совместно с X. Д. Бэбкоком изобрёл и изготовил солнечный магнитограф — прибор для детальной регистрации магнитных полей на поверхности Солнца; совместно с X. Д. Бэбкоком начал регулярное картографирование солнечных магнитных полей. Предложил гипотезу, объясняющую образование солнечных пятен и их магнитные свойства. Согласно этой гипотезе силовые линии общего магнитного поля Солнца закручиваются вследствие неравномерности вращения Солнца и тогда, когда это тороидальное поле выносится на поверхность восходящими потоками вещества, в фотосфере в местах выхода силовых линий образуются пятна. Исследовал вращение галактики Андромеды и показал в 1938, что её спиральные рукава волочатся (отстают во вращении от ядра), изучал яркость ночного неба и межзвёздное поглощение вблизи северного галактического полюса, выполнил спектральные исследования звёзд типа U Близнецов, комет, Солнца. Большое внимание уделял приборостроению. Создал много приборов, которыми оснащены обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар. Кроме солнечного магнитографа, им сконструирован первый автоматический микрофотометр интенсивностей, экспонометры и автоматические гиды для 100- и 200-дюймовых телескопов; вместе с X. Д. Бэбкоком сконструировал машину для нарезки дифракционных решеток. Член Национальной АН США (1954) и ряда научных обществ.
Медаль Генри Дрейпера Национальной АН США (1957), медаль Эддингтона Королевского астрономического общества (1957), медаль Брюс Тихоокеанского астрономического общества (1969).
В его честь назван астероид (3167) Бэбкок.
Глава 11-1-6
Проблема недостающей массы
В 1936 году, американский астроном Синклер Смит получил похожий результат для другого скопления галактик — Девы: средняя масса одной входящей в состав галактики составляла, по его расчётам, 2⋅1011Mʘ, что на 2 порядка превышало оценку, сделанную несколько ранее Э. Хабблом. Однако, как и Цвикки, работу которого он, кстати, также цитировал, Смит объяснял данный парадокс присутствием в скоплении большого количества межгалактического вещества, либо однородно распределённого в пределах скопления, либо образовавшего гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик. Между тем, астрономическое сообщество в тот период было настроено относительно гипотезы о тёмной материи довольно скептически, хотя и признавало существование проблемы недостающей массы.
Вскоре возникла проблема с распределением масс и отношением масса/светимость для спиральных галактик, полученных по кривым их вращения. В 1939 году американец Хорес Бэбкок опубликовал в своей диссертации подробную кривую вращения галактики туманность Андромеды — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально R, а оставалась почти постоянной.
Бэбкок заключал, что это предполагало наличие значительной массы невидимого вещества во внешних областях галактики M 31, однако могло быть объяснено и сильным поглощением частицами пыли.
Годом позже Ян Оорт, проанализировав кривую вращения галактики NGC 3115, также получил аномально высокое отношение масса/светимость для внешних областей (~ 250), и это не соответствовало теоретической картине, предполагавшей, что вся масса галактики заключена в её звездах.
Рис. Кривая вращения галактики: (A) ожидаемая; (B) реальная
Бэбкок заключал, что это предполагало наличие значительной массы невидимого вещества во внешних областях галактики M 31, однако могло быть объяснено и сильным поглощением частицами пыли. Годом позже Ян Оорт, проанализировав кривую вращения галактики NGC 3115, также получил аномально высокое отношение масса/светимость для внешних областей (~ 250), и это не соответствовало теоретической картине, предполагавшей, что вся масса галактики заключена в её звездах.
И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся в 1939 году Второй мировой войной.
Глава 11-1-7
Радиоизлучение
Но с другой стороны, война способствовала бурному прогрессу наблюдательных средств радиоастрономии — они дали возможность регистрировать 21-сантиметровую линию излучения атомарного водорода, определяя его присутствие в межзвёздных облаках и скорость движения. Большую роль в этом снова сыграл Ян Оорт. Его студент Хенрик ван де Хюлст из Утрехтского университета в 1957 году первым получил таким методом кривую вращения галактики M 31, обнаружив, что источник радиоизлучения в ней простирается на расстояние до 30 кпк от центра, то есть далеко за пределы оптически видимого диска, и в этой внешней области отношение масса/светимость составляло порядка 20. Это расходилось с результатом M/L ~ 2 для центральной области диска, опубликованным незадолго до этого, и получалось, что в отличие от внутренней видимой области, где распределение масс примерно совпадало со светящимся веществом, во внешнем гало невидимой, но оказывающей гравитационное воздействие материи было гораздо больше.
Проводимые в это время радионаблюдения галактики M 31 выявили также, что она сближается с нашей, а поскольку это сближение вызвано силами взаимного притяжения, можно было количественно оценить их суммарную массу, что было выполнено в 1959 году немецко-британским астрофизиком Францем Каном и другим известным голландским учеником Яна Оорта Лодевийком Вольтером. Они получили величину ~1,5⋅1012Mʘ, в 6 раз большую, чем сумма отдельных значений, считавшихся тогда массами Млечного пути (~ 4⋅1011Mʘ) и M 31 (~ 1⋅1011Mʘ), и заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего (~ 105K) газа, окружающих галактики.
Глава 11-1-8
Хендрик Кристофель ван де Хюлст
Хюлст Хендрик Кристофель ван де (19 ноября 1918 г., Утрехт — 2000) — нидерландский астроном, член Нидерландской АН.
Рис. Хендрик Кристофель ван де Хюлст
Окончил Утрехтский университет. В 1946 — 1948 гг. работал в Чикагском университете и в различных обсерваториях США. С 1948 года работает в Лейденском университете (с 1952 года — профессор астрономии).
Научные работы относятся к радиоастрономии и теории рассеяния света. В 1944 году, ещё будучи студентом, предсказал возможность наблюдения в радиодиапазоне излучения межзвездных облаков спектральной линии атомарного водорода. Рассчитал длину волны этой линии (21,2 см), возникающей при спонтанном переходе между близко расположенными энергетическими подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома водорода. Это предположение было подтверждено в 1951 году наблюдениями X. Юина и Э. Перселла.
Открытие излучения с длиной волны 21,2 см позволило не только непосредственно изучать нейтральный водород в межзвездном пространстве, где он не дает излучения в видимой части спектра, но и определять скорости радиоисточников путём измерения доплеровского смещения. Вместе с Яном Оортом обработал первые
