История                                               1 2 3 4 5

     В последние десятилетия все традиционные и вновь появившиеся темы научных исследований были объединены в рамках двух основных научных направлений: «Изучение физики небесных тел» (научный руководитель проф. Н.А. Сахибуллин) и «Координатно-временное обеспечение астрономии и геодезии» (руководитель проф. Н Г Ризванов).
Ниже приведена информация о развитии этих тем и основных достижениях.

     Если не считать началом астрофизики выезды на полные солнечные затмения, первым из которых, как мы уже писали, был выезд в Пензу в 1942 г. (Н.И. Лобачевский, М.В. Ляпунов и профессор физики Э.А. Кнорр), то официально пионером астрофизических исследований в КУ считается А.А. Яковкин, выполнивший наблюдения Новой Орла в 1918 г. и тем самым положивший начало астрофизическим наблюдениям в Казани.
     Однако несколько раньше вопросами астрофизики занимался Д.И. Дубяго. Так, например, выпускник КУ 1891 г. П. Богоявленский выполнил работу «Наблюдения переменных звёзд типа Алголя в 1891-1892гг.». Большие надежды возлагал Д.И. Дубяго на ассистента кафедры замечательного фотографа М.Н. Ивановского, с именем которого связывал создание астрофизического направления в Казани. К сожалению, как мы уже писали, Ивановский в 1909 г. навсегда покинул Казань.
     А вот что пишет историограф АОЭ С.Н. Корытников: « В конце 1914 г. Д.И. Дубяго обратился к сотруднику Пулковской обсерватории С.К. Костинскому – признанному авторитету по астрофотографии, основоположнику фотографической астрометрии в России – за советом о возможностях заказа прибора для измерения фотографических пластинок ». Незадолго перед тем в АОЭ был получен астрограф Гейде и к нему был необходим данный прибор. В этом обращении затрагивается одна из больных сторон жизни АОЭ – отсутствие средств для приобретения астрофизического инструментария. Это обстоятельство по-видимому и явилось основной причиной позднего освоения в АОЭ астрофизической наблюдательной тематики. Сам Дмитрий Иванович ещё в студенческие годы (1878 г.) занимался приложением спектрального анализа к астрономическим исследованиям. Позднее он предусмотрел фотографирование короны Солнца в программах экспедиций для наблюдения полных солнечных затмений 1887 и 1896 гг. и в Казани лично наблюдал переменную звезду Алголь. Более того, как упоминалось ранее, он возлагал большие надежды в организации астрофизических наблюдений в Казани на М.Н. Ивановского. И вот благодаря посредничеству С.К. Костинского Дмитрию Ивановичу удалось «получить во временное пользование малый измерительный прибор Репсольда, принадлежавший графине Бобринской», для чего Дмитрий Иванович лично встречался в Петрограде с владелицей прибора и, получив её согласие, самолично доставил его в Казань. В том же году прибор был использован Г.А. Банахевичем для измерения лунного серпа и протуберанцев на пластинке, полученной во время солнечного затмения. Позднее Костинский выполнил ещё одну просьбу Дмитрия Ивановича, прислав копии используемых им при обработке пластинок сеток Готье. Но, к сожалению, этот дар не получил большого применения в АОЭ ввиду сужения деятельности астрографа в последующие за революцией годы. Более того, позднее М.А. Грачёв вынес суровый приговор инструменту, с которым было связано столько надежд и забот Д.И. Дубяго: «Недостаточно хорошее качество объектива отражается на снимках, которые дают размытые изображения звёзд» и далее: «Для нашей обсерватории желателен инструмент с более солидной установкой и непременно с двумя фотографическими камерами, а существующий астрограф может быть передан в студенческую обсерваторию для студенческих занятий».
     Став директором АОЭ, М.А. Грачев ищет возможности для развития в АОЭ астрофизических работ, что вылилось в серию спектральных наблюдений Новой Орла, выполненных А.А. Яковкиным. С 1925 г., когда Яковкин становится директором АОЭ, возобновляются астрофизические наблюдения. Мы уже упоминали о Яковкине как авторе ряда оригинальных приборов для решения небесно – механических и селенодезических задач. Астрофизика тоже не была обойдена его вниманием. Яковкиным был построен астроспектрограф, который присоединялся к меридианному кругу, гелиометру и рефрактору, а также разработан прибор, позволявший с большой точностью оценивать звёздные величины по длине следа, оставляемого звездой на движущейся с нарастающей скоростью фотопластинке.
     В 1929 г. приобретаются 120-мм объектив фирмы Цейсс и объективная призма для получения спектров звёзд. Начинается фотографирование звёздных полей с целью поиска переменных звёзд. Эти фотоснимки положили начало стеклянной библиотеке АОЭ, насчитывающей к настоящему времени десятки тысяч фотопластинок.

    Вообще говоря, регулярные астрофизические работы в Казани начались в 1924 г., когда студенты А.Д. Дубяго и Д.Я. Мартынов приступили к систематическим наблюдениям переменных звёзд. Под руководством А.Д. Дубяго Мартынов выполняет диссертационную работу "Связь между периодом и спектром у затменных переменных" (1937 г.), которая положила начало новому подходу к изучению компонентов в тесных двойных системах.
