Концепции современного естествознания

Написал две статьи по общей теории относительности. Одна из его работ по теории относительности содержала первые точные решения полевых уравнений общей теории относительности со сферической симметрией — так называемое внутреннее решение Шварцшильда для невращающегося шарообразного тела из однородной жидкости и внешнее решение Шварцшильда для статического пустого пространства вокруг сферически-симметричного тела (второе сейчас именуют обычно просто решением Шварцшильда). Решение Шварцшильда было первым решением уравнений Эйнштейна с классической чёрной дырой. Поэтому несколько терминов из физики чёрных дыр получили его имя, например радиус Шварцшильда, Шварцшильдовы координаты и так далее. 

     Эйнар Герцшпрунг (датский астроном)  и Генри Рассел (американский астроном). В 1910 году или около того им пришла в голову примерно одна и та же идея. А именно - разместить известные звезды на графике, на котором по одной оси откладывался бы цвет звезд, а по другой - яркость. И посмотреть, что получится. В итоге была получена диаграмма Герцшпрунга — Рассела.

     Диаграмма Герцшпрунга —  Рассела показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Она даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу.  

     Дж. Рэлей (англ. физик)  и Дж. И. Тейлор (англ. физик). Первое исследование характера равновесия вещества с неоднородным распределением плотности в гравитационном поле было выполнено в 1900 г. англ. физиком Дж. Рэлеем, а неустойчивость равновесия подобной среды, возникающая при ее ускорении, была изучена в 1950 г. англ. физиком Дж. Тейлором.

     Неустойчивость  Рэлея – Тейлора – рост малых отклонений давления, плотности и скорости от равновесных значений в газообразной или жидкой среде с неоднородным распределением плотности, находящейся в гравитационном поле или двигающейся с ускорением. Основным параметром, определяющим скорость развития этой нестабильности является число Атвуда. Примером такой неустойчивости может служить неустойчивость капли воды на поверхности масла — вода будет пытаться проникнуть сквозь масло. 

     Джеймс  Хопвуд Джинс (англ. James Hopwood Jeans, 11 сентября 1877, Лондон, Великобритания — 16 сентября 1946, Доркинг, Великобритания) — британский физик-теоретик, астроном, математик.

      Сделал  важный вклад в нескольких областях физики, включая квантовую теорию, теорию теплового излучения и эволюции звёзд. Джеймс Джинс считается одним из основателей космологии в Великобритании наряду с Артуром Эддингтоном. В 1929 была опубликована работа о поведении газовых уплотнений под действием сил тяготения, ставшая основой для теории гравитационной неустойчивости (неустойчивость Джинса), объясняющей происхождение структурных элементов Вселенной. Критические величины возникающих под воздействием сил тяготения возмущений в веществе получили названия длина волны Джинса и масса Джинса. 

     Джордж  Хауэрд Хербиг (американский астроном) и Гильермо Аро ( мексиканский астроном).

     Объекты Хербига — Аро (англ. Herbig-Haro object) —  это небольшие участки туманностей, связанные с молодыми звёздами. Они  образуются, когда газ, выброшенный  этими звёздами, вступает во взаимодействие с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен  километров в секунду. Объекты Хербига  — Аро характерны для областей звездообразования; иногда они наблюдаются  возле одиночных звёзд — вытянутыми вдоль оси вращения последних.

     Первыми астрономами, подробно их изучившими, стали Джордж Хербиг и Гильермо Аро, в честь которых эти образования  и были названы. Хербиг и Аро, проводя  независимо друг от друга исследования процесса звездообразования, впервые  проанализировали эти объекты и  поняли, что эти области являются побочным продуктом процесса рождения звёзд. 

Во́льфганг  Эрнст Па́ули (австрийско-швейцарский физик).

     Им  был сформулирован принцип для электронов в 1925 г. в процессе работы над квантомеханической интерпретацией аномального эффекта Зеемана и в дальнейшем распространён на все частицы с полуцелым спином. Этот принцип был назван принципом Паули.

      Принцип Паули При́нцип Па́ули (принцип запрета) — один из фундаментальных принципов квантовой механики, согласно которому два и более тождественных фермиона не могут одновременно находиться в одном квантовом состоянии.

     Полное  обобщённое доказательство принципа было сделано им в 1940 г. в рамках релятивистской квантовой механики: волновая функция  системы фермионов является антисимметричной относительно их перестановок, поведение  систем таких частиц описывается  статистикой Ферми — Дирака. 
 
 
 
 
 

Список  использованных источников 

1.  Бакулин П. И. Курс общей астрономии. – М., 2000.
2. Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. – М., 1998.
3. Рузавин Г.И. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов. – М.: ЮНИТИ, 2000.
4. Чернин А. В. Космология: Большой взрыв. – СПб.: Питер, 2002.
5. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Теория тяготения и эволюция звезд. - М., 1971.
6. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1997.
7. Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. – М., 2004.
8. Леви Д., «Звезды и планеты: энциклопедия окружающего», М.: Издательство «Белый город», 1998. – 288с.

9.  Бабушкин А.Н. Современные концепции естествознания / Курс лекций. СПб.: Омега - Л, 2004.

10. Левитан Е.П. Астрономия. – М.: Просвещение, 2004.

11. www.astrogalaxy.ru

12. www.wikipedia.org