рефлектор, 40см двойной астрограф, 50см менисковый телескоп, солнечные инструменты. Здесь производится изучение астероидов (многие открыты). Последние четыре года жизни руководил отделом физики звезд Крымской обсерватории.
    Член Лондонского королевского астрономического общества, почетный доктор Копенгагенского университета, член Американской академии наук и искусств. Государственная премия 1950г, два Ордена Ленина. Имя Шайна носит крупнейший телескоп Крымской обсерватории (2,64м, 1961г), кратер на Луне, астероид №1648, открытый П.Ф. Шайн 5 сентября 1935г в Симеизской обсерватории.

1929г

   Гарольд ДЖЕФФРИС (Харолд Джеффри, Jeffreys, 22.04.1891-18.03.1989, Фэтфилд, графство Дарем, Англия) математик, астроном и геофизик, в формулу для потока диссипации вследствие теплового испарения газа в планетной атмосфере (формула Дж.Х. Джинса) внес поправку в теории – объясняя осевое вращение планет, но в 1948г от нее отказался.
    Занимался вопросами происхождения Солнечной системы. Вслед за Д.Х. Дарвином развил теорию приливной эволюции системы Земля – Луна, вычислил энергию приливного трения на океанских побережьях. Вычислил, что, прежде чем Луна достигла своего современного положения 500 млн.лет назад. Вместе с Дж.Х. Джинсом разработал теорию приливной эволюции Солнечной системы, оценил ее возраст в 4 миллиарда лет.
    Вместе с нидерландским астрономом В. де Ситтером Джефрис определил величину сжатия Земли по прецессии ее оси, установил параметры годового движения полюсов инерции и вращения как по астрономическим, так и по метеорологическим данным. Составил кривую времени пробега сейсмических волн, которая применяется для определения эпицентров удаленных очагов землетрясений (считал, что ядро Земли жидкое). Предложил затухающую модель чандлеровского движения полюса Земли, возбуждаемого нерегулярными вариациями годового движения полюса. Исследовал влияние вязкости земного шара на постоянную нутации и свойства слоя верхней мантии на глубине около 400 км.
    Вел работы по применению теории вероятности к анализу астрономических наблюдений.
    Автор фундаментального труда Земля: ее происхождение, история и строение (The Earth: Its Origin, History, and Physical Constitution, 6-е изд., 1976г, 1924г, рус. пер. 1960г), «Теория вероятностей» (1946г), «Методы математической физики» (1966г; две последние в соавторстве с женой Б. Свирлс).
     Учился в Армстронг-колледже (Ньюкасл-апон-Тайн) и Сент-Джонз-колледже Кембриджского университета. После окончания университета в 1914г работал там же, в 1917–1922гг – в метеорологической службе, в 1922–1958гг – в Кембриджском университете (с 1946г – в должности профессора астрономии и философии). Президент Королевского астрономического общества в 1955-1957гг. Удостоен многих престижных наград (Королевская медаль Лондонского королевского астрономического общества (1937г), медаль Копли (1960г), медаль Виктории Королевского геодезического общества, медаль им. У.Х. Волластона Лондонского геологического общества). Член Лондонского королевского общества (1925г), член Национальной АН США (1945г). В 1953г он был возведен в рыцарское достоинство.