     Но особенно заметный поворот к астрофизической тематике обсерватории и кафедры астрономии произошёл после 1931 года, когда директором АОЭ стал Д. Я. Мартынов. Это позволило открыть новый, астрофизический, отдел обсерватории, которым до 1954 года руководил Дмитрий Яковлевич. С 1954 года по 1964 год отдел назывался отделом переменных звезд, а с 1964 года - снова астрофизическим.
     Ряд интересных работ по строению солнечных хромосферы и короны, по фотометрии двойных и затменных переменных звёзд выполнил Николай Иванович Чудовичев, выпускник КГУ 1930 г., аспирант, сотрудник АОЭ, а с 1942 по 1951 гг. – заведующий её астрофизическим отделом. Результат исследований Н.И. Чудовичева – «Каталог относительных фотометрических и спектральных элементов затменных переменных звёзд».
     К этому времени инструментальная база обсерватории пополнилась рядом астрономических приборов, лучше всего пригодных к наблюдению переменных звезд. Последние, главным образом, затменные переменные, и стали ядром, около которого кристаллизовался ряд тем астрофизического и звездно-астрономического содержания, и к выполнению которых широко привлекались, кроме штатных сотрудников обсерватории, аспиранты и студенты-дипломники. Д.Я. Мартынов организовал широкие наблюдения переменных звёзд визуальным, фотографическим и электрофотометрическим методами. Параллельно с наблюдениями выполнялся ряд крупных теоретических работ. Основные научные работы в этот период относятся к переменным звездам, в особенности, к тесным двойным звездам, которые Мартынов успешно наблюдал и теоретически интерпретировал. Отсюда вытекала возможность применения к ним решения ограниченной задачи трех тел, осуществленная Дж. Койпером., затем 3. Копалом несколько лет спустя. Позднее Д.Я. Мартынов исследовал движение линии апсид у звезды RU Единорога на основании собственных более чем 40-летних наблюдений.
     Большие надежды подавал А.Ш. Гайнуллин, окончивший физмат КГУ в 1937 г., аспирант Д.Я. Мартынова, уже в 1941 г. успешно защитивший кандидатскую диссертацию на тему «Колориметрическое исследование AR Ящерицы». К сожалению, он погиб на фронте в 1944 г..
     В 1941 г., после шести нелёгких лет работы над созданием телескопа новой системы, на самой крупной для того времени 38-см камере Шмидта в АОЭ начались исследования переменных звезд. Во время войны продолжались интенсивные наблюдения на телескопе.
     Инициаторами изучения переменных звёзд были Д.Я. Мартынов и В.А. Крат, выполнившие ряд интересных работ мирового уровня по затменным переменным звёздам. Из – под пера В.А. Крата вышел труд «Проблемы равновесия тесных двойных звёзд», за который, как мы указывали ранее, ВАК (Высшая Аттестационная Комиссия) присудил ему сразу степень доктора наук. Владимиром Алексеевичем был предложен метод определения коэффициента потемнения на основе анализа кривой блеска, разработана детальная классификация затменных переменных.
     В 1939 году была издана трехтомная монография «Переменные звезды», во втором томе которой Д.Я. Мартынов дал систематическое изложение проблемы затменных двойных звезд, а в третьем томе рассмотрел некоторые сложные случаи в теории этих звезд. В наблюдениях применялись как методы визуальных оценок переменных звезд (главным образом, Д. Я. Мартыновым), число которых достигло 32 тысяч, так и фотографирование звездных полей с малыми камерами (С. В. Некрасова, Н. И. Чудовичев, Ш. Т. Хабибуллин), давшее в общей сложности около 2500 экспозиций 9 полей. Большой вклад здесь внёс телескоп Шмидта, который с 1943 г. систематически служил для фотографирования звезд до 16,5 звездной величины в 24 площадках неба по параллели +45 градусов и в окрестностях пяти Новых звезд (Д. Я. Мартынов, Б. Н. Кадомский, В. А. Колычев). Широко применялся также метод фотографирования отдельных переменных звезд «цепочками», обычно в двух участках спектра: в синем и красном. Наконец, приобретенный в 1939 году и установленный на 12-дюймовом рефракторе Энгельгардта электрофотометр в руках К. В. Костылева и Н. И. Чудовичева стал для того времени прибором наивысшей точности при исследовании фотометрических двойных систем. С 1946 по 1950 год с ним велись наблюдения 6 систем. Как мы уже указывали, активизации наблюдений затменных переменных звезд в АОЭ способствовало поручение V Астрофизической конференции (1932 г.) по планированию и организации исследований затменных переменных в советских астрономических учреждениях. Для выполнения этой серьезной задачи обсерватория занялась, прежде всего, составлением библиографии затменных переменных - работой, которая приняла постоянный характер на долгие годы, так как литература о затменных переменных, как и о переменных звездах вообще, идет непрерывным неоскудевающим потоком. Составление и поддержание библиографии затменных переменных под наблюдением Д. Я. Мартынова с большим успехом вел в течение полувека С. Н. Корытников.
