Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
17 Лютого 2025, 16:48:23

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]

5 листопада 1846 р. народився  американський астроном Едвард Сінглтон Холден (англ. Edward Singleton Holden, 1846 - 1914 ) - .

Народився в Сент-Луїсі, (штат Міссурі). У 1866 закінчив Вашингтонський університет в Сент-Луїсі, потім навчався у військовій академії Вест-Пойнт. У 1871-1873 викладав у цій академії, в 1873-1881 - асистент С. Ньюкома у Військово-морській обсерваторії, в 1881-1885 - директор Уошбернської обсерваторії Вісконсинського університету, в 1885-1888 - президент Каліфорнійського університету.

У 1874 Холден був запрошений брати участь у створенні Лікської обсерваторії, розробив її остаточний проект, був головним консультантом під час будівництва, а в 1888, після завершення будівництва, став директором обсерваторії і займав цей пост до 1897. Зіграв велику роль у розвитку обсерваторії і зростанні її авторитету в науковому співтоваристві.

Холден був головним організатором і першим президентом Тихоокеанського астрономічного товариства (1889).
У 1885 обраний членом Національної академії наук США.
З 1901 працював бібліотекарем в академії Вест-Пойнт.

Основні праці Холдена в області спостережень туманностей, планет і їх супутників, зірок.
Едвард Холден був також одним з піонерів Астрофотографії, за допомогою 36-дюймового Лікського рефрактора отримав велику кількість чудових фотографій планет і Місяця.

https://www.google.com.ua/url?sa=t&rct=j&q=&esrc=s&source=web&cd=2&cad=rja&uact=8&ved=0CCIQFjABahUKEwjYmMHesYHJAhUhnXIKHTjVAIM&url=http%3A%2F%2Fwww.nasonline.org%2Fpublications%2Fbiographical-memoirs%2Fmemoir-pdfs%2Fholden-edward.pdf&usg=AFQjCNHEde1Hmske4Kr04xn3qVlAF-8TQw&sig2=FaDTbuLHMUJUC3RZugMoGw\

https://www.google.com.ua/url?sa=t&rct=j&q=&esrc=s&source=web&cd=2&cad=rja&uact=8&ved=0CCUQFjABahUKEwiJ64ueuYHJAhWka3IKHUAmD9o&url=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Ffull%2F1890PASP....2..152H&usg=AFQjCNE33KseiE3pWQngVwPYNkMsfkc3aQ&sig2=IXjrUjXTIrCrW-blmMFIrA&bvm=bv.106923889,d.bGQ

[SIDEROCRATOR]

8 листопада 1852 р. народився Григорій Васильович Левицький (1852 Харків - 1917, Петроград) - російський астроном українського походження.

     Народився в Харкові, в сім'ї адвоката. По закінченні Харківської гімназії вступив до Харківського університету, в 1871 році перейшов в гірничий інститут в Санкт-Петербурзі, потім в Петербурзький університет. Закінчивши цей університет в 1874 році, працював у Пулковської обсерваторії, спочатку понадштатним астрономом, а з 1876 - обчислювачем.
     У 1879 році захистив дисертацію «Про визначення орбіт подвійних зірок», отримав ступінь магістра і призначений доцентом Харківського університету по кафедрі астрономії та геодезії. З 1884-1894 - професор цього університету. Сприяв створенню Харківської обсерваторії. З 1894 працював в Тартуському університеті (c 1898 - професор, в 1903-1905 - ректор), одночасно був директором Тартуськой обсерваторії.

     У 1908-1911 - попечитель Віленського, а в 1911-1914 - Варшавського навчальних округів. З 1915 року викладав у Жіночому педагогічному інституті в Петрограді. У 1915-1917 роках був головою Російського астрономічного товариства.

     Організував в Харківській обсерваторії систематичні спостереження сонячних плям, встановив в ній меридіанне коло. Займався вивченням способів визначення орбіт подвійних зірок. Визначив різниця довгот Харкова та Миколаєва. Проводив гравіметричні спостереження, працював з горизонтальними маятниками для реєстрації приливних коливань земної кори. Левицький був одним із засновників російської сейсмології і піонером застосування горизонтальних маятників для сейсмічних цілей. Намагався знайти критерії для прогнозу землетрусів. Активно займався історією вітчизняної науки, написав праці з історії Тартуськой та Харківської обсерваторій.

[SIDEROCRATOR]

8 листопада 1834 р. народився  німецький астроном Йоганн Карл Фрідріх Целльнер (нім. Johann Carl Friedrich Zöllner; 8 листопада 1834, Берлін, Пруссія, - 25 квітень 1882 році, Лейпциг, Німеччина) - .

Целльнер народився в Берліні в сім'ї власника фабрики, проте не побажав продовжити сімейну справу. З раннього дитинства він мав схильність до механіки і конструювання різних пристроїв. У 1855 році він почав вивчати фізику в Берлінському університеті, в 1857 році продовжив свою освіту в Базельському університеті. У 1859 році Целльнер отримав ступінь доктора філософії за дослідження проблем фотометрії. З 1862 року він працював в Лейпцигу, з 1866 - в якості професора астрономічної фізики Лейпцігського університету. У 1869 році він був обраний членом Саксонської академії наук. Він також вважається ініціатором створення Боткампської обсерваторії.

Основні праці Целльнера належать до області фотометрії, він заклав основи сучасної астрофотометрії. У 1860 році описав оптичну ілюзію, згодом названу його ім'ям.
У 1861 році винайшов візуальний зоряний фотометр, який знайшов широке застосування в астрономії. У фотометрі Целльнера блиск зірки порівнюється з блиском штучної зірки, який варіюється за допомогою поляризаційних призм.
Целльнер виконав точну фотометрію багатьох зірок, виміряв поверхневі яскравості Місяця і планет і вивчив їх зміни в залежності від спостережуваної фази; на підставі цих вимірів він виявив, що поверхня Місяця не є гладкою. Крім того, він зробив перші спроби виміряти колір зірок і планет, розробив обладнання для спектроскопічних вимірювань протуберанців і для більш точної локалізації спектральних ліній Сонця (так званий реверсійний спектроскоп, Reversionspectroscope).
Целльнер був одним з перших спостерігав протуберанці на Сонці за допомогою спектроскопа. Ряд його робіт присвячений вивченню спалахів нових зірок, будовоі атмосфери Сонця і комет, зокрема він запропонував теорію, згідно з якою комети випаровуються при наближенні до Сонця. Целльнер також створив горизонтальний маятник, широко використовуваний в геофізичних дослідженнях.
Целльнер висунув гіпотезу про електричну природу гравітації, що виникає від нікчемного надлишку елементарних сил тяжіння зарядів двох тіл над силами відштовхування. Прийнявши, що гравітація має електричну природу і поширюється зі швидкістю світла, застосував формулу Вебера до гравітації, ввів залежність сили тяжіння від взаємного руху тіл і вперше пояснив на основі цієї залежності віковий зсув перигелію Меркурія, розрахувавши його величину, порівнянну з реальною. У 1872 році вперше розглянув можливість застосування неевклідової (ріманової) геометрії до опису кінцевої Всесвіту і показав, що наявність ненульової кривизни простору має призвести до зміни законів природи (зокрема, вільні частки повинні рухатися по кривим, а не прямим лініям). Однак ці ідеї свого часу не залучили ніякої уваги в науковому світі.
В останні роки життя захоплювався спіритизмом, провів ряд спіритичних сеансів, за допомогою яких припускав отримати докази існування четвертого виміру. Ця діяльність викликала різку критику з боку наукового співтовариства.

[SIDEROCRATOR]

130 років тому 2 листопада 1885 р. народився Гарлоу Шеплі (англ. Harlow Shapley; 2 листопада 1885 - 20 жовтня 1972) — американський астроном, член Національної АН США (1924).

 У 1911 закінчив Міссурійський університет, продовжував освіту під керівництвом Генрі Норріса Расселла в Принстонському університеті. У 1914-1921 працював в обсерваторії Маунт-Вілсон, у 1921-1952 — директор Гарвардської обсерваторії, в 1921-1956 — професор астрономії Гарвардського університету.

Основні наукові роботи присвячені вивченню будови Галактики, змінних зірок в нашій та інших галактиках. Відкрив і вивчив велику кількість змінних зірок у кульових скупченнях. Першим широко застосував метод визначення відстаней за цефеїдами, заснований на відкритій в 1908 Генрієтта Свон Лівітт залежності період—світність для цих зірок. Знайшов статистичним шляхом нуль-пункт цієї залежності та з її допомогою оцінив відстані до найближчих кульових скупчень; потім, послідовно використовуючи інші критерії, визначив відстані (порядку сотень тисяч світлових років) до дальших скупчень. Тим самим вперше була встановлена ​​шкала відстаней в Галактиці. Ґрунтуючись на особливостях отриманого ним просторового розподілу кульових скупчень, запропонував модель Галактики, згідно з якою зірки і туманності утворюють плоску лінзоподібну систему діаметром 300000 світлових років і товщиною 30000 світлових років з центром, розташованим у напрямку сузір'я Стрільця, а кульові скупчення утворюють майже сферичну концентричну з нею систему такої ж протяжності в площині Чумацького Шляху. Сонце за моделлю Шеплі розташоване на відстані 50 000 світлових років від центру Галактики. Відкриття Шеплі революціонізувало уявлення про Галактику і про місце в ній Сонячної системи. Надалі шкала галактичних відстаней була переглянута, але загальна схема будови Галактики підтверджена. У дискусії про природу спіральних туманностей, що розгорнулася на початку 1920-х років, стояв на помилковій точці зору, відстоюючи їхню приналежність до нашої Галактики. Згодом став одним з активних дослідників галактик. Склав спільно з А. Еймз каталог яскравих галактик, відкрив дві перші карликові галактики (у сузір'ях Скульптора і Печі). Детально вивчав змінні зірки в Магелланових хмарах. Велику роль зіграв Шеплі в розвитку Гарвардської обсерваторії, яка за роки його керівництва перетворилася на найбільший центр досліджень змінних зірок.

