(Jan Hendrik Oort; 28 апреля 1900, Франекер — 5 ноября 1992, Лейден) — нидерландский астроном, член Нидерландской АН.
Рис. Ян Хендрик Оорт
Окончил Гронингенский университет, где обучался у Я. К. Каптейна, в 1921 — 1922 годы работал в альма-матер, в 1922 — 1924 годы — в Йельской обсерватории (США). С 1924 по 1970 гг. работал в Лейденской обсерватории, с 1945 года её директор. В 1926—1970 годах также преподавал в Лейденском университете, с 1945 года профессор.
Основные научные работы посвящены исследованию строения и динамики Галактики и вопросам космогонии. В 1927 году на основе статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звёзд более строго обосновал гипотезу Бертиля Линдблада о вращении Галактики вокруг её центра. Показал, что Галактика вращается не как твердое тело — внутренние её части вращаются быстрее, скорость уменьшается с расстоянием от центра. Определил величину эффекта дифференциального вращения (постоянная Оорта), скорость галактического вращения (220 км/с в окрестности Солнца) и период вращения (220 млн лет в окрестности Солнца). Работы Оорта положили начало изучению динамики Галактики.
Детально рассмотрел роль диффузного вещества в кинематической и динамической картине Галактики. В 1932 году впервые оценил плотность диффузного межзвёздного вещества с помощью z-компоненты скоростей звёзд (перпендикулярной плоскости Галактики) и нашёл её предел — 3⋅10-24 г/см³. В 1938 году показал, что большая часть поглощающего вещества в Галактике сосредоточена в слое толщиной по 200 пк с обеих сторон галактической плоскости; показал также, что звёздная плотность растет в направлении к галактическому центру и что Солнце расположено в области с пониженной звёздной плотностью.
С появлением радиоастрономии продолжал изучение Галактики радиоастрономическими методами — участвовал в установлении крупномасштабной структуры, в исследованиях облаков межзвёздного газа.
Оорт — автор теории протяжённого кометного облака, которое является источником наблюдаемых комет. Это облако простирается до расстояния 150 000 а. е. (2.37 световых лет) от Солнца, и кометы большую часть времени находятся вдали от Солнца и потому невидимы. Под влиянием возмущающего действия ближайших звёзд скорости отдельных комет могут меняться настолько, что последние попадают в окрестности Солнца и становятся видимыми; здесь их орбиты могут изменяться в результате возмущений, вызванных планетами, и кометы могут становиться периодическими.
Совместно с американским астрофизиком Лайманом Спитцером (1914 — 1997 гг.) предложил механизм образования протозвёзд в межзвёздных облаках (сжатие газа под действием давления излучения ранее образовавшихся горячих звёзд).
Совместно с Xендриком ван де Хулстом разработал теорию образования межзвёздных пылевых частиц путём аккреции межзвёздного газа.
Обнаружил, что излучение Крабовидной туманности поляризовано и имеет синхротронную природу.
Оорт содействовал развитию радиоастрономии на европейском континенте: способствовал сооружению радиотелескопа в Вестерборке (Westerbork Synthesis Radio Telescope), а также Европейской южной обсерватории.
В 1958 — 1961 годах был президентом Международного астрономического союза.
Член Нидерландской королевской академии наук (в 1937–1943 гг. и с 1945 г.), почётный член Леопольдины (1973 г.), иностранный член НАН США (1953 г.) и АН СССР (1966 г.), Лондонского королевского общества.
Награды и премии
Премия Жюля Жансена
Золотая медаль Королевского астрономического общества
В его честь названы:
Астероид (1691) Оорт
Облако Оорта
Постоянные Оорта
Кратер Оорт на Плутоне
Фриц Цвикки (нем. Fritz Zwicky; 14 февраля 1898, Варна, Болгария — 8 февраля 1974, Пасадена, США) — американский астрофизик швейцарского происхождения.
Рис. Фриц Цвикки
Фриц Цвики родился в Княжестве Болгария. Его отец, швейцарец Фридолин, был видным промышленником в Варне, а также служил посланником Норвегии (1908—1933). В 1904 году отец отправил шестилетнего Фрица на историческую родину, в швейцарский Гларус.
В 1920 Фриц Цвикки окончил Швейцарский федеральный технологический институт в Цюрихе, в 1922 защитил диссертацию по физике.
В 1925 году переехал в США.
Большую часть своей жизни Цвики работал в Калифорнийском технологическом институте в США (с 1925 г.), где сделал большой вклад в теоретическую и наблюдательную астрономию.
Цвики изучал взаимодействующие галактики, а также нейтронные звёзды (вместе с немецким астрономом Вальтером Бааде предположил, что они являются остатками взрывов сверхновых). В 1937 году предложил использовать явление гравитационной линзы для наблюдения удалённых космических объектов.
Среди наиболее значимых работ Цвикки — теория скрытой массы. Он разработал её в 30-е годы XX века. Эта теория заключается в том, что большую часть Вселенной занимает так называемая «скрытая масса» — невидимое вещество, которое проявляет себя по взаимодействию с видимым посредством сил тяготения. Масса этого вещества во много раз превышает массу всех наблюдаемых объектов. Также, согласно теории, за пределами видимых границ галактики (в том числе и Млечного Пути) простирается несветящаяся, тёмная материя, называемая тёмным гало. К скрытой массе могут относиться чёрные дыры и коричневые карлики (газовые тела с массой, промежуточной между массами звёзд и планет). Проблема скрытой массы исследовалась в прошлом веке и исследуется в настоящее время.
В честь Цвикки назван астероид 1803 Цвикки и кратер на Луне.
Глава 11-1-5
Хорес Уэлкам Бэбкок
Хорес Уэлкам Бэбкок (англ. Horace Welcom Babcock, 1912 −2003) — американский астроном, сын Х. Д. Бэбкока.
Рис. Хорес Уэлкам Бэбкок
Хорес Уэлкам Бэбкок родился в Пасадине (штат Калифорния). В 1934 окончил Калифорнийский технологический институт, продолжал образование в Калифорнийском университете в Беркли. В 1938—1939 работал в Ликской обсерватории, в 1939—1941 — в обсерватории Мак-Дональд. В годы второй мировой войны занимался исследованиями по военной тематике в Массачусетском и Калифорнийском технологических институтах. С 1946 работал в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (в 1964—1978 — их директор). С 1978 — почётный сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон.
Основные труды в области исследования галактик и магнитных полей Солнца и звезд. В 1946 впервые обнаружил магнитное поле у звёзд, измерив с помощью созданного им анализатора зеемановское расщепление линий в спектре звезды 78 Девы; вскоре нашёл, что многие пекулярные A-звезды имеют сильные магнитные поля, изменения которых коррелируют со спектральными изменениями. В 1950 открыл магнитное поле у M-гиганта, в 1955 — у переменной звезды RR Лиры. В 1958 опубликовал каталог звёзд, обладающих магнитными полями.
В 1952