     Работа над спектрально-двойными звездами вызвала к жизни еще одну библиографию - библиографию лучевых скоростей звезд. На 1 января 1951 г. по этой библиографии числилось 16296 аннотаций.
     Еще в 1936 году С. В. Некрасова представила в качестве диссертации дополнения к «Каталогу спектрально-двойных звезд» Мур, куда вошла 161 звезда, но широкая каталогизация спектральных двойных звезд была начата лишь С.Н. Корытниковым после 1936 г.. «Каталог спектрально-двойных звезд» вышел из печати в 1974 г..
     На основе ведущейся в АОЭ библиографии по двойным звездам были выполнены статистические исследования С.В Некрасовой и М.И. Лавровым. Позднее М.И. Лавров разработал прямой метод вычисления элементов фотометрических орбит двойных звезд и написал комплекс программ, который с 1970 г. успешно использовался не только в Казани, но и астрономами из Шемахинской и Коуровской обсерваторий, а также в институте астрофизики Узбекской АН. Кроме того, из анализа наиболее высокоточных наблюдений двойных М.И. Лавров определил коэффициенты потемнения дисков звезд к краю и показал, что их значения соответствуют теоретическим. Р.А. Боцула, а позднее Г.В. Жуков использовали эти программы для анализа наблюдений тесных двойных звезд со значительными эффектами близости. Как уже указывалось, астрономы Казани выполнили большое число наблюдений переменных звезд: фотографические наблюдения 40-х годов 20 века (Д.Я Мартынов, М.И. Лавров, Н.И. Лаврова) были в это же время дополнены фотоэлектрическими (К.В. Костылев, Н.И. Чудовичев, М.И. Лавров, Р.А. Боцула). Кстати, последние выполнялись в то время в СССР ещё только в Шемахинской обсерватории. Позднее фотоэлектрические наблюдения проводились Г.В. Жуковым в Крымской лаборатории ГАИШ и на Северо-Кавказской станции КГУ Г.В. Жуковым и Д.И. Сенье.
     Для получения собственных спектральных данных АОЭ в послевоенные годы поставила перед Министерством высшего и среднего образования СССР вопрос о постройке для обсерватории 125-см рефлектора, так как только достаточно крупный инструмент позволяет вести спектральное изучение обычно слабых затменных переменных звезд. К сожалению, обсерватории удалось провести, и то не до конца, только проектирование этого инструмента, который должен был явиться первенцем крупного отечественного приборостроения. Этот телескоп не удалось обсерватории получить к 50-летнему юбилею обсерватории. К 150-летнему юбилею Казанского университета он у нас тоже не появился. К этому времени Д. Я. Мартынов перешел работать директором Государственного астрономического института им. Штернберга (Москва) и забрал с собой проектирование 125-см телескопа. Вскоре телескоп был изготовлен и установлен на Южной станции ГАИШ (Государственного Астрономического Института им. Штернберга) в Крыму под именем “Энгельгардтовский”.
     Когда в 1954 году профессор Мартынов Д.Я. перешел в Московский университет, астрофизические исследования в Казани резко сократились. Лишь Н.Д. Калиненков продолжал заниматься вопросами создания астрофизического оборудования и исследованием возможностей и надёжности двумерной классификации спектров звёзд, полученных с объективной призмой, а доцент Лавров М.И. развивал исследования, заложенные Мартыновым Д.Я. по исследованию двойных систем. Благодаря Международному Геофизическому Году (МГГ) в 1958 году увеличилось число сотрудников группы переменных звёзд астрофизического отдела. Кроме Р.А. Боцулы, М.И. Лаврова и С.Н. Корытникова, в группу пришли Н.В. Лаврова, Н.Г. Биктагирова, Ю.Н. Владимирцев, несколько позднее – Н.И. Сулейманов (впоследствие сотрудник метеорного отдела АОЭ), Р.Г. Биктагиров и Ю.Ф. Шабалов, под руководством М.И. Лаврова занимавшиеся наблюдением и обработкой переменных звёзд.
     Многие сотрудники астрофизического отдела АОЭ начинали свою научную деятельность в этом отделе с участия в наблюдениях искусственных спутников Земли на организованной Астросоветом АН СССР специальной станции по их наблюдению. Начальником станции № 76 по наблюдению ИСЗ в обсерватории был М. И. Лавров. Л. А. Урасин должен был вести фотографические наблюдения спутников. Для этого ему нужно было получить на Казанском оптико-механическом заводе заказанную для АОЭ Астросоветом камеру НАФА-25С, что он и сделал в первые же недели работы в АОЭ. Летом 1958 года по его проекту был построен павильон для этой камеры, и наблюдения начались. В середине 60-х годов Лавров и Урасин участвовали в хоздоговоре АОЭ и ГИПО по созданию звездного глобуса для космонавтов. Это был черный металлический шар с нанесенными на нем созвездиями. Диаметр шара 10 сантиметров. Звезды подсвечивались изнутри. Предельная звездная величина – 6. Космонавты брали его с собой в космос и пожелали иметь глобус большего диаметра.