В останні роки життя активно займався науково-популяризаторською діяльністю. На російську мову перекладені його книги «Від атомів до Чумацьких Шляхів» (1934), «Галактики» (1947), «Зірки і люди» (1962).

Почесний член багатьох академій наук і наукових товариств, президент Американської академії мистецтв і наук (1939-1944), президент Американської асоціації сприяння розвитку науки (1947).

[Edward]

"Карлуша" свого часу здув в Шкловського бiльшу частину його бесселеру "Всесвiт, життя,розум" зовсiм не посилаючись на автора i видав у Штатах заробивши чималi кошти. Але людиною вiн був непоганою: коли брату Шкловського знадобилася термiнова операцiя вiн узяв на себе всi витрати(а вони були чималими) i допомiг свойму кoлезi. Врештi решт вони з'ясували своi вiдносини. I Шкловський по дружньому називав Сагана "Карлушою"...

Подякували

1 :SIDEROCRATOR

[SIDEROCRATOR]

І все таки вони розбігаються.
До 140-річчя з дня народження Весто Мелвіна Слайфера
(1875-1969)
                             
140 років тому 11 листопада 1875 р. народився видатний американський астроном, піонер у області астроспектроскопії, відкривач явища розбігання галактик Весто Мелвін Слайфер.
Весто Слайфер народився в м. Малберрі (штат Індіана) та ще з дитинства зацікавився астрономією і вирішив присвятити їй все життя. З цією метою він поступив в університет штату Індіана і закінчив його в 1901 р. з відзнакою зразу по двох спеціальностях математиці і астрономії.
Слайферу пощастило – університетський професор, високо оцінив його успіхи і порекомендував його Персівалю Ловеллу директору обсерваторїї у Флагстаффі. Ловелл був легендарною і колоритною особистістю. Бізнесмен, дипломат і сходознавець, він, наблизившись до сорокарічного віку, різко змінив своє життя і вирішив зайнятися астрономією, якою цікавився з дитинства. У 1894 році Лоуелл вибудував свою обсерваторію в штаті Арізона, на горі заввишки більше двох кілометрів, став її директором, а також активним спостерігачем Марса.
Симпатичного фермерського хлопчину Лоуелл взяв на роботу тимчасово, піддавшись на вмовляння знайомого професора. Але нема нічого довшого за тимчасове. Так сталося і зі Слайфером, який протримався в обсерваторії більше півстоліття!
Лоуелл доручив Слайферу вивчати спектри планет, а заодно вирощувати кабачки та інші овочі на городі при обсерваторії. Лоуелл часто бував у від'їзді, тому слав помічникові телеграми з вказівками, а також з проханнями надіслати свіжих кабачків експрес-поштою.
Слайфер ніяких проблем з вирощуванням кабачків не мав, зате зі спектрами довелося поморочитися. Однак Слайфер виявився наполегливим і зрештою опанував секретами отримання спектрів планет, а також виміряв швидкості обертання Марса, Юпітера, Сатурна і Урана і довів, що Венера обертається дуже повільно, а у Марса в атмосфері є слабкі сліди водяної пари. Лоуелла порадувала ця новина - значить, вирішив він, вода в марсіанських каналах ще не вся пересохла!
 
У 1909 році Лоуелл написав Слайферу листа, в якому пропонував отримати спектри світлих спіральних туманностей, видимих серед зірок нашої Галактики. Спіральну структуру в них помітив ще в середині XIX ст. ірландський астроном-любитель лорд Росс (1800-1867), але природа «хмарок» залишалася до кінця неясною. Деякі вчені думали, що хмарки - це далекі позагалактичні об'єкти, інші вважали їх туманностями, закрученими спіралями навколо окремих зірок.
Лоуелл поставив перед Слайфером дуже складну задачу. Світло таких туманностей дуже слабке, щоб його можна було зловити і розкласти звичайним спектрографом, зафіксувавши на фотопластинці. Для отримання зображення туманності на фотопластинці з низькою світлочутливістю потрібна була тридцятигодинна!!! витримка. А спектрограф з його численними призмами (без просвітлення, його ще не винайшли) відбирав стільки світла, що отримати спектри таких слабких об'єктів ставало просто нереально.
Директор Лікської обсерваторії доктор Вільям Кемпбелл (1862-1938) - фахівець в галузі вимірювання радіальних швидкостей космічних об'єктів - навіть на своєму великому телескопі ще не міг виміряти спектри спіральних туманностей і всюди говорив, що добре б навчитися визначати швидкості руху туманностей. Лікська обсерваторія була давнім суперником Ловеллівської, і Слайферу захотілося утерти носа Кемпбеллу.
Неможливе часто стає можливим, але тільки якщо гарно все продумати. Почати полювання Слайфер вирішив з туманності Андромеди - найяскравішої з туманностей. Але її світло було дуже слабке, і накопичити його було не просто.
Для того щоб «зловити» Андромеду, Слайфер модернізував спектрограф: викинув усі призми, крім однієї. Це збільшило кількість світла, що падає на пластинку, але спектральні смужки стали такими вузькими, що вивчати їх вдавалося тільки за допомогою мікроскопа. Зате в результаті вийшов спектрограф, який працював у 200 разів швидше колишнього інструменту.
Перший спектр туманності Андромеди Слайфер зняв 17 вересня 1912р. Експозиція зайняла майже сім годин!!!. Незабаром зявилася яскрава комета і відняла у спостерігача весь жовтень, але в середині листопада Слайфер повернувся до Андромеди і отримав ще один її спектр, накопичуючи світло протягом двох ночей: в першу – вісім годин, у другу - шість, потім втрутився Місяць, який засвічував небо.
На початку грудня Слайфер зняв ще одну фотопластинку зі спектром Андромеди з експозицією 13,5 години. У середині грудня в обсерваторію привезли мікроскоп, і Слайфер приступив до вивчення отриманих спектрів. Виявилося, що вони значно зміщені у фіолетову зону. Значить, Андромеда швидко рухається у бік Землі?! Слайфер був здивований і схвильований: чи не вкралася у виміри якась помилка?
Вчений вирішив провести ще один сеанс спостережень і приступив до нього 29 грудня. Через погану погоду в першу ніч вдалося попрацювати лише години чотири. Слайфер щільно закрив пластинку в спектрографі і продовжив спостереження в наступну ніч. Сім годин він збирав світло Андромеди, але залишився незадоволений загальним часом експозиції і повернувся до телескопа в новорічну ніч. До півночі погода зіпсувалася. Слайфер з досадою закрив телескоп і «спустився на землю», до людей - пити шампанське і робити все, що належить на Новий рік.
У січні 1913 Слайфер почав детально досліджувати всі чотири отримані спектри туманності Андромеди. Результат шокував астронома. Вчений очікував отримати звичайні швидкості зірок відносно Землі - 10-15 кілометрів на секунду. Такі ж швидкості повинні мати спіральні туманності. Якщо ж туманність Андромеди - велике позагалактичне скупчення зірок, то такому космічному об'єкту, належало ще повільніше «плавати» в просторі - як великим китам. А за спектрами Слайфера виходило, що туманність Андромеди летить до Сонця з божевільною швидкістю - 300 кілометрів на секунду, або більше мільйона кілометрів на годину!
Що за космічне диво зловив Слайфер? Якщо така швидкість реальна, то туманність Андромеди не може належати нашій Галактиці, бо гравітаційне поле Чумацького Шляху не здатне утримати у своїх межах такі швидкі об'єкти. Але якщо туманність Андромеди - позагалактичний об'єкт, його величезна швидкість перевертає все традиційні уявлення про космос!
Розуміючи, що помилка тут неприпустима, Слайфер надіслав копію отриманих спектрів в Лікську обсерваторію, астроному Едварду Фету (1881-1959), який теж займався вивченням космічних спектрів.
Коли Фет отримав дані Слайфера з проханням незалежної їх перевірки, то був глибоко шокований- адже ще в 1908 році він зняв на найбільшому 36-дюймовому Лікському телескопі спектр Андромеди і виявив в ньому сильне синє зміщення ліній! Але Фет навіть не міг уявити, що Андромеді притаманні такі швидкості руху, і без зайвих роздумів відніс результат до несправності спектрографа. І ось він дивився на аналогічний, але набагато більш переконливий результат, отриманий Слайфером на меншому телескопі, і розумів, що упустив свій зоряний час!
Прийшов лютий, і разом з ним прийшла впевненість Слайфера в правильності отриманих результатів. Він публікує в бюлетені Ловеллівської обсерваторії коротку замітку всього з дев'яти абзаців. Новина про вимірювання швидкості руху Андромеди зробила в астрономічному суспільстві ефект вибуху атомної бомби. Відгуки були позитивнимим але були і скептики  в особі директора Лікської обсерваторії Вільяма Кемпбелла, який вважав, що така екстремальна швидкість Андромеди підозріла. Незабаром швидкість руху Андромеди, виміряну Слайфером, підтвердили і дані співробітників Лікської обсерваторії.
Слайфер розкопав «золоту жилу» і не думав зупинятися: він взявся за отримання спектрів інших туманностей. Але завдання виявилося ще важче, тому що ці спіральні хмарки світилися набагато слабше туманності Андромеди.
 