1929г

   Отто Людвигович СТРУВЕ (Struve, 12.08.1897-6.04.1963, Харьков, Россия, с 1921г в США, правнук В.Я. Струве) астрофизик, последний представитель династии Струве, его отец, Л.О. Струве, четверть века возглавлял Харьковскую обсерваторию, совместно с Г.А. Шайн разработал метод определения скорости осевого вращения звезд, нашел скорости вращения большого числа звезд, впервые показал, что горячие звезды обладают осевым вращением с экваториальными скоростями порядка 100 км/с. Показал, что у быстро вращающихся звезд происходит истечение вещества из экваториальных областей, что приводит к образованию оболочек и колец.
    Совместно с К.Т. Элви установил существование систематической зависимости между спектральным типом звезды и скоростью осевого вращения.
    Исследователь-спектроскопист. Начиная с 1924г на протяжении многих лет занимался изучением спектрально-двойных звезд, детально изучил сотни таких систем. Наиболее известны его работы по звездам β Лиры, 27 и 29 Большого Пса, ε Возничего, VV Цефея, звездам типов W Большой Медведицы и β Большого Пса. Именно ему принадлежит заслуга оценки их доли среди звезд равных спектральных классов (43% всех B-звезд). Он нашел эмпирическую зависимость «период вращения звезды – амплитуда лучевой скорости», что позволило оценить среднее значение суммы масс этих звезд и получить критерий их отличия от короткопериодических цефеид и определить их орбиты.
     В 1929г открыл уширение линий водорода и гелия межатомными электрическими полями в атмосферах B-звезд. Показал, что эффект Штарка является одним из основных факторов, вызывающих уширение линий в звездных спектрах, и что это уширение может быть использовано для определения светимости звезд. Обнаружил существование крупномасштабных турбулентных потоков в атмосферах сверхгигантов.
   Изучал переменные звезд, межзвездного среду, оболочки звезд и их эволюцию. Одним из первых понял важность исследования диффузного вещества в Галактике. По спектрам более 2000 ранних звезд, полученным в различных обсерваториях, выполнил исследование межзвездных линий H и K ионизованного кальция. Нашел, что их интенсивность зависит от расстояния; совместно с Б.П. Герасимович определил в 1929г среднюю плотность «кальциевого облака» и установил, что оно участвует во вращении Галактики и составляет 1% полной массы звезд в единице объема. Впервые оценил расстояние до Центра Галактики.
    Совместно с К.Т. Элви в 1937-1938гг разработал и впервые построил в обсерватории Мак-Доналд небулярный спектрограф. С помощью этого инструмента обнаружил водород в межзвездном пространстве, сфотографировав слабые межзвездные эмиссионные линии Бальмера в областях, концентрирующихся к плоскости Млечного Пути; открыл также многие диффузные и отражательные туманности.
    Совместно с Э. Фростом и С.Д. Барреттом определил параметры движения Солнца среди звезд по лучевым скоростям 368 B-звезд.
    За годы его руководства Йеркская обсерватория стала одним из признанных международных астрономических центров. В 1939г по его инициативе и при его активном участии была создана обсерватория Мак-Доналд при Техасском университете, которой он руководил до 1947г и которая стала крупным центром астрофизических исследований. Струве принимал участие в создании 42-метрового радиотелескопа Национальной радиоастрономической обсерватории США.
    Труды по практической и теоретической звездной астрономии, эволюции звезд и их вращению, исследованию межзвездного газа. Мировую известность получила его книга Эволюция звезд (Stellar evolution, 1950г), вышла в СССР в 1954г, «Элементарная астрономия» (совместно с Б. Линде и X. Пилланс, пер. 1964г), «Астрономия XX века» (совместно с В. Зебергс, пер. 1968г).
    Поступил в Харьковский университет в 1915г, но вскоре вынужден был прервать учебу: был призван на военную службу и в 1915–1918гг принимал участие в боевых действиях в Турции. В 1919г окончил Харьковский университет. Вскоре был мобилизован в Белую армию, с остатками врангелевских войск эвакуировался в Турцию, затем – в Европу. В 1921г приехал в США. В 1921–1950гг работал в Йеркской обсерватории (Чикагский университет), в 1932–1947гг был ее директором. Профессор астрономии Чикагского университета, в 1947–1950гг заведовал кафедрой астрономии. В 1932-1947гг был главным редактором журнала «Astrophysical Journal». В 1947г возглавил астрономическое отделение Калифорнийского университета (в Беркли), в 1950–1959гг профессор, зав. кафедрой астрофизики и директор Лейшнеровской обсерваторией при этом университете. Был первым директором Национальной радиастрономической обсерватории США в Грин-Бэнке в 1959-1962гг, сотрудником Института перспективных исследований в Принстоне. Он был членом многих академий наук, почетным доктором университетов. В 1944г был награжден Золотой медалью Лондонского королевского общества, медалью им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1948г), им. Г. Дрэпера Национальной АН США (1950г), им. Д. Риттенхауза (1954г), премия им. П.Ж.С. Жансена Французского астрономического общества (1954г), медаль им. П.Ж.С. Жансена Парижской АН (1955г). В 1952–1955гг возглавлял Международный астрономический союз, член АН США.
    В честь его назван в действующей Макдоналдской обсерватории 82-дюймовый телескоп, кратер на Луне, астероид 2227.

1929г

   5 ноября открывается Московский Планетарий, первый большой в СССР. Основателем и первым директором планетария с 1928 года был научный сотрудник ГАФИ Шистовский Константин Николаевич. Большие шары проэцируют на небо (купол) звезды до 6,5^m, причем более яркие имеют цвет. Изображение звезд создается с помощью металлических пластинок в которых проделаны отверстия разного диаметра. Один шар проецирует звезды северного, второй – южного полушария. Шары меньшего радиуса позволяют превратить небо в звездную карту, так как с их помощью на купол проецируется координатная сетка и контуры созвездий. Специальные проекторы служат для демонстрации движения Солнца, Луны и 5-ти видимых планет. Специальные приборы проецируют на купол точки и линии небесной сферы. Процесс движения можно ускорить (сутки могут длиться от 12 мин до 35 сек, а год от 5,5 мин до 17 сек). Можно совершать путешествие в прошлое или будущее. Сократив год до 1 минуты, можно видеть «петлеобразное» движение планет. За 1,5 минуты можно пронаблюдать процесс в 26000 лет (процессию). Диаметр купола 25,5 метра. Модель аппарата Фирма "Карл Цейс" с программным управлением. Количество кресел 480, количество посетителей около 500 000 в год.
    Его история делится на две части: первые 65 лет советского периода и последние десять. В советское время в круглом зале, в центре которого стояла странная шишковатая гантеля, гас свет и в темноте раздавалась музыка (обычно из Лебединого Озера). И когда под последние напряженные аккорды вспыхивало звездное небо по залу всегда проносилось восхищенное: "Ах!". Затем читалась лекция. В Планетарии работали кружки, велись наблюдения в обсерватории - это был один из центров школьной астрономии Москвы (вторым был Дворец Пионеров на Ленинских Горах). И хотя к концу 80-х черно-белый оптико-механический планетарий устарел (для подобных целей всюду уже использовались лазерные установки), поток посетителей не уменьшался.
    А в перестройку все изменилось: Планетарий приватизировали в 1994г и он перестал оказывать услуги населению (Кружки прекратили свою деятельность еще в 1992 году). Последние все годы он находится на реконструкции. За это время планетарий вырос на 6 метров, под ним появился гараж (для машин посетителей). В самом планетарии прошло несколько рекламных акций. Закончить реконструкцию Планетария к его 75-летию (2004г) не удалось (по финансовым причинам), как не удалось и в планируемых два более поздних срока (сентябрь 2006г, декабрь 2010г). В честь 2011 Года космонавтики, открытие планетария состоялось в День России 12 июня 2011 года.
    Планетарии имеется во многих крупных городах. Большинство их оснащается смотровыми площадками с телескопами и другими приборами для демонстрации различных явлений. Оборудуются проекциями полярных сияний, комет, переменных и новых звезд, ИСЗ и других небесных тел и явлений.

