 シャマキー天体物理観測所のパノラマビュー | |||||||||
| 別名 | シャマキ天体物理観測所 | ||||||||
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| 名前の由来 | ナシル・アル＝ディーン・アル＝トゥーシ | ||||||||
| 組織 | アゼルバイジャン国立科学アカデミー | ||||||||
| 位置 | ピルクル | ||||||||
| 座標 | 北緯40度46分55秒 東経48度35分48秒 / 北緯40.78194度 東経48.59667度 / 40.78194; 48.59667 | ||||||||
| 高度 | 1,500、1,435メートル（4,921、4,708フィート） | ||||||||
| 観測時間 | 年間200泊 | ||||||||
| 設立 | 1959年11月17日 （1959年11月17日） | ||||||||
| Webサイト | シャオ.az | ||||||||
| 望遠鏡 | |||||||||
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 コモンズに関する関連メディア | |||||||||
シャマヒ天体物理観測所は、アゼルバイジャン国立科学アカデミー（ANAS ShAO、アゼルバイジャン語：Azərbaycan Milli Elmlər Akademiyası Nəsirəddin Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rəsədxanası）のナスレッディン・トゥシにちなんで名付けられ、1959年11月17日にアゼルバイジャンSSR閣僚理事会の法令第975号によって設立されました。ShAOは、ANAS物理・数学・技術科学部門の研究機関として運営されています。天文台は、バクー市から150km離れた大コーカサス山脈の北東部、ピルクリ山の東部、海抜1435～1500m、地理座標λ = 東経48⁰ 35' 04"、φ = 北緯40⁰ 46'20"に位置します。ここでは、観測に適した晴天夜は年間150～180夜に達します。
歴史
1927年、アゼルバイジャンのいくつかの地域の天体気候を研究するために天文探検隊が結成されました。カルバジャル、ラチン、シャマヒ、ヒズィなどアゼルバイジャンの地域では、将来天文台を設立するための適切な場所を選択する作業が進行中でした。調査の結果、1953年にシャマヒ地方のピルクル村に観測基地を建設し、その後観測所を建設することが計画されました。観測所は、アゼルバイジャン科学アカデミーの物理数学研究所内の天体物理学部門として機能し、その後、1956年に科学アカデミーの天体物理学部門として機能しました。1960年以来、観測所は独立した研究機関の地位でアゼルバイジャン科学アカデミーに含まれています。
シャマキー天体物理天文台の設立に大きく貢献したアカデミー会員HFSultanovは、1960年から1981年まで天文台長を務めました。1953年から1959年にかけて、彼の組織力とリーダーシップの下、天文観測に加え、将来の天文台の設計、望遠鏡などの機器の調達、天文台の構造、そして天文学分野の職員の育成など、真剣な取り組みが行われました。さらに、著名な科学者であるMMAliyev、YXMamedaliev、XM Abdullaev、R.E. Huseynov、GJ Mammadbayliらも、シャマキー天体物理天文台の設立と発展に重要な役割を果たしました。科学スタッフのトレーニングにおいては、MVロモノーソフの名を冠したモスクワ国立大学、ASプーシキンの名を冠したレニングラード国立大学、ロシア科学アカデミーのプルコヴォ天文台、ロシア科学アカデミーのクリミア天体物理観測所、NVPプーシコフの名を冠した地磁気・電離層・電波伝搬研究所（IZMIRAN）の職員の働きが注目される。
