НЕБА ЦВЕТ. Небо имеет яркосиний цвет в зените, к горизонту переходящий в бледноголубой. Синева неба различна в различных местах наблюдения и различных метеорологич. условиях. При восходе и закате солнца небо принимает разнообразные цвета с преобладанием желтого, оранжевого, красного. Относительно причины цвета неба еще Эйлером в 1770 было высказано предположение, что цвет принадлежит самому воздуху. В 1853 Брюкке произвел опыты с мутной средой и доказал, что белый свет, проходящий через мутную среду, окрашивается в желтовато-красный цвет, свет же, рассеянный мутной средой, приобретает голубоватый оттенок. Применяя понятие о мутной среде к воздуху, Релей показал, что интенсивность света, рассеиваемого молекулами воздуха, должна быть обратно-пропорциональна четвертой степени длины волны т. е. интенсивность рассеянных лучей увеличивается к фиолетовому концу спектра (см. Рассеяние света). Так как от неба мы получаем свет рассеянный, то очевидно, что в окраске его должны преобладать цвета синий и голубой.
В проходящем свете получается картина обратная: лучи фиолетового конца спектра задерживаются атмосферой и рассеиваются, лучи же красного конца спектра проходят более свободно и окрашивают небо в соответствующие тона.
Большое содержание пыли в воздухе придает цвету неба белесоватый оттенок, т. к. крупные частицы пыли рассеивают свет обратно-пропорционально не 4-й, а меньшим степеням длины волны. В воздушных массах полярного и морского происхождения, с малым пылесодержанием, цвет неба более насыщенный, чем в запыленных тропических и континентальных воздушных массах. С высотой, по мере разрежения воздуха и уменьшения содержания в нем пыли, синий цвет неба становится более интенсивным, а в стратосфере даже переходит в фиолетовый и фиолетово-черный. Для определения интенсивности синевы неба применяется чаще всего т. н. шкала Линке.
НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА, один из основных отделов астрономии (см.), имеющий своим предметом теоретич. изучение движений планет, спутников, комет. К Н. м. относят также нек-рые вопросы звездной астрономии, трактуемые теми же методами (напр., изучение движений в системах тройных звезд); но проблемы звездной астрономии, требующие применения методов статистич. механики, относят обычно к астрофизике (см.). С другой стороны, в Н. м. изучаются не только поступательные и вращательные движения небесных тел, но и их деформации под влиянием притяжения других тел (см. Приливы и отливы), а также фигуры небесных тел, рассматриваемых как фигуры равновесия жидких вращающихся масс, частицы к-рых взаимно притягиваются по закону Ньютона. Таким образом, Н. м. соприкасается с геофизикой и геодезией (см.).
Первые, чисто эмпирические законы движения планет были найдены Кеплером (см.) в начале 17 века. Эти законы помогли Ньютону не только окончательно установить основные принципы динамики, но и открыть закон всемирного тяготения (см. Гравитация). Таким образом, были положены основы Н. м.; вся Н. м. представляет, в сущности, совокупность следствий, выводимых чисто математич. путем из принципов динамики и закона всемирноготяготения. Полное согласие этих следствий с результатами наблюдений является наилучшим доказательством справедливости закона всемирного тяготения, который (с поправкой, внесенной в него относительности теорией, см.) именно в результате развития Н. м. оказался одним из наиболее прочно установленных законов природы. Уже Ньютон показал, что, допустив закон всемирного тяготения, мы сейчас же получим как следствие законы Кеплера, притом в уточненном и обобщенном виде. Так, напр., вместо закона, согласно к-рому планеты движутся по эллипсам, получается более общий закон: «планеты и кометы движутся по коническим сечениям, в общем фокусе которых находится Солнце», позволивший впервые объяснить движения комет. С другой стороны, Ньютон показал, что закон всемирного тяготения сразу объясняет целый ряд явлений, ранее ничем между собой не связанных и остававшихг ся без всякого объяснения (отступления в движении Луны от законов Кеплера, прецессия, приливы, сжатие Земли). Уже со времени появления сочинения Ньютона «Principia mathematica philosophiae naturalis» (1687), где были изложены все эти результаты, закон всемирного тяготения является бесспорно одной из важнейших основ «системы мира». Тем не менее, лишь в середине 18 в. работы Ньютона получили признание за пределами Англии.
Математики 18 в..(Клеро, Д’Аламбер, Эйлер) привели решение всех проблем Н. м. к интегрированию дифференциальных уравнений, заменив синтетич. методы, употребленные Ньютоном в «Principia», неизмеримо более мощными аналитич. методами, что вызвало блестящее развитие Н. м., к-рая в конце 18 в. и в начале 19 в. становится ведущей отраслью астрономии и механики. За это время €ыли в основном исчерпаны все те результаты, к-рые могли быть получены при помощи математич. анализа 18 в.
Новый период развития начался в конце 19 в., когда для решения проблем Н. м. были применены новые методы, созданные в течение 19 в.
Дальнейший прогресс Н. м. связан, с одной стороны, с развитием методов интегрирования Дифференциальных уравнений при помощи рядов, с другой — как с увеличением количества, так, особенно, с улучшением качества наблюдений планет, спутников и комет.
Переходя к обзору важнейших отделов Н. м., отметим, что общим введением в Н. м. является теория притяжения (или теория потенциала, см. Потенциала теория) — раздел механики, посвященный изучению общих свойств сил, действующих по закону Ньютона. К этой теории относятся, между прочим, следующие две теоремы, доказанные еще Ньютоном и имеющие для Н. м. фундаментальное значение: 1) тело, состоящее из однородных сферич. слоев, притягивает внешнюю точку так, как если бы вся его масса была сосредоточена в центре; 2) притяжение всякого тела на значительном расстоянии мало отличается от притяжения, производимого материальной точкой (см.), полученной путем сосредоточения всей массы тела в его центре инерции.
Поступательное движение небесных тел. На основании только что указанных теорем рассмотрение поступательных движений небесных тел приводит к изучению движения нек-рого числа материальных точек, притягивающих друг друга по закону Ньютона, т. е. к так называемой задаче п тел (см.
