Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
29 Листопада 2024, 05:32:50

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[SIDEROCRATOR]

1050 років тому 22 грудня 968 р. було вперше описане явище сонячної корони.

В цей день грецький історик Лев Діакон перебуваючи в столиці Східної римської імперії - Константинополі спостерігав повне сонячне затемнення та залишив опис такого рідкісного явища, як сонячна корона.
"... о четвертій годині дня ... темрява покривала землю, і всі яскраві зірки засвітилися. І можна було бачити диск Сонця, тьмяний і неосвітлений, і тьмяне і слабке сяйво, як вузька смуга, що блищить по колу навколо краю диска ».

Подякували

3 :mpyat2, Slava80, UKBB

[SIDEROCRATOR]

400 років тому з 28 листопада по 26 грудня 1618 р. англійський астроном Джон Бейнбрідж John Bainbridge (1582–1643) провів перші в історії телескопічні спостереження комети. Об"єктом дослідження стала Велика комета 1618 р.
За результатами спостережень Бейнбрідж оцінив, що відстань до комети має бути щонайменше в десять разів більше ніж відстань від Землі до Місяця.
основні результати спостережень Бейнбрідж опублікував у праці "An astronomicall description of the late comet : from the 18. of Nouemb. 1618. to the 16. of December following. With certaine morall progosticks or applications drawne from the comets motion and irradiation amongst the celestiall hierglyphicks. By vigilant and diligent obseruations of Iohn Bainbridge Doctor of Physicke, and louer of the mathematicks"

Подякували

3 :mpyat2, UKBB, Чебуратор

[SIDEROCRATOR]

120 років тому 28 грудня 1798 р. народився британський астроном То́мас Джеймс Ге́ндерсон (Thomas James Alan Henderson  1798- 1844), який виміряв вістань до найближчої до нас зорі - Альфи Центавра

Починав  він з того що, займався юриспруденцією і малюванням карикатур. Однак його основним хобі були астрономія і математика, а винайдений ним новий метод вимірювання довготи привернув увагу відомого астронома Т. Юнга. Юнг у своєму посмертному листі Адміралтейству рекомендував Гендерсона на своє місце. Адміралтейство призначило Гендерсона на менш почесну посаду — астрономом в обсерваторію на Мис Доброї Надії у Південній Африці, де він пропрацював з квітня 1832 по травень 1833 року, виконавши велику кількість спостережень зірок.

Відзначив, що Альфа Центавра має значний власний рух, і зробив висновок, що вона може бути однією з найближчих до Сонця зірок.

Одним з ключових питань в астрономії 1830-их було вимірювання відстаней до зірок, і Гендерсон став одним з перших, хто виміряв ‎річний паралакс зірки. Завдяки цим вимірюванням він оцінив відстань до Альфа Центавра у 3,25 світлових роки, що на 25,6 % є меншим від істинного значення.

Через сумніви щодо точності результатів своїх вимірювань Гендерсон не публікував їх до 1839 року, тому пріоритет у вимірюванні міжзоряних відстаней було віддано Ф. В. Бесселю, котрий у 1838 році опублікував дані своїх вимірювань відстані до зірки 61 Лебедя.

В 1834 році за рекомендацією Прем'єр-міністра Великої Британії лорда Мельбурна Гендерсон став першим, що зайняв щойно засновану посаду Королівського астронома Шотландії. Крім того, його було призначено на кафедру астрономії в університеті Единбурга. На цих посадах він працював до кінця свого життя.

Подякували

3 :mpyat2, ds40a, UKBB

[UKBB]

25 грудня 2018 року померла Ненсi Грейс Роман (16 травня 1925р-25 грудня 2018р)- американський астроном, одна з перших жiнок-керiвниць NASA, вiдома як "Матір Хаббла" за її особистий внесок у розробку космічного телескопа.

У віці одинадцяти років вона зацікавилася астрономією та створила серед однокласників у Неваді астроклуб.
Навчалася в Західній середній школі в Балтіморі за прискореною програмою і закінчила її за три роки.
Ненсі вчилася у коледжі Свотмор і в 1946 році отримала ступінь бакалавра з астрономії. Під час навчання працювала в обсерваторії Спроул та отримала докторський ступінь у цій же галузі в університеті Чикаго в 1949 році.

За період роботи в НАСА, Роман розробила та сформувала бюджет різних програм, й організувала науковців для участі в них. Брала участь у запуску трьох орбітальних сонячних обсерваторій і трьох малих астрономічних супутників. Ці супутники використовували ультрафіолетові і рентгенівські технології для спостереження за Сонцем, космосом і небом. Вона також наглядала за запуском інших орбітальних астрономічних обсерваторій, які використовували оптичні та ультрафіолетові вимірювання, разом із Діксоном Ешвортом. До інших її запусків належать чотири геодезичні супутники. Вона розробляла плани для інших невеликих програм, таких як астрономічна ракетна програма, Високоенергетичні астрономічні обсерваторії, зонд-розвідник для вимірювання релятивістського гравітаційного червоного зсуву та інших експериментів для Спейслеб, Джеміні, Аполлона і Скайлеб. Роман також працювала з Джеком Гольцом над Малим астрономічним супутником і з Доном Берроубріджем над Космічним телескопом.

