История астрономии. Глава 24 | Астрономия в школе

Глава 24 От супертелескопа ХАББЛА (1990г) до международной конференции в Снежинске (1994г)

В данный период были сделаны следующие открытия:

На околоземную орбиту выведен телескоп «Хаббл» (1990г, США)
Расшифрованы спектры сверхновых звезд I типа (1990г, Ю.П. Псковский, СССР)
В России создана международная организация - Астрономическое общество (1990г)
Составлен самый большой звездный каталог (1990г, Барри Ласкер, США)
Первая фотография астероида с КА (1991г, Гаспра, «Галилео»)
Вводится в строй самый большой 10-метровый телескоп «Кек-1» (1991г, обсерватория Маун-Кеа, США)
На Кольском полуострове в 10 км от г. Заполярного (СССР, 1991г) закончено бурение самой глубокой в мире скважины на глубине 12262 м (планировалось 15 км)
Международная небесная опорная система координат - ICRF (1991г, МАС)
В России возобновляется Московское время (1992г)
Открыта анизотропия реликтового излучения (1992г, Россия и США)
Обнаружен первый астероид за орбитой Нептуна (пояс Койпера) (1992г, Д. Джуитт, Д. Лу)
Открыта первая экзопланета (1992г, у пульсара)
Открыта спиральная форма магнитного поля Солнца (1994г, КА “Улисс”)
Наблюдалось столкновение кометы с Юпитером АМС (1994г, АМС «Галилео», «Шумейкеров-Леви-9»)
Первая всероссийская астрономическая олимпиада школьников (16-20 мая 1994г, г. Ярославль)

1990г

25 апреля космическим кораблем «Дискавери» (Спейс Шаттл, запуск 24

апреля) выведен на орбиту супертелескоп «Хаббл» [HGT] на высоту орбиты в 570 км с периодом обращения 96 мин.
   Телескоп массой 11,6т, длиной 15,1м, диаметром 4,3м, а диаметр главного зеркала 2,4м при массе 826кг имеет разрешающую способность 0,05". Стоимость телескопа 1,5 млдр. долларов. (От начала проектирования до запуска было затрачено 2,5 млрд. долларов США, при начальном бюджете в 400 млн. Общие расходы на проект, по оценке на 1999 год составили 6 млрд долларов с американской стороны и 593 миллиона евро оплаченных ЕКА) Рассчитан на эксплуатацию в течении 15 лет. Для него составлен каталог-путеводитель на 18819291 небесных объектов. Он включает 15 миллионов звезд и свыше трех миллионов галактик.
   Телескоп позволяет заглянуть в начало «Большого взрыва» , т. к. позволяет увидеть звезды на расстоянии 14 млрд. св. лет, ведя наблюдение в ультрафиолетовом и видимых частях спектра. После запуска у Хаббла оказалось слегка деформированным главное зеркало: на 2 микрона с краю относительно центра. 2 микрона это 4 - 5 длин волн света, т.е. разрешение ухудшается почти на такую же величину. В результате телескоп оказался подслеповатым и лишь умеренно превосходил наземные телескопы в разрешении. В декабре 1993г астронавты провели в космосе его ремонт – замена износившихся частей, установку камеры регистрации инфракрасного излучения и корректирующей оптики, телескоп стал лучше видеть, чем планировалось. Следующий сервисный полет к телескопу был в феврале 1997г - телескоп был усовершенствован и обрёл чувствительность к ближней части инфракрасного диапазона. Большой ремонт (замена двигателей ориентации) проведен в декабре 1999 года, затем в марте 2002г. Последнее, пятое техобслуживание проведено в 2009г во время миссии шаттла Атлантис.
   Инструменты Космической обсерватории:
= Широкоугольная/планетная камера (WFPC 2). Ей сделаны почти все потрясающие "пейзажные" снимки. Состоит из трех больших квадратных матриц ПЗС, расположенных углом и одной поменьше но с лучшим разрешением, вставленной в пустой угол. Из-за такой конструкции многие снимки имеют вид выщербленного квадрата.
= Двумерный спектрограф (STIS). Главное преимущество: способен записывать спектр многих объектов одновременно. Диапазон чувствительности - от 115 нм (жесткий ультрафиолет) до 10000 нм (инфракрасная область) - много шире, чем можно получить на Земле. Поле зрения - 50 Х 50 секунд дуги, матрица ПЗС - 1024 Х 1024 пикселей.
=Камера ближней инфракрасной области и многообъектный спектрометр (NICMOS). Чувствительна в области 0.8 - 2.5 микрона (за пределами видимого диапазона). Требует холода, поэтому работает в дьюаре (лабораторная разновидность термоса) с замороженным (твердым) азотом. Данный дьюар держит холод годами.
= Камера для слабых объектов. Сделана Европейским Космическим агентством. Имеет рекордное угловое разрешение: до 0.01 угловых секунды. Использует светоусилительные трубки. Звезда 21 величины должна экспонироваться со светофильтром, так как иначе все засветит. (Однако, этой камерой сделан уникальный снимок ярчайшего объекта: красного сверхгиганта Бетельгейзе, причем звезда разрешена в диск с несимметричным распределением яркости)
   Телескоп Хаббл работает как международная обсерватория. Рассматриваются проекты со всего мира, хотя конкуренция за время наблюдений весьма жесткая: принимается в среднем один из 10 проектов. Управление полетом, съем данных и их первичная обработка осуществляются Центром полетов Годдарда. В течение суток данные передаются в Научный институт Космического телескопа (Space Telescope Science Institute, STScI), STScI отвечает за основную обработку и поддержку данных для использования научным сообществом.
   Замена «Хаббла» планируется в 2006г новым телескопом США «NGST» (Космический телескоп нового поколения), выведя его на высоту в 1,5 млн. км, чтобы не было помех. На нем будет установлено 8м зеркало массой в 7 кг, состоящее из 8 шестиугольников из силиконовой пленки, покрытой золотом. Для предотвращения нагрева «NGST» будет закрыт тендом надувной конструкции в 200кв.м. Общая масса телескопа 2,5 тонна и наблюдать можно тела, посылающие в 400 раз меньше света, чем ныне доступные.
   В 1999г профессор астрономии Антуан Лабейри (Франция) предложил оригинальный способ создания космического телескопа из множества зеркальных спутников (150 спутников с зеркалами диаметром 3м), расположенными по окружности диаметром в 150км. Спутники должны фокусировать изображение на центральный спутник, который и даст общую картину изображения. Это позволит на расстоянии в 10св.лет увидеть не только планету, но и леса, поля и горы на ней. NASA планирует начать реализацию проекта в 2003 году.
   Это была первая Большая обсерватория — серия из четырёх научно-исследовательских спутников НАСА. Все большие обсерватории примерно одинаковы по размеру и стоимости в начале программы, все внесли существенный вклад в астрономию. Каждая из обсерваторий исследовала свою область электромагнитного спектра:

	Телескоп Комптон — гамма-обсерватория. Запущена в 1991 году на борту шаттла «Атлантис» в ходе миссии STS-37. Обсерватория была сведена с орбиты 4 июня 2001 года.
	Чандра — обсерватория исследующая небо в рентгеновском излучении. Запущена в 1999 году на борту шаттла «Колумбия» во время миссии STS-93.
	Спитцер (космический телескоп) — самый большой инфракрасный телескоп, когда-либо запущенный в космос. Выведен на орбиту ракетой-носителем «Дельта-2» 25 августа 2003 года.

1990г

   Михаил Васильевич САЖИН (р.28.11.1951, г.Миасс, Челябинской обл.) ученый-космолог, специалист в области высокоточной релятивистской астрометрии, защищает докторскую диссертацию "Гравитационные волны в космологии".
   Принимал участие в открытии анизотропии фонового космического радиоизлучения с борта специализированного спутника "Реликт-1" (1992г), разработал теорию, описывающую нестационарность пространства-времени в нашей Галактике, применимую к определению стабильности астрометрических каталогов и звездных параллаксов с учетом эффектов слабого микролинзирования.
   Основатель методики детектирования гравитационных волн таймингом пульсаров. Основатель методики исследования нестационарности пространства-времени применительно к задачам астрометрии. Совместно с О.С. Сажиной создатель нового научного направления по поиску космических струн.
   Написал труды: Современная космология в популярном изложении (2002г, 240 с); Космология ранней Вселенной (1978г, соавт. - Я.Б.Зельдович, А.Д. Долгов); Анизотропия фонового радиоизлучения (1992г); The Relikt-1 experiment - new results (1992г), Parallax distortion by the weak microlensing effect (2001г).
   Закончил школу N 2 в г. Москве в 1969г. В том же году поступил на физфак МГУ; успешно закончил его в 1975г по специальности астрономия и там же аспирантуру (1978, кандидатская "Астрономические источники гравитационных волн и способы их регистрации"). С 1978г по настоящее время работает в ГАИШ МГУ, с 1990г ведущий научный   сотрудник. Автор и ведущий учебных курсов для студентов астрономического отделения Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова: «Общая теория относительности для астрономов» (с 2008), «Современная космология» (с 2008). Руководитель защит 6 кандидатских, 5 дипломных работ. Консультант 3 докторских диссертаций. Член Международного Астрономического союза и Европейских Физического и Астрономического обществ. Награжден бронзовой медалью ВДНХ СССР (1975г), медалью "В память 850-летия Москвы" (1997г), Лауреат премии ISF (Фонд Сороса) (1997г).

1990г

Печатается первый каталог «Галактик с полярными кольцами», состоящий из 150 объектов,

разбитых на 4 группы.
   Первый их представитель NGC 2685. Внимание на неё впервые обратил, по-видимому, Алан Сэндидж. В конце 50-х годов он завершал подготовку к изданию Хаббловского атласа галактик и, наткнувшись на очень необычный объект, заинтересовал им Маргарет и Джеффри Бербиджей. Бербиджи получили изображение NGC 2685 (фото) на 2.1-метровом телескопе обсерватории МакДональд (Техас, США) и в 1959г составили первое описание её озадачивающей морфологии. Главное тело NGC 2685 вращается вокруг своей малой оси, а система волокон, пересекающих главное тело, вращается относительно большой оси центральной галактики. Это нормальная галактика типа SO, видная почти с ребра (пекулярная галактика). Главное тело галактики имеет веретенообразную форму, а перпендикулярно большой оси заметны темные полосы, которые продолжаются вне главного тела в виде светящихся колец. На глубоких снимках видна слабосветящаяся оболочка.
   В 80-е годы было обнаружено еще несколько похожих объектов. Например NGC 3808В – является галактика с формирующимися полярными кольцами, а NGC 2748 включается в группу С – спиральных галактик позднего типа и входит в группу из 11 галактик.
   Самая знаменитая галактика с полярным кольцом — конечно, NGC 4650A (справа). Именно её часто называют прототипом данного класса объектов, хотя формально это и неправильно. Впервые галактика была описана в 1967г аргентинским астрономом Хосе Луисом Серсик, который обнаружил её на снимках южного полушария небесной сферы. Если бы этот объект был виден в северном полушарии, его, без сомнения, открыли бы раньше. Спектральные наблюдения NGC 4650A, проведённые в 70-е годы, показали, что видимая почти „с ребра“ изогнутая структура, которая пересекает центральную галактику вдоль её малой оси, вращается вокруг большой оси главной галактики. И, наконец, в 1984 г. было установлено, что центральный объект, выглядящий как линзовидная галактика, вращается вокруг своей малой оси . Тем самым было подтверждено, что в NGC 4650А присутствуют две крупномасштабные подсистемы, вращающиеся в почти ортогональных плоскостях.
   Галактики с полярными кольцами редкие объекты и всего наблюдается лишь 0,5% таких галактик типа.

