вследствие практич. важности для мореплавания), полностью преодолеть их удалось лишь в самое последнее время. Источником этих трудностей является то обстоятельство, что здесь, вследствие очень больших размеров возмущений, производимых Солнцем, нельзя за первое приближение принимать невозмущенное движение. Таким образом, здесь для первого приближения приходится брать промежуточную орбиту, т. е. орбиту, в к-рой уже учтены важнейшие возмущения. Наилучший путь для получения промежуточной орбиты и для вычисления возмущений на основе этой орбиты был указан еще Эйлером (1772), но его идеи нашли свое полное развитие лишь в трудах Хилла и Броуна. Таблицы движения Луны, построенные Броуном (1923) на основе теории Хилла, являются наилучшими. В этих таблицах впервые были вычислены все возмущения, могущие оказывать заметное влияние, и потому можно было ожидать, что получится полное согласие с наблюдениями. На самом деле остались хотя и очень небольшие, но систематические отклонения. Эти отклонения объясняются уже не несовершенством теории, а неравномерностью вращения Земли, служащего нам для измерения времени.
Теории движения спутников больших планет во многом аналогичны теории движения Луны, но гораздо проще, поскольку в наблюдениях спутников недостижима та точность, с к-рой наблюдается столь близкое к нам светило, как Луна. Своеобразные трудности представляют теории движения четырех больших спутников Юпитера и восьми больших спутников Сатурна вследствие соизмеримостей, существующих между их временами обращений. Что касается VI, VII и VIII спутников Юпитера, то до сих пор ограничивались лишь вычислением их эфемерид при помощи численного интегрирования. Лишь недавно Броуном была сделана попытка построить теорию движения VIII спутника.
Теория вращения небесных тел подробно развита лишь для Земли (см. Прецессия, Нутация) и Луны (см. Либрация). Вращательные движения Солнца и Юпитера, происходящие под влиянием не одного только всемирного тяготения, но и других факторов, изучаются в астрофизике. Во всех остальных случаях мы не имеем достаточного наблюдательного материала. (движением небесных тел и составляющих один из важнейших разделов астрономии — т. н. сферическую астрономию (см.).
НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ, сферические координаты, определяющие положение небесных светил и воображаемых точек на небесной сфере. Основное применение Н. к. имеют в сферической астрономигь (см.). Наиболее употребительны 4 системы Н. к.: горизонтальная, экваториальная, эклиптическая (или эклиптикальная) и галактическая. В каждой из этих систем имеется основная плоскость, проходящая через центр небесной сферы и пересекающаяся со сферой по большому кругу АСВ (см. рисунок). Перпендикулярный этой плоскости диаметр РР' пересекается с небесной сферой в двух точках Р и Р', являющихся полюсами большого круга АСВ. Положение точки небесной сферы М (небесного светила, или воображаемой точки) определяется относительно основной плоскости и полюсов двумя сферич. координатами. Через точку М и полюсы проводится дуга болыпо — в|^ А го круга РММ', часть к-рой — дуга ММ', определяющая угловое расстояние точки М от круга АСВ, измеряет одну р' из координат. Другая координата измеряется дугой AM' или СМ', определяющими положение точки М' на круге АСВ.
В способах выбора обеих координат в разных системах Н. к. имеется большое сходство, однако имеются и различия, что явствует из нижеследующего описания систем небесных координат. а) Горизонтальная система Н. к.
Основною плоскостью этой системы является плоскость горизонта, перпендикулярная отвесной линии. Большой круг АСВ называется горизонтом, точки Р и Р' — зенитом и надиром. Положение точки М определяется углами МОМ' и* АОМ', называемыми высотой h и азимутом А; в этом случае большой круг РАР' является небесным меридианом (см. Меридиан небесный), плоскость к-рого пересекается с плоскостью горизонта по линии АВ, называемой полуденной линией. Точки пересечения этой Лит.: МультонФ., Введение в небесную механилинии с горизонтом — А и В — называются точку, перевод с английского, М. — Л., 1935; Суббоками Ю. и С. Таким образом, азимут отсчитытин М. Ф., Курс небесной механики, т. I — II, Л. — М., вается от точки Ю. к 3. — в Северном полуша1933—37;Т i ss er an d F., Traits de mScanique cSleste, I — IV, P., 1888—96; PoincarS H., Lecons de mScaрии — по направлению хода часовой стрелки.
nique cSleste, I — III, 1905—10; Andoyer H., Cours В геодезии азимут отсчитывается в том же de mScanique cSleste, I — III, Paris, 1923—26; Plumнаправлении, но не от точки Ю., а отточки С.
mer H. C., An introductory treatise on dynamical astronomy, Cambridge, 1918; Brown E. W. a. Shook C. A., к В. Вместо высоты часто применяется друPlanetary theory, Cambridge, 1933; Charlier C., гая координата, называемая зенитным расстояDie Mechanik des Himmels, I — II, Leipzig, 1902—07; Brown E. W., An introductory treatise on the lunar, нием z и измеряемая углом РОМ. Очевидно theory, Cambridge, 1896.
d M. Субботин.
2=90° — h. Горизонтальные координаты какого-либо небесного светила можно измерить неНЕБЕСНАЯ СФЕРА, воображаемая вспомогательная сфера, служащая для определения по
посредственно с помощью угломерного приболожения небесных светил по двум сфериче
ра (напр., универсального инструмента). Неским координатам. За центр Н. с. может быть достатком этих координат является то обстояпринята любая точка; чаще всего центр Н. с. тельство, что вследствие вращения небесной совмещается с «глазом наблюдателя» или по
сферы они непрерывно изменяются у всех немещается в одной из точек земной поверхности, бесных светил. В связи с этим возможность а также в центре Земли или Солнца. Радиус использования горизонтальных Н. к. в астроН. с. может иметь произвольные размеры, в том номии сильно ограничена, и основными Н. к. числе и бесконечно большие. На поверхность являются экваториальные Н. к., одна из разН. с. проектируется светила при решении новидностей к-рых не зависит от вращения астрономических задач, связанных с видимым небесной сферы. Горизонтальные координаты