Останньою програмою, в якій вона зібрала комітет та брала активну участь, був телескоп Хаббл. Ненсі працювала над початковим плануванням, зокрема закладанням структури програми. За великий внесок її часто називають "Матір'ю Хаббла".

Подякували

3 :malex, mpyat2, SIDEROCRATOR

[SWN]

Одним з ключових питань в астрономії 1830-их було вимірювання відстаней до зірок, і Гендерсон став одним з перших, хто виміряв ‎річний паралакс зірки. Завдяки цим вимірюванням він оцінив відстань до Альфа Центавра у 3,25 світлових роки, що на 25,6 % є меншим від істинного значення.

Через сумніви щодо точності результатів своїх вимірювань Гендерсон не публікував їх до 1839 року, тому пріоритет у вимірюванні міжзоряних відстаней було віддано Ф. В. Бесселю, котрий у 1838 році опублікував дані своїх вимірювань відстані до зірки 61 Лебедя.

Не забываем, что еще с 20-х годов 19-го века в Дерптской обсерватории В.Струве занимался проблемой параллакса звезд и определил расстояние до Веги. Результат 0,125", почти совпадающий с современным значением был получен в 1837 году, но был подвергнут сомнению тем же Бесселем. Результат выше...

[SIDEROCRATOR]

110 років тому 1 січня 1909 р. народився американський поуляризатор астрономії Чарльз Федерер (1909-1999) який в 1941 р. заснував журнал Sky & Telescope

Подякували

4 :ds40a, mpyat2, UKBB, Чебуратор

[Чебуратор]

1 січня 1909 р. народився американський поуляризатор астрономії Чарльз Федерер (1909-1999) який в 1941 р. заснував журнал Sky & Telescope

Нагадав би я, хто ще народився 1 січня 1909-го...

[SIDEROCRATOR]

1 січня 1909 р. народився американський поуляризатор астрономії Чарльз Федерер (1909-1999) який в 1941 р. заснував журнал Sky & Telescope

Нагадав би я, хто ще народився 1 січня 1909-го...

а ми й так знаєм

[SIDEROCRATOR]

290 років тому 2 січня 1729 р. народився видатний німецький астроном і фізик Йоганн Тіціус (Johannus Titius 1729 - 1796) який сформулював знамениту закономірність у відстані планет від Сонця (1766), яка була підтверджена Боде в 1772 (правило Тіциуса — Боде)

 Застосовуючи це правило, передбачалося існування небесного об'єкта 2.8 ао від сонця . У 1766 році він розмістив свої спостереження за планетарними відстанями в німецькому перекладі Шарля Бонне ( Contemplation de la Nature) .
Це правило доволі точно дало відстань до Урану, відкритого в 1781, але для Нептуна і особливо Плутона виявилось недостатньо точним. Великий вплив це правило надало на організацію пошуку і відкриття малих планет — астероїдів.
Його припущення про те, що об'єкт має бути відносно невеликим, пізніше було замінено твердженням Іоганна Еберта Боде, про те, що це був об'єкт планетарного типу, пізніше ідентифікований як Церера. Разом з правилом Тиціуса-Боде об'єкт був позначений як планета, так само, як три інших більш дрібних об'єкти, виявлені на подібних відстанях ( Веста , Паллада , Юнона ), але після п'ятнадцятирічної перерви на цій відстані були виявлені інші невеликі об'єкти, Паллада і Юнона в категорії « астероїдів » або « астероїдів ». Оскільки Церера має сферичну форму, вона була перекласифікована в 2006 році на карликову планету .
Одно з вірогідних пояснень правила полягає в наступному. Вже на стадії формування Сонячної системи в результаті гравітаційних збурень, викликаних протопланетами і їх резонансом з Сонцем (при цьому виникають припливні сили і енергія обертання витрачається на припливне прискорення або швидше уповільнення) сформувалася регулярна структура з областей, що чергуються, в яких могли або не могли існувати стабільні орбіти згідно з правилами орбітальних резонансів (тобто відношення радіусів орбіт сусідніх планет рівних 1/2, 3/2, 5/2, 3/7 тощо). Втім частина астрофізиків вважає, що це правило — усього лише випадковий збіг.

Подякували

3 :mpyat2, UKBB, Чебуратор

[SIDEROCRATOR]

200 років тому 3 січня 1819р. народився британський астроном  Чарльз Піацці Сміт  (1819 – 1900) відомий піонерськими дослідженнями астрокліматуї та вивченням Великої піраміди Гізи.