1930г

   Эжен Жозеф ДЕЛЬПОРТ (10.01.1882 — 19.10.1955, Женапп, Бельгия) астроном, по поручению Международного астрономического союза 1928г, издал Атлас созвездий, в котором были окончательно установлены границы между всеми созвездиями в небе вдоль вертикальных и горизонтальных линий прямого восхождения и склонения (плавные границы заменены на ступенчатые) для эпохи В1875,0.
    В 1903—1919гг выполнил несколько тысяч определений положений звезд с меридианным кругом для международной кооперативной программы "Карта неба".
    Затем занимался систематическими наблюдениями положений комет и астероидов. Открыл 66 новых астероидов (список ниже), среди них выделяются интересные объекты 1221 Амур и 2101 Адонис, которые подходят очень близко к Земле.
    Он обнаружил большое количество комет, включая периодическую комету 57P/du Toit-Neujmin-Delporte.
    В 1903г окончил Брюссельский университет. С этого времени до последних дней жизни работал в Королевской обсерватории в Уккле (в 1936—1947 — директор). Чл.-кор. Парижской АН и Бюро Долгот в Париже. Премии Бельгийской королевской академии наук, литературы и изящных искусств. Его именем назван кратер на Луне.

Список открытых 66 астероидов
1052 Belgica 15 ноября 1925 1068 Nofretete 13 сентября 1926 1122 Neith 17 сентября 1928 1124 Stroobantia 6 октября 1928 1145 Robelmonte 3 февраля 1929 1664 Felix 4 февраля 1929 1128 Astrid 10 марта 1929 1168 Brandia 25 августа 1930 1170 Siva 29 сентября 1930 3567 Alvema 15 ноября 1930 1176 Lucidor 15 ноября 1930 1199 Geldonia 14 сентября 1931 2913 Horta 12 октября 1931 2534 Houzeau 2 ноября 1931 1724 Vladimir 28 февраля 1932 1221 Amor 12 марта 1932 1217 Maximiliana 13 марта 1932 1222 Tina 11 июня 1932 1707 Chantal 8 сентября 1932 1239 Queteleta 4 октября 1932 1274 Delportia 28 ноября 1932 3605 Davy 28 ноября 1932	1366 Piccolo 29 ноября 1932 1276 Ucclia 24 января 1933 2545 Verbiest 26 января 1933 1261 Legia 23 марта 1933 1329 Eliane 23 марта 1933 2276 Warck 18 августа 1933 1280 Baillauda 18 августа 1933 1848 Delvaux 18 августа 1933 1878 Hughes 18 августа 1933 1285 Julietta 21 августа 1933 1290 Albertine 21 августа 1933 1288 Santa 26 августа 1933 1291 Phryne 15 сентября 1933 1293 Sonja 26 сентября 1933 2819 Ensor 20 октября 1933 1294 Antwerpia 24 октября 1933 1698 Christophe 10 февраля 1934 6354 Vangelis 3 апреля 1934 7043 Godart 2 сентября 1934 1350 Rosselia 3 октября 1934 1672 Gezelle 29 января 1935 1754 Cunningham 29 марта 1935	1341 Edmée 27 января 1935 1711 Sandrine 29 января 1935 1926 Demiddelaer 2 мая 1935 1361 Leuschneria 30 августа 1935 1363 Herberta 30 августа 1935 1375 Alfreda 22 октября 1935 1401 Lavonne 22 октября 1935 2213 Meeus 24 сентября 1935 1388 Aphrodite 24 сентября 1935 1374 Isora 21 октября 1935 2101 Adonis 12 февраля 1936 2331 Parvulesco 12 марта 1936 1476 Cox 10 сентября 1936 3534 Sax 15 декабря 1936 1433 Geramtina 30 октября 1937 2713 Luxembourg 19 февраля 1938 1491 Balduinus 23 февраля 1938 1722 Goffin 23 февраля 1938 1486 Marilyn 23 августа 1938 1493 Sigrid 26 августа 1938 1543 Bourgeois 21 сентября 1941 1560 Strattonia 3 декабря 1942