До літа 1914 Слайфер виміряв спектри 15 туманностей. Це був справжній науковий подвиг. Кожна пластинка вимагала експозиції 12-14 годин, що означало спостереження протягом кількох ночей!!! Але якщо не міняти положення телескопа, то обрана зірка або туманність швидко залишають поле його зору. У сучасних телескопів є точні електричні мотори, які повільно повертають інструмент слідом за спостережуваним об'єктом, компенсуючи обертання Землі. Старі телескопи, включаючи і той, що був у Ловеллівській обсерваторії, мали тільки ручне управління. Слайфер не міг відійти від телескопа і спектрографа ні на крок, весь час вручну підкручуючи коліщатка і рукоятки і міняючи напрямок інструменту.
- Як ви змогли так довго стояти біля телескопа? - Вражено запитували Слайфера інші астрономи. Він сухо відповідав:
- Я притулявся до нього.
Сумарний результат спостережень 15 туманностей вийшов ще більш вражаючим, ніж спостереження Андромеди і галактики Сомбреро. Слайфер не любив публічності, але в серпні 1914 року він виступив на зборах Американського астрономічного товариства з доповіддю про свої дослідження швидкостей туманностей. Результат потряс всіх: лише три туманності, включаючи Андромеду, наближаються до Чумацького Шляху; дванадцятеро інших віддаляються від Сонця, тобто розбігаються в різні боки!
Після закінчення доповіді весь зал підвівся й улаштував Слайферу овацію. Разом з іншими астрономами аплодував і майбутній знаменитий астроном Едвін Хаббл (1889-1953), якого тоді щойно прийняли в Астрономічне суспільство.
Відомий датський астроном Ейнар Герцшпрунг (1873-1967) і інші вчені, включаючи Кемпбелла, поздоровляли Слайфера з важливим відкриттям і звикали до нового бачення світу. Стало зрозуміло, що туманності такі ж галактики, як і наш Чумацький Шлях. Але залишалося незрозумілим, що змушує їх розбігатися в різні боки.
У квітні 1917 року Слайфер виступив на конференції у Філадельфії. До того часу він виміряв швидкості 25 галактик, і лише чотири з них рухалися до Сонця, решта розбіглися. Слайфер сказав, що це виглядає так, немов галактики чомусь розсіюються в просторі.
 
У цей час в Європі відбувалися важливі події: в 1915 році німецький фізик Альберт Ейнштейн (1879-1955) вивів рівняння гравітації - загальну теорію відносності. У листопаді 1917 року нідерландський астроном Віллем де Сіттер (1872-1934) показав, що за деяких умов рівняння Ейнштейна мають рішення, згідно з яким Всесвіт нестаціонарний і галактики в ньому можуть розлітатися в різні сторони. Де Сіттер перший вжив термін «Всесвіт що розширюється».
Англійський астрофізик Артур Еддінгтон (1882-1944) в 1923 році пов'язав теорію де Сіттера зі спостереженнями Слайфера (до того часу той вже виміряв швидкості 41 галактики, і тільки п'ять з них рухалися до Сонця) і і прийшов до висновку, що швидкість руху галактик повинна зростати зі збільшенням відстані до них.
Історія схильна до спрощення – в багатьох популярних книгах і навіть у підручниках астрономії можна прочитати про те, що розбігання галактик відкрив Хаббл. Це невірно: фундаментальний факт розбігання галактик відкрив і дослідив Весто Мелвін Слайфер - скромний і завзятий трудівник науки. З часом він став директором Ловеллівської обсерваторії, керував пошуком планети Плутон і помер у віці 94 років.

Використана література:
1.   Н. Горькавый Сказка об астрономе слайфере который открыл разбегание Вселенной // Наука и жизнь № 4 2011.
2.   Cormac O. Raifeartaigh The contribution of VM Slipher to the discovery of the expanding universe (англ.) // Origins of the Expanding Universe: 1912—1932 : M. J. Way & D. Hunter, eds., ASP Conf. Ser., Vol. 471. — 2013. — arΧiv: 1212.5499.
3.   Laird A. Thompson V.M. Slipher and the Development of the Nebular Spectrograph (англ.) // Origins of the Expanding Universe: 1912—1932 : M. J. Way & D. Hunter, eds., ASP Conf. Ser., Vol. 471. — 2013. —arΧiv: 1301.7331.

Подякували

2 :Іван Сотник, Edward

[SIDEROCRATOR]

Спектрограф Брешера за допомогою якого Слайфер отримував спектри туманностей.
61 см рефрактор Ловеллівської обсерваторії
спектр Туманності Андромеди отриманий Слайфером

Подякували

1 :Іван Сотник

[Edward]

"Вот так начнешь изучать семейные портреты и уверуешь в переселение душ!"
Машков похож на Слайфера! Он тоже Слайфер!
Конечно, если его хорошенько выбрить...

[SIDEROCRATOR]

 12 листопада 1960 року святкує своє 55-річчя український астроном, активний популяризатор астрономії Іван Павлович Крячко
І. Крячко Народився на хуторі Голотівщина Чорнухинського району Полтавської області.
1987 р. закінчив Київський державний університет імені Тараса Шевченка (фізичний факультет, кафедра астрономії, спеціалізація — астрофізика).
Упродовж листопада 1987 р. — жовтня 2001 р. працював у Київському республіканському планетарії.
З грудня 2002 р. — Голова ради громадської організації "Київський планетарій".
З травня 2007 р. — науковий співробітник лабораторії математичної і фізичної освіти Інституту педагогіки АПН України.
З січня 2008 р. — завідувач ВНТІ Головної астрономічної обсерваторії НАН України, а з січня 2010 р. — в.о. зав. лаб. методологічного та інформаційного забезпечення освіти і науки астрономічної (МІЗОН-А) ГАО НАН України.
Галузь професійної зацікавленості: астрономічна освіта та популяризація астрономії
Автор: Кишенькового атласа зоряного неба (1999 р.); Атласа зоряного неба (2004 р.); Методичного посібника для вчителів "Астрономія. 11 кл." (2004 та 2011 рр.); Путівника зоряним небом (2005 р.); Наочного посібника з астрономії (2006 р.); Електронного підручника з астрономії для 17-годинного курсу (2006 р.); Методичного посібника для вчителя "Моделювання навчальних астрономічних спостережень".
У співавторстві з І.А. Климишиним створив підручник з астрономії для загальноосвітніх навчальних закладів (2002 р.) та (у співавторстві з А.М. Казанцевим) "Збірник різнорівневих завдань для державної підсумкової атестації з астрономії" (2002 р., 2008 р., 2010 р., 2012 р.). У співавторстві з М.В. Головком та В.С. Ковалем створив підручник "Астрономія, 11 клас, рівень стандарту", а також написав підручник "Астрономія, 12 клас, академічний рівень". Співавтор Бібліотеки електронних наочностей з астрономії (2008 р.).
Засновник і шеф-редактор науково-популярного журналу "Наше небо. observer".
Входив до складу робочих груп які розробили астрономічну компоненту освітньої галузі Державного стандарту базової і повної середньої освіти (2004 р. та 2011 р.). Співавтор навчальних програм з курсу "Природознавство. 5-6 кл." та з астрономії для 11 і 12-х класів загальноосвітніх навчальних закладів (рівень стандарту) і фізико-математичного профілю.
Співавтор близько 20 наукових публікацій з питань фізики Сонця та двох патентів на винаходи.
Автор і співавтор 35 наукових публікацій з питань астрономічної освіти в загальноосвітніх навчальних закладах.

Подякували

1 :Edward

[SIDEROCRATOR]

12 листопада 1891 р. народився американський астроном Сет Барнз Ніколсон (англ. Seth Barnes Nicholson 1891 - 1963)

Ніколсон народився і виріс у сільській місцевості Іллінойсу, пізніше навчався в університеті Дрейка, де і захопився астрономією. У 1914 році в Лікській обсерваторії Каліфорнійського університету він спостерігав за недавно виявленим супутником Юпітера, який пізніше отримав назву Пасіфе. При цьому він знайшов інший супутник Юпітера, Сінопе, який отримав тимчасове позначення Юпітер IX. У своїй дисертації в 1915 році Ніколсон обчислив орбіту супутника. У 1916 він виявив астероїд (878) Мілдред.