1990г

   В апреле создано Астрономическое общество СССР (АО) - независимая некоммерческая общественная организация, объединяющая астрономов-профессионалов. В настоящее время зарегистрировано как международная организация, объединяющая астрономов; работающих на территории бывшего СССР. Основная уставная цель АО - всемерно способствовать развитию астрономии и распространению астрономических знаний.
   В настоящее время АО объединяет около 500 ученых из 13 стран - бывших республик СССР, а также несколько десятков видных астрономов из Австралии, Болгарии, Великобритании, Германии, Дании, Израиля, Италии, Нидерландов, США, Франции.
   АО регулярно проводит крупные совещания с широкой научной тематикой и с привлечением представителей дальнего зарубежья; организовало три продолжающиеся издания: международный рецензируемый научный журнал "Astronomical and Astrophysical Transactions", "Бюллетень АО", отражающий социальную жизнь астрономов, и журнал "Вселенная и мы" для любителей астрономии и всех интересующихся этой наукой.
   Ведется работа по укреплению контактов астрономов бывшего СССР с мировым астрономическим сообществом и по оказанию материальной поддержки отечественной астрономии из-за рубежа. Астрономическое общество поддерживает тесные контакты с Европейским астрономическим обществом, являясь его коллективным членом, с Американским астрономическим обществом, Международным астрономическим союзом, с Евразийским физическим обществом, являясь его ассоциативным членом, и с другими организациями.
   При АО созданы три ассоциации: Ассоциация преподавателей педвузов (76 чел.), Астрономическая секция Московского отделения Астрономо-геодезического общества (более 200 членов) и Астрономическое общество Таджикистана (46 членов). В рамках АО работают комиссии: организационная, финансовая, экспертная, издательская, по астрономическому образованию, по внешним связям, по защите прав и профессиональных интересов астрономов, по любительской астрономии и др. Активно действует Рабочая группа по антарктической астрономии. В Правлении АО представлены примерно 30 астрономических коллективов. В Бюро правления входит по одному представителю из Москвы, Санкт-Петербурга, Грузии, Латвии, Украины, Эстонии.
   Астрономические общества России и СССР.     Русское астрономическое общество.

1990г

   Юрий Павлович ПСКОВСКИЙ (1.02.1926-20.07.2004, Ногинск, СССР) астроном, профессор Московского Университета, заведующий отделом физики эмиссионных звезд и галактик Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, доктор физико-математических наук провел расшифровку спектров сверхновых звезд I типа (спустя 84 года после возникновения этой проблемы). Это открытие зарегистрировано Госпатентом СССР под N 392 от 16.11.90 с приоритетом с 15.02.1968г, - его работа 1968г "Идентификация абсорбции спектра сверхновой I типа". Эта расшифровка, в частности, дала независимое определение постоянной Хаббла и углубила понимание кардинальной роли Сверхновых   в эволюции галактик, межзвездной среды и планетных систем.
   Научные интересы его были крайне широки. Он был и астрофизиком, и звездным астрономом одновременно. Ему принадлежат первые работы по установлению нуль-пункта зависимости период - светимость для цефеид, по исследованию новых звезд как индикаторов расстояний во Вселенной, им получено впервые соотношение масса-светимость для галактик, построена функция радиосветимости галактик. В течение ряда лет в отделе Луны и планет он участвовал в разработке принципов лунной картографии, в создании атласа обратной стороны Луны. Особая заслуга его в исследовании сверхновых звезд, где он являлся признанным авторитетом и первопроходцем в решении многих проблем. Кроме идентификации спектров сверхновых, он разработал морфологическую классификацию кривых блеска, исследовал пульсары как остатки взрывов сверхновых, изучал сверхновые как индикаторы расстояний в Метагалактике.
   Ему принадлежит приоритет в разработке лунной картографии. Автор идеи использования радиопокрытий АМС Луной для установления их координат. Автор термина «талассоид» для гигантских кольцевых образований на поверхности Луны. В конце 50-х он указал на возможную связь «Тунгусского метеорита» с метеорным потоком кометы (что нашло подтверждение в 80-е гг).
   В ноябре 1943г был мобилизован и прошел всю Великую отечественную войну сержантом стрелкового батальона в составе Прибалтийского, Карельского, 2-го Белорусского фронтов. Награжден орденом Отечественной войны первой степени, имел 14 медалей как ветеран Великой Отечественной. В 1949г после демобилизации поступил в Московский университет на астрономическое отделение механико-математического факультета, за год до этого учился на заочном отделении этого же факультета, после его окончания в 1954г поступил в аспирантуру. Закончив ее, защитил кандидатскую диссертацию. В ГАИШ пришел в 1956г на должность младшего научного сотрудника отдела Луны и планет, с 1964г работал в должности старшего научного сотрудника этого же отдела. В 1977г защитил докторскую диссертацию об идентификации спектров сверхновых I типа и был назначен заместителем директора ГАИШ по научной части, где проработал до 1996г. Одновременно с 1979г до последних дней он исполнял на общественных началах обязанности заведующего отделом физики эмиссионных звезд и галактик. С 29.03.1996г - главный научный сотрудник ГАИШ. Он вел педагогическую работу в МГУ, в течение многих лет читал спецкурс "Сверхновые звезды" для студентов-астрономов, под его руководством защищено 5 кандидатских диссертаций. За успехи в педагогической деятельности его неоднократно отмечали грамотами и медалями Минвуза. С 1985 по 1993 гг. он был членом экспертного совета ВАК РФ, где контролировал диссертационные дела по астрономическим специальностям. По настоящее время - член диссертационного совета ГАИШ МГУ, в 1977-1992 гг. являлся членом диссертационного совета НИРФИ в г. Нижнем-Новгороде. В 1990-1996 гг. входил в состав Ученого Совета МГУ. Он был членом Международного астрономического Союза (входил в состав двух его комиссий) с 1964г, в течение ряда лет входил в состав Ученого Совета МГУ. Опубликовал 128 научных работ по многим проблемам астрономии, 5 коллективных монографий. Из них можно назвать такие как: Атлас обратной стороны Луны (1967г - совм. с Ю.Н. Липским и др.); Общий каталог переменных звезд (1971г -совм. с Б.В. Кукаркиным и др.); Новые и сверхновые звезды (1974г, 1984г); Явления нестационарности переменных и звездная эволюция. (1974г, гл.7 и 8); Сверхновые и их остатки. (1981, гл.2).
   О Псковском.

1990г

   11 июля на орбиту выведена Астрофизическая обсерватория Гамма — совместный советско-французский проект по исследованию неба в гамма-диапазоне. 7 тонная обсерватория работала 1,5 года до 28 февраля 1992 года.
   В состав входили приборы: телескоп «Диск-М» предназначеный для получения изображений неба в энергетическом диапазоне 0,1—8 МэВ. Инструмент вышел из строя вскоре после запуска обсерватории; «Пульсар Х-2» предназначен для наблюдений рентгеновских барстеров, различных транзиентов и пульсаров в энергетическом диапазоне 2-25 кэВ; телескоп «Гамма-1» — основной инструмент обсерватории предназначенный для работы в диапазоне энергий 50 МэВ — 5 ГэВ. Сразу после запуска выяснилось, что в гамма-телескопе не работает подача высокого напряжения на искровую камеру, что катастрофически сказалось на возможностях телескопа строить изображения. Основное количество наблюдений, проведенное при помощи телескопа «Гамма-1», было потрачено на периодические гамма-источники — пульсары Vela, Crab, Геминга (созв. Тельца), лвойной системы в созвездии Лебедя и созвездии Геркулеса, а также на исследование солнечных вспышек и центра Галактики.
   В результате обсерватория «Гамма-1» провела наблюдения ряда ярких гамма-источников — пульсаров, а вспомогательный инструмент «Пульсар Х-2» провел измерения профилей импульса пульсаров параллельно с наблюдениями телескопа «Гамма-1». Параллельно изучались радиационные пояса Земли на малых высотах а также электронная компонента космических лучей, гамма-излучение от Солнца в максимуме его активности.

1990г

   К этому времени измерено собственное движение свыше 50000 звезд от самих ярких до звезд 9^m с точностью ±(0,002-0,010)"/ год.
   Большинство звезд имеют собственное движение < 0,05"/ год. Самая быстрая Барнарда - 10,358"/ год созв. Змееносца, 1,84пк. У ярких близких звезд Сириус (α Б.Пса) 2,66пк, 1.324 "/ год, Проциона (α М.Пса) 3,48пк, 1,248"/ год, α Центавра (Кентавра) 1,33 пк , 3,674"/ год,.
   Программа фотографического определения собственного движения звезд относительно внегалактических туманностей (галактик) в качестве опорных (контрольных) звезд начала осуществляться с 50-х годов в СССР под руководством А.Н. Дейч (Пулковская обсерватория) и в США С. Василевскис (Ликская обсерватория).
   Так на 1986г из определенных лучевых скоростей почти 25000 звезд у 8200 звезд собственное движение измерено в СССР астрономами Пулковской и Ташкентской обсерваторий и первыми начали измерения А.А. Белопольский, Г.А. Шайн и другие.
   В ходе решения этого проекта и двух предыдущих по фотографическому определению собственного движения звезд до 9^m установлено:
1. Солнце движется по отношению к близлежащим звездам со скоростью около 20км/с в направлении апекса (около Геркулеса) α=18ч, δ=30°.
2. Все звезды в окрестностях Солнца обладают параллактическим движением, организующим факт движения Солнца (вековое движение).
3. Все звезды, кроме общего перемещения, обладают индивидуальным движением.
4. Солнце находится на расстоянии 10 кпк от Центра Галактики (по последним данным в 7,2-7,8 кпк) и вместе с другими ближайшими звездами участвует во вращении Галактики со скоростью 250км/с (0,0053"/год) и совершает один оборот вокруг центра за 230млн.лет. Часть Галактики ближе к центру вращается быстрее, а на периферии – медленнее.
   Пока не ясен вопрос с предложением, что Солнце – двойная звезда. Некоторые астрономы допускают существование некоторого красного карлика - звезды Немезиды с полуосью орбиты 10⁵ а,е и Т=30млн.лет.
   Новой эпохой в определении собственного движения звёзд стал полёт спутника Hipparcos (HIgh Precision PARarallax COllecting Satellite), который за 37 месяцев работы провёл миллионы измерений звёзд. В результате работы получилось два звёздных каталога. Каталог HIPPARCOS содержит измеренные с ошибкой порядка одной тысячной угловой секунды координаты, собственные движения и параллаксы для 118 218 звёзд. Такая точность для звёзд достигнута в астрометрии впервые. Во второй каталог — TYCHO приводятся несколько менее точные сведения для 1 058 332 звёзд. Создание этих двух каталогов ознаменовало рождение нового направления — космической астрометрии.

1990г

   17 мая 1990 года в 23ч 20 минут местного времени в районе Стерлитамакского зерносовхоза в Башкирии упал метеорит, зарегистрированный под номером "180" (Стерлитамак) - упал на северной окраине центральной усадьбы совхоза «Стерлитамакский». Кратер от метеорита имел прямоугольную форму, по крайней мере на 1, 5 метра края были вертикальные, а ниже воронка была конической. Выброс грунта был в одну сторону - метров на 25-30. Это были куски глины диаметром до полуметра. Воронка имела глубину 4- 5 метров, диаметр - 10 метров.
   В Стерлитамаке в местном историко-краеведческом музее выставлена "кукла" - конгломерат железа и никеля. Сам оригинал хранится в музейных фондах. Но это лишь небольшой осколок. Основное тело железный метеорит весом в 315 кг параллелепипед размером 50 х 45 х 28 см находится в музее археологии и этнографии в Уфе. На одном из участков траектории падения метеорита видна была вспышка, затем грохот. На месте вспышки образовалось облако светло-пепельного цвета. Оно висело в течении 30 мин на одном месте, затем изменило форму (вытянулось) и исчезло. Небесное тело летело со скоростью 15 километров в секунду с юго-запада на северо-восток, прямо над центральной улицей села Преображеновка. Летел объект с шипением и присвистом. За ним на небе оставался белый след. Земля дрожала так, что в одном из домов сработала сигнализация. Во время полета по наклонной траектории с небесного тела срывались серебристые струи наподобие дождя. Болид двигался под углом 40° к горизонту, причем некоторые очевидцы утверждают, будто болид светился вплоть до его столкновения с земной поверхностью. Все явление продолжалось 7-8 секунд. Спустя несколько секунд после столкновения болида жители поселка Стерлитамакский, расположенного всего в двух километрах от места падения, услышали несколько взрывов, сопровождающихся сотрясением почвы и дребезжанием оконных стекол.
   Получены также данные о химическом и минеральном составе Стерлитамакского метеорита. В нем преобладает железо (91,5%), никель (7,4%), кобальт (0,7%) и фосфор (0,1%). Широк спектр микроэлементов (от кремния до золота), содержание которых составляет тысячные и даже десятитысячные доли процента. Совокупность минералогических и химических данных позволяет отнести Стерлитамакский метеорит к так называемым среднеструктурным олтоэдритам, представители которых являются фрагментами ядер малых планет, где активная геологическая жизнь завершилась четыре миллиарда лет назад. Это 180 достоверно известный метеорит, найденный на территории нашей страны.