1930г

   Клайд Уильям ТОМБО (Томбах, Tombaugh, 4.02.1906- 17.01.1997, г. Стритор, шт. Иллинойс, США) астроном, сообщает 12 и 13 марта (в виде телеграмм и доклада 13 марта 1930г, в день 75-летия П. Ловелла, не дожившего до этого события) (обнаружил 18 февраля в 16 час по местному времени, сравнивая фотопластинки за 23 и 29 января, на которых была зафиксирована область близ звезды Дельта Близнецов, заметил смещение слабого звездообразного объекта 14,5^m) об открытии планеты Плутон (считался планетой с 1930г по 2006г), существование которой предсказано в 1880г англичанином Дж. Форбс, после чего и начались его поиски. Имя планеты придумала 11 летняя англичанка Венеша Берни. 12 марта 1930г обсерватория Лоуэлла через Гарвардское бюро протелеграфировала астрономическим обсерваториям следующее сообщение: "Систематически начатые много лет назад поиски в связи с исследованиями П. Ловелл планеты за орбитой Нептуна привели к открытию объекта, скорость движения и траектория которого в течение семи недель последовательно соответствовали телу, находящемуся за орбитой Нептуна приблизительно на том расстоянии, которое ему приписывал П. Ловелл. Пятнадцатая звездная величина. Положение на 3 часа всемирного времени 12 марта было 7" к западу от d Близнецов, что согласуется с предсказанной Ловеллом долготой".
    Первым рассчитал орбиту Плутона и указал положение П. Ловелл (вычисленные орбита и положения планеты не были опубликованы в 1914 г., хотя поиски планеты он начал с 1905г) -на его фотографиях был Плутон, но он его не обнаружил. В 1919г Э.Ч. Пикеринг подтвердил расчеты. Только несчастливая случайность помешала открыть Плутон в 1919г астрономам обсерватории Маунт Вилсон. В это время М.Л. Хьюмасон по поручению Э.Ч. Пикеринга сфотографировал области вокруг предсказанного положения планеты и действительно получил изображение планеты на некоторых пластинках. Однако изображение Плутона на одной из двух лучших пластинок попало как раз на небольшой брак эмульсии (на первый взгляд оно казалось частью этого брака), в то время как на другой пластинке изображение планеты оказалось частично наложенным на какую-то звезду! Даже в 1930г, когда положение планеты в 1919г было довольно хорошо известно из вычисленной орбиты, с трудом удалось отождествить те изображения Плутона, которые были получены 11 лет назад. Большая личная роль П. Ловелла в организации поиска новой планеты была увековечена в ее названии, две первых буквы которого соответствуют инициалам известного астронома.
    Плутон самая удаленная на сегодня (на 2006г) из известных планет Солнечной системы на 5914млн.км (среднее), имеет эллиптическую орбиту, пересекающую орбиту Нептуна (1979-1999гг находился ближе Нептуна к Солнцу). Диаметр планеты 2324км, продолжительность суток 6,29 суток земных, наклон оси 17^о10", сидерический период 247,7 года, синодический 366,7 суток, максимальная видимая звездная величина 14,5^m.
    Томбо проведя у бланк компаратора дни и ночи (в 1929г в обсерватории П. Ловелла близь Флагстаффа (штат Аризона) на деньги брата П. Ловелл был установлен первоклассный фотографический 13-дюймовый рефрактор для ускорения розыска новой планеты) и просмотрев множество изображений (на каждом по 100-400тыс.звезд) сравнивая три фотопластинки 21, 23 и 29 января 18 февраля обнаруживает перемещение очень слабого объекта. Это был Плутон. 24 августа 2006 года МАС впервые дал определение термину «планета». Плутон не попадал под это определение, и МАС причислил его к новой категории карликовых планет вместе с Эридой и Церерой. После переклассификации Плутон был добавлен к списку малых планет и получил номер 134340 по каталогу Центра малых планет (ЦМП). Некоторые учёные продолжают считать, что Плутон должен быть переклассифицирован обратно в планету.

    Всего Томбо исследовал около 90 млн. звездных изображений (10 лет провел у бланк компаратора в общей сложности 7000 часов). В ходе выполнения этой программы открыл шесть звездных скоплений (одно шаровое и 5 рассеянных), две новые кометы, 775 астероидов и 1807 переменных звезды. Провел также исследование пространственного распределения галактик, открыл 29548 галактик, обнаружив несколько десятков скоплений галактик и одно сверхскопление.
    В 1956г предпринял попытку поиска спутника Луны, но не обнаружил хотя методика гарантировала обнаружение объекта диаметром в 30м, так как фотографирование осуществлялось на трех телескопах обсерватории, а фотографии затем просматривал на бланк компараторе.
    Вместе с сотрудниками университета штата Нью-Мексико исследовал вращение Меркурия, эволюцию Большого Красного Пятна на Юпитере и разработал новые фотографические методы для поиска небольших спутников Земли. Благодаря его энергии астрономическое отделение этого университета приобрело высокий статус и в сотрудничестве с другими астрономами создало крупную обсерваторию Апаче-Пойнт в горах Сакраменто.
    Под влиянием отца – страстного любителя астрономии – Клайд еще в школьные в 12 лет годы начал самостоятельные наблюдения неба. Когда 2,25-дюймовый фабричный рефрактор перестал его удовлетворять, он сам отполировал 9-дюймовое зеркало и построил телескоп, используя старые детали от сельскохозяйственных и отцовского Бьюика 1910 года. С помощью этого телескопа Томбо сделал множество весьма качественных зарисовок Юпитера и Марса. Некоторые из них послал в Ловелловскую обсерваторию во Флагстаффе (шт. Аризона), чтобы получить консультацию специалистов, после чего его пригласили на работу в обсерваторию. Ему предложили освоить наблюдения с новым 13-дюймовым фотографическим рефрактором, и в начале апреля 1929г включился в многолетнюю программу поиска планеты X за Нептуном, начатую еще в 1905 основателем обсерватории П. Ловеллом.
     В 1932г поступил в Канзасский университет и окончил его в 1936г. Продолжал работать в Ловелловской обсерватории до 1943г. В 1943–1945гг преподавал в Аризонском колледже во Флагстаффе (ныне университет Северной Аризоны), в 1945–1946гг в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе. С 1946г возглавлял отдел оптических измерений в Абердинской баллистической лаборатории в Лас-Крузесе (шт. Нью-Мексико), где в то время испытывали трофейные немецкие ракеты «Фау-2». В 1955г начал работать в университете штата Нью-Мексико (с 1965г в должности профессора, с 1973г почётный профессор), где создал «группу планетных исследований». После выхода на пенсию в 1973г продолжал активную лекторскую деятельность и до конца жизни не прекращал наблюдений неба, используя самодельный 9-дюймовый телескоп, который по этой причине отказывался отдавать в музей. В 1931г награжден медалью им. Х.Джэксон-Гуилт Лондонского королевского астрономического общества за открытие Плутона и специальной медалью с изображением У. Гершеля.