Чарльз Піацці Сміт народився в Неаполі . Його називали Піацці за іменем хрещеного батька , Джузеппе Піацці в якого Чарльз отримав перші уроки астрономії. Згодом він став помічником сера Томаса Макліера на мисі Доброї Надії , де спостерігав комету Галлея і Велику Комету 1843 року. 
В перші роки роботи займався ґрунтовними дослідженнями астроклімату. У 1856 році, на о. Тенеріфе він проводив астрономічні, метеорологічні та геологічні спостереження. Він зробив спостереження про стійкість і ясність зоряних зображень з 3,6-дюймовим (9 см) телескопом і виявив, що вони набагато кращі, ніж у Единбурзі. Він також провів тут перші дослідження теплового випромінювання  Місяця .
 
α Piscium як її видно з Едінбургу (вище) і з Тенеріфе на висоті 10 700 футів (3300 м) . Розділення 3,5 ″ і діаметр диска Ейрі 1,5 Замальовки Сміта


Наукові результати були описані в доповідях, адресованих лордам-комісарам Адміралтейства , Королівського товариства . Піацці Сміт став піонером сучасної практики розміщення телескопів на великих висотах, щоб насолоджуватися найкращими умовами спостереження.
У 1871 і 1872 роках Сміт досліджував спектри полярного сяйва і зодіакального світла .  Він рекомендував використовувати веселку для прогнозування погоди і відкрив, разом з Олександром Стюартом Гершелем .  У 1877-1878 він побудував в Лісабоні карти сонячного спектра , для якого він отримав премію  Makdougall Brisbane  в 1880. Сміт проводить додаткові спектроскопічні дослідження на Мадейрі в 1880 році і вWinchester в 1884 році.

Сміт також переписувався з дослідником пірамід Джоном Тейлором, згодом Сміт відправився в експедицію до Єгипту, щоб точно виміряти кожну поверхню, розмірність і напрям Великої піраміди. Він приніс з собою обладнання для вимірювання розмірів каменів, точного кута секцій, таких як низхідний прохід, і спеціально розробленої камери для фотографування як внутрішньої, так і зовнішньої частини піраміди. Він також використовував інші інструменти для астрономічних розрахунків і визначення точної широти і довготи піраміди. Ці дослідження були зроблені з метою довести астрономічне призначення пірамід.

Згодом Сміт опублікував свою книгу « Наше успадкування у Великій піраміді» у 1864 році  (яку він розширив протягом багатьох років, а також під назвою «Велика піраміда: її таємниці» ). Сміт стверджував, що вимірювання, які він отримав від Великої піраміди в Гізі, вказували на одиницю довжини, дюйм піраміди , еквівалентний 1.001 британським дюймам, що могло бути стандартом вимірювання архітекторами піраміди. З цього він екстраполював ряд інших вимірів, включаючи пірамідальну пінту , священний кубіт і пірамідальну шкалу температури .
Сміт стверджував, що дюйм піраміди - це дана Богом міра, передана через століття з часів Сина Ноя, і що архітектори піраміди могли бути спрямовані тільки рукою Бога. Для підтримки цього Сміт говорив, що, вимірюючи піраміду, він знайшов кількість дюймів в периметрі бази, що дорівнювала тисячі разів за число днів у році, і знайшов числовий зв'язок між висотою піраміди в дюймах до відстані від Землі до Сонця, виміряну в статутних милях. Він також висунув теорію про те, що Велика Піраміда була сховищем пророцтв, які могли б бути виявлені детальними вимірами структури. Працюючи над теоріями Тейлора, він припустив, що гіксоси є єврейським народом , і що вони побудували Велику Піраміду під керівництвом Мелхиседека .Оскільки пірамідальний дюйм був божественною одиницею вимірювання, Сміт, як вірний прихильник британського Ізраїльства , використовував свої висновки як аргумент проти введення метричної системи у Великобританії. Протягом більшої частини свого життя він був голосним опонентом метричної системи, яку він вважав продуктом умів атеїстичних французьких радикалів, що виступав у багатьох його роботах. 
Сміт, незважаючи на свою погану репутацію в єгиптологічних колах сьогодні, виконував багато цінних робіт у Гізі. Він зробив найточніші виміри Великої піраміди, яку до цього часу робив будь-який дослідник, і вперше сфотографував внутрішні проходи, використовуючи магнієве світло. Робота Сміта призвела до численних малюнків і розрахунків, які незабаром були включені до його книг За його роботи він був нагороджений золотою медаллю Кейта за 1865-67 рр. Королівським товариством Единбурга , але в 1874 році Королівське лондонське товариство відкинуло його статтю про дизайн піраміди Хуфу. Відмова від його ідей сприяла його відставці з посади королівського астронома в 1888 році.
Вимірювання піраміди Хеопса зроблені Смітом

Врешті решт ці теорії цілком погубили наукову репутацію Сміта.