    Началом звёздно-астрономических исследований на кафедре астрономии следует считать работы М.А. Ковальского. В начале 1870 г. Ковальского очень занимала проблема двойных звёзд. И 17 мая 1880 г. он делает доклад о задаче Бертрана, посвящённый строгому доказательству того, что не может быть другой силы, определяющей движение в системе двойных звёзд, кроме Ньютоновского взаимодействия. Наблюдения двойных звёзд продолжил Я.П. Корнух-Троцкий, но преждевременная смерть в 1897 г. пресекла его работу в самом начале. Позднее этими объектами занимался В.А. Баранов. Но, закончив наблюдения двойных звёзд, находящихся на больших расстояниях, сделал вывод, что эта работа малопродуктивна, а результаты могут быть полезны лишь через значительное время.
     Пожалуй, самая важная работа М.А. Ковальского - "О законах собственных движений звезд каталога Брадлея" (1859 г.). Она посвящена решению весьма трудной задачи - исследованию собственных движений звезд. В ней был разработан и применен новый метод для определения движения солнечной системы в пространстве, известный сейчас под названием метода Ковальского - Эри; дана математическая постановка задачи о галактическом вращении - вращении, существование которого было окончательно установлено только в 1927 г.; впервые применён к анализу звёздных движений метод полярных диаграмм, через 45 лет получивший известность под названием «фигур Каптейна», что позволило приблизиться к отысканию закономерности, впоследствии известной как теория двух потоков Каптейна; опережая Каптейна, было установлено, что звёзды в галактическом поясе движутся медленнее, чем вне его; и, наконец, окончательно опровергнута теория о центральном положении Солнца в Галактике.
     Собственные движения звёзд каталога программных звёзд Полтавского зенит – телескопа изучала научный сотрудник АОЭ Л.Д. Агафонова, результатом чего явилась работа «О собственных движениях 186 звёзд по склонению».
     Отдельно остановимся на работах Ш.Т. Хабибуллина. До войны, будучи аспирантом Д.Я. Мартынова, Ш.Т. Хабибуллин занимался чисто астрофизическими исследованиями, в частности, изучением кривых блеска переменных звёзд и измерением высоты солнечной хромосферы. После войны он занялся звёздно – астрономическими исследованиями. В своей кандидатской диссертации Шаукат Таипович решал вопросы строения нашей Галактики. Им четко было показано наличие одного из спиральных рукавов Галактики. Эти результаты вошли в учебники по звездной астрономии не только в нашей стране, но и за рубежом. Позднее Ш.Т. Хабибуллин модифицировал метод К.Ф. Огородникова исследования темных пылевых туманностей. Результат – резкое повышение точности определения расстояний до туманностей. Эта работа заложила в АОЭ новое научное направление – исследование межзвездного поглощения в нашей Галактике.
     Звездно-астрономическая группа АОЭ возникла в 1958 году сначала в единственном лице. Это был Л. А. Урасин. Потом добавились С. С. Тохтасьев, И. А. Дубяго, Н. Г. Биктагирова, Т. С. Филиппова, Л. С. Закирова, С. К. Фомин, Е. П. Белькович, Л. Т. Маркова. Используя многоцветную фотометрию, Л.А. Урасин, В.С. Тохтасьев и И.А. Дубяго проводили обширные наблюдения, завершившиеся созданием каталогов звезд.
     В 1959 году Ш. Т. Хабибуллин предложил Урасину начать фотографические наблюдения звездных полей в Каптейновских площадках (KSA или SA) по плану П. П. Паренаго. Но предварительно нужно было подготовить к этим наблюдениям 15-дюймовый телескоп Шмидта. Этот телескоп АОЭ не позволял получать снимки с большой экспозицией (до 60 минут и более). Легкая его вилка не выдерживала малейшего ветра и раскачивалась. Тонка была часовая ось. Нужно было гиревой часовой механизм заменить на электрический. Сотрудник кафедры астрономии КГУ Н. Д. Калиненков взялся за механическую переделку телескопа, а механик АОЭ А. И. Урмацкий согласился изготовить электропривод телескопа. Оба прекрасно справились со своими задачами, и обновленный телескоп в 1960 году был готов к работе.
     К этому времени КОМЗ заканчивал работу над 35-см менисковым телескопом, заказанным для АОЭ во время МГГ (Международного Геофизического Года). Большая заслуга в проталкивании этого заказа принадлежит Н. Д. Калиненкову. Необходимо было построить павильон. За это взялся Урасин и студенты физмата КГУ. Летом 1960 года в юго- западной части наблюдательной площадки АОЭ возник кирпичный кубический павильон с металлической раздвижной крышей для менискового телескопа. До получения мениского телескопа в этот павильон было решено поставить телескоп Шмидта, т.к. деревянный павильон последнего к этому времени сильно обветшал.