Подальша професійна діяльність Ніколсона проходила в обсерваторії Маунт-Вільсон, де він виявив наступні супутники Юпітера: у 1938 Лісітея і Карме, в 1951 році Ананке, а також троянський астероїд (1647) Менелай. Крім того, він обчислив орбіти багатьох комет і карликової планети Плутон. Сінопе, Лісітея, Карме і Ананке отримали позначення як «Юпітер IX», «Юпітер X», «Юпітер XI» і «Юпітер XII». У 1975 році Міжнародний астрономічний союз присвоїв супутникам власні імена, при цьому сам Ніколсон висловився проти присвоєння імен.

Своїм головним завданням в обсерваторії Маунт-Вільсон Ніколсон вважав дослідження сонячної активності, при цьому він протягом десятка років становив щорічні доповіді про активність сонячних плям. Спільно з О.Вулфом детально досліджував зв'язки між процесами, що відбуваються на Сонці, і геофізичними явищами. Він брав участь у багатьох експедиціях зі спостереження за сонячними затемненнями, щоб визначити яскравість і температуру сонячної корони.

На початку 1920-х років спільно з Едісоном Петі він проводив перші систематичні дослідження зірок, Місяця і планет за допомогою вакуумної термопари в інфрачервоному спектрі; визначили болометричні величини, температури і кутові розміри холодних зірок, поверхневі температури планет. Вимірювання інфрачервоного випромінювання Місяця і виявили швидке остигання місячної поверхні під час затемнень; виведені з цього температури призвели до правильного припущенням, що поверхня Місяця вкрита тонким шаром пилу, який має теплоізолюючі властивості. Вимірювання температур червоних гігантів дало перші вказівки для визначення діаметрів зірок. У 1922 спільно з Ч.Сент-Джоном виконав одне з перших досліджень атмосфери Венери за спектрограмами з високою дисперсією. Вперше було показано, що в атмосфері Венери практично відсутні кисень і водяна пара.

З 1943 по 1955 рік він працював редактором видання та віце-президентом Тихоокеанського астрономічного товариства. Член Національної академії наук США. У 1963 році за свої заслуги був нагороджений медаллю Брюс. На його честь названі астероїд 1831 Ніколсон, кратер Ніколсона на Місяці, кратер Ніколсона на Марсі і регіон на Ганімеді.

[SIDEROCRATOR]

13 листопада 1908 р народився Ерік Бертіль Хольмберг шведський астроном (швед. Erik Bertil Holmberg, 1908-2000).

закінчив Лундський університет, в 1938-1959 працював в обсерваторії цього університету, з 1959 - професор астрономії і директор обсерваторії Уппсальского університету. У 1959 обраний членом Шведської королівської академії наук.

Основна діяльність в області позагалактичної астрономії. У 1937 провів обширне статистичне дослідження подвійних і кратних галактик, засноване на вивченні 6000 гейдельбергських знімків; знайшов ймовірності зустрічі одиночних, подвійних і кратних галактик і показав, що отримані результати свідчать про переважання процесів розпаду позагалактичних надсистем над процесами гравітаційного захоплення. Розробив метод визначення мас галактик - членів подвійних систем, розглядаючи пекулярні швидкості таких галактик як орбітальні швидкості відносно центру тяжіння. Встановив залежність між масою, світністю і показником кольору для галактик і за допомогою цієї залежності знайшов маси 28 близьких систем. Визначив найбільш ймовірний склад місцевого скупчення галактик (список включає 19 об'єктів). Провів фотометричне дослідження членів Місцевого скупчення і груп галактик близько M81 і M101 і вивів нову функцію світимості галактик; прийшов до висновку про асиметрію функції світності, показав (1950), що її статистичні характеристики різні для різних структурних типів галактик - спіральних, еліптичних, неправильних. Деталізував класифікацію Е. П. Хаббла для спіральних і неправильних галактик. Досліджував поглинання світла темною матерією в спіралях.

[SIDEROCRATOR]

110 років тому 14 листопада 1905 р. народився польський астроном Влодзімеж Зонн (польський. Włodzimierz Zon; 1905-1975)

Народився у Вільно (нині Вільнюс, Литва), в 1931 закінчив університет Стефана Баторія у Вільно. У 1936 брав участь в експедиції до Греції для спостереження повного сонячного затемнення. До 1938 працював в обсерваторії університету Стефана Баторія, в 1938-1939 - в обсерваторії Варшавського університету на горі Піп-Іван (Карпати).
Під час Другої світової війни був мобілізований в армію, потрапив у полон і був інтернований. У 1945 повернувся до Варшави і відновив наукову та викладацьку роботу у Варшавському університеті (з 1950 - директор обсерваторії університету, з 1953 - завідувач кафедри астрономії, з 1962 - професор). У 1952 -1955 і з 1963 по 1973 був президентом Польського астрономічного товариства. Голова Астрономічного комітету Польської АН (1962-1972).
Основні праці Зонна в області астрофотометрії і зоряної астрономії. Виконав ряд досліджень з фотографічною фотометрії змінних зірок, головним чином цефеїд і затемнених змінних. Досліджував затемнень систему CO Ящірки, визначив ексцентриситет орбіти і фотометричні параметри системи, відкрив зміщення лінії апсид. Вивчав зміни блиску астероїда Ерос.
Отримав серію спектрограм цефеїди δ Цефея і виконав аналіз змін її променевої швидкості.
На підставі підрахунку галактик за каталогом Е. Б. Хольмберг оцінив частку подвійних і кратних галактик в Метагалактиці, досліджував руху в сферичних скупченнях галактик і показав нестабільність деяких з цих систем.
Автор підручників із загальної астрономії (1946) і загальної астрофізиці (1955), монографій та науково-популярних книг з астрономії.
У 1983 Польське астрономічне товариство заснувало медаль імені Влодзімежа Зонна за видатні заслуги в популяризації астрономії.

[SIDEROCRATOR]

385 років тому 15 листопада 1630 р. помер Йога́ннес Ке́плер (нім. Johannes Kepler; 27 грудня 1571, Вайль-дер-Штадт — 15 листопада 1630, Реґенсбурґ) — німецький філософ, математик, астроном, астролог і оптик, відомий насамперед відкриттям законів руху планет, названих законами Кеплера на його честь. В обчислювальній математиці на його честь названо метод наближеного обчислення інтегралів. Він поширював логарифмічне числення у Німеччині, заснував оптику як науку, вдосконалив телескоп-рефрактор та допоміг довести відкриття, зроблені з допомогою телескопа його сучасником Ґалілео Ґалілеєм.

Кеплер був викладачем математики семінарії в місті Ґрац (пізніше Грацький університет), асистентом астронома Тихо Браге, придворним математиком кайзера Рудольфа II, викладачем математики у Лінці та придворним астрологом генерала Валленштайна.

Цікавитися астрономією Кеплер почав ще в дитячі роки, коли мати показала йому комету (1577) і місячне затемнення (1580). У 1589 він закінчив школу при монастирі Маульбронн, де показав відмінні здібності, і в 1591 році поступив на теологічний факультет університету в Тюбінґені, де вперше почув про ідеї Миколи Коперника і одразу став прибічником геліоцентричної системи. Спочатку Кеплер хотів стати протестантським священиком, але завдяки його математичним здібностям був запрошений у 1594 читати лекції з математики в університеті міста Ґрац.
У Граці Кеплер провів 6 років. Тут вийшла в світ (1596) його перша книга «Таємниця світу» (Mysterium Cosmographicum). У ній Кеплер спробував знайти таємну гармонію Всесвіту, для чого зіставив орбітам п'яти відомих тоді планет (сферу Землі він виділяв особливо) різні «платонові тіла» (правильні багатогранники). Орбіту Сатурна він представив як коло (ще не еліпс) на поверхні кулі, описаної навколо куба. У куб у свою чергу була вписана куля, яка мала представляти орбіту Юпітера. У цю кулю був вписаний тетраедр, описаний навколо кулі, що представляла орбіту Марса і так далі. Ця робота після подальших відкриттів Кеплера втратила своє первинне значення (хоч би тому, що орбіти планет виявилися не колами); проте в наявність прихованої математичної гармонії Всесвіту Кеплер вірив до кінця життя, і в 1621 році перевидав «Таємницю світу», внісши в неї численні зміни і доповнення.
Книгу «Таємниця світу» Кеплер послав Галілею і Тихо Браге. Галілей схвалив геліоцентричний підхід Кеплера, хоча містичну нумерологію не підтримав. Надалі вони вели жваве листування, і це обставина (спілкування з «єретиком»-протестантом) на суді над Галілеєм була особливо підкреслена як обтяження провини Галілея.

Тихо Браге також відкинув надумані побудови Кеплера, проте високо оцінив його знання, оригінальність думки і запросив Кеплера до себе.