1990г

   Барри Майкл ЛАСКЕР (Barry Michael Lasker, 12.08.1939-1999, Хартфорд, Коннектикут, США) профессор Института космического телескопа в Балтиморе (США) завершает работу, начатую с группой астрономов и программистов в 1980 году по составлению самого большого звездного каталога - "The Gide Star Catalog" (GSC - каталог опорных звезд, также известен как Ориентировочный Каталог Космического Телескопа Хаббла) в который вошло 18 819 291 объектов из которых 15 169 873 звезды от 6 до 16 звездной величины.
   Главная цель каталога - подбор звезд для наведения (гидирования) космического телескопа имени Эдвина Хаббла, выведенного 25 апреля 1990 года на орбиту. Для его составления использовались фотопластинки, снятые на двух похожих широкоугосьных, светосильных зеркально-линзовых телескопах системы Шмидта диаметром 120 см. Северное небо фотографировалось в 1982-1984гг в обсерватории Маунт Паломар в Калифорнии (США), а южное в 1975-1980гг в Австралии. Получено 1477 пластинок размером 40х40см покрывавших каждая 6^ох6^о объектов до 21 звездной величины. Для каталога были взяты звезды от 9^m до 15^m. Средняя ошибка координат не превышала 0,3".
   Значительное расширенная версия каталога была опубликована в 2008 году. Каталог опорных звёзд II (GSC-II) был составлен отделением Научного института космического телескопа. Он имеет записи для 945,592 683 млн звёзд, и имеет позиции, классификации и величины для 455,851237 млн звёзд. Последняя редакция этого каталога (версии 2.3.2) активно используется для ориентации Космического телескопа Хаббла.

1990г

   Астрономы, следившие за Сатурном в сентябре-октябре, стали свидетелями мощного явления в атмосфере планеты. 24 сентября Стюарт Уилбер (США), наблюдая в 20-см рефлектор, обнаружил на поверхности Сатурна яркое белое пятно в южной части Северной Экваториальной Полосы, а Р. Татум (США) хорошо рассмотрел его в 10-см рефрактор. 2 октября большая полуось его равнялась примерно 17000 км, а через сутки уже 20000 км. 4 октября пятно увеличилось до 24^о по долготе, а к 10 октября растянулось так, что занимало почти весь диск Сатурна. На следующий день на фоне сильно ослабевшего пятна М. Киджер (Канарские о-ва) объявляет об открытии нового небольшого чрезвычайно яркого пятна.
   Аналогичные явления в атмосфере планеты фиксировались в 1876 (наблюдал Асаф Холл), 1903 (наблюдал Э. Э. Барнард), 1933 (наблюдал Уиллом Хеем, актёр-комик и астроном-любитель) и 1960 (наблюдал JH Botham, Южная Африка) годах, но лишь урагах 1933г по своим масштабам приблизился к наблюдаемому сейчас.
   После наблюдений Большого белого пятна в 2010 году в 2015 году были опубликованы данные, что причиной феномена является огромное облако водяного пара. Оно располагается в нижней части атмосферы планеты и закрывает собой нижележащие разогретые легкие газы, прежде всего водород и гелий, не давая им подняться выше. С течением времени водяной пар охлаждается и становится еще тяжелее, а водород и гелий разогреваются еще больше. Это приводит к прорыву прослойки из водяного пара и ураганам, наблюдаемым примерно раз в 60 лет в каждом полушарии Сатурна, т.е через 29,5 лет.

1990г

   В Американском астрономическом обществе (ААО) в конце 1990г было 5100 членов. Если не принимать в расчет иностранных членов, то остается 4200 американских астрономов. С 1980г число астрономов в США выросло на 42%, причем в последние годы скорость роста увеличилась. Анализ публикаций показывает, что приблизительно 2800 человек, или 2/3 от полного числа астрономов, активно участвуют в научной работе; остальные преподают или занимают административные посты. Каждый год по астрономии и астрофизике защищается в среднем 125 докторских диссертаций. Ежегодно в ААО вступает 250 новых членов, что указывает на большой интерес ученых к астрономии, в которую они мигрируют из других областей науки. Около половины членов ААО работает сейчас в академических учреждениях, включая университеты. Из них 75% имеет постоянные ставки, финансируемые штатом или спонсорами. А 17% исследователей работает на временных ставках, зависящих от внешнего финансирования.
   И это при том, что в профессии астронома есть своя специфика. Ну, например, работа в ночное время в условиях высокогорья: на обсерваториях, расположенных выше 4000 м, некоторые сотрудники вынуждены использовать кислородные маски. А сидеть неподвижно долгими зимними ночами у окуляра телескопа, управляя его работой голыми руками (в рукавицах не чувствуешь кнопок), это не самое веселое занятие. Работая с большим телескопом, астроном порой оказывается на высоте 30-40м от пола в неосвещенной башне. За прошедшее десятилетие были тяжелые травмы, были и смертельные случаи.
   Поэтому астрономия - наука сравнительно молодых людей: а средний возраст американского астронома - 42 года. За последнее десятилетие доля женщин в астрономии возросла в 1,5 раза - с 8% до 12%. А среди нынешних студентов-астрономов 20% девушек, значит рост женского населения в этой науке будет продолжаться. Этнический состав американских астрономов следующий: 93% членов ААО относят себя к белым, 4% - к азиатам, 1% - к латиноамериканцам и менее чем 0,5% - к неграм. Такое соотношение типично для всей американской науки.
   В 80-х годах доля докторов астрономии, работающих в университетах, существенно уменьшилась, хотя число ученых, находящихся на федеральном бюджете, возросло. Десять лет назад 40% выпускников 1970г работало в университетах и 30% - на более или менее постоянных должностях. В 1989г только 32% выпускников 1980г работало в университетах и 22% на постоянных должностях. В промышленности работал 1% выпускников 1970г и 12% выпускников 1980г. В национальных лабораториях, соответственно, 11% и 15%. Не меняется лишь доля астрономов, решивших изменить свою профессию: за 10 лет после защиты диссертации из космической науки уходит 30% докторов.
   Большая часть астрономов США финансируется через национальные обсерватории и через систему индивидуальных грантов. Размер гранта составляет обычно 50-80 тыс. долл., а среднегодовая зарплата для всех членов ААО была в 1990 году 57420 долл. Наземную астрономию поддерживает в основном Национальный научный Фонд (ННФ), а космическую - НАСА. Исторически сложилось, что наземная оптическая астрономия получает существенную поддержку из бюджета штатов и из личных средств граждан: замечательные примеры филантропии - 5-метровый телескоп им. Хэйла и 10-метровый телескоп им. Кека. Вообще, большие телескопы очень популярны и часто носят имена меценатов. Радиоастрономия сильнее зависит от федерального бюджета, а космическая финансируется из него полностью. Если взять, к примеру, ведущий астрофизический журнал США "Astrophysical Journal", то в 40% статей выражается благодарность за финансовую поддержку НАСА, в 40% - ННФ и в 10% - другим федеральным организациям. Последние годы НАСА вкладывает в астрономию ежегодно около 500 млн. долл. (это 4% бюджета НАСА), ННФ - около 100 млн. долл. (это примерно 6% его бюджета); остальные приходятся на долю штатов совместно с филантропами - около 200 млн.долл.
   Общество ежегодно вручает 12 престижных наград в области астрономии и астрофизики и еще 8 премий вручают подразделения ААО.

1991г

С помощью 3,6 метрового телескопа NTT (New Technology Telescope) в обсерватории Ла-Силья Европейской Южной обсерватории (Чили) удалось впервые сфотографировать центр Галактики. После компьютерной обработки получился снимок на котором крестиком обозначен радиоисточник Стрелец-А - центр Галактики, состоящий из двух радиоисточников представляющих собой компактные образования диаметром менее 10″ (0,4 пк), окружённые облаками горячего газа. Снимок получен в ближних ИК-лучах (0,85-1,1 мкм), размер кадра 12х11".
В 1991 году вступил в строй инфракрасный матричный детектор SHARP I на 3,5-метровом телескопе Европейской южной обсерватории (ESO). Камера диапазона 1—2,5 мкм обеспечивала разрешение 50 угловых мкс на 1 пиксель матрицы. С появлением инфракрасных детекторов высокого разрешения стало возможным наблюдать в центральных областях Галактики отдельные звёзды. Предполагается, что это горячие ядра красных гигантов, которые образовались в отдалённых районах Галактики, а затем мигрировали в центральную зону, где их внешние оболочки были сорваны приливными силами чёрной дыры.

1991г

   26 декабря распался СССР (образован был 30.12.1922г). Все союзные республики отделились, образовав независимые государства.
   СССР занимал почти ¹⁄₆ часть обитаемой суши Земли; на момент распада был самой крупной по площади страной мира. Образован на территории, которую к 1917 году занимала Российская империя без Финляндии, части Польского царства и некоторых других территорий.
   В 1989—1990 годах начался «парад суверенитетов». 17 марта 1991 года в 9 из 15 республик СССР был проведён Всесоюзный референдум о сохранении СССР, на котором более двух третей голосовавших граждан высказались за сохранение обновлённого союза. Но после Августовского путча и последовавших за ним событий сохранение СССР в прежнем виде как государственного образования стало считаться невозможным, о чём было заявлено в Соглашении о создании Содружества Независимых Государств, подписанном 8 декабря 1991 года. 26 декабря 1991 года Совет Республик Верховного Совета СССР принял декларацию о прекращении существования СССР в связи с образованием СНГ. В конце 1991 года Российская Федерация была признана государством-правопреемником Союза ССР в международно-правовых отношениях и заняла его место в Совете Безопасности ООН.

1991г

Первая фотография астероида с КА. 29 октября астероид Гаспра (951-назван именем небольшого городка в Крыму) сфотографирован АМС «Галилео», запущенной 18 октября 1989г. Типичный астероид, имеющий полуось орбиты 2,21а.е, размер 18,2х10,5х8,9 км и мощное магнитное поле. АМС «Галилей», отправленная NASA в сторону Юпитера, пролетела от Гаспры на расстоянии 1600 км, со скоростью около 8 км/с. По ходу пролёта на Землю было передано 57 снимков, лучшие из которых имеют разрешение 54 метра на пиксель. «Галилей» сфотографировал около 80% поверхности астероида. Северный полюс на фото зафиксирован вверху слева. Астероид вращается против часовой стрелки и делает один оборот за 7 часов. Поверхность покрыта более чем 600 кратерами, которые имеют диаметр 100-500 метров.