Подякували

1 :UKBB

[Polaris]

Що мається на увазі під "дощову смугу " ?

[SIDEROCRATOR]

Що мається на увазі під "дощову смугу " ?

Цікаве питання

[Polaris]

Що мається на увазі під "дощову смугу " ?

Цікаве питання

Еврика 
rainbow (веселка) = rain (дощ) + bow (арка, смуга)
Виправте, будь ласка!

[SIDEROCRATOR]

Що мається на увазі під "дощову смугу " ?

Цікаве питання

Еврика 
rainbow (веселка) = rain (дощ) + bow (арка, смуга)
Виправте, будь ласка!

Хай буде веселка
Хоча В першоджерелі був другий термін

[SIDEROCRATOR]

Сьогодні день народження Стівена Хокінга (1942 -2018)
Хокінг один з найвідоміших фізиків-теоретиків, який прославився своїми дослідженнями в астрофізиці, зокрема теорії чорних дір. Популяризатор науки.

Він хотів вивчати математику, але відповідно до волі батька, який хотів, щоб його син вивчав медицину, він вступив до Оксфордського університету , де в той час математика не викладалася як окремий курс. Вивчав природничі науки, спеціалізуючись у фізиці. Його цікавили в основному термодинаміка , відносність і квантова механіка . Його вчитель фізики, Роберт Берман, пізніше сказав: "Все, що йому потрібно, це віра в те, що це можна зробити і зробило це, не дивлячись на те, як це робили інші.  Він не мав надто багато книг і не робив записок. Очевидно, що його розум відрізнявся від сучасників ». Гарна пам'ять і аналітичні навички дозволили йому досягти хороших результатів без особливих зусиль. Як він розраховував пізніше, він працював у середньому по одній годині на добу. Отримавши ступінь бакалавра в 1962 році, він залишився в Оксфорді, вивчаючи астрономію. Він вирішив піти, коли виявилося, що він більше цікавився теорією, ніж спостереженням, і тільки Оксфордська обсерваторія допускала спостереження за сонячними плямами . Він переїхав до Троїцького залу в Кембриджі , де став займатися теоретичною астрономією та космологією. Через хвороби протягом перших двох років в Кембриджі він був менш активним, але коли він стабілізувався, за допомогою промоутера Денніса Вільяма Скіама, який давав йому залучення творчих проектів, він повернувся до роботи над докторською дисертацією.

Після захисту дисертації «Властивості Всесвіту» ( Властивості розширюються всесвітів , 1965) був дослідником , а потім професором на факультеті прикладної математики та астрономії в Інституті Gonville і Кіз Коледж, також в Кембриджі.

Основні досягнення Хокінга стосуються теоретичної космології та квантової гравітації.

У першому «класичному» періоді своєї кар'єри в кінці 1960-х він співпрацював з Роджером Пенроузом , Робертом Герохом , Брендоном Картером і Джорджем Еллісом . Резюме досліджень цього періоду в технічній книзі Великомасштабна структура простору-часу ( Великомасштабна структура простору - часу). Завдяки використанню складних математичних моделей, отриманих з загальної теорії відносності , вони довели, що існування особливостей (таких як чорні діри) в просторі-часі є нормальним явищем, яке не вимагає особливих умов.

Разом з Брендоном Картером , Вернером Ізраїлем і Д. Робінсоном він отримав математичний доказ того , що кожна чорна діра повністю описується трьома властивостями: масою , моментом і електричним зарядом .

Він також запропонував, на основі аналізу випромінювань гамма-випромінювання , що незабаром після Великого вибуху були створені оригінальні мініатюрні чорні діри. У співпраці з Бардіном і Картером вони запропонували чотири закони механіки чорних дір, аналогічні тим, що відомі з термодинаміки .

У наступному - "квантовому" періоді, співавторами Хокінга були, перш за все, Гарі Гіббонс , Дон Пейдж і Джим Хартл [23] . Пізніше астрофізик досліджував єдину теорію поля . У 1974 році він довів , що чорні діри повинні виробляти і не виділяють часткам субатомна (тобто .. Хокінг випромінювання ) до вичерпання енергії та в результаті випаровування створення по обидві сторони від горизонту подій пар частинка-античастинка за рахунок енергії гравітаційного поля. Поки що це лише непідтверджена гіпотеза . У результаті він відійшов від тези про те, що справа , яка колись влетіла в чорну діру, не повернеться з неї.

У співпраці з Джимом Хартлом , використовуючи концепцію так званого Річарда Фейнмана . з уявного часу він створив модель простору-часу без ребер: "... якщо Всесвіт (...) не має меж або країв, не існує ні початку, ні кінця, він просто існує", - написав він у Короткому історії часу , обдумуючи сумнівну роль Бога: «Де ж місце для Творця?». Вона замінила початкову сингулярність в моделі Великого вибуху концепцією, аналогічною Північному полюсу: не можна їхати на північ від неї, тому вона не є краєм. Хоча спочатку пропозиція простору-часу без простору передбачала замкнуту модель Всесвіту , дискусії з Нілом Туроком призвели до твердження, що вона також сумісна з Всесвітом, яка не є закритою.