У 1600 році Кеплер прибуває до Праги. Проведені тут 10 років — найплідніший період його життя.
Незабаром з'ясувалося, що погляди Коперника і Кеплера на астрономію Тихо Браге розділяв тільки частково. Щоб не конфліктувати з церквою, Браге запропонував компромісну модель: всі планети, окрім Землі, обертаються навколо Сонця, а Сонце обертається навколо нерухомої Землі. Ця теорія здобула деяку популярність і протягом кількох десятиліть служила своєрідним прикриттям для тих астрономів, хто не наважувався відкрито визнати правоту Коперника.

Після смерті Браге в 1601 році Кеплер стає його наступником на посаді. Скарбниця імператора через нескінченні війни була постійно порожня. Платню Кеплеру платили рідко і бідно. Він вимушений підробляти складанням гороскопів. Кеплеру довелося також вести багаторічну тяжбу із спадкоємцями Тихо Браге, які намагалися відібрати у нього, серед іншого майна покійного, також і результати астрономічних спостережень. Врешті-решт від них вдалося відкупитися.

У 1604 році Кеплер публікує свої спостереження наднової, названої тепер його ім'ям.
Будучи прекрасним спостерігачем, Тихо Браге за багато років склав об'ємну працю із спостережень планет і сотень зірок, причому точність його вимірювань була істотно вища, ніж у всіх попередників. Для підвищення точності Браге застосовував як технічні удосконалення, так і спеціальну методику нейтралізації погрішностей спостереження. Особливо цінною була систематичність вимірювань.

Впродовж кількох років Кеплер уважно вивчає дані Браге і в результаті ретельного аналізу приходить до висновку, що траєкторія руху Марса є не колом, а еліпсом, в одному з фокусів якого розташоване Сонце — твердження, відоме сьогодні як перший закон Кеплера. Подальший аналіз привів до другого закону: радіус-вектор, що сполучає планету і Сонце, за однакові проміжки часу описує однакові площі. Це означало, що чим далі планета від Сонця, тим повільніше вона рухається.

Обидва закони було сформульовані Кеплером в 1609 році в книзі «Нова астрономія», причому, заради обережності, він відносив їх тільки до Марса.

Нова модель руху викликала величезний інтерес серед учених-коперниканців, хоча не всі вони її прийняли. Галілей кеплерові еліпси рішуче відкинув.

У 1610 році Галілей повідомляє Кеплеру про відкриття супутників Юпітера. Кеплер зустрічає це повідомлення недовірливо і в полемічній роботі «Розмова із Зоряним вісником» приводить декілька гумористичне заперечення: «незрозуміло, до чого бути [супутникам], якщо на цій планеті немає нікого, хто б міг милуватися цим видовищем». Але пізніше, отримавши свій екземпляр телескопа, Кеплер змінив свою думку, підтвердив спостереження супутників і сам зайнявся теорією лінз. Результатом стали вдосконалений телескоп і фундаментальна робота «Діоптрика».

До нового 1611 року Кеплер опублікував трактат «Про шестикутні сніжинки» у якому висловив припущення про те, що не існує щільнішої упаковки однакових сфер, ніж гранецентрована кубічна та гексагональна, яке отримало назву гіпотези Кеплера. Доведення гіпотези Кеплера для регулярних ґраток дав у 1831 Карл Фрідріх Гаус. Для нерегулярних структур задача виявилася складнішою, й стала 18-ою проблемою Гільберта, розв'язок якої за допомогою комп'ютерних обчислень було отримано 1998 року.

У 1612 році, зібравши мізерні кошти, Кеплер переїздить до Лінца, де прожив 14 років. За ним збережена посада придворного математика і астронома, але в справі оплати новий імператор нічим не кращий за старого. Деякий дохід приносять викладання математики і гороскопи.

Тим часом Кеплер продовжує астрономічні дослідження і в 1618 році відкриває третій закон: співвідношення куба середнього видалення планети від Сонця до квадрата періоду обернення її навколо Сонця є величина постійна для всіх планет: a³/T² = const. Цей результат Кеплер публікує в завершальній книзі «Гармонія світу», причому застосовує його вже не тільки до Марса, але і до всіх інших планет (включаючи, природно, і Землю), а також до галілєєвих супутників.

У книзі, разом з цінними науковими відкриттями, викладені також фантастичні розміркування автора про «музику сфер» і платонових тіла, які складають, на думку Кеплера, естетичну суть вищого проекту Всесвіту.

У 1626 році в ході Тридцятирічної війни Лінц обложений і незабаром захоплений. Починаються грабежі і пожежі; у числі інших згорає друкарня. Кеплер переїздить в Ульм.

У 1628 році Кеплер переходить на службу до Валленштейна.

У 1630 році відправляється до імператора до Регенсбург, щоб отримати хоч би частину платні. Дорогою сильно застуджується і незабаром вмирає.

Після смерті Кеплера спадкоємцям дісталося: поношений одяг, 22 флорини готівкою, 29 000 флоринів неоплаченої платні, 27 опублікованих рукописів і безліч неопублікованих; вони пізніше були видані в 22-томній збірці.

Наукова праця
У його книзі «Таємниця світу» (1596) Кеплер спробував привести орбіти п'яти відомих тоді планет у відповідність з поверхнями п'яти Платонових тіл. Орбіту Сатурну він представив як коло (ще не еліпс) на поверхні кулі, описаного навколо куба. У куб, у свою чергу була вписана куля, що повинна була представляти орбіту Юпітера. У цю кулю був вписаний тетраедр, описаний навколо кулі, що представляли орбіту Марса і т. д. Ця робота після подальших відкриттів Кеплера втратила своє первісне значення, проте представляє не тільки історичний інтерес, але й приваблива з математичної точки зору, представляючи відношення радіусів планетних орбіт ірраціональними числами.

Через складності з католицькою церквою Граца Кеплер із дружиною змушені були в 1600 покинути це місто і переїхати за запрошенням астронома Тихо Браге у Прагу. Спільна робота двох астрономів була не позбавлена складностей, пов'язаних з відмінностями їхніх поглядів. Погляди Коперника і Кеплера на астрономію Тихо Браге розділяв лише частково. Будучи чудовим спостерігачем, він склав об'ємну працю про спостереження планет і сотень зірок, що носить докладний описовий, але не математичний характер.

Після смерті Браге в 1601 Кеплер стає його спадкоємцем на посаді королівського математика й астронома. У 1604 він публікує свої спостереження наднової.

Три закони Кеплера
Детальніші відомості з цієї теми Ви можете знайти в статті Закони Кеплера.

Протягом декількох років Кеплер уважно вивчає численні дані спостережень Браге й у результаті ретельного аналізу доходить висновку, що траєкторія руху Марса не коло, а еліпс, у фокусі якого знаходиться Сонце — положення, відоме сьогодні під першим законом Кеплера. Подальший аналіз привів до другого закону — чим далі планета від Сонця, тим повільніше вона рухається. Обидва закони були описані Кеплером у 1609 у книзі «Нова астрономія». У 1611 Кеплер публікує книгу «Діоптрика», що, власне кажучи, з'явилася першим викладом оптики як науки. Тут Кеплер докладно описує явище заломлення світла і поняття оптичного зображення. Глибоке розуміння цих питань привело Кеплера до схеми телескопічної підзорної труби, побудованої в 1613 Кристофом Шайнером.

У 1612 після смерті празького кайзера Кеплер переїжджає до Лінца. Подальший аналіз орбіти Марса привів Кеплера в 1618 до відкриття третього закону: відношення куба відстані планети від Сонця до періоду обертання її навколо Сонця є величина постійна для всіх планет. Цей результат Кеплер публікує в книзі «Гармонія світу».

Одним з важливих етапів в історії науки було пророкування Кеплером на основі відкритих ним законів проходження Венери на тлі сонячного диска в 1631.

Відкриті Кеплером три закони руху планет повністю і з чудовою точністю пояснили видиму нерівномірність цих рухів. Замість численних надуманих епіциклів модель Кеплера включає тільки одну криву — еліпс. Другий закон встановив, як змінюється швидкість планети при віддаленні або наближенні до Сонця, а третій дозволяє розрахувати цю швидкість і період обертання навколо Сонця.

Хоча історично кеплерівська система світу заснована на моделі Коперника, фактично у них дуже мало загального (тільки добове обертання Землі). Зникли кругові рухи сфер, що несуть на собі планети, з'явилося поняття планетної орбіти. У системі Коперника Земля все ще займала дещо особливе положення, оскільки тільки у неї не було епіциклів. У Кеплера Земля — рядова планета, рух якої підпорядкований загальним трьом законам. Всі орбіти небесних тіл — еліпси (рух по гіперболічній траєкторії відкрив пізніше Ісаак Ньютон), загальним фокусом орбіт є Сонце.

Кеплер вивів також «рівняння Кеплера», що використовується в астрономії для визначення положення небесних тіл.

Закони динаміки планет, відкриті Кеплером, слугували пізніше Ісааку Ньютону основою для створення теорії гравітації. Ньютон математично довів, що всі закони Кеплера є наслідком закону тяжіння.

Погляди Кеплера на будову Всесвіту за межами Сонячної системи витікали з його містичної філософії. Сонце він вважав нерухомим, а сферу зірок вважав межею світу. У нескінченність Всесвіту Кеплер не вірив і як аргумент запропонував (1610) те, що пізніше отримало назву фотометричний парадокс: якщо число зірок нескінченне, то в будь-якому напрямі погляд наткнувся б на зірку, і на небі не існувало б темних ділянок.