1991г

Большое и Малое Магеллановы Облака являются ближайшими к нашей Галактике звездными системами (расстояние ~60 кпк) с массой на порядок меньше нашей Галактики. Это иррегулярные галактики - спутники Млечного Пути. В них происходят бурные процессы звездообразования, наблюдаемые в обилии горячих звезд, ОВ-ассоциаций, зон ионизованного водорода, массивных рентгеновских источников. В 1991г группой австралийских и американских астрономов (В. Каспи, Р. Манчестер, А. Лайн и др.) в Малом Магеллановом Облаке был обнаружен первый радиопульсар PSR J0045-7319. Этот пульсар имеет период вращения ~1 с, и кроме того, что он принадлежит к числу самых ярких (здесь эффект селекции: более слабые просто не видны с такого расстояния), ничем не выделялся. Однако анализ 2-летних наблюдений за временем прихода импульсов от этого пульсара привел к выводу, что этот пульсар входит в состав двойной системы с периодом 51 день и очень вытянутой орбитой (эксцентриситет e = 0.8). По изменению времени прихода импульсов вследствие эффекта Доплера при движении пульсара по орбите была определена так называемая функция масс невидимого компонента, по которой можно определить нижний предел его массы (точное значение массы нельзя определить без дополнительных наблюдений из-за незнания угла наклонения орбиты к лучу зрения). Она оказалась равной 2.17 Mc, что дало нижний предел массы невидимого спутника M_c = 4 Mc. Начались поиски оптического компонента. Оказалось, что в квадрат ошибок радиопульсара попадает звезда 16-й величины, спектрального класса В1. Она и была предложена авторами как возможный компонент пульсара. Однако эта интерпретация сталкивается с трудностями. Во-первых, даже при прохождении пульсара вблизи этой звезды на расстоянии всего 6 ее радиусов не наблюдаются никакие эффекты, связанные с изменением формы импульсов пульсара, затмениями и т.д., что ожидается в двойных системах пульсар + массивная звезда, поскольку известно, что массивные молодые звезды активно теряют массу в виде ионизованного звездного ветра, способного эффективно поглощать радиоволны. Во-вторых, большой эксцентриситет орбиты, являющийся следствием взрыва Сверхновой в этой двойной системе, неизбежно должен был бы привести к заметной скорости движения центра масс (~ 200 км/c), а наблюдаемая лучевая скорость этой В-звезды ~ 167 км/с совпадает со средней лучевой скоростью звезд в ММО. Это, правда, возможно объяснить тем, что скорость системы направлена перпендикулярно к лучу зрения, но вероятность этого мала. В-третьих, обнаруженная скорость поворота периастра двойной системы = 0.01±0.003 °/год встречает трудности при интерпретации этого классическими приливными эффектами на В-звезде, вызываемыми движением пульсара на эллиптической орбите.
Если же поворот периастра связать с чисто релятивистским эффектом (а им, как известно, объясняется наблюдаемый поворот перигелия орбиты Меркурия в солнечной системе, поворот перигелия в двойном пульсаре PSR 1913+16 и в других объектах), то полная масса этой двойной системы оказывается 10-30 Mc. Если принадлежность В-звезды к этому пульсару не будет доказана прямым измерением допплеровских вариаций линий в спектре этой звезды, синхронных с орбитальным периодом 51 день, этот пульсар PSR J0045-7319 будет кандидатом номер один в двойные пульсары c черными дырами, существование которых предсказывает современная теория эволюции массивных двойных звезд.

1991г

Вводится в строй в обсерватории Маун-Кеа в высокогорной местности на

Гавайских островах на высоте 4145 м самый большой 10-метровый телескоп Кек-1. Название получил по имени спонсора строительства миллионера У.М. Кек, фонд которого выделил 70 млн. долларов. Строительство начато 12 сентября 1985г. Гексогональное 10-м зеркало состоит из 36 шестиугольных 1,8-м сегментов с автономным управлением каждого сегмента.
В 2001г в 85м от Кек-1 введен в строй аналогичный телескоп Кек-2 и теперь оба стали работать в режиме интерферометра. Телескопы принадлежат Калифорнийскому университету и Калифорнийскому технологическому институту.
12 марта 2001г состоялось первое испытание сдвоенного телескопа, получившего наименование Keck Interferometer. Целью проекта является поиск планет у близлежащих звезд и оказание помощи NASA при проектировании перспективных космических аппаратов. Во время испытаний телескопов объектом наблюдений являлась звезда HD61294. Масштабные поиски экзопланет с помощью спектрометра высокого разрешения, что предполагается программой, начались осенью 2001 года. Большее число из открытых на 3 января 2018 года достоверно подтвержденых существование 3726 экзопланет в 2792 планетных системах, из которых в 622 имеется более одной планеты принадлежит Обсерватории Кека.

1991г

   Михаил Евгеньевич ПРОХОРОВ (р.18.07.1961, г.Москва, Россия) астрофизик- теоретик, защитил кандидатскую – «Анализ эволюционных сценариев двойных звезд». Докторская диссертация – «Популяционный синтез релятивистских звезд» (2000г).
   Основным направлением его исследований является теоретическое моделирование эволюции одиночных и двойных звездных систем, в состав которых входят нейтронные звезды или черные дыры. Наиболее интересные результаты – расчеты частоты рождения и слияния нейтронных звезд и черных дыр в галактиках разных типов и расчет спектра гравитационного излучения, порождаемого двойными звездами в нашей Галактике. В последнее время интенсивно занимается исследованием популяций одиночных нейтронных звезд в окрестностях Солнца.
   Окончил среднюю школу № 736 г.Москвы (1978г). С 1978г по 1979г работал оператором ЭВМ в ИКИ АН СССР, в 1979г поступил на Астрономическое отделение физфака МГУ, которое окончил в 1985г. Там же учился в аспирантуре (1985 - 1988). С 1988г — сотрудник Отдела релятивисткой астрофизики ГАИШ МГУ: м.н.с. (до 1992г), научный сотрудник ( до 1994г), с.н.с. (до 2001г), ведущий научный сотрудник (с 2001г). Читает спецкурсы для студентов МФТИ. В последние годы является главным редактором Российского научно-познавательного сайта по астрономии www.astronet.ru. В 2001г стал Лауреатом премии им. А.И. Шувалова. Среди его работ можно назвать: Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары (2003г - соавт. С.Б. Попов); Гравитационно-волновая астрономия: в ожидании первого зарегистрированного источника (УФН, 2001, т.171 - соавт. Л.П. Грищук и др.) и другие.

1991г

   Первое сообщение в журнале «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR B1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991г группа радиоастрономов Манчестерского университета (М. Бэйлес, А. Лин и С. Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл-Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами, соответственно, 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.
   Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A. Wolszczan), который с помощью 305-метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 1000 св. лет от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991г ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993г выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,2, 4,3 и 3,6 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996г появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет.
   Та легкость, с которой планеты были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто более 1000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного далекого пульсара (PSR 1620-26) обнаружилась планета-гигант в несколько раз массивнее Юпитера. До сих пор планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрирует нам единственный пример планет типа Земли за пределом Солнечной системы.
   Первый номер журнала Nature был издан 4 ноября 1869 английским физиком сэром Джозефом Норманом Локьером, который оставался редактором журнала до 1919 г.

1991г

   Согласно решению Международного астрономического союза вводится стандартная система координат (по внегалактическим опорным объектам), рекомендованной для всеобщего пользования, система ICRF ( International Celestial Reference Frame — «Международная небесная опорная система»). Фундаментальный каталог, определяющий ее — каталог 608 квазаров и других внегалактических объектов, точные координаты которых получены на основе РСДБ наблюдений. Преимуществом внегалактических объектов для создания системы координат является возможность принять равными нулю три из пяти астрометрических параметров: собственные движения и параллакс.
   В настоящее время существуют реализации фундаментальных каталогов только в двух диапазонах — в оптическом и в радиодиапазоне. Первый фундаментальный каталог был составлен еще в конце XIX века. Он, и последовавшие за ним фундаментальные каталоги в оптическом диапазоне, использовали в качестве опорных объектов звёзды. Наличие собственных движений звёзд с течением времени приводит к заметному ухудшению точности любого каталога, так как ошибка собственных движений накапливается и со временем и возрастает линейно (при современной точности астрономических наблюдений собственные движения звезд можно считать равномерными и прямолинейными, пренебрегая составляющей второго порядка).
   Эти причины сподвигали к постоянному обновлению и выпуску новых версий оптических фундаментальных каталогов (FK3, FK4, FK5, FK6, GC, и др.) Так FK5 опубликован в 1988г и содержит обновлённые данные о 1535 звездах. На данный момент является оптической реализацией Международной небесной системы координат, полученных только из наземных наблюдений. FK6 — последний Фундаментальный каталог, является комбинацией результатов наземных наблюдений и космического астрометрического проекта Hipparcos. Каталог состоит из трёх частей. Первая часть содержит 878 так называемых фундаментальных звёзд, то есть звёзд, которые с большой вероятностью не являюся двойными. Двойственность звезды вносит неопределённость в собственное движение, что снижает точность астрометрических измерений. Средняя ошибка собственных движений почти в два раза меньше, чем у Hipparcos и составляет 0,35 mas/год. Третья часть содержит 3272 звезды.

1991г

   11 июля произошло уникальное солнечное затмение продолжительностью 6 мин 53с. Уникальность заключалась в том, что:
1) Оно продолжалось около 7 минут. В 20-м столетии таких затмений было только пять: 18 мая 1901г (6мин 29с), 23 мая 1919г (6мин 51с), 8 июня 1937г (7мин 04с), 20 июня 1955г (7мин 08с) и 30 июня 1973г (7мин 04с).
2) Полоса его подной фазы прошла через обсерваторию Мауна Кеа на Гавайских островах, густонаселенную Мексику и Центральную Америку (Коста-Рика, Колумбия, Бразилия).
   Затмение оказалось успешным для наблюдения многими экспедициями, в том числе советской, направившей два отряда: в Бразилию, в Южную Калифорнию.
   Следующее уникальное затмение состоится 22 сентября 2006 года продолжительностью 7 мин 09 сек.

1991г

С июля по декабрь 1991 года, всего за 6 месяцев, на Солнце произошла переполюсовка общего магнитного поля в ходе 22 цикла. Напомним, что подобная переполюсовка происходила в максимальной фазе цикла 19 и длилась она 18 месяцев, в цикле 20 она длилась 17 месяцев, а в цикле 21 - 12 месяцев.
Начавшийся после переполюсовки спад солнечной активности происходил с рекордной скоростью и уже к середине 1993 года W ~ 50, т.е. средняя скорость спада была ~ 6 единиц в месяц. Годы спада СА внесли существенные коррективы в распределения солнечных явлений цикла 22 по сравнению с предыдущими. По числу активных областей и оптических вспышек текущий цикл значительно уступает всем предыдущим. По количеству же больших энергетических рентгеновских вспышек текущий цикл до конца максимальной фазы значительно опережал предыдущий, однако за 2 года спада солнечной активности он стал отставать. Это явилось результатом рекордно быстрого спада активности.

1992г

В январе на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские ученые объявили об открытии анизотропии реликтового излучения. Тем не менее, в 2006 году Нобелевская премия по физике за это была присуждена американцам, объявившим о подобном открытии в апреле 1992 года на основании данных эксперимента COBE.
РЕЛИКТ-1 — советский эксперимент по изучению реликтового излучения с использованием орбитального радиотелескопа, находящегося на спутнике Прогноз-9, который был выведен на орбиту с апогеем 700 000 км, наклонением 65,5° и периодом обращения около 27 суток. Первый подобный эксперимент с использованием космических аппаратов. Проводился с июля 1983 года по февраль 1984 года.

1992г

Во второй половине года открыта комета «Свифта-Туттля» (109P/Swift-Tuttle, альтернативное название -68; 188; 1737 II; 1862 III; 1992 XXVIII; 1992t), хотя ее наблюдали в 68г до н.э. и в 188г н.э. (как считается). Это также одна из самых старых периодических комет с периодом 134,95 года, полуосью 26,309650 а.е, афелия 51,661090 а.е, перигелия 0,958209 а.е, эксцентриситетом 0,9635796, наклоном орбиты к плоскости эклиптики 113,42675°. Последний раз она хорошо была видна в 1862 году, когда и была открыта независимо друг от друга Льюисом Свифтом 16 июля 1862г и Орасом Туттлем 19 июля 1862г. В 1992 году она была случайно найдена японским астрономом Цурухико Киуши и была не очень яркой, однако ее можно было отчетливо наблюдать при помощи бинокля из многих мест. Это изображение с телескопа получено в результате объединения четырех отдельных экспозиций. Из-за движения кометы на фоне звезд, последние выглядят удлиненными. В углу помещена более подробная картинка головы кометы. Метеорный поток Персеид, который можно наблюдать ежегодно в июле и августе - это осколки кометы Свифта-Туттля. Ожидается, что комета Свифта-Туттля пролетит недалеко от Земли в 2126 году. Наибольшее сближение кометы с Солнцем произойдет 12 июля 2126г, а земную орбиту она пересечет 31 июля, за 15 суток до прихода в эту точку орбиты Земли. Расстояние в перигелии 0,962 а.е, радиус ядра кометы 11,8км.

