|
Иллюстрация к статье на тему "Физическая астрономия". Статьи для написания рефератов, курсовых работ, научные статьи, биографии, очерки, аннотации, описания.
Физическая астрономия - — так называлась со времен Кеплера совокупность сведений и теорий о строении и действительном движении в пространстве небесных светил в противоположность сферической астрономии, изучающей видимое для нас положение светил на фиктивной небесной сфере независимо от их действительных расстояний. Когда сложилась механика как наука о движении тел под действием некоторых сил, Физическая астрономия астрономия стала механикой неба. Затем от нее отделилась теоретическая астрономия, дающая методы определять движение светил геометрически из наблюдений, произведенных с Земли. Теперь название Физическая астрономия астрономия заменяется термином небесная механика, тогда как выражение физика неба, или астрофизика, стало прилагаться к совершенно иным, чрезвычайно развившимся отделам астрономии, рассматривающим яркость, температуру, состав атмосфер, вид поверхности светил (ср. Спектроскопия, Фотометрия, Фотография неба). Ниже указаны главнейшие приемы небесной механики исследования поступательного движения светил; о вращательном движении — см. Широта; о строении — см. Фигура Земли. Допуская закон Ньютона, по которому каждые две частицы материи взаимно притягиваются прямо пропорционально их массам и обратно пропорционально квадрату расстояния, небесная механика не занимается вопросом о сущности этих сил. Закон Ньютона (см. Тяготение) необходимо понимать как математический принцип, как сокращенное выражение, к которому удалось свести всю совокупность движений небесных тел. При условии почти полной шарообразности светил, а также громадных расстояний между ними их взаимные притяжения можно заменить силами, приложенными к их центрам, и свести систему тел к системе материальных точек, снабженных каждая конечной массой. Изучая движение солнечной системы в ее целом, можно даже одной точкой заменить Юпитера с его спутниками, другой — Землю вместе с Луной и т. д.; затем в каждой такой системе второго порядка придется рассмотреть относительные движения составляющих ее тел. Если положения в пространстве системы n точек выразим в каких-либо координатах (напр. Декартовых), то из основных понятий механики получим для n точек 3 n дифференциальных второго порядка уравнений движения, для которых требуется найти 6п интегралов. Известны лишь 10 интегралов, именно — шесть интегралов, выражающих закон движения центра инерции системы; три интеграла, выражающих закон равномерного возрастания суммы площадей, описываемых радиусами векторами, и интеграл, выражающий постоянство полной энергии системы (см. Механика). Только для случая n = 2 (задача двух тел) можно произвести остающиеся два интегрирования: тела движутся по эллипсам около общего центра инерции (см. Эллиптическое движение). Случай n = 3, знаменитая задача "трех тел", уже не поддается математическому анализу. Кроме упомянутых 10 интегралов, не найдено больше ни одного. Лагранж привел остающиеся 8 интегрирований к 7 (пять уравнений первого порядка, одно — второго) и одной квадратуры. Это — единственное упрощение, какого сумели достигнуть в общей задаче трех тел. Лагранж показал еще, что задача решается в частном случае, если вначале предположить, что отношения расстояний между тремя телами сохраняют постоянную величину (три тела или находятся неизменно на одной прямой, или составляют равносторонний треугольник). Пуанкаррэ нашел, что при некоторых частных случаях начальных положений и скоростей тел взаимные расстояния их могут быть выражены периодическими функциями от времени. Брунс доказал, что для общего случая задачи трех тел не существует никаких других алгебраических интегралов, кроме 10 известных; Пуанкаррэ дополнил, что (с известными ограничениями) недостающие для решения задачи интегралы, т. е. зависимости между координатами тел, не могут быть изображены в конечном виде никакими функциями и знаками, подлежащими изучению современного математического анализа. Линдштедт показал, что если представить взаимные расстояния тел под видом бесконечных рядов, каждый член этих рядов выразится периодическими функциями от четырех аргументов. Если бы даже нашли способы и знаки выразить конечное решение задачи трех тел, общий случай движения четырех тел представил бы, вероятно, новые неразрешимые трудности. — В нашей системе масса Солнца в 700 раз превосходит сумму масс всех планет. Движение планет поэтому обусловлено главным образом притяжением самого Солнца; является возможным пренебречь сначала влиянием остальных планет, рассматривать движение Солнца и какой-либо планеты как задачу двух тел (см. Эллиптическое движение), затем постепенными приближениями ввести те изменения, какие производят в эллиптическом движении остальные планеты. Дифференциальные уравнения относительного движения планеты около Солнца имеют вид: d 2x/dt2 + f(M + m)(x/r3) = d Ω /dx,
|