Система світу Кеплера претендувала не тільки на виявлення законів руху планет, але і на набагато більше. Аналогічно піфагорійцям, Кеплер вважав світ реалізацією деякої числової гармонії, одночасно геометричної і музичної; розкриття структури цієї гармонії дало б відповіді на найглибші питання:

«   Я з'ясував, що всі небесні рухи, як в їхньому цілому, так і у всіх окремих випадках, пройняті загальною гармонією — правда, не тій, яку я припускав, але ще більш здійсненою.    »
Наприклад, Кеплер пояснює, чому планет саме шість і вони розміщені в просторі так, а не якось інакше: виявляється, орбіти планет вписані в правильні багатогранники. Цікаво, що виходячи з цих ненаукових міркувань, Кеплер передбачив існування двох супутників Марса і проміжної планети між Марсом і Юпітером.

Закони Кеплера сполучали в собі ясність, простоту і обчислювальну потужність, хоча містична форма його системи світу грунтовно засмічувала реальну суть великих відкриттів Кеплера. Проте вже сучасники Кеплера, відокремивши зерна від лушпиння, переконалися в точності нових законів, хоча їхній глибинний смисл до Ньютона залишався незрозумілим. Ніяких спроб реанімувати модель Птолемея або запропонувати іншу систему руху, окрім геліоцентричної, більше не робилися.

Кеплер став автором першого обширного (у трьох томах) викладу коперниканської астрономії (Epitome astronomia Copernicanae, 1617—1622), який негайно удостоївся честі потрапити в «Індекс заборонених книг». У цю книгу, свою головну працю, Кеплер включив опис всіх своїх відкриттів в астрономії.

Влітку 1627 року Кеплер після 22 років праць опублікував (за свій рахунок) астрономічні таблиці, які на честь імператора назвав «Рудольфовими». Попит на них був величезний, оскільки всі колишні таблиці давно розійшлися із спостереженнями. Важливо, що праця вперше включала зручні для розрахунків таблиці логарифмів. Кеплерові таблиці служили астрономам і морякам аж до початку XIX століття.

Через рік після смерті Кеплера П'єр Гассенді спостерігав передбачене ним проходження Меркурія по диску Сонця[8]. У 1665 році італійський фізик і астроном Джованні Альфонсо Бореллі (1608—1679) опублікував книгу, де закони Кеплера застосовуються до відкритих Галілеєм супутників Юпітера.

Інші праці: математика
Поряд із працями з астрономії Кеплер опублікував низку інших цікавих робіт. Зокрема, він описав спосіб визначення об'ємів тіл, використовуючи елементи інтегрального числення (в книзі «Нова стереометрія винних бочок», 1615). Пізніше Бонавентура Кавальєрі використовував той же підхід для розробки винятково плідного «методу неподільних». Завершенням цього процесу стало відкриття математичного аналізу.

В ході астрономічних досліджень Кеплер зробив внесок до теорії конічних перетинів. Він склав одну з перших таблиць логарифмів.

У Кеплера вперше зустрічається термін «середнє арифметичне».

Кеплер увійшов і в історію проективної геометрії: він вперше ввів найважливіше поняття нескінченно віддаленої точки. Він також увів поняття фокусу конічного перетину і розглянув проективні перетворення конічних перетинів, зокрема такі, що змінюють їхній тип — наприклад, переводять еліпс у гіперболу.

Крім того, Кеплер докладно проаналізував симетрію сніжинок. Дослідження симетрії привели його до припущень про щільне пакування куль, згідно з яким найбільша щільність пакування досягається при пірамідальному упорядкуванні куль. Математично довести це вдалося лише через 400 років — перше повідомлення про доведення з'явилося в 1998 у роботі математика Томаса Хейлса, але остаточна перевірка його комп'ютерного доведення все ще не завершена. Піонерські роботи Кеплера в області симетрії знайшли застосування в кристалографії та теорії кодування.

Фізика
Саме Кеплер ввів у фізику термін інерція як природжена властивість тіл чинити опір прикладеній силі. Заразом він, як і Галілей, формулює в ясному вигляді перший закон механіки: всяке тіло, на яке не діють інші тіла, знаходиться у спокої або здійснює рівномірний прямолінійний рух.

Кеплер впритул підійшов до відкриття закону тяжіння, хоч і не намагався виразити його математично. Він писав в книзі «Нова астрономія», що в природі існує «взаємне тілесне прагнення схожих (споріднених) тіл до єдності або з'єднання». Джерелом цієї сили, на його думку, є магнетизм у поєднанні з обертанням Сонця і планет навколо своєї осі.

У іншій книзі Кеплер уточнив:

«   Гравітацію я визначаю як силу, подібну до магнетизму — взаємного тяжіння. Сила тяжіння тим більше, чим обидва тіла ближче одне до іншого.    »
Правда, Кеплер помилково вважав, що ця сила розповсюджується тільки в площині екліптики. Мабуть, він вважав, що сила тяжіння обернено пропорційна відстані (а не квадрату відстані); втім, його формулювання недосить ясні.

Кеплер перший, майже на сто років раніше Ньютона, висунув гіпотезу про те, що причиною приливів є дія Місяця на поверхню океанів.

Оптика
У 1604 році Кеплер видав змістовний трактат з оптики «Доповнення до Вітеллія», а в 1611 році — ще одну книгу, «Діоптрика». З цих праць починається історія оптики як науки. У цих творах Кеплер детально висловлює як геометричну, так і фізіологічну оптику. Він описує заломлення світла, рефракцію і поняття оптичного зображення, загальну теорію лінз і їхніх систем. Вводить терміни «оптична вісь» і «меніск», вперше формулює закон падіння освітленості обернено пропорційно до квадрата відстані до джерела світла. Вперше описує явище повного внутрішнього віддзеркалення світла при переході в менш щільне середовище.

Описаний ним фізіологічний механізм зору, з сучасних позицій, принципово вірний. Кеплер з'ясував роль кришталика, вірно описав причини короткозорості і далекозорості.

Глибоке проникнення в закони оптики привело Кеплера до схеми телескопічної підзорної труби (телескоп Кеплера), виготовленої в 1613 році Христофом Шайнером. До 1640-м років такі труби витіснили в астрономії менш довершений телескоп Галілея.

На честь ученого названі:
Кратери на Місяці і на Марсі.
Астероїд 1134 Кеплер.
Наднова 1604, описана ним.
Орбітальна обсерваторія НАСА, виведена на орбіту в березні 2009 року. Основне завдання: пошук і дослідження планет за межами Сонячної системи.
Кеплерів університет Лінца.
Станція Віденського метрополітену.

Праці Кеплера
Mysterium cosmographicum (Таємниця світу), 1596
Astronomiae Pars Optica (Оптика в астрономії), 1604
Ad Vitellionem paralipomena (Доповнення до Вітеллія), фізіологічна оптика, 1604
De Stella nova in pede Serpentarii (Про нову зірку в сузір'ї Змієносця), 1604
Astronomia nova (Нова астрономія), 1609
Tertius Interveniens (Трибічна інтервенція), 1610
Dissertatio cum Nuncio Sidereo (Розмова із Зоряним вісником), полеміка з «Зоряним вісником» Галілея, 1610
Dioptrice (Діоптрика), 1611
De nive sexangula (Про шестикутні сніжинки), 1611
De vero Anno, quo aeternus Dei Filius humanam naturam in Utero benedictae Virginis Mariae assumpsit), 1613
Eclogae Chronicae (1615)
Nova stereometria doliorum vinariorum (Нова стереометрія винних бочок), 1615
Epitome astronomiae Copernicanae (Коперниканська астрономія, в трьох томах, що виходили в 1618—1621)
Harmonice Mundi (Гармонія світів), 1619
Mysterium cosmographicum (Таємниця світу, 2-е видання), 1621
Tabulae Rudolphinae (Рудольфові таблиці), 1627
Somnium (Мрія, фантастична розповідь про політ в Космос), 1634

Подякували

1 :Edward

[SIDEROCRATOR]

145 років тому 17 листопада 1870 р. народився Сергій Миколайович Блажко (1870-1956) радянський астроном білоруського походження.

Народився в м. Хотимськ колишньої Могилевської губернії (нині Могилевська обл., Республіка Білорусь). Закінчив Московський університет (1892), з 1894 працював в обсерваторії університету, з 1918 професор, з 1929 член-кореспондент АН СРСР. У 1920-1931 директор обсерваторії Московського університету, в 1931-1937 завідував кафедрою астрономії, в 1937-1953 - кафедрою астрометрії МГУ.

Роботи Сергія Блажко присвячені дослідженню змінних зір. Учений створив московську школу дослідників змінних зір.
З 1895 систематично фотографував зоряне небо з метою виявлення змінних зір, чим поклав початок величезній «скляній бібліотеці» Московської обсерваторії. Вперше проаналізував вплив потемніння до краю диска зірки на форму кривої блиску і на визначення елементів орбіти, вказав метод обліку цього ефекту. Виявив зміни періодів і форми кривої блиску ряду короткоперіодичних змінних зір типу RR Ліри; ці явища названі «ефектом Блажко».