У липні 2004 року він представив нову теорію про чорні діри, що суперечить давній думці, що інформація за межами горизонту подій більше не може повернутися до всесвіту, з якого вона приходить, що означатиме, що, згідно з теоремою Уілера, всі чорні діри однакові і можуть тільки відрізнятися. три основні параметри. Проблема, що виникає в результаті цієї теореми, полягає в тому, що чорна діра випромінює випромінювання незалежно від того, що потрапляє до неї, тому, якщо повністю визначений квантовий стан пройде повз горизонт подій, випромінюється змішаний стан . Це суперечить правилам квантової механіки і називається парадоксом інформації про чорну діру.

У 2006 році, разом з Томасом Хертогом з ЦЕРН, Хокінг запропонував теорію "космології зверху вниз", яка говорить, що Всесвіт не мала жодного специфічного, виняткового початкового стану, тому теорія, яка веде нинішній стан Всесвіту з якогось початку, не є необхідно. Сучасний стан якось вибирає версію минулого з суперпозиції багатьох можливих історій. Це рішення проблеми причин поточного встановлення фізичних констант, тому що неминуче, що ми знайдемо поточні параметри фізичних констант, тому що даний Всесвіт вибирає ті версії історії, які приводять до них. Таким чином, він дає антропне пояснення того, чому ми перебуваємо у Всесвіті, в якому речовина і життя можуть існувати, не посилаючись на теорію мультивселенной .

Інші дослідження Хокінга стосуються квантової космології , космологічної інфляції , формування гелію в анізотропних універсах великого вибуху , матриці щільності Всесвіту, топології та структури Всесвіту, «дитячих всесвітів», матриці S , квантової заплутаності і природи часу і простору, включаючи стрілку час , піни просторового часу, теорія струн , супергравітація , евклідова квантова гравітація , теорія гравітації , гравітаційні хвилі і червоточини , і хвильова функція Всесвіту.

Подякували

3 :ds40a, malex, UKBB

[SIDEROCRATOR]

190 років тому 10 січня 1829 р. народився британський астроном і геодезист Джеймс Френсіс Теннант (1829-1915). Один з дослідників природи сонячної корони.

Теннант був шотландського походження і старшим сином сера Джеймса Теннанта, бригадного генерала бенгальської артилерії. Він відвідував приватні школи і Військову академію Аддіскомб, яку він залишив з відзнакою по математиці. У березні 1849 року він почав виконувати обов'язки другого лейтенанта в Бенгальському інженерному корпусі колоніальних військ  в Калькутті.
Теннант був призначений в геодезичну службу і працював на зйомній ділянці між Сіроні і Карачі. У 1855 році було виміряно базову лінію, за якою Теннант виконував вирівнювальні роботи і визначав широту м. Карачі.
Сипайський заколот 1857 р означав кінець його Геодезичної роботи. Теннант служив у військовій службі і був залучений до відвоювання Делі а пізніше в облозі Лакхнау.
1859 р.Теннант взяв на себе (тепер у чині майора), дирекцію обсерваторії Мадраса, поки його не замінив Норман Роберт Погсон.
У 1860 р. спостерігаючи повне сонячне затемнення, було підтверджено, що виступи, які видно на місячному краю під час затемнення, виникли на Сонці (а не на Місяці чк думали раніш), тоді ж вперше були отримані успішні фотографічні зображення. У січні 1867 року Теннант виявив, що повне сонячне затемнення 18 серпня 1868 року ,  пройде по Індії, що дало змогу більш детально дослідити природу виступів. Чи вони газоподібні або складаються з твердих частинок, чи  вони світяться власним світлом чи відбитим.

Теннант отримав підтримку від королівського астрономічного тов-ва і індійського уряду, а разом з лейтенантом Джоном Гершелем та іншими офіцерами вдалося спостерігати затемнення  поблизу Гунтура . Його спроба сфотографувати корону нажаль була невдалою. Однак йому вдалося спостерігати безперервний спектр коронних і емісійних ліній в спектрі протуберанців. Полярископние спостереження іншими членами його групи показали, що корона не світить сама, а відображає світло від поверхні Сонця.
Сонячна корона 18 серпня 1868


протуберанець

На сонячному затемненні 12 грудня 1871 року, яке було також видно з Індії, полковник Теннант був обладнаний за підтримки уряду цілою експедицією, на цей раз в горах Нілгірі . Під його керівництвом були зроблені спектроскопічні спостереження та отримані фотографії корони.