1992г

Группы астрономов-наблюдателей из Института космических исследований в Москве (основан в 1965г) и из Годдардского космического центра близ Вашингтона проведя исследования на орбитальных станциях, оборудованных специальными очень чувствительными приемниками радиоволн показали, что космическое излучение, предсказанное Гамовым и открытое в 1965г, приходит к нам из всех направлений в пространстве не исключительно равномерно, как считалось, а с очень слабыми, меньше тысячной доли процента, отклонениями от полной и идеальной равномерности.
Уже давно теоретики предсказывали, что в космическом излучении должна существовать мелкая "рябь", возникшая в нем в ранние времена жизни Вселенной, когда в ней не было еще ни звезд, ни галактик. Вместо них имелись лишь очень слабые сгущения вещества, из которых впоследствии "родились" современные звездные системы. Эти сгущения постепенно уплотнялись благодаря собственному тяготению и в определенную эпоху смогли "отключиться" от общего космологического расширения. После этого они и превратились в наблюдаемые галактики, их группы, скопления и сверхскопления. Присутствие догалактических неоднородностей в ранней Вселенной оставило свой отчетливый отпечаток и в космическом фоне излучения: из-за них он не может быть идеально равномерным, что и было обнаружено.

1992г

Начат авторский проект Search for Alien Artifacts on the Moon (SAAM) - первая попытка археологической разведки Луны. Обоснование лунного SETI, формулировка специфических принципов лунной археологии и выбор наиболее интересных районов на спутнике составили первую фазу проекта (1992-95). Множество лунных изображений, сделанны камерой высокого разрешения HIRES (9-27м) космическим зондом "Клементина", проведшим выполнение первой фазы проекта. Предварительные результаты исследований показали, что поиск чужих артефактов на Луне является многообещающей стратегией SETI, особенно в контексте планов по освоению спутника. Целью второй фазы SAAM (1996-2001) был поиск перспективных объектов для археологических исследований. Эта вторая стадия проекта включала в себя: а) разработку новых алгоритмов для археологической разведки космическими средствами; б) использование этих алгоритмов для выделения кандидатов в археологические памятники Луны; в) изучение реакции "большой" науки на это направление исследований.
Идея лунной археологии обсуждалась задолго до эпохи космических полетов. Еще в 1930-х годах Дж. Уиндхем (псевдоним Дж. Бейнон) написал рассказ "Последние лунарии" - научно-фантастический отчет об археологической экспедиции на Луну. В 1948г Артур Кларк в рассказе "Часовой" описал находку на Луне чужого артефакта, оставленного визитерами со звезд еще до появления человечества на Земле. При этом А. Кларку уже полвека назад было ясно, что для такого открытия "ученый должен не бояться прослыть дураком и обсудить абсурдные предположения". В 1962 году К.Э. Саган говорил о возможности открытия чужих артефактов на Луне, отмечая что "грядущая фоторазведка Луны с космических аппаратов - особенно ее обратной стороны - должна предусмотреть эту возможность". Понятно что идея исследования Луны ради внеземных артефактов не пользуется популярностью у современных селенологов. Однако, аномальные детали лунной поверхности нуждаются в изучении независимо от их интерпретации. Рано или поздно, но археологический облик нашего спутника будет выяснен, особенно в процессе неизбежной колонизации Луны.

1992г

   Открыта первая экзопланета у пульсара PSR B1257+12, а в 1993 году была открыта следующая экзопланета у пульсара PSR B1620-26. Первая же экзопланета обращающаяся вокруг обычной звезды была открыта в 1995 году — 51 Пегаса b.
   Еще в 1988 и 1989 годах было открыто 2 коричневых карлика, которые до 1995 года принимали за экзопланеты.
   К началу декабря 2011 года подтверждено существование 708 экзопланет в 581 планетной системе, из которых в 84 более чем одна планета

1992г

   Решением Президиума Академии Космонавтики (ныне Российская Академия космонавтики им. К.Э.Циолковского - РАКЦ) от 26 марта 1992 г образован Научно-культурный центр SETI (НКЦ SETI). Информация о создании НКЦ SETI опубликована в журнале "Земля и Вселенная" (1993, №3, с. 50 - 55).
   Согласно "Положению о Научно-культурном центре SETI", НКЦ является общественной научно-исследовательской и культурно-просветительской организацией, действующей в рамках Академии космонавтики им. К.Э.Циолковского, в составе Направления по философско-гуманитарным проблемам космонавтики 14 июня 2000 г. Президиум РАКЦ утвердил его в структуре Академии на правах межотделенческого сектора при "Направлении философских и социально-гуманитарных наук"
   В задачи Центра входит:

организация и проведение научных исследований по проблеме внеземной жизни и внеземного разума;
распространение (пропаганда) знаний в этой области;
проведение образовательных и культурных программ, посвященных проблеме жизни и разума во Вселенной.

Научно-методическое руководство деятельностью НКЦ SETI осуществляет Ученый совет, утверждаемый РАКЦ. Первый состав Совета был утвержден 28 декабря 1992 г. В него вошли ведущие ученые, специалисты в области SETI из организаций Академии наук, Высшей школы и других учреждений России и стран СНГ. За прошедшее десятилетие состав Совета обновлялся дважды. Ныне действующий состав утвержден 16 мая 2000г.

1992г

   Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства США (НАСА) начало проект СЕРЕНДИП (SERENDIP, Search for Extraterrestrial Radio Emission from nearby Developed Intelligent Populations — «Поиск внеземного радиоизлучения от соседних развитых цивилизаций»). Проект рассчитан на 10 лет. В нём участвуют несколько обсерваторий разных стран. С помощью параболической антенны диаметром 34 м в Голдстоуне (штат Калифорния) проводится сплошной просмотр неба — полоса за полосой. При выявлении подозрительных сигналов их детальным изучением занимаются более крупные телескопы, такие, как антенна диаметром 64 м в Парксе (Австралия) или 300-метровая чаша в Аресибо на острове Пуэрто-Рико.
   Проект СЕРЕНДИП в 1994 г был остановлен: необходимые для продолжения работы 12 млн. долл. американский сенат не выделил, мотивирую отказ тем, что «братья по разуму не могут решить наши финансовые проблемы». Но нашлись энтузиасты, создавшие для поддержки уникального проекта общество «Друзья СЕРЕНДИП», которое возглавил знаменитые писатель-фантаст Артур Кларк (кстати он уже много лет живёт на острове Шри-Ланка, т. е. на том самом сказочном Серендипе). Сейчас космический поиск продолжается; уже замечены сотни необычных сигналов, которые будут изучаться более детально.
   Наблюдения начались в 1960 г, когда Фрэнсис Дрейк попытался с помощью антенны диаметром 26 метров принять сигналы от звёзд t Кита и e Эридана. Его работа называлась «проект ОЗМА». Искусственные сигналы обнаружены не были, но работа Ф. Дрейка открыла эру поиска сигналов поиска ВЦ. Сначала это занятие получило общее название GETI (Communication with ExtraTerrestrial Intelligents — «Связь с неземными цивилизациями»). Позже его стали называть более осторожно SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligents — «Поиск внеземных цивилизаций»), имея в виду, что, прежде чем удастся наладить связь, необходимо найти хоть какие-то следы деятельности разумных существ в космосе. За прошедшие годы в разных странах, в основном в США и в СССР, было осуществлено более 60 экспериментов по поиску сигналов ВЦ, изучены тысячи звёзд на различных частотах. Но до сих пор сигналы разумных существ не обнаружены.

1992г

   Указом Президента РФ от 8 января № 23 «О порядке исчисления времени на территории Российской Федерации», возобновляется Московское (декретное +1 час к всемирному) время с сохранением перевода на летнее время в последнее воскресенье марта в 2 часа ночи на час вперед, а на зимнее время в последнее воскресенье сентября в 3 часа ночи на час назад.
   Постановлением Правительства РФ №511 от 23.04.1996г летнее время продлевается на один месяц и заканчивается теперь в последнее воскресенье октября. Новосибирская область переводится из 6-го часового пояса в 5-й. Минск, Таллин, Рига, Вильнюс и Калининград, находящиеся во втором поясе, стали жить по поясному времени. Границы часовых поясов проходят по границам субъектов Российской Федерации, все субъекты входят в один пояс, за исключением Якутии, которая входит в 3 пояса (MSK+6, MSK+7, MSK+8) и Сахалинской области, которая входит в 2 пояса (MSK+7 на Сахалине и MSK+8 на Курильских островах).
   Перевод на летнее время каждый год осуществляется в 120 странах, в Индии на 30 минут, а в США границы часовых поясов смещены к западу на 7,5º. В 1997г Южно-Сахалинск переведен на время Владивостока, а в 1999г Барнаул переводится как и Новосибирск в 5-й часовой пояс (MSK+3, GMT+6).
   Линия смены даты проведена по 180-му земному меридиану (либо в относительной близости от него), то есть к западу от нее одна календарная дата, а к востоку предшествующая, старая дата.
   Постановление Правительства РФ от 8 января 1992 г. № 23 «О порядке исчисления времени на территории Российской Федерации»    Часовые пояса России
   В середине 2011 года вместе с отменой перехода на летнее время Москва одновременно перешла ещё на один час вперёд (то есть Москва как бы осталась в летнем времени), таким образом в Москве стало время UTC+4 и в итоге стрелки стали переведёнными на 2 часа вперёд относительно времени принятого в 1919 году при делении страны на часовые пояса.

1992г

   30 августа объявлено об обнаружении первого астероида за орбитой Нептуна с Т=93года, а=20а.е, диаметром 200 км. В дальнейшем подтвердилось, что за орбитой Нептуна существует пояс астероидов, больше похожих на ядра комет.
   Астрономы США Дэйвид С. Джуитт и Джейн Лу (обс. Маун-Кеа, Гаванские острова) после 5 лет поиска обнаружили первый медленно движущийся объект и доказали что он принадлежит поясу Койпера. В рамках специализированной программы поиска – Программа наблюдения космического пространства (Spacewatch program) на телескопе 2,2м зафиксировали собственное движение одного из первых ОК (называют планетозимали) в течении 4,6 часа объект 21,7^m на расстояние 34,5а.е. Уже на конец 1993г было открыто 23 объекта (на 26 мая 2008 года известно 1077 объектов).
   Объекты пояса довольно крупные 200-300км, и в настоящее время открыто около 400. Наиболее крупные обладают признаками кометной активности , т.е. по физическим свойствам транснептуновые объекты могут заметно отличаться от астероидов Главного пояса. Сейчас считается, что пояс Койпера является источником короткопериодических комет. Видимая ширина пояса ~ 10º (хотя оценочная до 30^о по отношению к плоскости эклиптики). Общее число тел с размером более 100км оценивается N~ 10⁶ между 30 и 50 а.е. (в то время как таких крупных в Главном поясе оценивается N~230). Вопрос о телах в 1-10км в поясе попробовали решить группа астрономов во главе с Анитой Кохран с помощью специальной программы наблюдений на космическом телескопе Хаббла, используя статистический подход и оценили количество тел такого диаметра более 3*10⁹тел.
   Почти 40% объектов пояса Койпера (транснептуновых объектов) имеют орбиты, лежащие в области 3:2 резонанса с Нептуном ( в эту область попадает и Плутон), поэтому Д. Джуитт и Дж. Лу выделили этот класс объектов в отдельную популяцию и назвали их «плутино», оценив, что число их с диаметром более 100км превышает 10000 объектов. Существование «плутино» позволило сформулировать интересную идею динамического развития протопланетного диска в фазе аккреции – что в результате передачи углового момента планетозималей в этой фазе возможен процесс радиальной миграции в направлении от Солнца. Числовые расчеты Р. Малхотра (США) показали, что Нептун мигрировал от своего первоначального места примерно на 5 а.е. в течение десятков миллионов лет.
   В России на БТА-6м в июле 1996г астрономы С.В. Жариков, Н.А. Тихонов и астроном Пулковской обсерватории К.Л. Масленников, используя ПЗС-камеру с матрицей 1000х1000 пикселей (наблюдая в каждом фильтре по 10 мин) наблюдали объекты 1993 SC (диаметр около 300км, поверхность ледяная и состоит из углеводов), 1993 SB, 1993 RO, уточнив параметры их орбит и значение скоростей движения.
   В июле 1997г Д. Джуитт и Дж. Лу на 2,2-метровом телескопе на Гавайских островах с ПЗС детектором и широкоформатной матрицей 8192х8192 пикселей сообщили о новых открытиях: 9 октября 1996г обнаружили объект 20,9^m (третий по яркости после Плутона и Харона) диаметром в 500км, периодом обращения в 1000лет, а=0,81а.е и е=0,54 с углом наклона 24^о. Оценили, что таких объектов в поясе не менее 6500.
   В октябре 1999г астрономы Американского астрономического общества Алан Стерн, Робин Кэнап и Дэниел Дерда (Юго-западный исследовательский институт, шт.Техас), учитывая сходство по спектральным исследованиям астероидов пояса Койпера с Плутоном и его спутником Хароном, выдвинули гипотезу, что они также принадлежали данному поясу и были образованы раздельно, а затем в результате сближения (или столкновения) образовали двойную планету.
   Дэйвид С. ДЖУИТТ (р. 1958г, Англия) профессор астрономии Института Астрономии Гавайского Университета. В 1979 закончил Лондонский Университет. В 1980г получил научную степень Магистра Естественных Наук (M.Sc.) в Калифорнийском Технологическом Институте, а 1983, там же - степень Доктора Философии (Ph.D) по астрономии. В сферу его интересов входит изучение транс-Нептуновского региона Солнечной Системы, история формирования Солнечной Системы и физические свойства комет.