Открытые 14 астероидов
2839 Annette 5 октября, 1929 2941 Alden 24 декабря, 1930 3310 Patsy 9 октября, 1931 3583 Burdett 5 октября, 1929 3754 Kathleen 16 марта, 1931	3775 Ellenbeth 6 октября, 1931 3824 Brendalee 5 октября, 1929 4510 Shawna 13 декабря, 1930 4755 Nicky 6 октября, 1931 5701 Baltuck 3 ноября, 1929	(6618) 1936 SO 16 сентября, 1936 (7101) 1930 UX 17 октября, 1930 (7150) 1929 TD 11 октября, 1929 (8778) 1931 TD 10 октября, 1931

1930г

   Роберт Джулиус ТРЮМПЛЕР (2.10.1886-10.09.1956, Цюрих, Швейцария, США с 1915г) астроном, изучив видимые размеры звездных скоплений и расстояние до них, доказывает, независимо от Б.А. Воронцова-Вильяминова, существование межзвездного поглощения света и установил возрастание плотности межзвездного газа к плоскости Галактики на основании изучения видимых размеров скоплений звезд и расстояний до них.
    Изучил более 300 рассеянных звездных скоплений на расстоянии до 3кпк, указав, что это самостоятельные системы с различным возрастом и в 1930г дал классификацию визуальных характеристик (цвет-величина). Система основана на степени концентрации звезд в центре скопления (обозначаемой римскими числами от I до IV в порядке уменьшения концентрации и контраста с звездным фоном), диапазоне яркости звезд скопления (от 1 до 3 в порядке увеличения диапазона яркостей) и видимом количестве членов, или " богатстве". Для обозначения богатства скопления используются буквы p (poor - "бедный " - для скоплений меньше 50 звезд), м (moderate - "умеренный" - для 50-100 звезд), и r (rich - "богатый "- для скоплений с числом звезд больше 100).
    Определил размеры почти 100 скоплений, расстояния до них, их пространственное распределение в Галактике и измерил лучевые скорости звезд - членов скоплений.
     Во время полного солнечного затмения 21 сентября 1922 в Австралии осуществил совместно с У.У. Кэмпбелл удачное наблюдение релятивистского отклонения лучей света звезд вблизи диска Солнца, что было одним из первых экспериментальных подтверждений общей теории относительности. Столь же широко известны его визуальные и фотографические наблюдения Марса во время противостояний 1924 и 1926. Составил первую фотографическую карту Марса по снимкам, полученным с помощью 36-дюймового рефрактора Ликской обсерватории.

   Определил состав, размер и структуру Галактики, приняв в 1934г расстояние до центра в 32000 св.лет, диаметр 100000 св.лет, толщину диска 10000 св.лет, массу в 165 млрд. солнечных и триллион звезд.
По современным данным масса Галактики 200 млрд. масс Солнца и она состоит из:
   Диск – плоское образование диаметром около 100000 св.лет, толщиной около 1000 св.лет, состоящее из звезд 1 типа, движущихся по концентрическим орбитам с возрастом от нескольких миллионов до 10млрд. лет. Молодые звезды придают диску голубоватый цвет, особенно вблизи края, где их много. Внешние края слегка искривлены. Вещество концентрируется вдоль спиральных ветвей, плотность которых в 3-4 раза выше плотности в межрукавном пространстве. Межзвездное вещество содержит до 10% массы диска.
   Балдж – вздутие в центре диска диаметром около 20000 св.лет и толщиной в 5000 св.лет образовано звездами 2 типа с низким содержанием металлов (до 1%). Центральная часть недоступна для оптического наблюдения, так как закрыта межзвездной пылью. Центр Галактики удален от нас на 28400 св.лет в направлении созвездия Стрельца. В центральной части ядра находится диск диаметром в 2000 св.лет, наклоненный под углом 20^о к плоскости Галактики и содержащий 5% ее массы на 90% состоит из мало массивных и старых звезд. В самом центре (Стрелец А) – чрезвычайно активный объект, состоящий из трех отдельных компонентов: большого молекулярного комплекса, остатка сверхновой и сверх компактного источника излучения (черной дыры). Межзвездного вещества мало, однако имеется несколько гигантских молекулярных комплексов, являющихся источником излучения.
    Гало – сферическая, почти не вращающаяся оболочка диаметром 100000 св.лет внутри которой находится диск и балдж. Состоит из шаровых скоплений и рассеянных в пространстве одиноких звезд, обращающихся вокруг ядра по эллиптическим орбитам. Они ровесники Галактики и составляют население 2-го типа и из вне выглядят красноватыми. Доля межзвездного вещества меньше 0,1 массы Гало.
   Невидимое вещество окружающее Гало, что сказывается на вращении Галактики. Его масса сопоставима с массой видимого вещества Галактики. С учетом его возможно размер Галактики в 2-3 раза больше видимого.
   Образование получил в Цюрихском и Гёттингенском университетах (1906-1910гг). Работал в Швейцарском геодезическом комитете. С 1915 работал в США - в обсерваториях Аллегени (1915-1918гг) и Ликской (1918-1938гг), в 1938- 1951гг преподавал в Калифорнийском университете в Беркли. Член Национальной АН США (1932). Его именем назван кратер на Луне и кратер на Марсе. Тихоокеанское астрономическое общество учредило премию его имени.

1930г

Декретом Совета Народных Комиссаров с 21 июня в СССР устанавливается Московское (декретное) время 2-го часового пояса в котором находится Москва, переводом на один час вперед по сравнению с поясным временем (+3 к Всемирному или +2 к среднеевропейскому) с целью обеспечения в дневное время более светлой части суток. Отменено в феврале 1991г (с 31 марта) и опять восстановлено с 19 января 1992г. Сама Англия в 1968г также перешла на среднеевропейское добавив +1 час к Всемирному (Гринвичу).
Декретом отменяется (заменяется, перейдя на летнее время в 1930г, назад стрелки не переводились) действующее с 1917г переход на летнее время (20 апреля и возврат 20 сентября, устанавливаемое ежегодно постановлением правительства), которое возобновится лишь в 1981г. Существенно изменяется распределение по часовым поясам краев и областей.

