Астрологические исследования

Базы данных

Выборка для 9 августа по всем годам

Имя	Дата	Время	Зона	Место	Широта	Долгота	Пол
Джиллиан Андерсон	09.08.1968	12:00	0		0.00.00.N	0.00.00.E	Ж
Джиллиан Андерсон
Мелани Гриффит	09.08.1957	23:49	-4	Нью-Йорк, Нью-Йорк, США	40.43.N	74.00.W	Ж
Мелани Гриффит
Одри Тату	09.08.1976	09:55	2	Beaumont, France	49.40.N	01.51.W	ж
Одри Тату
Памела Треверс	09.08.1899	12:00	+10:00:00	Марибирнонг, Виктория, Австралия	37.46.00.S	144.54.00.E	—
Памела Треверс	Писательница,поэт,журналист,критик,танцовщица,актриса.Автор ,,Мэри Поппинс,,1934г. Дата смерти -23.04.1996.г.Лондон.
Уитни Хьюстон	09.08.1963	20:55	-4	Ньюарк, Нью Джерси, США	40.44.N	74.10.W	Ж
Уитни Хьюстон
ФАУЛЕР (Fowler), Уильям	09.08.1911	12:00	-5 EST	Питтсбург, Пенсильвания, США	40.26.26.N	79.59.46.	-
ФАУЛЕР (Fowler), Уильям	----------- Нобелевская премия по физике, 1983 г. совместно с Субрахманьяном Чандрасекаром. Американский физик Уильям Альфред Фаулер родился в Питсбурге (штат Пенсильвания), он был старшим из трех детей Дженни Саммерс (Уотсон) Фаулер и Джона Маклеода Фаулера, бухгалтера. Когда Уильяму было два года, семья переехала в г. Лиму (штат Огайо), крупный железнодорожный узел, где мальчик на всю жизнь приобрел любовь к паровозам. В школе учителя поощряли его интерес к науке и технике. Поступив в университет штата Огайо в 1929 г, чтобы специализироваться по керамическому производству, он перешел на втором курсе на вновь открывшуюся специализацию по прикладной физике и закончил университет с отличием. Чтобы получить образование, Ф. приходилось подрабатывать во время летних студенческих каникул, а после занятий он работал в электронной лаборатории электротехнического факультета. Ему очень нравилось самому выполнять физические измерения и делать инженерные разработки. На последнем курсе он написал дипломную работу <Фокусировка электронных пучков> ("Focusing of Electron Beams"). Поступив в аспирантуру Калифорнийского технологического института (Калтех), Ф. занимался в Келлоговской радиационной лаборатории под руководством датского физика Чарлза Лауритсена, у которого он научился, как он сам говорил, тому, <как делать физику и получать удовольствие от своей работы>. В 1936 г. он стал доктором, защитив диссертацию под названием <Радиоактивные элементы с малым атомным весом> ("Radioactive Elements of Low Atomic Number"). С этого времени Ф. сотрудник Келлоговской лаборатории, где в 1970 г. он стал первым институтским профессором физики (высшее научное знание в институте). Во время второй мировой войны Келлоговская лаборатория занималась военными исследованиями, и Ф., оставаясь штатским человеком, помогал разрабатывать взрыватели, реактивные и торпедные орудия и атомное оружие. За эту работу он получил от правительства Соединенных Штатов в 1948 г. медаль <За заслуги>. В конце войны Ф., Лауритсен и сын Лауритсена Томас продолжили ядерные исследования, сосредоточившись главным образом на ядерных реакциях в звездах. В 1939 г. физик-теоретик, специалист по ядерной физике Ханс Бете открыл источник энергии звезд, установив, что эта энергия образуется в результате ядерной реакции, ведущей к превращению ядер водорода в ядра гелия. Имеется несколько разновидностей, или изотопов, водорода у каждой из которых один протон (несущий положительный электрический заряд) в ядре и, следовательно, атомный номер равен 1. Наиболее распространенная форма содержит в ядре только протон, поэтому ее массовое число также равно 1. Однако в ядре тяжелого водорода, или дейтерия, один протон и один нейтрон, так что его массовое число равно 2. А ядро трития содержит один протон и два нейтрона, в силу чего его массовое число равно 3. Каждое ядро гелия содержит два протона (атомный номер 2), и у его наиболее распространенной формы в ядре содержатся еще и два нейтрона (массовое число 4). Однако другие изотопы