У 1872 році сер Джордж Ері Теннант просив в Індії підготувати спостереження за транзитом Венери 1874 року . За підтримки Британської асоціації і королівського астронома Дж. Ейрі,  Теннанту у свою чергу, вдалося отримати інструменти від індійського уряду за умови, що вони будуть віддані сонячній обсерваторії. Теннант спостерігав за транзитом з Руркі . Крім того, знову були зроблені високоякісні фотографії. Теннант оцінив свої спостереження та результати двох інших груп спостерігачів і опублікував результати у 1877 році.

Подякували

1 :UKBB

[SIDEROCRATOR]

11 січня 1787 р. Англійський астроном Вільям Гершель відкрив супутники Урана Оберон і Титанію.
Супутники було відкрито Вільямом Гершелем через 6 років після відкриття ним же Урана. Того ж дня він відкрив і найбільший супутник Урана — Титанію. Пізніше Гершель повідомив про відкриття ще чотирьох супутників, хоча згодом ці відомості були визнані хибними. Через низьку потужність телескопів того часу протягом 50 років після відкриття Титанію та Оберон не бачив ніхто, окрім Гершеля. Сучасні аматорські телескопи вищого класу дозволяють спостерігати за цими супутниками з Землі.

Спочатку Оберон називали «Другим супутником Урана», а 1848 року Вільям Лассел дав йому назву «Уран II», хоча інколи він використовував і нумерацію Вільяма Гершеля, де Титанія та Оберон іменувалися як Уран II та Уран IV відповідно. Нарешті, 1851 року Лассел перейменував чотири відомих на той час супутники римськими цифрами за порядком їх віддаленості від планети, і відтоді Оберон став називатися «Уран IV».

Згодом усі супутники Урана було названо на честь персонажів творів Вільяма Шекспіра і Александра Поупа. Оберон отримав назву на честь царя фей та ельфів Оберона, персонажа твору «Сон літньої ночі». Назви для всіх чотирьох відомих на той час супутників Урана запропонував син Вільяма Гершеля — Джон у 1852 році на прохання Вільяма Лассела. Роком раніше Лассел відкрив два інших супутники — Аріель та Умбріель. До польоту «Вояджера-2» про супутник було відомо небагато. У результаті наземних спектрографічних спостережень було встановлено наявність на Обероні водного льоду.

Доповідь Гершеля про відкриття супутників Урана 1787 р.

Подякували

1 :UKBB

[SIDEROCRATOR]

140 років тому 12 січня 1879 р. народився німецький астроном Пауль Гутник (Paul Guthnick , 1879 -1947)винахідник електрофотометра та один з засновників фотоелектричних вимірювань.

Один з піонерів використання фотоелектричних методів для вимірювання блиску небесних тіл. Близько 1911 року його увагу привернули дослідження німецьких фізиків Ю. Ельстер і Г. Гайтеля, які створили перші фотоелементи ,і розробили метод фотоелектричних вимірювань. Гутник побудував фотоелектричний зоряний фотометр , за допомогою якого в 1912 році спільно з Р. Прагером почав систематичні спостереження блиску змінних зірок. Ці піонерські роботи, поряд з дослідженнями Дж. Стеббінса і Г. Розенберга (Тюбінген, Німеччина), поклали початок фотоелектричної астрофотометрії, яка значно підвищила точність визначень блиску в порівнянні з візуальними і фотографічними методами і дала можливість вивчати тонкі фотометричні ефекти. Гутник виконав численні дослідження змінних , спектрально-подвійних, нових зірок , планет і їх супутників , астероїдів . У 1920 році здійснив перші визначення фотоелектричних показників кольору зірок. Запропонував теорії змінності цефеїд і довгоперіодичних змінних .
перший фотоелектричний зоряний фотометр Гутника

Подякували

1 :UKBB

[SIDEROCRATOR]

130 років тому 13 січня 1889 р. народився радянський астроном Василь Григорович Фесенков (13 січня 1889 — 12 березня 1972)

У 1911 закінчив Харківський університет і був залишений при ньому для підготовки до професорського звання. У 1912—1914 навчався в Паризькому університеті, стажувався в обсерваторіях Парижа і Ніцци. У 1915—1920 викладав у Харківському університеті, а потім в Політехнічному і Педагогічному інститутах в Новочеркаську. У 1922 організував у Москві Державний астрофізичний інститут і очолював його до 1931, коли цей інститут увійшов до складу створеного при Московському університеті Державного астрономічного інституту імені П. К. Штернберга. У 1936—1939 був директором Державного астрономічного інституту імені Штернберга, з 1933 — професор Московського університету. У 1942 організував Інститут астрономії та фізики при Казахському філіалі АН СРСР (з 1946 — АН Казахської РСР), керував ним до 1964. Організував Комітет з метеоритів АН СРСР, був його головою з 1945.