У 1904 р. апаратурою власної конструкції одним з перших у світі сфотографував спектри двох метеорів і дав правильне їх тлумачення. Це були одні з перших у світовій літературі фотографії спектрів метеорів.
Одним з перших детально досліджував U Цефея у фазі нормальної яскравості і в мінімумі блиску.
Запропонував новий метод виявлення малих планет (1919).
Беручи участь у спостереженні повного сонячного затемнення (1914), приладом власної конструкції сфотографував сонячну корону в поляризованому світлі. Автор ряду оригінальних конструкцій - таких, як безщілинний зоряний спектрограф, пристосування в меридіанних інструментах для ослаблення блиску для спостереження моментів проходження зір, спеціальна лупа для відліку розділених кругів та ін.
Блажко був видатним педагогом, читав курси практичної та загальної астрономії, вперше в Московському університеті став читати курс загальної астрофізики. Написав неодноразово перевидавалися підручники: Курс практичної астрономії (1938, 1940, 1951), Курс загальної астрономії (1947) і Курс сферичної астрономії (1948, 1954). Грунтовно описав історію розвитку астрономії в Московському університеті в 1824-1920.

Понад 20 років очолював Комісію з вивчення змінних зірок при Астрономічній раді АН СРСР.
Помер Блажко в Москві 11 лютого 1956.

[SIDEROCRATOR]

150 років тому 17 листопада 1865 р. народився канадський астроном Джон Стенлі Планкетт (англ. John Stanley Plaskett, 1865 -1941).

Народився в м. Хіксон (пров. Онтаріо), в 1899 закінчив Університет Торонто, працював у ньому до 1903.
У 1903-1918 працював в обсерваторії в Оттаві. За його ініціативою був побудований 72-дюймовий телескоп, що став основним інструментом відкритої в 1918 Астрофізичної обсерваторії в Вікторії, яку Пласкетт очолював до 1935.

Протягом багатьох років вів програму визначення променевих швидкостей зірок, результати якої відіграли велику роль у відкритті явища обертання Галактики і визначенні його параметрів. Виконав велике число спектральних досліджень гарячих зірок класів O і B, нових зірок, а також спектрально-подвійних зірок, серед яких виділяється відкриття в 1922 системи з дуже великою масою, що отримала назву «зірка Пласкетта».
Вивчення міжзоряних ліній кальцію в спектрах O-зірок дозволило Пласкетту встановити (1938, спільно з Д. А. Пірсом), що міжзоряний газ бере участь в галактичному обертанні. Займався конструюванням та удосконаленням телескопів і спектрографів обсерваторій США і Канади.

https://www.google.com.ua/url?sa=i&rct=j&q=&esrc=s&source=images&cd=&cad=rja&uact=8&ved=&url=http%3A%2F%2Fastro-canada.ca%2F_en%2Fa2202.php&psig=AFQjCNERfHKuZgX4JvM6va3_wjAToEFVng&ust=1447870236911580

Подякували

1 :DAVID84

[SIDEROCRATOR]

19 листопада 1711 р. народився Ломоно́сов Миха́йло Васи́льович (1711 — 1765) — російський учений-натураліст, астроном, геохімік, поет, заклав основи російської літературної мови, перший російський академічно освічений вчений.

Михайло Ломоносов народився в селі Денисовка поблизу міста Холмогори. Батько його, Василь Дорофійович, був помором. Він мав кілька суден і ходив на них за рибою до Білого моря та Льодовитого океану.
Узимку 1730 р. дев'ятнадцятирічний Ломоносов вирушив до Москви і склав іспити до Московської слов'яно-греко-латинської академії при Заіконоспаському монастирі. Незважаючи на вік, Ломоносова було зараховано до наймолодшого класу, оскільки зовсім не знав латини. Через рік він настільки вивчив латину, що міг складати невеликі вірші. Уже тоді він ґрунтовно вивчав поетику і риторику.
1734 р. Ломоносов вирушає до Києва, де протягом кількох місяців навчається у Києво-Могилянській академії[1]. Наступного 1735 року його разом з іншими дванадцятьма учнями було відправлено до Петербурга та зараховано до складу студентів університету Академії наук.
Вже за кілька місяців, у вересні 1736 р., Ломоносова з двома іншими студентами академії (Райзером і Виноградовим) спорядили до Німеччини для навчання металургії та гірничій справі. Закордонне відрядження тривало майже п'ять років (до червня 1741 р.) Увесь цей час Ломоносов і його товариші перебували здебільшого у Марбурзі, в університеті філософії, де вивчали фізику та механіку у Християна Вольфа, а математику та хімію — у Дуйзинга.
Засвоївши теорію, 1739 р. російські студенти перебралися до Фрайберга, де під керівництвом Генкеля вивчали металургію та гірничу справу. Незабаром Ломоносов посварився зі своїм наставником, залишив Фрайберг і повернувся до Марбургу, де мешкала його наречена Єлизавета Цильх (таємний шлюб з нею було укладено 1740 р.), а 1741 р. за допомогою російського посла повернувся до Росії. Тут Ломоносова призначили ад'юнктом Академії з фізичного класу.
На початку 40-х рр. переважна частина академічного керівництва складалася з корінних німців, до того ж багато з них були досить далекими від науки. Усіма справами керував Голова академічної канцелярії Шумахер, спритний і розумний німець. Ломоносов був людиною непоступливою, сварився із Шумахером і його висуванцями, з будь-якого приводу висловлюючи їм свою неповагу. Доходило до бійок між академіками, а 1743 р. Ломоносов на кілька тижнів потрапив під арешт.
1745 р., після того як було захищено дисертацію про метали, Ломоносов став професором хімії і повноправним членом Академії. Однією з перших його ініціатив на новій посаді стала організація 1748 р. хімічної лабораторії Академії на Васильєвському острові. Ломоносов прагнув забезпечити свою лабораторію саморобними приладами для фізико-хімічних досліджень.
Серед творів Ломоносова є роботи з фізики, хімії, геології, метеорології, гірничої справи, географії, астрономії, історії і філології. Він був видатним поетом, художником, просвітителем і суспільним діячем. Однак Ломоносов дуже мало піклувався про поширення своїх праць за кордоном. Результати його наукової діяльності, хоча і відзначалися в голландських, німецьких і французьких наукових журналах, у цілому залишилися маловідомими європейським вченим, а в Росії тоді було замало фахівців, здатних оцінити їх.

Дуже глибоку й оригінальну ідею було висловлено ним у дисертації «Міркування про причину тепла і холоду» (1744 р.), у якій він прямо пов'язав температуру тіла з «внутрішнім рухом власної матерії», тобто з рухом дрібних часток (молекул), з яких, за його переконанням, складалося будь-яке тіло. У дисертації «Спроба теорії пружної сили повітря» (1749 р.) він прогнозував деякі засади кінетичної теорії газів.
1753 р. у «Слові про явища повітряні і їх залежність від електричної сили» він виклав глибоко продуману теорію атмосферної електрики. У своєму «Слові про народження металів від струсів землі» він за 60 років до Юнга висунув ідею про «невідчутні землетруси», тобто повільні коливання земної кори. У «Курсі щирої фізичної хімії» (1754 р.) Ломоносов висловив свої погляди на утворення кристалів і наполегливо рекомендував «добре досліджувати фігуру кристалів і вимірювати їх» (Роме де Ліль, якого вважають засновником кристалографії, висловив таку пропозицію лише 1783 р.)
Одним з найбільш важливих і відомих досягнень Ломоносова було його відкриття атмосфери на Венері. Двадцять четвертого червня 1761 Венера проходила через сонячний диск, і це явище спостерігали десятки астрономів не тільки в Росії, але і в інших країнах. Вчені уважно вдивлялися в небо, намагаючись не пропустити той момент, коли відбудеться контакт дисків Сонця і Венери бо це дало б змогу уточнити відстань від Землі до Сонця.
Після того як диск планети стало виразно видно на тлі сонячного, Ломоносов помітив невеликий серпанок на краї сонячного диска. Коли ж Венера підійшла до іншого краю, на ньому з'явилася опуклість, яка незабаром зникла, після чого диск деякий час мав такий вигляд, ніби його край був зрізаний.
Ці явища були помічені не тільки Ломоносовим, а й іншими астрономами. Однак тільки він правильно пояснити їх, можливо тому, що його метою були не астрометричні, а астрофізичні спостереження. Це дало можливість Ломоносову зробити важливе відкриття: «За сем приметно, что планета Венера окружена знатною воздушною атмосферою, таковою (лиш бы не большею), какова обливаеться вокруг нашого шара земного».
Усе життя Ломоносов не переставав воювати із Шумахером, Таубертом, Епінусом, Міллером та ін. 1754 р. Ломоносов склав особливу записку «Про виправлення Академії», у якій писав, що в Академії нічого не робиться для підготовки вітчизняних учених, що всю навчальну роботу занедбано. Він дійшов думки про необхідність створити незалежний від Академії університет, двері якого було б відчинено для всіх охочих. Йому вдалося схилити до своєї думки Шувалова. Ломоносов склав план університету, визначив його організаційну структуру і навіть програму викладання. Разом з університетом Ломоносов планував улаштувати гімназію.
У лютому 1757 р. Ломоносов очолив географічний департамент петербурзького академічного університету, а потім його було призначено радником Академічної канцелярії і він разом з Таубертом став фактичним керівником Академії.
1760 р. у його безпосереднє підпорядкування перейшли академічні гімназія та університет. Завдяки Ломоносову становище студентів та гімназистів, які терпіли холоднечу і голод, дещо покращилося.
Увесь 1762 р. Ломоносов хворів. З початком царювання Катерини II, користуючись тим, що нова імператриця перенесла на Ломоносова свою неприхильність до Шувалова, вороги стали брати над ним гору. У травні 1763 р. Ломоносова було відправлено у відставку. Однак Катерина скасувала свій указ. У жовтні Ломоносова було обрано почесним членом Академії мистецтв, а в грудні призначено статським радником. Улітку 1764 р. імператриця навіть відвідала хворого вченого в його будинку. Помер Ломоносов від застуди в квітні 1765 р. 8 квітня похований на Лазаревському цвинтарі Олександро-Невської лаври.
1379 Ломоносова — астероїд, названий на честь вченого