1992г

   В середине года на звездном небе произошло крайне редкое событие - звезда, видимая невооруженным глазом σ Орла (5^m), перешла из одного созвездия в другое - в созвездие Дельфин.
   Эта звезда имеет большое собственное движение - 8" в столетие, поэтому покинула свое "родное" созвездие. С тех пор, как в начале века, астрономы утвердили границы созвездий, столь яркая звезда впервые поменяла созвездие.
   Вычисления показывают, что в ближайшие 5 тысяч лет лишь десять звезд, видимых неворуженным глазом, пересекут границу созвездий. А через несколько тысячелетий многие яркие звезды изменят свое положение на небе, как что астрономам придется переименовывать созвездия, так как изменятся рисунки нынешних созвездий.

1993г

   26 марта 1993г в Циркуляре Международного Астрономического Союза (IAU Circ. 5725) было сообщено об открытии 24 марта Кэролин и Юджином Шумейкерами совместно с Дэвидом Леви (C. S. Shoemaker, E. M. Shoemaker, D. H. Levy) кометы Шумейкеров—Леви 9 (1993е). На негативах комета выглядела как штрих длиной около 1'. Дж. Скотти (J. V. Scotti), используя ПЗС-сканнер Службы Неба обсерватории Китт Пик обнаружил у кометы пять конденсаций, расположенных вдоль прямой линии. Лу (Luu) и Джевитт (Jewitt) сообщили (IAU Circ. 5730), что на полученном ими 27 марта 1993г ПЗС-изображении кометы с 2.2-м телескопом на Обсерватории Мауна Кеа видно, по крайней мере, 17 отдельных ядер растянутых в длину на 50" в позиционном угле 77-257°. А. Кочран (A. Cochran, IAU Circ. 5732) 28 марта 1993 года на 2.7-м телескопе обсерватории Мак Дональд получила спектр кометы в диапазоне 300-570 nm. В спектре отсутствовали какие либо эмиссии. Непрерывный спектр был плоским. Слабая конденсация наблюдалась на западном конце изображения кометного спектра.
   Бриан Марсден (B. Marsden, IAU Circ. 5906) рассчитал следующие элементы орбиты для наиярчайшего седьмого по классификации Джевитта (Jewitt et al., 1993, Bull. Am. Astr. Soc. 25, 1042) ядра кометы. В Электронном циркуляре малых планет (МРEC 1993-X04) были приведены улучшенные элементы орбит для остальных ядер кометы. Вычисления по этим элементам показывают, что комета сближалась с Юпитером на минимальную дистанцию 0.0006 AU (т.е. меньше предела Роша) в момент 1992 July 7.8 UT. По видимому, вблизи этого момента и произошло разрушение кометы под действием приливных сил. В пользу этого говорит и характер расхождения вторичных ядер кометы. Любой другой механизм разрушения дал бы изотропное распределение скоростей обломков первичного ядра. Следующее сближение с Юпитером произойдет в конце июля 1994г на минимальное расстояние 0.0002 AU (IAU Circ. 5893), а так как радиус Юпитера составляет 0.0005 AU, то если дальнейшее уточнение орбиты кометы не принесет сильных изменений, по-видимому, произойдет столкновение кометы с Юпитером. Ядра кометы будут сталкиваться с Юпитером в течение пяти суток.
   Если предположить, что до разрушения комета 1993е имела такие же размеры, как и комета Галлея (для простоты пусть это шар радиусом 4-5 км), а плотность кометного вещества 2500 кг/м³, то при расчетной скорости встречи кометы с Юпитером 64 км/с, в приближении абсолютно неупругого удара выделится общая энергия 2*10³⁴ Дж.

1993г

В марте открыт двойной квазар (ESO-Европейская южная обсерватория, Чили, на 3,6м телескопе) НЕ 1104-1805АВ с расстоянием между компонентами 3" и скоростью удаления 250000км/с. При идентификации спектров компонент А в 5раз ярче компонента В. Это самый яркий двойной квазар.

1993г

С помощью телескопа « ХАББЛ» (запуск 25.04.1990г) обнаружены «прогалины» в распределении пыли у звезды Бета Живописца, находящейся на расстоянии 52 св.года. На расстоянии 40а.е. от звезды отсутствует пыль, хотя при ранних наблюдениях был сплошной пылевой диск. В туманности Ориона открыты у 56 звезд похожие газопылевые диски.
Газопылевые диски обнаружены у 160-ти молодых звезд (с возрастом до 1млн.лет) учеными США и Германии вблизи 4-х звезд, образующих трапецию Ориона. Это протопланетные диски в 3-6 раз превосходящие по размеру орбиту Плутона и имеющие оценочную массу от 0,3 до 30 масс Земли.

1993г

В мае в Санкт-Петербурге состоялась Первая международная конференция "Астероидная опасность-93". Наибольшее внимание ученых привлекли такие аспекты проблемы, как вероятность встречи Земли с опасными космическими объектами, требования к системам оптических и радиолокационных наблюдений, позволяющим фиксировать приближение космических пришельцев и прогнозировать их орбиты, а также способы защиты Земли от столкновений.

1993г

   28 августа 1993г АМС «Галилео», запущенная 18 октября 1989г, сфотографировала астероид под номером 243 (Ида).
   Первые фотографии (в зеленых лучах)астероида и его спутника были получены ПЗС камерой за 14 минут до максимального сближения станции с астероидом до расстояния 10 870 км. Всего было сделано несколько серий изображений в 6 спектральных полосах.
   Астероид (открытый И.П. Пализе 29.09.1884г) имеет размер 56х28х28км, вращается вокруг оси с Т=4,5ч. На расстоянии 85км от астероида движется спутник Дактила диаметром 1,5км, делая один оборот за 24 часа. Принадлежит главному поясу астероидов (т. е. тем, чьи орбиты лежат между орбитами Марса и Юпитера) и является 243-ей по счету с момента обнаружения первого астероида в начале ХIХ столетия. Он входит в так называемую семью Корониса. Хотя и кажется, что спутник "прячется" за Иду, на самом деле он слегка ближе к "Галилею", чем сам астероид.

1993г

Нобелевская премия астрономам. Нобелевский комитет королевской Шведской Академии присудил премию 1993г по физике американским астрофизикам Рассел Аллен ХАЛС (Halse, р. 28.11.1950, Нью-Йорк, США) и Джозеф Хотон ТЕЙЛОР (Taylor, младший) (р. 29.03.1941, США) за открытие и исследование первого двойного радиопульсара, PSR B1913+16 (см. 1974г, 1990г).

1993г

В декабре группой молодых энтузиастов основан Московский клуб астрономов-любителей. Организация направлена на удовлетворение насущных потребностей рядового любителя в информации, литературе и общении. Организационной основой в соответствии с уставом клуба стали рабочие группы на которые участники разделились в соответствии со своими интересами.
Члены решили построить свою обсерваторию, оснастив её серьёзными инструментами. В Совет вошли многие авторитетные московские любители астрономии. Председателем избран Андрей Юрьевич Остапенко.

1993г

Установлено, что в период 1969-1989гг концентрация озона над Европой и Северной Америкой в зимне-весенний сезон снижалась в среднем на 3% за десятилетие. В последнее время этот процесс резко усилился, а общее уменьшение содержания озона с ноября 1969г до конца лета 1993г достигло 14%. Регион, заключенный между 45^о и 65^о с.ш. летом и весной 1992-1993гг оказался наиболее "пострадавшим" от разрушения озоносферы по сравнению со всех остальной Сибирью, Европой и Северной Америкой.

1994г

На январской сессии Американского Астрономического общества группа под руководством Дж. Норриса из Годдардского Центра Управления НАСА сообщение об обнаружении им эффекта замедления времени в гамма-всплесках, наблюдавшихся с борта СGRO (запуск в апреле 1991г, специализированная космическая обсерватория им. Комптона). Этот эффект состоит в увеличении наблюдаемой длительности сигнала, пришедшего из удаленных от нашей Галактики областей, где время течет относительно медленнее. Это является следствием ОТО и космологического расширения Вселенной. Второе независимое указание на космологическую природу, как заявил Норрис, связано с "покраснением" спектров слабых гамма-всплесков.
Оказалось, что яркие всплески распределены изотропно по небу. Самые слабые группируются к ярким и предположительно являются повторными вспышками от одних и тех же объектов; вспышки промежуточной интенсивности группируются в области Млечного Пути.

1994г

1 февраля в районе Маршалловых островов над Тихим Океаном пролетел огромный болид "ярче Солнца". Болид был порожден телом массой около 400-500 тонн, что приблизительно в 5 раз больше знаменитого Сихотэ-Алинского железного метеорита, упавшего в Приморском крае 12 февраля 1947г. Кинетическая энергия метеороида была оценена в 30-40 кТ. Световая кривая имела два максимума, и были зарегистрированы два облака фрагментов, образовавшиеся после его разрушения на высотах 34 и 21 км, и их регистрировали в течение часа. По оценке ИДГ РАН такие падения происходят 1 раз в 2-3 года, но, возможно, это завышенная оценка.
11 июня в 20 часов по местному времени в районе провинции Квебек в Канаде из космоса была зарегистрирована вспышка излучения, вызванная разрушением метеорного тела. На Землю упал метеорит общей массой 25.4 кг раздробленный на 20 кусков, собранных на площади 8x3.5 кв. км. Метеорит получил название Сент-Роберт. Полет болида наблюдали сотни людей, и кто-то даже снял его на видеопленку во время футбольного матча. Начальная масса метеороида составляла около 3 тонн.