Діапазон наукової діяльності Фесенкова вельми широкий: небесна механіка, фотометрія, фізика Сонця, зірок, планет, Місяця, туманностей, зоряна астрономія, атмосферна оптика, будова атмосфери, природа зодіакального світла і протисяйва, метеоритика, космогонія, історія астрономії, конструювання інструментів. Один з основоположників астрофізики в СРСР. Підсумки його наукової діяльності різноманітні. Вперше в 1914 провів фотометричне дослідження зодіакального світла за допомогою сконструйованого ним фотометра і на цій основі отримав дані про розподіл міжпланетного пилу. Показав, що матерія, яка обумовлює зодіакальне світло, — продукт дезінтеграції комет і частково астероїдів. Склав каталог зоряних величин і колор-індексів 1290 зірок до 9-ї зоряної величини. У 1940 отримав статистичну залежність колірного еквівалента від галактичної широти і спектрального класу зірки. У 1919—1922 досліджував проблему походження Сонячної системи з урахуванням властивостей навколосонячної кометної хмари і особливостей хімічного складу метеоритів. Згідно з його гіпотезою Сонце і планети утворилися одночасно з газопиловою туманністю в єдиному процесі розвитку. Вивчав питання про утворення органічної речовини у Всесвіті. Обґрунтував висновок про неможливість існування вищих форм рослинності на Марсі й інших планетах. Запропонував оптичні методи зондування верхніх шарів атмосфери, засновані на вивченні поляризації розсіяного світла. Показав, що екваторіальне прискорення Сонця може бути наслідком його гравітаційного стиснення. У 1935 виявив залежність ступеня поляризації випромінювання сонячної корони від позиційного кута, що вказувало на відсутність сферичної симетрії у сонячної корони. Вивів значення загальної маси пилової матерії Галактики, рівне 108 мас Сонця. У 1935 розробив метод визначення поглинання світла в темних туманностях. Визначив швидкості руху волокон туманності в сузір'ї Лебедя. У 1943 поляризаційним методом встановив зі спостережень верхню межу щільності місячної атмосфери. Визначив теплоємність речовини місячної поверхні, запропонував модель її морфологічних особливостей. У 1944 розробив теорію розподілу яскравості по диску Марса. Визначив атмосферний тиск в нижній частині марсіанської атмосфери за її розсіюючим властивостям. Розробив метод визначення поглинання в атмосфері Юпітера. У 1952 висунув гіпотезу про утворення смуг Юпітера. Керував великою роботою з визначення швидкості і напряму руху Сонця на підставі аналізу променевих швидкостей 2666 і повних швидкостей 1150 зірок. Брав участь в експедиціях для спостережень сонячних затемнень в Генічеськ (1914), Мальбергет (Швеція, 1927), Кустанай (1936), Алма-Ату (1941), а також спостережень зодіакального світла в Середню Азію (1941—1957), Асуан (Єгипет, 1957).

Заснував видаваний АН СРСР «Астрономічний журнал», відповідальним редактором якого був у 1924—1964.

Подякували

1 :UKBB

[SIDEROCRATOR]

130 років тому 17 січня 1889 р. народився Ральф Говард Фаулер (Ralph Howard Fowler; 1889 -1944) — видатний британський фізик-теоретик, астрофізик і математик.

Наукові праці Фаулера присвячені в основному питанням статистичної механіки та термодинаміки, квантової теорії, астрофізики, теорії диференціальних рівнянь.
Серед досягнень вченого: статистичний метод Дарвіна – Фаулера і його подальші застосування для опису термодинамічних властивостей речовини; одне з основних рівнянь теорії автоелектронної емісії (рівняння Фаулера — Нордгейма); метод аналізу зоряних спектрів і перша реалістична оцінка тиску в атмосфері зірок; одне з перших застосувань квантових законів до задач астрофізики, що дало можливість закласти основи сучасної теорії білих карликів.

У 1922 році Фаулер спільно з Чарлзом Галтоном Дарвіном розглянув класичну статистику невзаємодіючих частинок і показав, що стан газу зручніше описувати в термінах середніх (а не найбільш імовірних) величин. Це призводить до необхідності обчислення статистичних інтегралів, які можуть бути представлені у вигляді контурних інтегралів і оцінені за допомогою методу перевалу. Розроблений підхід до обчислення статистичних інтегралів відомий нині як метод Дарвіна – Фаулера. Скориставшись адіабатичною гіпотезою Еренфеста, вони приписали певні ваги квантовим станам системи, побудували відповідну статистичну суму, розглянули конкретні випадки (планківські осцилятори, випромінювання у площині) й показали, як зробити перехід до класичної статистичної механіки. Надалі Фаулер застосував розроблену методику до вирішення задачі розрахунку рівноважних станів як при хімічній дисоціації, так і для випадку іонізації газу при високих температурах. Таким чином, екстремальні стани речовини виявилося можливим досліджувати за допомогою методів статистичної механіки, що привело його до питання про стан іонізованого газу в атмосферах зірок. Іншою областю, у якій Фаулер застосував свої методи статистичної механіки, була теорія сильних електролітів, тема, що лежить на стику між фізикою та хімією.