1930г

   Альбрехт Отто Иоганнес УНЗОЛЬД (Unsold, 20.04.1905-23.09.1995, Больхайм, Германия) астроном показал, что ионизация водорода должна сильно влиять на стабильность солнечной атмосферы. Нашел, что в ее глубоких слоях, где водород частично ионизован, должны развиваться конвективные движения, которыми может объясняться наблюдаемая грануляция на поверхности, а также некоторые явления солнечной активности.
    Основные научные работы посвящены теории звездных атмосфер.
    В 1927г начал заниматься теорией образования линий поглощения в спектрах звезд, исследовал влияние различных расширяющих механизмов на форму и интенсивность линий поглощения.
    В 1932 разработал метод весовой функции для расчета интенсивностей слабых фраунгоферовых линий и крыльев сильных линий. Рассчитал таблицы, описывающие строение атмосфер Солнца и красных гигантов.
    Рассмотрел теоретические проблемы, связанные с исследованием химического состава атмосфер Солнца и звезд, определил содержание химических элементов в солнечной атмосфере и протуберанцах, впервые получил надежные оценки содержания элементов в атмосфере горячей звезды (τ Скорпиона).
    Выполнил ряд работ по радиоастрономии.
    Образование получил в Тюбингенском и Мюнхенском университетах, учился у физика А. Зоммерфельда. В 1929г - профессор физики и астрофизики Мюнхенского университета, в 1930-1932гг - профессор Гамбургского университета. С 1932г - профессор теоретической физики, директор Астрономического института и обсерватории Кильского университета. Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1956), Золотая медаль Лондонского королевского астрономического общества (1957). Автор фундаментальной монографии «Физика звездных атмосфер» (1-е изд. 1938, 2-е изд. 1955, рус. пер. 1949). В честь его назван астероид №2842.

1930г

    Бернхард Вольдемар ШМИДТ (Schmidt, 30.03 (11.04).1879-01.12.1935, остров Найссаар (вблизи Таллина), Эстония) оптик, построил первый комбинированный зеркально-линзовый телескоп большой светосилы (1:1,75), свободный от комы с диаметром объектива 44см и полем зрения в 16^о, поставив перед сферическим зеркалом корректирующую стеклянную пластину диаметром 36см (рефлектор системы Шмидта (или камера Шмидта) - система одна из лучших в телескопостроении, т.к. имеет огромное поле зрения до 25^о). В работе «Светосильная зеркальная система, свободная от комы» (1932г) впервые дал описание новой системы телескопа.
    Кустарным способом изготавливал отличные зеркала, свободные от сферической аберрации, по заказам изготавливал объективы для рефракторов и рефлекторов, превосходящие объективы более крупных инструментов, изобретал и конструировал новые телескопические системы.
    В 1903г изготовил объектив с небывалой для того времени светосилой 1:5. Совершенствуя своя систему добился к 1930-м годам светосилы 1:1 (в современных вариантах его объективы достигли светосилы 1:0,5).
    В 1909г изобрел и построил горизонтальный телескоп с неподвижным параболическим зеркалом и подвижным плоским, суточный ход которого обеспечивался с высокой точностью с помощью водяных часов.
    К 1916г изготавливал параболические зеркала с кружком рассеивания 0,2".Изобрел авиационный перископ с полем зрения 100^о ,гастроскоп (патент 1926г) и другие приборы в годы войны.
С помощью камеры Шмидта (имеют многие обсерватории мира в том числе и 3 на территории СССР) диаметром 48 дюймов в обс.Маунт-Паломар к 1980г составлен фотографический "Паломарский атлас" 10млн.галактик до 20^m. Атлас содержит 1000 фотографий в синих лучах и 1000 в красных лучах, каждая их которых охватывает область неба размером 6^o*6°. Атлас стал основой дальнейших работ по составлению "Обширного и морфологического каталога галактик", "Атласа взаимодействующих галактик" (Б.А. Воронцова-Вильяминова).
    Всемирно известный телескоп системы Шмидта (коррекционная пластина 122 см, сферическое зеркало 183 см) установлен в обсерватории Маунт-Паломар в Калифорнии. При светосиле 1:2,5 его полезное поле равно 6. За 10 мин экспонирования на нем можно получить изображения звезд до 20-й звездной величины. Этот телескоп был использован при составлении подробной карты неба, известной под названием Паломарского атласа. Один из самых крупных и совершенных телескопов этого типа вступил в строй в Бергедорфской обсерватории в 20-ю годовщину со дня смерти Шмидта. Наибольший телескоп системы Шмидта изготовлен в Йене народным предприятием «Карл Цейс» и установлен в обсерватории Таутенбург (близ Йены). Диаметр коррекционной пластины этого инструмента 134 см, диаметр зеркала 2 м, фокусное расстояние 4 м, полезное поле на фотопластинке размером 24×24 см равно примерно 5.
    В 15 лет при испытании самодельной ракеты потерял кисть правой руки. В 1896-1901гг был телеграфистом, фотографом, рабочим на заводе электрических машин. В 1901 поступил в Политехнический институт в Гетеборге (Швеция), затем переехал в Германию, где продолжал учебу в техникуме в Митвейде, окончив неполный курс, занимался теорией под руководством профессора Шорра -директора Бергедорфской обсерватории (близь Гамбурга). В 1904г из-за отсутствия средств вынужден был оставить учебу. Оборудовал в Митвейде небольшую оптическую мастерскую по изготовлению параболических зеркал для любителей астрономии, а также построил небольшую обсерваторию. В 1916 начал сотрудничать с Бергедорфской обсерваторией (вблизи Гамбурга), в 1926 был зачислен в ее штат. С 1928 постоянно жил в Бергедорфе.