     На подходе был и телескоп для электрофотометрических наблюдений затменных переменных звезд. Надо было срочно готовить павильон и для него. Н. Д. Калиненков взялся разместить заказ на купол для АЗТ-14А в Казанской тюрьме. А за павильон для этого телескопа взялся Урасин. С помощью зеленодольских пожарников (договаривались А. А. Нефедьев и его заместитель по хозчасти И. Я. Шурчилов) павильон был построен, и купол на него был водружен в 1965 году. В том же 1965 году был установлен телескоп АЗТ-14А, пролежавший год в ящиках (прибыл в АОЭ из ЛОМО в мае 1964 года). Изнутри купол обшивали деревом механик АОЭ А. И. Урмацкий и электрик З. Х. Сайранов. Вот только с размерами купола и павильона вышла неувязка: диаметр купола оказался меньше наружного диаметра подкупольного помещения.
     На базе микрофотометра МФ-2 Урасиным был разработан, а А. И. Урмацким изготовлен микрофотометр по типу ирисового, но с набором отверстий разного диаметра (1965 г.). Через год этот фотометр был передан кафедре астрономии КГУ, а в АОЭ началась разработка и изготовление (также на базе МФ-2 и МФ-4) ирисовых фотометров с ирисовой диафрагмой, фотоумножителем и волоконной оптикой. К 1970 году было изготовлено два таких фотометра. Позднее были получены регистрирующий микрофотометр АСТ-453 (КОМЗ), регистрирующий микроденситометр МD-100 (ГДР), лабораторный кварцевый спектрограф ИСП-30 и прибор оптического наложения (ПОН-2). Этого оборудования было достаточно для развертывания обработки астрономических наблюдений, которые вскоре хлынули большим потоком. В 1960 и 1961 годах Урасин на 70-см менисковом телескопе Абастуманской астрофизической обсерватории Грузинской ССР начал набирать фотографический спектральный материал в площадках Каптейна №№ 24-25. А в площадках №№ 26-28 подобные наблюдения стал выполнять и недавно принятый выпускник КГУ С. С. Тохтасьев.
     После установки телескопа Шмидта в новом павильоне на нем начались наблюдения сначала по плану, предложенному Ш. Т. Хабибуллиным. Это были площадки Каптейна по кругу склонения +45 градусов №№ 24-43. Наиболее продуктивными для исследования в плоскости Галактики оказались площадки №№ 24-28, расположенные в антицентральном направлении и, в то же время, вблизи плоскости Галактики. Но трудность выполнения этого плана заключалась в том, что в этих KSA не было фотометрических стандартов звездных величин и спектральных классов. Гораздо более целесообразным оказалось провести исследования распределения звезд от плоскости Галактики до ее северного полюса. Объектами исследования были выбраны площадки Каптейна №№ 24-32, являвшиеся традиционными для АОЭ на предмет поиска и исследования переменных звезд. Эти области представляли собой квадраты площадью около 4 квадратных градуса каждый. Вследствие того, что не во всех областях имелись трехцветные (в системе UBV) стандарты, было решено производить фотографическую привязку к областям, в которых такие стандарты имелись. Вторым этапом этого плана было исследование в плоскости, перпендикулярной к галактической плоскости и имеющей долготу 90 градусов. Третьим этапом были исследования в самой плоскости Галактики в долготах от 6 до 220 градусов.
     Разработанные для данного исследования трехцветные фотометрические системы 38-см телескопа Шмидта и 35-см телескопа Максутова оказались близкими к системе UBV. В дальнейшем определялись фотометрические системы и других телескопов АОЭ: АФР-18, АЗТ-14А, 16-дюймового рефрактора Энгельгардта. Л. А. Урасин считал перспективным расширение системы в красную область (R), но полностью осуществить эту идею не удалось, хотя для менискового телескопа и была разработана система UBVR. Велись в отделе и работы по применению инфракрасной оптики для звездно-астрономической тематики. Для этого был приобретен на КОМЗе (Казанский оптико-механический завод) прибор ночного видения с ЭОПом. С появлением в обсерватории инженерной группы во главе с О. Е. Шорниковым стало возможным использовать ПЗС-матрицы в звездно-астрономических целях.
     Звездно-астрономические исследования проводились, главным образом, на расстояниях 3-5 кпк (килопарсек) и редко выходили за пределы 5 кпк от Солнца. Исследования проницающей силы телескопа Шмидта АОЭ показало, что ему доступны звезды 18-19 величины, в то время как на микрофотометре могут быть измерены звезды лишь до 16 величины.
     Если для изучения структуры Галактики использовать горячие звезды типов О-В6 главной последовательности, составляющие около 30% всех звезд и имеющие абсолютную звездную величину около –5, то при общем ослаблении света (в цвете V) межзвездной пылью в 5-6 звездных величин становятся доступными расстояния в 10 кпк и несколько более. А это уже позволяет провести изучение структуры Галактики по распределению межзвездного поглощения света звезд галактической пылью, то есть узнать распределение пылевой материи в Галактике в направлении изучаемых областей. Для проведения этих работ необходимо было один из телескопов расположить в южных районах страны. Больше всех для этого подходил телескоп Шмидта.