1994г

   На лето в каталоге астероидов находится 5791 астероид.
   В 1993г сотрудниками Санкт-Петербургского института теоретической физики РАН, где проводятся интенсивные исследования малых планет (наряду с Крымской астрофизической обсерваторией) было открыто сразу 408 астероидов и на 1998г их насчитывается 10000. Свыше 90% астероидов движутся между орбитами Марса и Юпитера на среднем расстоянии от Солнца от 2,06а.е. до 4,30а.е. (период от 2,96г до 8,92 года) и блеск большинства составляет от 7 до 16^m . 150 из известных астероидов проходят довольно близко от Земли при возможности столкновения астероида диаметром в 1км раз в 100000 лет. Наиболее приближающийся к Земле 1991г ВА до расстояния 170тыс.км и он самый меньший из известных - диаметр всего 9 метров. А орбиту Земли пересекает в год свыше 1000 астероидов.
   По поручению МАС вычисление орбит и эфемерид астероидов ведут два международных центра: С-Петербургский институт теоретической физики РАН и обсерватория г. Цинциннати (США).
С помощью инфракрасной спектроскопии установлены характеристики поверхности астероидов и разделены на три типа:
   1. Астероиды типа С (Углеродные) – наиболее темные, альберо менее 5%. Состоят главным образом из гидратированных (соединение воды с разными веществами) силикатов и углерода. Это самый многочисленный класс (60%). Встречаются главным образом во внешней части пояса.
   2. Астероиды типа S (Кремневые)- каменные глыбы (30% всех астероидов). Состоят главным образом из силикатов (подобии лунных) и частично из металлов (Fe и Ni). Их много среди астероидов группы Аполлона, орбиты которых находятся частично внутри орбиты Земли. Например Эвномия (15, открыт 29.07.1851г, А. де Гаспарис ).
3. Астероиды типа М (Металлические)- состоят по видимому только из железа и никеля. Например Психея (16, открыт 17.03.1852г, А. де Гаспарис).
   Классификация аналогична метеорной, что подтверждает их происхождение из пояса астероидов. Однако есть астероиды сложного типа: Веста (4, открыт 29.03.1807г, Г.В. Ольберс)- чрезвычайно яркий, отражает 40% света и относится к типу Е, как и Низа (44, открыт 27.05.1857г, Г.М.С. Гольдшмидт), а Гектор (624)- двойной астероид к темному типу D. Многие астероиды окружены более мелкими спутниками. Распределение астероидов неравномерно, но максимальное их число находится в поясе на 2,8 и 3,2 а.е. Есть зоны, свободные от астероидов (люки Кирквуда) установленные по соотношению их периодов обращения к периоду обращения Юпитера (3/1,5/2,7/3,2/1,5/3,3/2,4/3). Установил Д. Кирквуд (1857г).

1994г

   После долгого подготовительного периода 16-20 мая в г. Ярославль состоялась первая астрономическая олимпиада школьников. Её учредителями стали Международное астрономическое общество, Ногинский Научный Центр Российской АН, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга (МГУ), Министерство образования Российской Федерации, МНТЦ «Комфлот», Московский городской дворец творчества детей и юношества и Ярославский городской научно-педагогический центр.
   В Учредительном договоре записано: «Олимпиада утверждается в соответствии с духом Олимпийского движения и продолжения традиций организации и проведения олимпиад Астрономического общества Российской Империи (ХIХ век), Московских олимпиад по астрономии, Российских, Союзных, Польских и Международных олимпиад по физике, олимпиад Ногинского Научного Центра АН СССР – РАН по точным и естественным наукам. Олимпиады проводятся ежегодно, с 1993/1994 учебного года, в несколько этапов: начиная с олимпиад школ, лицеев, дворцов творчества, планетариев и т.п., и кончая заключительным этапом, в котором принимают участие победители региональных соревнований. В олимпиаде предусматривается участие школьников из других государств».
   Астрономии стала уже восьмым предметов в российской системе олимпиад после: математики, физики, химии, биологии, информатики, географии и экологии.
   В данной первой астрономической олимпиаде участвовал 61 школьник 7-11 классов двумя группами: 8-9 классы (сюда вошли и несколько приехавших семиклассников) и 10-11 классы. Первый тур был 18 мая теоретический на котором в ходе 3,5 часов (4 часа в 10-11кл) надо было решить шесть задач. 19 мая состоялся творческий тур на котором нужно было решить одну (учащимся 8-9 кл. предложено было две на выбор) задачу, данную в общей формулировке. 20 мая были подведены итоги, проведено награждение победителей и призеров.

1994г

   КА “Улисс” (ЕКА, запуск 6 октября 1990г) проведя сканирование экваториальной плоскости Солнца вплоть до орбиты Земли, впервые зарегистрировал в радиоволновом диапазоне спиральную форму магнитного поля Солнца. (“Улисс” встретился с Юпитером в феврале 1992г и получив "толчок" по направлению к Солнцу, в 1994г прошел над южным солнечным полюсом, а в 1995г - над северным. Вторая встреча с Солнцем состоялась в сентябре 2000г). Расходясь веером, магнитное поле струится потоком от экваториальных широт Солнца в межпланетное пространство. Такая форма возникает совместным действием двух факторов: солнечного ветра и вращением Солнца. При сильных извержениях на Солнце поле значительно искажается.
   Уже несколько десятилетий оставалась загадкой сила, ускоряющая зараженные частицы от 10км/с у поверхности Солнца до сотен км/с в межпланетном пространстве. 20 июня 1999г в журнале Astrophysical Journal Стивен Крэнмер, Джордж Филд и Джон Коль (Гарвардский астрофизический центр, США) выдвинули предположение, что скорость частиц плазмы может возрастать при взаимодействии с переменными магнитным полем солнечной короны.
   Частицы плазмы перемещаются вдоль силовых линий, закручиваясь вокруг них по спирали. Наблюдения с космической солнечной обсерватории SOHO и спутника «Спартан-201» обнаружили, что силовым линиям в солнечной короне непрерывно пробегают волны -они колеблются подобно скрипичным струнам и их горбы подталкивают заряженные частицы, разгоняя их. За счет резонанса (совпадения частот колебаний силовых линий с частотой вращения частиц вокруг них) наиболее эффективно разгоняются более тяжелые частица (например ионы кислорода).

1994г

16-22 июля осколки распавшейся кометы «Шумейкеров—Леви 9» (26 марта

1993г в Циркуляре Международного Астрономического Союза (IAU Circ. 5725) было сообщено об открытии 24 марта 1993г Кэролин и Юджином Шумейкерами совместно с Дэвидом Леви (C. S. Shoemaker, E. M. Shoemaker, D. H. Levy) кометы Shoemaker-Levy 9 (1993е)) столкнулась с Юпитером и кадры переданы на Землю АМС «Галилео». Вычисления по этим элементам показывают, что комета сближалась с Юпитером на минимальную дистанцию 0.0006 AU (15000км, т.е. меньше предела Роша) в момент 1992 July 7.8 UT. По видимому, вблизи этого момента и произошло разрушение кометы под действием приливных сил на 17 фрагментов, растянувшихся на 200 000 км. В начале 1994г комета имела следующие параметры орбиты: перигелий 5,381 а.е.; эксцентриситет 0,216; наклонение орбиты к эклиптике 6°00'; аргумент перицентра 354°53'; долгота восходящего узла 220°32'; средняя аномалия 242,7°; сидерический орбитальный период 18,0 лет. Абсолютная звёздная величина кометы 6^m,00.
Столкновение 25 осколков размером в несколько километров произошло при скорости 64км/с и на планете возникли гигантские вихри в диаметре до 5000км с выбросом газа на высоту до 1000 км и остались «раны» глубиной 150-200км. Удар был равносилен по мощности взрыву 20 млн.мегатонн тринитротолуола . Следы ударов были заметны в течение нескольких недель. Наиболее крупный фрагмент G столкнулся с атмосферой 18 июля в 7:34 UTC. В результате через несколько часов в атмосфере возникло тёмное пятно диаметром 12 000 км (близко к диаметру Земли), оцененное энерговыделение составляло 6 млн Мт в тротиловом эквиваленте (в 750 раз больше всего ядерного потенциала, накопленного на Земле) Таким образом кометы «Шумейкеров-Леви-9» больше не существует. Подробнее о комете:

страница Шумейкеров-Леви 9 в JPL
Учебное пособие по кометам и по SL-9 из LANL
Часто Задаваемые Вопросы и другое про Шумейкеров-Леви 9 на TAMU
Информация из SEDS
другие страницы про комету Шумейкеров-Леви 9
список сайтов с изображениями SL-9, собран Гартмутом Фроммертом
список изображений из SEDS
20 Лучших Изображений кометы из JPL
много анимации из JPL

1994г

Открыт молодой красный карлик в созвездии Золотой Рыбы - самый мощный источник радиоизлучения с периодом вращения 9ч. До этого считалась рекордсменом звезда Глизе 890 в созвездии Водолея с Т=10,3ч.
Считается, что до 70% звезд нашей Галактики-красные карлики с массой 8-60% массы Солнца. У. Уэйс (США) проведя в 1980-1991гг наблюдения за 46 карликами у 21 обнаружил изменение яркости на 1-3% в течение нескольких лет (до этого было известно о кратковременных, в несколько минут вспышках этих звезд, когда яркость могла возрасти более чем в 2 раза). Например красные карлики с нерегулярными вспышками в несколько минут типа UV Кита с массой в 0,1 солнечной, светимостью 0,0001 солнечной и размером в 0,3 солнечного. Считается, что 25% звезд вспыхивающие. Ближайшая Проксима Кентавра (Центавра) также вспыхивающая.

1994г

В созвездии Близнецов открыт самый мощный пульсар гамма-излучения, обнаруженный в 70-х годах и изученный с помощью спутника ROSAT (запуск 1.06.1990г, работал до 12.02.1999г). Вращается со скоростью 4 об/с, постепенно замедляясь, находится на расстоянии 120 св.лет (самый близкий) с возрастом ~37тыс.лет. Этот пульсар считавшегося рекордсменом пульсара в созв. Паруса, имеющего возраст ~11 тыс.лет.

1994г

В созвездии Скорпиона резко вспыхнула, как рентгеновская новая XN Sco 1994 (обозначен источник GRO J1655-40). Последующее изучение группой наблюдателей на космическом телескопе им.Хаббла под руководством проф. Мирабеля по измерению собственного движения этой системы (угловую скорость ее перемещения по небу) за 6 лет наблюдений (с 1995 по 2001гг) позволили рассчитать галактоцентрическую орбиту системы и показали что это двойная система, один из кандидатов в черные дыры. Система, по-видимому, состоит из нормальной звезды с массой 2.6M¤ и черной дыры с массой 7 ±M¤, ее орбитальный период равен 2.6 дням. Координаты системы α=16^h54^m00.14^s, δ=-39^o 50' 44.9", расстояние до нее от 0,9 до 3,5кпк. Кроме того, эта система является одним из нескольких галактических миниквазаров, иногда из диска вокруг черной дыры перпендикулярно к его плоскости в противоположных направлениях выбрасываются два джета, вещество в которых движется с релятивистской скоростью v~0.9c.
Система движется в пространстве с высокой скоростью (112±18 км/с) по вытянутой орбите (e=0.34±0.05). Эта черная дыра образовалась в диске на расстоянии не меньшем 3 кпк от центра Галактики и перешла на эллиптическую орбиту в результате взрыва сверхновой, в ходе которого в системе образовалась черная дыра. Импульс и кинетическая энергия, которую приобрела черная дыра при взрыве, того же порядка, что и у молодых нейтронных звезд и радиопульсаров. GRO J1655-40 - первая черная дыра для которой есть указания на то, что она испытала отдачу при взрыве сверхновой.

Собственное движение объекта GRO J1655-40 составляет μ_α=-3,3±0,5^.10^-3"/год, μ_δ=-4,0±0,4^.10^-3"/год.
Это соответствует поперечно скорости движения V_t=(25±3км/с)D_кпс. Наиболее точными значениями лучевой скорости объекта считаются данные, полученные в работах (Орош, Байлин 1997 и Шахбаз и др. 1999). Скорость движения звезды относительно соседних звезд меняется от 93 до 130 км/с (в зависимости от расстояния до нее). Приведенные данные позволяют (при заданном расстоянии до системы) построить траекторию ее движения в Галактике. На рисунках показаны траектории, на левом рисунке - для расстояния до системы равного 900 пк, на правом - 3.3 кпк. Данные исследования в 2002г породили в печати сообщение о якобы поглощению нашей Солнечной системы данной черной дырой. Если даже черная дыра подобная GRO J1655-40 пройдет мимо Солнца на расстоянии земной орбиты (это чрезвычайно близкий пролет), то она может изменить орбиты планет и даже оторвать некоторые из них от Солнца, но на самом Солнце этот пролет никак не скажется.