1930г

Рихард Рейнхард Эмиль ШОРР (20.08.1867-21.09.1951, Германия) астроном, профессор, сотрудничая с оптиком Б.Шмидтом, выделил ему место в обсерватории для проведения работ и он изготовил несколько новых телескопов для обсерватории, а в 1930г когда Шмидт разработал конструкцию камеры Шмидта, то предложенил построить первую камеру Шмидта в Гамбургской обсерватории.
    С 1905г по 1928г организовал 8 экспедиций для наблюдения солнечных затмений в разных частях мира, в 7 из них участвовал сам.
    Инициатор составления ряда звёздных каталогов, наиболее известным из которых является AGK2, работы по составлению которого шли с 1913г по 1920г. За это время он с коллегами обнаружили 30 новых астероидов и новую комету, D/1918 W1 (Шорр).
   С 1889г по 1891г работал помощником редактора Astronomische Nachrichten в обсерватории в Киле. C 1892г работал в Гамбургской обсерватории, сначала в качестве наблюдателя, а после смерти в 1900 году директора обсерватории Г.Рюмкера Шорр стал директором обсерватории. Главной его задачей в первые годы работы было строительство нового здания обсерватории в Бергедорфе (район Гамбурга). Новое здание обсерватории открылось в 1912г. После прихода к власти нацистов ушёл в отставку с поста директора Гамбургской обсерватории, сделав своим преемником на посту директора обсерватории О.Хекмана. Основные труды относятся к астрометрии, исследованиям звёзд и наблюдениям солнечных затмений.
   В его честь названы кратер на Луне и астероид № 1235.

1930г

   2 октября 1930г общее собрание Академии наук вынесло постановление об организации Комиссии по исследованию Солнца (КИСО), чего долго и настойчиво добивался академик А.А. Белопольский. Председателем КИСО при ее основании стал академик А.А. Белопольский, его заместителем — Б.В. Нумеров, ученым секретарем — Д.И. Еропкин. Позднее, после конфликта, возглавил КИСО Б.В. Нумеров.
    До Октябрьской революции существовал подобный орган. Это было Русское отделение Международной комиссии по Солнцу. Современники писали о причинах прекращения его деятельности так: «Ввиду перехода Международной комиссии по исследованию Солнца в Институт при Лиге Наций, старая Комиссия МКС была упразднена».
   Программа КИСО была весьма впечатляющей как по объему, так и по стройности. Вот план ее на 1931 год:
Тема 1. Солнечный спектр.
1. Теория линий Бальмеровской серии (Амбарцумян).
2. Теория контуров теллурических линий (Еропкин).
3. Экспериментальные исследования контуров теллурических линий (Еропкин).
4. Изменение контуров фраунгоферовых линий по диску Солнца (Мартынов).
Тема 2. Вращение Солнца.
1. Изучение вращения Солнца в связи с периодичностью его деятельности (Белопольский).
2. Вращение Солнца в зависимости от широты (Белопольский).
3. Определение закона вращения Солнца по протуберанцам (Перепелкин).
4. То же по эмиссионным линиям в хромосфере (Перепелкин).
Тема 3. Физика глубоких слоев Солнца.
1. Изучение отклонений от термодинамического равновесия (Амбарцумян).
2. Распределение температуры в пятнах (Амбарцумян).
3. Происхождение магнитных свойств пятен (Амбарцумян).
4. Исследование сплошного спектра пятна; исследование молекулярных полос в спектре пятен; исследование контуров линий с целью выяснения распределения элементов во внешних слоях пятен (Козырев).
Тема 4. Физика внешних слоев Солнца.
1. Статистические исследования с лучевыми скоростями протуберанцев и хромосферы (Перепелкин).
2. Фотометрический анализ зодиакального света по высокогорным наблюдениям (Еропкин).
3. Опыт спектрофотометрии зодиакального света по высокогорным наблюдениям.
Тема 5. Экспедиционные работы.
(Выбор места Гелиофизической обсерватории, высокогорные исследования зодиакального света.)
Тема 6. Конструкция приборов

1930г

Установлено, что атмосфера Венеры состоит из углекислого газа и задерживает тепло (У.С. Адамс, Т. Дэнхем). У ученых существовало две точки зрения на Венеру: раскаленная пустыня или почти полностью покрыта водой, в которой могут развиваться примитивные формы жизни, как это было на Земле.
В 1932г в атмосферах Юпитера и Сатурна обнаружены метан и аммиак с помощью спектрального анализа.