У 1931 році Фаулер сформулював так зване нульове начало термодинаміки. У 1932 році разом з Джоном Берналом[en]він розглянув молекулярну структуру води. У їх класичній роботі була продемонстрована принципова роль водневих зв'язків (цей термін тоді ще не використовувався) між тетраедрально розташованими молекулами води, що дозволило пояснити багато властивостей рідкої води і льоду. Крім того, у статті містилися розрахунки термодинамічних властивостей іонних розчинів та, зокрема, рухливості іонів у воді.

Великий вплив на формування нових поколінь фізиків мали монографії Фаулера. На основі свого трактату, удостоєного в 1924 році премії Адамса  Кембриджського університету, вчений написав книгу «Статистична механіка», яка витримала за життя автора два видання (у 1929 та 1936 роках). Крім систематичного розгляду основ предмета, в книзі багато уваги приділялося численним застосуванням статистичної механіки. У 1939 році вийшов підручник «Статистична термодинаміка», написаний у співавторстві з Едвардом Гуггенгаймом й розрахований на читача, у меншій мірі математично підготовленого.

З початку 1920-х років Фаулер активно підтримував розвиток квантової теорії та її застосування у питаннях побудови узагальненої статистичної механіки та пояснення хімічного зв'язку. Він пропагував квантові ідеї у Великій Британії, допоміг перекласти англійською низку основоположних статей, опублікованих у німецьких журналах, на його запрошення Кембридж відвідували відомі фізики (такі як Гейзенберг та Кроніг). Більше того, діяльність Фаулера сприяла формуванню самостійної британської школи квантової хімії, для якої характерним був погляд на проблеми, що стояли перед дисципліною, з позицій прикладної математики. Такі учні Фаулера, як Леннард-Джонс і Хартрі, належать до числа основоположників квантової хімії.

Низка робіт Фаулера присвячені теорії фазових переходів та кооперативних ефектів у магнітах, сплавах та розчинах, правилам сум для інтенсивностей спектральних ліній, деяким питанням ядерної фізики (поглинання гамма-променів важкими елементами, поділ ізотопів водню електролітичними методами). Разом з Френсісом Астоном він розвинув теорію фокусування заряджених частинок за допомогою мас-спектрографа. У 1928 році разом з Лотаром Нордгеймом[en] Фаулер використав ідею про підбар'єрне тунелювання електронів для пояснення явища випускання електронів тілами під впливом зовнішнього електричного поля — автоелектронної емісії (рівняння Фаулера — Нордгейма.

Астрофізика
У 1923—1924 роках Фаулер разом з Едвардом Артуром Мілном розглянув поведінку інтенсивності ліній поглинання у спектрах зірок. Спираючись на формулу Саха, їм вдалось зв'язати значення максимуму інтенсивності ліній, що виникає за рахунок накладання ефектів збудження та іонізації, з величиною тиску і температури у «зворотному шарі» атмосфери зорі, у якому формуються спектри поглинання. Це дозволило вперше отримати правильний порядок величини тиску газу у зоряних атмосферах. «Метод максимумів», розроблений Фаулером та Мілном, став основним засобом аналізу зоряних спектрів у 1920-ті роки, чому сприяло успішне порівняння з даними спостережень, проведене Дональдом Мензелом та Сесілією Пейн. У декількох наступних роботах, написаних у співавторстві з Гуггенгаймом, Фаулер розвинув деякі підходи до аналізу складної проблеми фізичного стану зоряної речовини з врахуванням відхилень від законів ідеального газу, процесів іонізації тощо.

У 1926 році у Фаулер показав, що білі карлики повинні складатися з практично повністю іонізованих атомів, стиснених до високої щільності, та виродженого електронного газу («подібного до гігантської молекули у нижчому стані»), що підпорядковується незадовго до цього відкритій статистиці Фермі — Дірака. Результати, отримані Фаулером, що були одним з перших застосувань нової квантової статистики, дозволили позбутися парадоксу, який не міг бути пояснений в рамках класичного підходу: згідно з класичною статистикою, матерія білого карлика повинна була містити набагато менше енергії, ніж звичайна речовина, так що вона не могла повернутися до звичайного стану навіть після видалення з околиці такої зірки. Яскравіше формулювання Артура Еддінгтона гласить, що класична зірка не може охолонути: при втраті енергії тиск газу, що становить зірку, має зменшуватися, що призведе до гравітаційного стискування, а, отже, до зростання тиску і температури. Робота Фаулера давала вирішення цього парадоксу: електронний газ може охолонути до абсолютного нуля і опинитися в найнижчому можливому квантовому стані, дозволеному принципом Паулі, причому тиск такого виродженого газу є достатньо великий, щоб компенсувати гравітаційне стиснення. Отже, стаття Фаулера «Про щільну матерію» (англ. On dense matter) заклала основи сучасної теорії білих карликів.

Подякували

1 :UKBB