     Об этом телескопе хочется рассказать особо. В 30 – е годы директора АОЭ Д.Я. Мартынова постоянно занимала мысль о приобретении для АОЭ большого телескопа. Было очевидно, что дальнейшее развитие астрофизических исследований невозможно без крупного современного инструмента. Поскольку в СССР ещё не было налажено изготовление телескопов, учёный задумал собственными силами построить телескоп новой для того времени системы Шмидта. В сентябре 1935 г. ему удалось добиться согласия на изготовление необходимой оптики в ГОИ (Государственный оптический институт, Ленинград). В частности, коррекционная пластинка для телескопа была выполнена лично известным ленинградским оптиком Д. Д. Максутовым. И в сентябре 1937 г. оптика была доставлена в обсерваторию. На изготовление механических частей телескопа в 1937 г. обсерватория заключила договор с механической мастерской КГУ. Но выполнение заказа продвигалось крайне медленно, и поэтому 20 февраля 1938 г. был заключён договор с учебно-производственными мастерскими Казанского авиационного института на изготовление вилки и трубы, тогда как изготовление штатива и передающего механизма осталось за механической мастерской КГУ. К началу 1939 г. основные работы по штативу и трубе были закончены, и инструмент был перевезён из Казани в АОЭ, где механик обсерватории П.М. Ефимов и приступил к его сборке на месте. Лишь к маю 1941 г. были получены первые снимки, но работу на инструменте сильно усложняло несовершенство гидирующего устройства, вызванное плохим качеством ведущего винта, передающего движение от часового механизма к полярной оси инструмента. Лишь летом 1943 г. с помощью случайных механиков Мартынову удалось отрегулировать все механические детали и начать регулярные наблюдения на телескопе вначале на плёнках, а с сентября 1944 г. и на пластинках. До 1951 г. Мартыновым было получено более 2000 пластинок с целью фотографирования слабых переменных звёзд. Таким образом, в руках казанских астрономов в эти годы оказался самый мощный телескоп такого рода из имеющихся в то время в распоряжении астрономов Советского Союза - 15-дюймовый анаберрационный телескоп системы Шмидта. Благодаря разработанной в Казани высокочувствительной фотоэмульсии, за 20 минут экспозиции удавалось получать изображения весьма далеких звезд в нашей Галактике.
     Как мы указали выше, к началу 60-х годов возникла необходимость в получении наблюдательного материала в южных широтах. И в 1963 году была организована экспедиция с телескопом Шмидта в Заилийский Ала-тау (близ Алма-Аты). Телескоп был установлен на высоте около 3000 м над уровнем моря на площадке экспедиции ГАИШ. За тринадцать лет был набран богатейший материал в исследуемых областях в трех цветах в системе UBV.
     Но вскоре Казанский университет получил возможность построить свою Южную станцию около Специальной астрофизической обсерватории АН СССР, где находился крупнейший в то время в мире 6-м телескоп. В 1977 году в специально для него построенный павильон был перенесен телескоп Шмидта. Начался Кавказский период жизни этого телескопа. Продолжался он 6 лет.
     В 1983 году телескоп пришлось вернуть назад, в АОЭ, и установить на новом параллактическом штативе АПШ-4 (хотя лучше для него был бы более мощный штатив АПШ-6). Председатель Астросовета А. Г. Масевич предложила установить телескоп в Монголии. Учёных обсерватории это вполне устраивало (хотя Л. А. Урасин предлагал установить телескоп на Кубе), так как в АОЭ его уже негде было ставить: с 1963 г. павильон был занят 35-см менисковым телескопом.
     В 1984 году телескоп Шмидта был установлен в Монгольской обсерватории вблизи Улан-Батора. И до сих пор там находится. Монгольские астрономы должны были с помощью казанских астрономов продолжать наш план исследований в галактической долготе, начиная с 220 градуса и более. А также начать новый план исследований в плоскости, перпендикулярной к плоскости Галактики, но в долготе 270 градусов, для чего они собирались установить телескоп в пустыне Гоби, где у них находилась обсерватория для наблюдения ИСЗ. Но вскоре началась «перестройка» и распад СССР. И телескоп стал «не нашим».
     В результате проведенных исследований были получены весьма интересные результаты. Пылевая материя, по мнению казанских учёных, расположена в двух рукавах Галактики. Спираль I после первого витка фиксирует рукав Стрельца (Iа). А на втором витке эта же спираль совпадает с внешним рукавом Ib. Вполне возможно, что здесь уже остаются лишь отдельные фрагменты этого рукава. Спираль II, вероятно, разветвляется на Местную ветвь (III) и ветвь Персея (IV). Солнце находится в пределах Местной ветви на расстоянии 10 кпк от центра Галактики. Таковы результаты наших исследований по звездно-астрономической тематике. Полученные результаты очень хорошо согласуются с картиной, которую дает Шейн по наблюдениям молекулярных облаков СО. Объединение данных Шейна и результатов казанских учёных вырисовывает двухрукавную галактическую спираль с углом наклона в 6 градусов. Хорошее согласие наблюдается и со спиральной картиной Симпсона, полученной по наблюдениям нейтрального и ионизованного водорода, пылевой материи и молекулярных облаков.
     Как показывают результаты проведенных исследований, изучение пространственного распределения межзвездной пылевой материи хотя и является весьма трудоемким, все же позволяет построить модель спиральной структуры Галактики.