1957年、ピルグル天文観測所に最初の望遠鏡である彩層・光球太陽望遠鏡が設置されました。1959年には口径200mmの光電望遠鏡が運用を開始し、これによりこの地域の天体気候の研究という課題が解決されました。その後、水平太陽望遠鏡（1962年）、AST-452望遠鏡（1964年）、AZT-8望遠鏡（1970年）、ツァイス600望遠鏡（1980年）といった望遠鏡が運用されました。シャマヒ天体物理観測所への納入において特別な意味を持つのは、1966年9月に運用を開始した鏡径2メートルの望遠鏡の取得です。ドイツ民主共和国のカール・ツァイス社製のこの望遠鏡は、ロシア科学アカデミーのクリミア天体物理観測所とビュラカン天体物理観測所に設置されたロシア製の2.6メートル望遠鏡2台に次いで、旧ソ連で3番目に大きな望遠鏡です。アゼルバイジャンの実験科学の旗艦とみなされるこの有名な光学望遠鏡の取得と運用開始において、アゼルバイジャン科学アカデミー元会長でアカデミー会員のユスフ・メマダリエフ氏と、元副会長で人民詩人のサマド・ヴルグン氏が重要な役割を果たしました。
1960年から1980年にかけて、シャマフ天体物理観測所では定期的な天体物理観測が行われていました。同時期には、天体物理学の職員の育成にも力を入れました。この目的のため、1976年、国家指導者ハイダル・アリエフの特別な命令により、アゼルバイジャン国立大学に天体物理学科が設立されました。この科は、天文学の有能な人材の育成において重要な役割を果たしました。1981年には、閣僚会議の決定により、シャマフ天体物理観測所は、アゼルバイジャンの偉大な天文学者ナスレッディン・トゥシにちなんで命名されました。1973年には、ナヒチェヴァン自治共和国にあったバタバト県がシャマフ天体物理観測所に統合されました。 1997年には、ソ連時代にナヒチェヴァン自治共和国の領土で運営され、独立後にアゼルバイジャン国家の所有となったアグダラ観測所もShAOのバランスシートに移管された。
2002年8月7日付の国家指導者ハイダル・アリエフの命令「アゼルバイジャン国立科学アカデミーナヒチェヴァン支部の設立について」に基づき、バタバト天体物理観測所はアグダラ観測所と共にアゼルバイジャン国立科学アカデミーナヒチェヴァン支部に移管され、独立した観測所として運営されています。ここでは、観測資料の処理・分析、理論天体物理学の研究が行われています。バタバト天体物理観測所は、観測所の活動、ANASの他の組織や研究機関、そして市内の大学との連携を調整する上で特に重要な役割を果たしています。ここでは、博士論文の審査、定期的な科学セミナーの開催、観測所の科学雑誌の発行、そして公式ウェブサイトの管理が行われています。2008年9月には、観測所で大規模な改修工事が行われました。[1] [2] [3]
天文台長
- 1959-1981- 学者スルタノフ・ハジバイ・ファラジュラ・オグル。
- 1981-1982- 物理数学科学博士 フセイノフ・オクタイ・ハンサファル・オグル
- 1982-1985-物理数学科学博士 Abbasov Alik Rza oglu;
- 1985-1986-物理数学科学博士、イスマイロフ・ゾラブ・アッバサリ・オグル;
- 1986-1988-物理数理科学博士、ルスタモフ・カムラン・アフマド・オグル;
- 1988-1997-物理学と数学の博士号取得者、Ehmedov Shmidt Bunyad oglu;
- 1997-2015-ANAS通信会員、物理数学科学博士、Quliyev Eyyub Salah oglu;
- 2015 年から現在まで、ANAS 通信会員、物理数理科学博士、Jalilov Namig Sardar oglu。
望遠鏡
この天文台はソビエト時代にダレスト彗星の光の偏光を測定した。[4]
- 直径2メートルの反射鏡はドイツのカールツァイス・イエナ社によって製造され、1966年に運用が開始されました。主鏡は放物面鏡で、焦点距離は2080mm、焦点距離は9000mmです。詳細は「2メートル望遠鏡」をご覧ください。
- AZT-8望遠鏡、主鏡は放物面鏡、焦点距離700mm、焦点距離2820mm。初代カセグレン望遠鏡、焦点距離11200mm、比口径1:16、視野角40分（13×13平方センチメートル）。
- 望遠鏡 Zeiss-600、主鏡は放物面鏡、D=600 mm、F=2400 mm、カセグレン システム Feqv = 7500 mm。
- AST-452、マクストフ・カセグレン式メニスカス望遠鏡、メニスカスレンズ径350mm、ミラー径490mm、スポッティングスコープF値1200mm。望遠鏡の焦点面の目盛りは2.86'/mmです。望遠鏡の光度は1:3.4です。この望遠鏡は、主焦点とニュートン焦点の2つの光学系で作動します。主焦点における視野角は4°14'、視野の直線サイズは90mmです。ニュートン焦点における焦点はそれぞれ2°52'と60mmです。