гелия обладают большим или меньшим числом нейтронов и, следовательно, другими массовыми числами. В ядерные реакции могут вовлекаться различные изотопы, многие из которых нестабильны (радиоактивны). Изотопы, встречающиеся в обычных условиях, как правило, принадлежат к числу наиболее стабильных, другие перешли с течением времени в более стабильные типы в результате распадов и излучения. Бете экстраполировал результаты лабораторных измерений ядерных реакций и подсчитал вероятные скорости реакции в условиях, существующих предположительно в центре звезд, что и привело его к открытию источника их энергии. Специалист по космологии Георгий Гамов в своей концепции происхождения Вселенной, известной как теория <большого взрыва>, выдвинул предположение, что атомные ядра тяжелее гелия могли образоваться спомощью добавления нейтронов, по одной единичной массе за один раз. Однако Ханс Штауб и Уильям Стивенс установили, что ни одно устойчивое ядро не обладает массой 5, а Ф. с коллегами выяснили, что никакое устойчивое ядро не имеет массы 8. Эти две бреши опровергали схему Гамова в двух отношениях. Во-первых, добавление одного нейтрона к ядру гелия массы 4 не может привести к атомам более тяжелых элементов, поскольку нестабильное ядро массы 5 распадается прежде, чем дополнительные нейтроны смогут с ним вступить во взаимодействие. Во-вторых, слияние двух ядер гелия массы 4 (наподобие двух ядер водорода) также не сможет привести к атомам более тяжелых элементов, поскольку нестабильное ядро массы 8 распадается прежде, чем ядерные реакции смогут добавить дополнительные нейтроны (Более тяжелые элементы обладают также и большим числом протонов, но нейтроны могут переходить в протоны, чтобы восполнить их недостаток, так что здесь не возникает препятствий). В 1951 г. в Келлоговскую лабораторию пришел физик Е.Е. Салпетер, и ему удалось доказать, что три ядра гелия (каждое с массой 4) могли бы образовать ядро углерода (масса 12) при условиях, какие имеются в гигантских красных звездах (звезды в промежуточной стадии эволюции, с большим объемом и относительно низкой температурой поверхности), но не при тех, которые сопровождали <большой взрыв>. Два года спустя британский астроном Фред Хойл привел Уорда Вейлинга в Келлоговскую лабораторию, чтобы посгавить эксперимент, который дал бы количественное подтверждение тому, что гелий может, сгорая, превратиться в углерод при той температуре и плотности, которые характерны для красных гигантов. В результате работы с Хойлом, а также с Маргарет и Джоффри Бербидж во время творческого отпуска 1954...1955 гг. в Англии, где он находился в качестве фулбрайтовского стипендиата Кембриджского университета, Ф. сформулировал исчерпывающую теорию, которая суммировала ядерные реакции, ведущие к синтезу всех встречающихся в природе элементов, и объясняла относительные величины их распространенности, наблюдаемые астрономами. В их статье 1957 г. <Синтез элементов в звездах> ("Sunthesis of the Elements in Star"), которая появилась в журнале <Обозрение современной физики> ("Reviews of Modern Physics"), показывалось, что образовавшиеся при <большом взрыве> водород и гелий могли быть основой ядерного синтеза в звездах всех элементов - от углерода до урана. Эти элементы затем могли быть выброшены в пространство в результате взрыва сверхновых звезд, появляющихся в результате эволюции тяжелых звезд. Физик А. Камерон независимо от них высказал те же основные идеи в то же самое время. Комбинируя данные ядерной астрофизики и теории строения звезд, Ф. сыграл главную роль в создании основополагающей модели звездного развития. В соответствии с этой моделью облако газа (в основном водорода и гелия) сжимается под действием собственных гравитационных сил. Когда облако становится достаточно плотным и горячим, водород превращается в гелий и облако становится звездой. По мере