Ернст Юліус Епік: відмінності між версіями

Родився в місті [[Кунда]]. У 1916 закінчив [[Московський університет]] і був залишений при ньому для підготовки до професорського звання; працював також асистентом в університетській обсерваторії. У 1920-1921 — [[доцент]] астрономії в [[Ташкент]]і, в 1921-1944 — співробітник обсерваторії [[Тартуський університет|Тартуського університету]], в 1930-1934 працював у Гарвардській обсерваторії (США). У 1938 був обраний дійсним членом Естонської АН.

 

 

Наукові роботи відносяться до широкого кола питань — [[метеор]]ної астрономії, фізики планет, зоряної статистики, теорії внутрішньої будови зірок, [[фотометрія|фотометрії]] зірок. Побудував теорію фізичних процесів, що відбуваються при зустрічі метеорного тіла з [[атмосфера|атмосферою]]. Виконав численні визначення висот метеорів, їхніх швидкостей і [[радіант]]ів. У 1932 висловив ідею про можливість існування хмар кометних і метеорних тіл, утримуваних притяганням Сонця на відстанях до 4 світлових років протягом декількох мільярдів років. Пізніше цю ідею кометних хмар розвинув [[Ян Гендрик Оорт]]. У 1950 Епік на основі розробленої ним теорії зіткнень тіл Сонячної системи й походження кратерів показав (незалежно від В.В.Фединського і Ф.Л.Віппла), що поверхня Марса повинна бути покрита кратерами, і обчислив їхню частоту; фотографії поверхні Марса, отримані космічними кораблями, повністю підтвердили це передбачення. Запропонував модель атмосфери Венери, відповідно до якої високі температури на поверхні планети пояснюються постійними пиловими бурями. У 1924 опублікував результати статистичного дослідження подвійних зірок і на цьому матеріалі розглянув загальний хід еволюції зірок залежно від їхньої початкової маси. У 1930-х роках виконав ряд робіт з внутрішньою будови зірок і розрахунку зоряних моделей. У 1937 прийшов до висновку, що джерелом енергії зірок повинні бути термоядерні реакції синтезу, що відбуваються при високих температурах в надрах зірок. Першим (ще в 1938) вказав на механізм утворення червоного гіганта з зірки головної послідовності (стиснення ядра зірки і розширення зовнішніх її частин після вигоряння водню в ядрі).