- 方位角シーロスタットASK-5、主鏡D=440 mm、ニュートン鏡D=200 mm、F=17500 mm。
- AFR-3 彩層光球望遠鏡、対物レンズ D=130 mm、Feq=9000 mm。
- 1メートルシュミット望遠鏡であるAZT-15望遠鏡は1975年に天文台に搬入されましたが、主鏡が原因不明で消失したため、いまだ設置されていません。残りの望遠鏡機材はShAOの倉庫に保管されています。天文台事務局は、ロシア科学アカデミーの指導部と、ロシアと共同で望遠鏡を設置するための交渉を行っています。
光受信機およびその他のデバイス
2メートル望遠鏡には次の光受信機があります。
2x2 プリズムを備えたキャンベラ分光器 - 微弱な天体のスペクトル観測用。
主焦点の 3 つのチャンバーと 2 つの回折分光器。
中解像度のカセグレン焦点分光写真器。
微光天体を研究するための CCD 光度計 BVRc。
エシェル分光器のクーデ焦点
SHAFES - カセグレン焦点用の高解像度光ファイバー分光器（R = 56000、28000、λ 3700-9000Å）
UAGS + Canon + CCD Andor - 微弱な天体のスペクトル観測用。
ツァイス 600 望遠鏡で使用される BVRcIC システムで動作する CCD 光度計。望遠鏡にはセレストロンの F/6.3 焦点リデューサーが装備されており、光学パワーが 1.6 倍に増加します。
ASG シーロスタット内の F = 7000 mm の ASP-20 分光器。 D = 1.12 Å/mm、λ 3600-7000 Å;
AST-452 望遠鏡で使用される、屈折角が 15˚ と 35˚40' の 2 つの対物プリズム。
アルミニウム蒸着真空設備
2012年に、CCD光受信機の冷却用に液体窒素LNP-20製造用の極低温設備が設置され、稼働を開始しました。
2007年に、天体鏡の表面をアルミニウムで覆うためにドイツ製のB-240真空装置が稼働しました。
演技部門
- 銀河と星形成プロセス;
- 連星と噴火プロセス;
- 恒星大気と磁気の物理学;
- 天文装置および革新的な技術。
- 理論天体物理学および宇宙論;
- 宇宙プラズマと太陽地球物理学的問題
- 惑星と小天体。
科学的成果
恒星物理学の理論的研究において、恒星進化の最終産物の物理的性質について新たな結論が導き出されました。中性子星の形成過程における崩壊時に、50 eVのエネルギーを持つニュートリノと反ニュートリノの束が形成されることが示されています。崩壊中に形成された中性子星は、中心で形成されたニュートリノのエネルギーを増加させ、軟X線スペクトルを生成します。相対論的理論を用いて形成された中性子星のパラメータが計算されました。これらの結果は、バクサンニュートリノ観測所で使用されました。非常に質量の大きい星でさえ、進化の過程で崩壊前の段階を経ることが示されています。タイプIとタイプIIの超巨星爆発は、エネルギーと質量が異なることが証明されています。約700個の強力なX線放射源のカタログが初めて作成されました。銀河系で初めて、331個のパルサーの電子濃度が決定されました。パルサーは銀河中心から8km/sの厚さのリング状に位置することが示されている。これに基づいて、パルサーまでの距離といくつかのパラメータが発見された。惑星状星雲までの距離の新しい尺度が初めて決定された。得られた結果のほとんどは観測によって確認された。太陽観測は1957年以来実施されており、結果は国際カタログに掲載されている。衝撃波理論を用いた太陽フレアのモデルが提示されている。太陽のグローバル渦ロスビー型変動のMHD理論が開発された。グローバル渦は、中心における熱核融合プロセスの速度と太陽表面の光学特性を変え、太陽の積分放射フラックスを準周期的に変化させることが示されている。得られた結果は、地球上のグローバルな気候変動の重要なメカニズムとして初めて提唱された。太陽ニュートリノ不足問題を解決するための物理的メカニズムが提唱された。太陽中心部におけるMHD共振器の形成と、そこを通過する電子ニュートリノのノイズ振動（型変化）の基礎が確立されました。このメカニズムは、太陽中心部の物理的状態を診断し、極と赤道で観測される太陽ニュートリノフラックスの非対称性を説明するために使用できます。