выгорания водорода в центре звезды она сжимается еще больше. Если звезда достаточно массивна, ядро вновь становится достаточно плотным и горячим, что позволяет гелию перейти в углерод. Затем звезда сильно расширяется и становится красным гигантом. Если звезда обладает достаточной массой, ее ядро проходит повторяющиеся циклы истощения ядерного топлива, сжатия ядра и нового ядерного возгорания продуктов предыдущих ядерных реакций до тех пор, пока образующееся в результате ядро не будет состоять в основном из железа (атомная масса 56). Если железное ядро становится слишком массивным, оно взрывает звездную атмосферу, становясь сверхновой, и сжимается до плотности, подобной плотности атомных ядер. Если звезда недостаточно массивна, чтобы образовать железное ядро, она обычно теряет свою атмосферу после того, как становится красным гигантом. Ф. с соавторами предположили, что элементы тяжелее железа образуются путем последовательного захвата нейтронов ядрами тяжелых звезд либо до, либо во время образования сверхновой. В результате этих процессов часть синтезированных тяжелых элементов рассеивается в пространстве, где они могут войти в состав будущих звездных систем. Ф. получил в 1983 г. Нобелевскую премию по физике, <за теоретическое и экспериментальное исследование ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов Вселенной>. Он разделил премию с астрофизиком Субрахманьяном Чандрасекаром. В своей речи Свен Йоханссон из Шведской королевской академии наук определил работу Ф. как <исчерпывающую теорию образования химических элементов во Вселенной> и отметил, что <эта теория до сих пор служит основой наших знаний в этой области>. В ответной речи Ф. сказал, что он <пришел в Калтех молодым аспирантом 50 лет тому назад, а теперь известен как старейший аспирант Калтеха>. И добавил - <Великая притягательность процесса познания заключается в том, что, делая свой небольшой вклад в этот процесс, мы при этом продолжаем учиться и получать удовольствие от этой учебы>. В своей Нобелевской лекции Ф. сделал обзор экспериментальных и теоретических аспектов работы по созданию теории образования элементов. В заключение он напомнил слушателям, что их тела, кроме водорода и кислорода, состоят в основном их тяжелых элементов. <Таким образом, можно сказать, что вы, и ваш сосед, и я, каждый из нас и все мы вместе представляем собой на самом деле и буквально кучку звездной пыли>. В 1940 г. Ф. женился на Ардийэн Фой Олмстед, у них две дочери. <Наиболее бросающейся в глаза чертой Ф. является его любовь к людям, - однажды написал Ханс Бете. Он полон юмора и доброжелательности и заражает этим других>. Ф. любит заниматься альпинизмом, активно болеет за питсбургские профессиональные бейсбольную и футбольную команды, кроме того, он с детства сохранил любовь к паровозам. Ф. - член Национальной академии наук США, почетный член Королевского общества искусств в Лондоне, член-корреспондент Королевского астрономического общества. Он был президентом Американского физического общества, работал в Национальном научном совете и в Совете по космическим наукам. Среди его наград есть награда в честь успешного запуска корабля <Аполлон> от организации НАСА (1969), премия Тома Боннера Американского физического общества (1970), национальная медаль <За научные достижения>. Национального научного фонда (1974), медаль Эддингтона Королевского астрономического общества (1978) и золотая Брюсовская медаль Тихоокеанского астрономического общества (1979). Он обладает почетными степенями Чикагского и Льежского университетов, университета штата Огайо и Университета Денисона, равно как и Парижской обсерватории.
Филиппо Индзаги (Filippo Inzaghi)	09.08.1973	11:55	+2	Пьяченца, Италия	45.03.N	09.42.E	M
Филиппо Индзаги (Filippo Inzaghi)
Эрик Бана (Eric Bana)	09.08.1968	12:00	0		00.00.00.N	00.00.00.E	М
Эрик Бана (Eric Bana)