1994г

В январе 1994 года по общему решению 90 любителей астрономии Московского региона создан Московский астрономический клуб (МАК) - общественная организация, созданная для объединения астрономов-любителей из Москвы и ближайшего Подмосковья. Создатель и бессменный руководитель МАК - Остапенко Андрей Юрьевич (любитель астрономии из Москвы). В 2004 году клуб был зарегистрирован Министерством юстиции РФ как региональная общественная организация. В клубе состоят порядка 100 членов. Собрания клуба проходят ежемесячно в: МИГАИК, МГДДЮТ или ГАИШ МГУ. Осенью 2009 года ГАИШ МГУ совместно с МАК провели акцию «100 часов астрономии» в городе Москва. В клуб принимаются лица достигшие 18 лет. В 1995 - 2002 годах клуб располагал наблюдательным пункотом в САО РАН. Сейчас МАК проводит наблюдения на загородной базе в Звенигородской обсерватории, в планах создание городской обсерватории в Саду им. Баумана. На базе клуба был создан ежегодный всероссийский астрономический фестиваль - Астрофест.

1994г

   ПОСТОЯННАЯ ХАББЛА ПО ЦЕФЕИДАМ. Постоянная Хаббла является одной из фундаментальных наблюдательных констант космологии. В отсутствии замедляющих сил, возраст Вселенной короче 1/Н (постоянная Хаббла измеряется в км/с на мегапарсек, и, следовательно, имеет размерность обратного времени). Измерения постоянной Хаббла разными методами дают ее значение примерно между 50 и 100 км/с/Мпк, причем главная трудность состоит в правильном определении расстояния до удаляющейся галактики по наблюдению в ней классических цефеид.
   В конце сентября 1994г были опубликованы результаты наблюдений цефеид в галактике NGC 4571, находящейся вблизи центра скопления в Деве. Эти наземные наблюдения проводились на Канадско-французско-гавайском телескопе на обсерватории Мауна Кеа. Было обнаружено 3 цефеиды,орым расстояние до галактики оказалось равным 14,9±1,2 Мпк. Это привело к оценке постоянной Хаббла Н=87±7 км/с/Мпк.
   Через месяц в печати появились результаты наблюдений цефеид в галактике М100 близкой к центру скопления в Деве, проведенные с борта космического телескопа им. Хаббла. Было обнаружено 13 цефеид примерно 25-й звездной величины с периодами между 10 и 65 днями, и предварительный анализ привел к выводу, что расстояние до галактики М100 17,0±1,8 Мпк. Это приводит к значению постоянной Хаббла Н=80±17 км/с/Мпк . Существенно, что близкое значение постоянной Хаббла Н=77±16 км/с/Мпс получается из оценки наблюдаемой скорости удаления более далекого сверхскопления галактик в Волосах Вероники (7200±100 км/с), т.к. относительное расстояние между центром этого скопления и скопления в Деве известно достаточно хорошо (модуль расстояния 3,71±10 зв. величины).
   Что означает такое значение постоянной Хаббла? Во-первых, время с начала расширения Вселенной в стандартной модели оказывается около 8 млрд. лет, что противоречит по крайней мере: 1) общепринятым оценкам возраста старых шаровых скоплений 14±2млрд. лет, который выводится из теории звездной эволюции; 2) оценкам возраста населения галактического диска, выведенным из кривых остывания старых белых карликов; 3) возрасту земных пород, оцениваемому по радиоактивному распаду тяжелых элементов. Все эти оценки свидетельствуют о возрасте Вселенной по крайней мере 10 млрд. лет.
   Весной 1995г с помощью «Хаббл» наблюдая цефеиды в М 96 (созв. Льва) 25-26^m по 8 цефеидам определили расстояние до нее в 11,6±0,8 Мпк, что дает постоянную Хаббла Н=69±8 км/с* Мпк.
   Наиболее надёжная оценка постоянной Хаббла на 2010 год составляет 70,4+1,3-1,4 (км/с)Мпк.

1994г

   Ефрем Павлович ЛЕВИТАН (или, 12.07.1934 - 31.03.2012, Днепропетровск, Россия) астроном и педагог, второй автор в нашей стране методики преподавания астрономии, один из разработчиков новой концепции астрономического образования, ученик Михаила Евгеньевича Набокова автора первой в стране методики преподавания астрономии.
   После работы в течение почти 25 лет в 1994 году по рекомендации Министерства образования Российской Федерации издательство «Просвещение» выпустило учебник астрономии для 11 классов общеобразовательных учреждений (Е.П. Левитан, Астрономия 11, 1994). Тираж книги 1 830 000 экземпляров. В основу данного учебника положен пробный учебник, изданный в 1985 году тиражом 20 000 экз. Почти 10 лет учебник проходил проверку в тех школах России, которым удалось его приобрести. Данный учебник альтернативен учебнику Воронцова-Вельяминова. В течение 10 лет вышло 9 изданий. Учебный материал изложен в 33 параграфах завершающимися «Вопросами – заданиями для самоконтроля», а в конце каждой из пяти глав сообщается «Что полезно знать, изучив данную тему» и «Что желательно уметь, изучив данную тему». В конце учебника предлагается двенадцать приложений.
   Школам и классам с углубленным изучением предмета Министерство образования РФ рекомендует учебник А.В. Засова и Э.В. Кононовича («Астрономия», Просвещение, 1993, тираж 154 000 экз.), созданный на основе пробного учебника 1986 года тиражом 9000 экз. Учебный материал изложен в девяти главах. Каждую главу завершают вопросы, упражнения и основные выводы. В конце учебника три приложения.
   В 1964 году при его участии в Академии наук был создан научно-популярный журнал "Земля и Вселенная", который начал выходить в 1965 году. Почти 40 лет Левитан редактор журнала (заместитель главного редактора).
   В 1949 году начал свою карьеру с создания астрономического кружка, где и отрабатывал основы методического мастерства. В 1955 году с отличием закончил физико-математический факультет Московского городского педагогического института (отделение физики). В 1966 году защитил кандидатскую диссертацию (кандидат педагогических наук по методике преподавания астрономии). В 1960-х — 1970-х преподавал методику астрономии в Московском городском институте усовершенствования учителей. Более 20 лет преподавал в московской школе № 125, а также в других школах. В 1991 году в АПН СССР защитил докторскую диссертацию и стал первым в нашей стране доктором педагогических наук по проблемам астрономического образования в средних учебных заведениях. Член Президиума Российской академии космонавтики им. К.Э. Циолковского.
   Имеет более 600 публикаций. Написал много книг, в том числе "Физика Вселенной", "Твоя Вселенная", "Звездные сказки", "Необыкновенные приключения юного астронома", "Астрономия от А до Я", "Космонавтика от А до Я", "Астрофизика школьнику", "Эволюционирующая Вселенная", "Методика преподавания астрономии", "Основа обучения астрономии" и т.д. В июле 2009г Международный астрономический союз принял решение назвать астероид 16516, находящийся в главном поясе астероидов между Марсом и Юпитером. О Е.П. Левитане на моем сайте здесь (переписка).

1994г

   В США начал действовать ВЛБА (Very Large Baseline Array - "Массив с очень большой базой")- радиотелескоп, состоящий из 10 антенн-радиотелескопов по 25м каждый и базой 8000км, размещенных от центральных районов Тихого океана до до Сан-Круа на северо-востоке Канады. Эффективный диаметр массива составляет 8000 км, а достижимое разрешение - 0,2 дуговых миллисекунды.
   Работают при строгой синхронизации в режиме интерферометра. Разрешающая способность в1000 раз выше лучших оптических. (Предшественник VLA - Very Large Array - "Очень большая решетка" был построен в 1980г в Сокорро, штат Нью-Мехико) и состоял из 27 подвижных 25 метровых чаш. Этот массив антенн размещен в виде буквы "Y", каждое плечо которой имеет в длину 21 км. Антенны соединены между собой электронной связью, в результате чего массив работает как единая система из 351 радиоинтерферометра, которые проводят одновременные наблюдения. Максимальное доступное разрешение радиотелескопа на длине волны 1,3 см составляет 0,05 дуговых секунд. Однако на практике большинство наблюдений проводится на длине волны 6 см с разрешением в одну дуговую секунду, поскольку это очень сокращает время, необходимое для построения радиокарт).
   В этом же году Леониду И. Матвиенко (Россия) и Филиппу Даймонду (Англия) с его помощью удалось обнаружить радиосигналы, свидетельствующие о формировании протопланетной системы около звезды в туманности Ориона.

1994г

   КА «Клементина» (США) находясь 71 день на орбите Луны и проведя радиолокационное исследование приполюсных областей Луны (никогда не освещаемых Солнцем) передала на Землю около 3млн. снимков по которым определили, что в гигантской впадине диаметром в 300 км Южного полюса Луны возможно наличие слоя льда.
   В 1999г по предложению Дэвида Голдштейн (Техасский университет, США) КА «Лунар Проспектор» массой 161кг 31 июля обрушился в один из кратеров в южном полушарии Луны. Предполагалось, что в результате падения должно было выделится около 20 кг пара, если конечно есть лед. Но ни с помощью телескопа «Хаббл», ни 10-м телескопа «Кек» пар не удалось обнаружить. Не обнаружен он и 18 ноября при прохождении потока Леонид, когда было зафиксировано шесть вспышек (падение метеоритов) на Луне.
   По предложению ЕКА США, России и Японии планируется после 2003г начать создание на Луне постоянно действующей базы (теперь сроки сдвигаются на 2018г).

1994г

   Ольга Касьяновна СИЛЬЧЕНКО (р. 12.04.1958, Москва), астроном, доктор физ.-мат. наук, заведущий отделом физики эмиссионных звёзд и галактик ГАИШ МГУ, специалист по физике галактик, исследователь структуры, состава и эволюции галактик, пишет докторскую диссертацию «Звездное население ядер галактик», за которую удостоена Премии им. И.И. Шувалова I-й степени (1995г).
   Область научных интересов: внегалактическая астрономия, кинематика, структура и эволюция галактик, звездные населения, ядра галактик. Впервые разработала метод разделения эффектов возраста и химического состава звезд при моделировании интегральных спектров звездных населений. Обнаружила звездное население промежуточного возраста в ядрах 50% дисковых галактик ранних типов. Открыла существование химически выделенных ядер – новых звездных подсистем в дисковых галактиках.
   Окончила в 1975г физмат. школу №2 в Москве, затем Астрономическое отделение физфака МГУ (1981г). Обучалась в аспирантуре ГАИШ по астрофизике (1981 – 1984гг, рук. – Э.А. Дибай), кандидатская «Звездный состав и эволюция галактик» (1984г). С 1984г м.н.с. ГАИШ МГУ, с 1990г – с.н.с., в 1988 – 1989гг была аккредитованным визитером в САО РАН. С 1994 – ведущий научн. сотр. ГАИШ. Член Ученого совета ГАИШ, зам. предс. Координационного совета ГАИШ по звездной астрономии, член правления Евроазиатского астрономического общества. Член МАС с 1997г. Автор более 100 публикаций. Читает спецкурс «Эволюция галактик» для студентов Астрономического отделения физфака МГУ.

1994г

   В г. Снежинск (бывший Челябинск-70) прошла международная конференция по проблеме защиты Земли от столкновения с космическими объектами. (В частности в Санкт-Петербурге создан международный институт проблем астероидной опасности).
   На ней Э. Теллер заявил, что человечеству по силам бороться с космической опасностью (уничтожение объекта ядерным взрывом, распилить лазерным лучом, изменить траекторию), но главное не упустить время и успеть подготовиться к непрошеному гостю. В этом веке Земля получила серьезное предупреждение в виде Тунгусского (1908г), Сихотэ-Алинского (1947г) и Стерлитамакского (1990г) метеоритов.
   Так идеологом одного из способов защиты является академик Рамилий Авраменко. Принцип защиты -перед мчащимся объектом создается плазменное поле, приводящее к чудовищным перегрузкам и полному разрушению любого физического тела до соприкосновения с планетой. В 1993г Россия предложила США провести совместный эксперимент “Доверие”, призванному положить начало строительства глобальной системы защиты Земли от метеоритов и астероидов – используя новейшие достижения российской ПРО и американской СОИ сбить при помощи плазменного оружия некий контрольный объект, но США не согласились.
   В 1995г создается первая служба по слежению за околоземными астероидами.

1994г

Последнее в этом веке исчезновение колец Сатурна, происходящее через 14,7 лет - половины периода обращения вокруг Солнца.

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