さらに、太陽風プラズマにおける大規模な低周波乱流の形成メカニズム、その性質、そして陸上生態系と生物系への影響が研究されました。火星表面の細部の明るさは常に変化しており、大気中の塵粒子が生成されて消滅していることが示されました。火星大気中の窒素酸化物分子の不足が主な原因の一つであることが示されました。火星の地形図が作成され、その大気の透明度が研究されました。金星の暗い表面のスペクトルに輝線が検出され、雷が惑星の大気に衝突することを証明しました。小惑星の統計的研究に基づいて、小惑星は大きな天体の崩壊によって形成されるとするオルバースの理論は反駁された。彗星の断片化に関する新しい理論が提唱された。双曲型彗星と流星の形成の概念が提示された。多くの非定常星（T型タウルス星、Ae型ベ・ヘルビッグ星、ウォルフ線星、共生星、巨星、磁気星）の大気の変化が調査された。太陽型の若い星の光度曲線が分類された。活動メカニズムに応じて5種類の光度曲線しかないことが示された。一部の星については、短期的な変化は星の軸の周りの回転によって説明され、長期的な変化は連星または太陽活動によって説明された。主系列の上位と下位の星の内部構造が異なることが示された。白色矮星には内核があることが証明された。 425個の明るい星の3200-7500Åの5つの絶対等級のエネルギーのスペクトル分布を観測し、そのカタログを作成した。
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主要な科学雑誌
アゼルバイジャン天文ジャーナル（英語）[6]
現代研究の方向性
- 太陽物理学 - 活動、大気、太陽と地球の関係のメカニズム。
- 若い星、超巨星、ウォルフ・ライエ星、共生星、磁気星。
- 太陽系の天体 - 惑星、彗星、小惑星。
- 活動銀河核、クエーサー
- 理論天体物理学と宇宙論のいくつかの実際的な問題。
著名な天文学者
- ハジベイ・ファラジュラ・オグル・スルタノフ
- ナディル・ババ・オグル・イブラギモフ
- フセイノフ・ラヒム・アイユーブ・オグル
- スレイマン・グル・オグル・ゼイナロフ
- イングラブ・アサド・オグル・アスラノフ
- ゾラブ・アバサリ・イスマイロフ
- ママド・カリムベコフ
- オクタイ・フセイノフ
- テイムル・アミンザデ
- サリ・アジモフ
- ラヒム・ゼイナロフ
- ジャファー・グルザード
- カビブッラ・ママドリ
素晴らしいイベント
- 国際宇宙航行連盟会議（1972年）
- 磁気星の研究に関する国際会議（1973年、1976年）
- ソ連科学アカデミー天文学評議会総会（1984年）
- 会議「Tusi-800」（1998年から2002年までの8回の会議）
- 周期性と宇宙論的問題（2003）
- ShAO創立60周年記念国際会議（2019年）
- 太陽系天体の物理学と力学の研究における最近の動向。（2021年）
参照
参考文献
- ^ ババエフ、エルチン「アゼルバイジャンの宇宙への窓」www.visions.az。2014年11月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年11月15日閲覧。
- ^ “アズルバイカン大統領、シャマックス、アストロフィジカ・ラルブ”.アンプレス.com。 2011 年 10 月 6 日のオリジナルからアーカイブ。
- ^ “İlham Əliyev Şamaxı Astrofizika Rəsədxanasında aparılanyenidənqurma işləri ilə Tanış olmuşdur".社長.az. 2013 年 7 月 12 日のオリジナルからアーカイブされました。
- ^ Бронøтэн、В.А. Появления комет в 1976 г (ロシア語)。 Астрономический календарь 1978 г. 2006 年 1 月 17 日にオリジナルからアーカイブされました。2007 年 6 月 6 日に取得。
- ^ “「Günəş sisteminin Planetləri」 kitabının təqdimatı keçirilib”. 2019年3月31日のオリジナルからアーカイブ。
- ^ 「ASTRONOMICAL JOURNAL OF AZERBAIJAN」aaj.shao.az . 2022年7月3日閲覧。
外部リンク
- Shao.az （アゼルバイジャン語と英語）