[SP]

Айнштайнівських рівнянь

 
Це Ейнштейн українською?
Интересно, что "Камертон Хаббла" -морфологическая классификация галактик, поначалу имела другой и, как оказалось, ошибочный смысл. Хаббл считал, что галактики эволюционируют в той последовательности, в какой они расположены в "Камертоне". Со временем, про "эволюционность" Камертона забыли, а морфологию галактик существенно дополнили.

[SIDEROCRATOR]

23 листопада 1864 р. помер російський астроном німецького походження Василь Якович Струве  1793-1864

Струве народився в німецькій родині директора гімназії математика Якова Струве (нім. Jacob Struve) (1755-1841) в датському) (нині німецькою) місті Альтона поблизу Гамбурга і провів у цьому місті свої шкільні роки .
У 1808 році через загрозу насильницького призову в Велику армію Наполеона він втік з Німеччини в Дерпт, де він отримав філологічну освіту в Дерптському (нині Тартуському, Естонія) університеті: за дисертацію «De studiis criticis et grammaticis apud Alexandrinos» він отримав золоту медаль ; потім, протягом трьох років, вивчив астрономію і, захистивши в 1813 році дисертацію «De geographicae Speculae Dorpatensis positione», поступив на роботу в Дерптському університетську астрономічну обсерваторію, одночасно викладаючи в університеті.

З 1819 року він - директор Дерптської обсерваторії і ординарний професор університету.

За двадцять років на посту директора обсерваторії він оснастив її першокласними для того часу інструментами: рефрактором Фраунгофера і геліометром фірми Репсольд. Починаючи з 1824 року (по 1837) він провів мікрометричні виміри 2714 подвійних зірок; в 1827 році був опублікований перший каталог.

У 1830 році Миколі I була представлена ​​доповідь В. Я. Струве про завдання нової великої астрономічної обсерваторії під Санкт-Петербургом. Починаючи з 1833 року він - найбільш активний учасник споруди Пулковської обсерваторії, відкритої 19 серпня 1839. В. Я. Струве став її першим директором.

Завдяки його зусиллям Пулковська обсерваторія була обладнана досконалими інструментами (у тому числі в той час найбільшим у світі рефрактором з 38-сантиметровим об'єктивом). Під керівництвом В. Я. Струве та військового геодезиста К. І. Теннера було проведено градусний вимір дуги меридіана на величезному просторі від узбережжя Льодовитого океану до гирла Дунаю і отримані коштовні матеріали для визначення форми і розмірів Землі.

Під керівництвом В. Я. Струве була визначена система астрономічних постійних, що отримала в своє час всесвітнє визнання і використовувався протягом 50 років. За допомогою побудованого за його ідеєю пасажного інструменту Струве визначив постійну аберації світла.

В області зоряної астрономії Струве відкрив згущення зірок до центральних частин Галактики і обгрунтував висновок про існування і величину міжзоряного поглинання світла. Багато часу приділяв Струве вивченню подвійних зірок. Складені ним два каталоги подвійних зірок були опубліковані в 1827 і 1852 роках. Струве належить одон з перших в історії (1837)  вимір річного паралакса зорі (Веги в сузір'ї Ліри). У середині XIX століття Струве брав участь у створенні Лісабонської астрономічної обсерваторії.

Подякували

1 :Edward

[SIDEROCRATOR]

24 листопада 1879 р. народився Міхал Камінський (рос. Михаил Михайлович Каменский, пол. Michał Kamieński;  1879 — 1973) — російський і польський астроном, член-кореспондент Польської АН (1927).

Народився в Могильовській губернії. У 1903 закінчив Петербурзький університет. У 1903—1908 працював у Пулковській обсерваторії, у 1909—1914 — науковий співробітник гідрографічного відділу російського військово-морського флоту, в 1914—1920 — астроном військового порту у Владивостоці, з 1919 — також начальник організованої ним там Морської обсерваторії. У 1920—1922 працював в Токіо на запрошення гідрографічного відділу японського морського флоту. У 1922 переїхав до Польщі. З 1923 — професор астрономії Варшавського університету і директор обсерваторії університету.

У 1935 організував астрономічний відділ у метеорологічній обсерваторії на горі Піп-Іван у Карпатах. У 1945—1963 вів науково-дослідну роботу в Кракові. У 1963 повернувся до Варшави, де продовжував свої наукові дослідження.

Основні наукові праці присвячені кометній астрономії. Творець польської кометної школи. Центральне місце в його дослідженнях займало вивчення руху комет Вольфа 1 і Галлея. Побудував чисельну теорію руху комети Вольфа 1 з урахуванням збурень від шести планет (від Венери до Урана) і негравітаційних ефектів. Першим показав, що негравітаційні сили, що діють в околиці кометного перигелію, можуть викликати не тільки вікове прискорення у русі комети, а й вікове уповільнення (комета Вольфа 1). Встановив, що в результаті зближення з Юпітером комета Вольфа 1 рухається навколо Сонця по пульсуючому з нерегулярною періодичністю еліпсу. Розробив новий метод, що оцінює планетні збудження кометної орбіти, і застосував його для вивчення руху комети Галлея на великому інтервалі часу, використовуючи при цьому записи в стародавніх хроніках. Виконав низку досліджень з гідрографії, проблемам земного магнетизму, астрометрії та метеорології. Опрацював і видав великі таблиці для визначення часу за методом Цингера і широти за методом Пєвцова. Опублікував синоптичні карти Східного Сибіру і організував мережу станцій зі спостереження арктичних льодів від Владивостока до Берингової протоки. Йому належать також оригінальні ідеї з конструювання астрономічних приладів для мореплавання та робіт на суші.

[SIDEROCRATOR]

120 років тому 26 листопада 1895 р. народився Бертіл Ліндблад (1895- 1965) — шведський астроном, член Шведської королівської АН (з 1928 року), її президент у 1938—1939 і 1960—1961 роках.

1920 року закінчив університет в Упсалі, у 1920-1921 роках проходив стажування в обсерваторії Маунт-Вілсон, Гарвардській і Лікській обсерваторіях у США. У 1921-1927 працював в Упсальскій обсерваторії. З 1927 — професор астрономії Шведської королівської АН та директор Стокгольмської обсерваторії, створеної під його керівництвом у 1927-1931 рр. У 1948-1952 рр. — президент Міжнародного астрономічного союзу; у 1952-1855 рр. — президент Міжнародної ради наукових союзів.

Наукові праці присвячені дослідженню будови і динаміки галактик і зоряних скупчень. 1926 року для пояснення асиметрії в розподілі швидкостей зірок у нашій Галактиці Ліндблад вперше сформулював концепцію обертання Галактики. Згідно з його теорією, всі тіла у Галактиці належать до різних взаємопроникних підсистем, які обертаються з різними швидкостями і характеризуються різним ступенем сплюснутості. Оцінив період обертання і масу Галактики. 1927 року обертання Галактики було підтверджено Я.Г.Оортом на основі статистичного вивчення променевих швидкостей і власних рухів зір. Низка робіт Ліндблада присвячена вивченню спіральної структури і обертанню спіральних галактик. Розглядаючи рух зірок у великих скупченнях (галактиках), знайшов, що зірки концентруються в спіральних рукавах і що спіралі лідирують в обертанні галактики (в даний час вважають, що вони «волочаться»).

Виявив залежність величини поглинання в ультрафіолетовій частині спектру зір пізніх спектральних класів від їхньої світності і правильно ототожнив джерело поглинання з молекулою ціану (CN)2; розробив на основі цього ефекту метод визначення світності слабких холодних зірок за спектрами з низькою дисперсією (1922).

Також вивчав теорією променистої рівноваги і її застосування до поверхневих шарів Сонця, зокрема до явища потемніння диска до краю (1920).

1934 року вперше довів, що малі частинки міжзоряного пилу можуть утворюватися і зростати шляхом акреції і що цей процес може відігравати велику роль у утворенні та еволюції зір.