     Кроме фотометрических работ, астрономы астрофизического отдела АОЭ вели наблюдения внегалактических объектов, комет, астероидов, планет Солнечной системы, проводили эквиденситометрию протяженных небесных объектов.

    Заведующий кафедрой астрономии КГУ проф. Хабибуллин Ш.Т. прекрасно представлял, что без преподавания астрофизики в университете и без её дальнейшего развития у казанской астрономической научной школы нет большого будущего. Поэтому он предложил молодым выпускникам университета Беляевой Е.Е. (выпуск 1962 г.) и Сахибуллину Н.А. (выпуск 1963 г.) начать заниматься вопросами теоретической астрофизики. Ими было самостоятельно избрано новое направление в астрофизике – интерпретация звездных спектров с помощью моделирования атмосфер звезд.
     Однако выбор объектов для моделирования был определен не сразу. По истечении нескольких лет Сахибуллиным Н.А. были выбраны ядра планетарных туманностей, а Беляевой Е.Е. – звезды спектральных классов А - F. Это был трудный период вхождения в новую для Казани тематику научных исследований. Позднее по теме моделирования были защищены диссертации Петрусевич С., Стебневым В. и Мережиным В.. После годичной стажировки Сахибуллина Н.А. в 1970 году в Астрономическом Институте Утрехтского университета (Нидерланды) в Казани стал применяться новый метод моделирования звездных спектров (так называемый не - ЛТР метод). Его суть заключалась в отказе от традиционного предположения о выполнении в атмосферах звезд состояния локального термодинамического равновесия. В бывшем СССР такой подход был реализован впервые. Использование этого метода позволило Сахибуллину Н.А. дать объяснения многим астрофизическим явлениям, не поддающимся интерпретации в рамках традиционного подхода. В частности, им было дано объяснение появлению эмиссии некоторых спектральных линий в спектрах горячих звезд, предложен метод зондирования температурного распределения в атмосферах горячих и холодных звезд. Докторская диссертация по этой теме была защищена Сахибуллиным Н.А в Ленинградском университете в 1987 году. В середине семидесятых годов казанские астрофизики подключились к выполнению международных научных программ: ANS – Astronomical Netherland Sattelite, “Copernicus”, BUSS - Ballone Ultraviolet Stellar Spectrograph и др. Это позволило применить разработанный в Казани метод к спектрам высокого разрешения. Например, в кандидатской диссертации Портновой И.Н. (1985 г.) были исследованы звездные ветры горячих звезд с использованием данных астрономического спутника IUE - International Ultraviolet Explorer. В кандидатской диссертации Машонкиной Л.И. было уточнено содержание азота у горячих звезд класса О (1985 г.). С 1994 г. по инициативе В.Ф. Сулейманова начаты наблюдения и исследования катаклизмических переменных, которые продолжаются по настоящее время совместно с В.В. Шиманским.
     В начале 90-х годов по предложению Бикмаева И.Ф. (в то время ещё сотрудника САО) Н.А. Сахибуллиным было начато исследование эффекта сверхионизации железа в атмосферах звёзд поздних классов с учётом не - ЛТР эффектов. С этих пор интерес казанских астрофизиков перешел к изучению звезд поздних классов. Баязитов У.Ш. использовал метод моделирования для изучения линий CaII в спектре Солнца. Шиманская Н.Н. изучила содержание магния в атмосферах поздних карликов. В работах Беляковой Е.В. проблема содержания для этих звезд была решена для элемента стронция. Доцент Бикмаев И.Ф. и м.н.с. Галеев А.И. проводят исследования по установлению фундаментальных параметров звезд солнечного типа. В 90-х годах на кафедре появилась плеяда молодых сотрудников (Сулейманов В.Ф., Шиманская Н.Н., Шиманский В.В. и др.), которые распространили метод моделирования на другие объекты. Доцентом Сулеймановым В.Ф. была разработана методика расчетов и создана компьютерная программа для моделирования аккреционных дисков вокруг компактных релятивистских объектов с учетом эффектов общей теории относительности (ОТО) и спектров их излучения, также с учетом влияния эффектов ОТО на распространение излучения из окрестностей компактного объекта к удаленному наблюдателю. Этот метод был применен к интерпретации наблюдаемых спектров объектов с аккреционными дисками (катаклизмические переменные звезды, активные ядра галактик). Метод моделирования был также применен Сулеймановым В.Ф., Ибрагимовым А.А. и Сахибуллиным Н.А. для моделирования и интерпретации спектров ряда сверхмягких рентгеновских источников, что позволило определить их фундаментальные физические параметры. Шиманский В.В. вместе с Сахибуллиным Н.А. применили метод моделирования к освещаемым внешним источником звездным атмосферам. Ими было показано, что внешнее излучение, не изменяя структуры всей звезды, кардинально перестраивает физические условия в тех поверхностных областях атмосферы, в которых формируется выходящий поток излучения этой освещаемой звезды.
     Разработанная методика расчета моделей таких атмосфер была применена к анализу спектров тесных двойных систем разных типов, что позволило получить их фундаментальные параметры с наилучшей точностью.