1930г

   Вольфранг Эрнст ПАУЛИ (Pauli, 25.04.1900-15.12.1958, Вена, Швейцария) физик-теоретик, один из создателей квантовой механики и релятивистской квантовой теории поля, предсказывает существование нейтрино (название дано Э. Ферми (1934г)) и в 1933г дает теоретическое обоснование его свойств. Доказано экспериментально в 1953-56гг в опытах американскими физиками Ф. Райнес и К. Коуэн, обнаружили в эксперименте на ядерным реакторе. Теория двухкомпонентного нейтрино (нейтрино – антинейтрино) разработана в 1957г в работах Ли Цзундао, Ян Чжаньшина, Л.Д. Ландау и А. Салам.
   Солнечное нейтрино было зарегистрировано в 1970-х годах Р. Девисом с коллегами из Брукхейвенской национальной лаборатории (США) в бывшей золоторудной шахте в шт. Южная Дакота, на глубине 1,5 км. Там поместили цистерну объемом 1,5 млн. л, наполненную чистым жидким тетрахлорэтиленом C₂Cl₄. Нейтрино взаимодействует с ядрами хлора-37, которых очень много в этой жидкости, превращая их в ядра аргона-37. После нескольких недель экспозиции из резервуара выделяются ядра аргона и по их количеству определяется поток нейтрино.
    Другим астрономическим источником нейтрино служат взрывы сверхновых звезд. Во время вспышки Сверхновой 1987А в соседней галактике Большое Магелланово Облако подземные детекторы нейтрино в лабораториях разных стран зарегистрировали короткий импульс потока нейтрино. Предполагается также, что источником нейтрино могут служить активные ядра галактик, черные дыры и аннигиляция вещества с антивеществом.
    Первая работа (1918г) посвящена математическим вопросам единой теории гравитации и электромагнетизма.
    Ввел понятие спина(1927г), сформулировал работая в Копенгагене (1925г) принцип, названный его именем. «Принцип запрета» - открыл одно из самых важных правил квантовой механики, давший ключ к правильному пониманию периодической системы, за что в 1945г г удостоен Нобелевской премии.
    В 1927г опубликовал статью, объясняющую природу парамагнетизма металлов, в которой сделал вывод, что поведение электронов в металлах подчиняется законам, основанным на принципе запрета, а не классическим статистическим законам. Совместно с В.К. Гейзенберг предпринял попытку формулировки квантовой электродинамики, введя общую схему квантования полей (выдвинул единую теорию элементарных частиц) и заложив тем самым основы систематической теории квантования полей.
    Окончил Мюнхенский университет в 1921г. В 1921г защитил докторскую диссертацию В 1921–1922гг был ассистентом М. Борна на кафедре теоретической физики в Гёттингенском университете. В 1922–1923гг работал в Институте теоретической физики в Копенгагене. В 1923г – доцент университета в Гамбурге; с 1928г – профессор Высшего технического училища в Цюрихе (кроме 1935–1936гг и 1940–1946гг, когда он работал в Институте фундаментальных исследований в Принстоне).
     Член Лондонского королевского общества. Удостоен Нобелевской премии по физике (1945г), медалей Х.Лоренца (1930г), Б.Франклина (1952г), М.Планка (1958г). Труды по теории относительности, магнетизму, мезонной теории ядерных сил, квантовой теории, физике элементарных частиц и др.

1930г

13 августа в джунглях Амазонки (северо-запад Бразилии на границе с Перу и Колумбией возле индейского поселка на реке Куруса) в 8 утра Солнце окрасилось красноватым цветом, наступила ночь, и с неба посыпался пепел. Раздался жуткий свист и грохот, сверкающие как молния шары падали с грохотом. Земля трижды содрогнулась от толчков, подобных землетрясению до 7 баллов. Пепел падал всю первую половину дня, покрыв полностью траву и листья. Взрыв слышен был в 240 км от эпицентра (из отчета монаха ордена капуцинов Феделе Д` Альвиано 1 марта 1931г в Риме в папской газете Osservatore Romano. (В 1931г Л.А. Кулик опубликовал статью «Бразильский близнец Тунгуски»)
Вспомнили об этой «Бразильской Тунгуске» лишь в 1995г. Директор Армагской обсерватории (Сев. Ирландия) произведя расчеты указал, что происшествие совпадает с действием метеорного потока Персеид, взрыв ~ 1 мегатонна тринитротолуола (в 10-15 раз меньше Тунгусского) на высоте 5-10 км. Снимки со спутника LANDSAT показали существование трех депрессий – одно изолированное диаметром 1км с выраженной кольцеобразной структурой и два меньших близких.
Экспедиция 1997г под руководством астрофизика Рамира да Реза (обср. Рио-де-Жанейро) обнаружила все три депрессии и следы пожара, но никаких следов метеорита не нашла.

1930г

   Леонид Алексеевич КУЛИК (19.08(1.09).1883-14.04.1942, в Дерпт (ныне Тарту, Эстония), СССР) минеролог, исследователь метеоритов, возглавлял шесть экспедиций в 1927-1936гг в Сибирь к месту падения Тунгусского метеорита. Аналогичные экспедиции возглавил по исследованию Тунгусского метеорита в 1938 и 1939 годах. Обнаружил радиальный характер сплошного вывала леса в месте падения, настойчиво искал остатки метеорита, организовал аэрофотосъемку местности для более детального изучения характера взрыва, которым сопровождалось падение метеорита.
     Осуществил многочисленные поездки в различные места страны для изучения обстоятельств падения и поисков метеоритов, в 1921-1922 руководил метеоритной экспедицией АН СССР.
     В 1926г пытался связать наблюдаемые серебристые облака 30 июня 1908г и в последующие 2 дня с падением Тунгусского метеорита, объясняя их образование конденсацией пара на частицах метеорного происхождения или вообще частицах метеорной материи. Идея была общепринятой в течение 30 лет что серебристые облака – это скопление метеоритной пыли на большой высоте и в 70-х годах подтверждена.
    В 1931г написал статью Бразильский близнец Тунгуски» по факту падения аналогичного метеорита 13 августа 1930г в Бразилии.
    В 1903-1904гг учился в Петербургском лесном институте, в 1924г окончил Ленинградский университет по специальности "минералогия". С 1912г работал в Минералогическом музее Петербургской АН, где в 1918 начал заниматься метеоритикой под руководством В.И. Вернадского. В 1921г по его и В.И. Вернадского инициативе при Минералогическом музее был создан Метеоритный отдел, ставший важным центром метеоритики в СССР. Был одним из организаторов метеоритных исследований в СССР. Осуществил многочисленные поездки в различные места страны для изучения обстоятельств падения и поисков метеоритов, в 1921-1922гг руководил метеоритной экспедицией АН СССР. После организации в 1939г Комитета по метеоритам АН СССР Кулик стал его первым ученым секретарем.
    В июле 1941г вступил в ряды ополчения, был ранен и попал в плен, где в фашистском концлагере умер от сыпного тифа в г.Спасс-Деменск Смоленской обл. Похоронен местными жителями, сохранившими его могилу. Его именем назван кратер на Луне и малая планета №2794.

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