     В докторской диссертации Машонкиной Л.И., благодаря использованию не - ЛТР метода применительно к холодным звездам, удалось выявить важные особенности химической эволюции Галактики и получить наблюдательные ограничения на теоретические модели эволюции из анализа содержаний тяжелых элементов европия и бария. Обнаружены свидетельства различной химической истории звездных населений гало, толстого диска и тонкого диска Галактики: доминирование r-процесса (т.н. быстрого захвата нейтронов) в синтезе тяжелых элементов в эпоху формирования гало; начало нуклеосинтеза в s-процессе (медленного захвата нейтронов) в эпоху толстого диска и возрастанием роли этого процесса от 30% до 50%; задержка звездообразования перед формированием тонкого диска. Получены оценки продолжительности формирования гало (примерно 1.5 миллиарда лет) и формирования толстого диска (между 1.1 и 1.6 миллиарда лет от начала протогалактического коллапса). В 2004 году Л.И. Машонкина перешла на работу в ИНАСАН РАН.
     По результатам исследований этой группы казанских астрофизиков написана монография профессором Н.А. Сахибуллиным «Методы моделирования в астрофизике» в двух частях: «I. Звездные атмосферы» и «II. Определение фундаментальных параметров звезд». За цикл работ по не - ЛТР анализу Сахибуллин Н.А. получил премию РАН имени Белопольского А.А. (1998 г.). Работы Сахибуллина Н.А. и Шиманского В.В. были награждены премией Международной Академической Издательской Компании (МАИК) как “лучшие работы по астрофизике, опубликованные в «Астрономическом Журнале» “(1999 г.). Признанием достижений казанских астрофизиков было избрание Сахибуллина Н.А. председателем Рабочей Группы РАН «Звездные атмосферы». Несколько заседаний этой группы были организованы в Казани.
     Астрофизические исследования в Казани в последние десятилетия проводились совместно с зарубежными коллегами из Объединенного института лабораторной астрофизики (Колорадо, США), Астрономического института Утрехтского университета (Голландия), Астрономического института Мюнхенского университета, Института Макса Планка по астрофизике (Германия), Космического центра им. Маршалла (США) и др.. Основые результаты исследований печатались, в основном, в зарубежных или центральных отечественных журналах, а также докладывались на многих международных конференциях (Австрия, Швеция, Голландия, Болгария, Германия, Италия, Румыния, Турция, США, Франция и др.).
     В 1972 году директор АОЭ А. А. Нефедьев поставил перед Казанским университетом вопрос о строительстве 1,5-метрового рефлектора. Придавая большое значение наблюдениям, в 1979 году руководство университета приняло решение о строительстве нового телескопа АЗТ-22 диаметром в 1.5 метра. На первых этапах создания телескопа активное участие принимали Нефедьев А.А., Хабибуллин Ш.Т., Урасин Л.А., Ризванов Н.Г., Насырова В.С., Кибардина М. И. и др.. Это строительство было завершено в 1991 году на Ленинградском оптико- механическим объединении, и встал вопрос о месте его установки и выделении средств на создание инфраструктуры. К этому моменту научным руководителем проекта стал Сахибуллин Н.А.. Первоначальный вариант места установки – АОЭ – сразу же отпал из - за плохого астроклимата. Второй вариант – гора Майданак в Узбекистане - был наиболее подходящим как из-за хорошего астроклимата, так и из-за возможности решения финансовых вопросов: к реализации проекта подключился Государственный Институт им. Штернберга (Москва), который взялся за создание инфраструктуры. Но после развала СССР предполагаемая территория отошла во владение Узбекистана, и совместным планам КГУ и МГУ не суждено было реализоваться. Возник другой вариант совместной со Специальной Астрофизической Обсерваторией РАН (САО, Северный Кавказ) установки телескопа, был составлен проект павильона и лабораторного корпуса для Южной станции КГУ на площадке, расположенной вблизи 6-метрового телескопа САО, но и он не был реализован из-за полного отсутствия финансирования науки в начале 90-х годов ХХ столетия. И только через два года был найден другой партнер – Комитет по науке и технике Турции (ТЮБИТАК), который имел в своих планах создание Национальной Турецкой Обсерватории на горе Бакирлетепе в окрестности города Анталья. В результате совместных усилий Казанского университета, Академии наук Татарстана, ТЮБИТАКа и Института космических исследований (ИКИ, Москва) телескоп был установлен, и в 2000 году были начаты научные наблюдения. Большая заслуга в реализации этого большого дела принадлежит доценту Бикмаеву И.Ф.. Фактически этот телескоп стал вторым в России телескопом по диаметру. В создании системы управления телескопом большой вклад был сделан Гумеровым Р.И. и Ибрагимовым А.А.. В настоящее время телескоп проводит наблюдения по нескольким программам: гравитационные линзы, тесные двойные системы, оптическое послесвечение гамма - вспышек, оптическое сопровождение европейского космического проекта INTEGRAL (совместно с ИКИ), уточнение систем координат. Оснащение телескопа современной приемной аппаратурой выведет его на уровень лучших телескопов мира с подобным диаметром. Все это позволит определить дальнейшее развитие астрофизики и астрометрии не только в Казанском университете, но и в мировой науке.