БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ФУ)

Лит.: Тамм И. Е., Собр. научных трудов, т. 2, М., 1975; Марков М. А., Гипероны и К-мезоны, М., 1958; его же, О модели и протяженной частицы в общей теории относительности, в сборнике: Нелокальные и нелинейные и ненормируемые теории поля. Материалы 2 совещания по нелокальным теориям поля, Дубна, 1970; Киржниц Д. А., Проблема фундаментальной длины, «Природа», 1973, № 1; его же, The quest for а fundamental length, «Soviet Science Review», Sept. 1971, с. 297.

Д. А. Киржниц.

Фундамента'льные астрономи'ческие постоя'нные,астрономические параметры, характеризующие размеры, положения, движения небесных тел, которые или всегда сохраняют постоянные значения, или медленно изменяются с течением времени. Ф. а. п. используются для перехода от непосредственно наблюдаемых топоцентрических координат небесных тел к геоцентрическим и гелиоцентрическим координатам; для преобразований координат, учитывающих прецессию и нутацию Земли; для вычисления эфемерид Солнца, Луны и планет; с их помощью решается ряд др. задач астрономии, геодезии, картографии и космонавтики. Ф. а. п. в основном определяются из астрономических и радиолокационных наблюдений; многие из них могут быть вычислены также теоретическим путём. Последнее обстоятельство предъявляет существенное требование к Ф. а. п.: их числовые значения, выводимые из большого числа наблюдений, должны с максимальной точностью удовлетворять теоретическим соотношениям, связывающим эти постоянные, а разности между вычисленными и наблюдёнными значениями для каждой астрономической постоянной должны быть малыми величинами.

Специально подобранная по каким-либо признакам совокупность Ф. а. п. называется системой астрономических постоянных. Первая такая система, включающая 14 постоянных, была принята на Международном совещании в Париже в 1896 и просуществовала около 70 лет. Однако в середине 20 в. задачи, связанные с освоением космоса, расчётами траекторий искусственных спутников Земли, траекторий полётов к Луне и планетам Солнечной системы, потребовали уточнения Ф. а. п. и в первую очередь астрономической единицы как основы масштаба Вселенной. Современная система Ф. а. п. разработана на Международном симпозиуме по астрономическим постоянным в Париже в 1963 и утверждена 12-м съездом Международного астрономического союза в Гамбурге в 1964. В этой системе Ф. а. п. разделены на 4 группы. В первую выделены две определяющие постоянные (табл. 1), вторую составляют 10 основных постоянных (табл. 2). В таблицах указан год (1900), для которого зафиксированы значения Ф. а. п.

Табл. 1. — Определяющие постоянные

Табл. 2. — Основные постоянные

Мера (длина) астрономической единицы, м	A =149600*10 6
Скорость света, м/сек	c =299792.5*10 3
Экваториальный радиус Земли, м	a e =6378160
Динамический коэффициент формы Земли	J 2 =0.0010827
Геоцентрическая гравитационная постоянная, м 3 × сек -2	fE =398603*10 9
Отношение масс Луны и Земли.	m=1/81.30
Сидерическое среднее движение Луны, рад/сек (1900)	=2.661699489*10 -6
Общая прецессия в долготе за тропическое столетие (1900)	p =5025''.64
Наклон эклиптики (1900)	e=23°27'08''.26
Постоянная нутации (1900)	N =9''.210

Для гауссовой гравитационной постоянной в 60—70-х гг. 20 в. можно было бы получить более точное значение, однако в системе астрономических постоянных сохранено значение, утвержденное Международным астрономическим союзом в 1938, поскольку оно лежит в основе большинства используемых таблиц теоретической астрономии.

До введения новой системы постоянных (1964) астрономическая единица определялась по параллаксу Солнца и отождествлялась с большой полуосью орбиты Земли a , которая в систему постоянных не входит. Теперь это отождествление потеряло свою силу, т.к. большая полуось орбиты Земли а определяется теоретически через гауссову постоянную, а астрономическая единица в новой системе получена из радиолокационных наблюдений Луны, Меркурия, Венеры и Марса. Вследствие этого между астрономической единицей и большой полуосью орбиты Земли а возникло некоторое различие, а именно: а = 1,000 000 23 а. е. , т. е. большая полуось оказалась на 34,4 км больше, чем астрономическая единица. В новой системе оставлены без изменения утвержденные еще в 1896 значения трёх основных постоянных, определяющих относительное положения и движения экватора и эклиптики: прецессия в долготе, средний наклон плоскости эклиптики (1900) к экватору и постоянная нутации. Это сделано во избежание переработки всех собственных движений звёзд и звёздных каталогов.

В третью группу вошли 11 производных постоянных, часть которых приведена в табл. 3.

Табл. 3. — Производные постоянные

Параллакс Солнца	=8’’.79405
Постоянная аберрая	=20''.4958
Сжатие Земли	a =0.0033529=1/298.25
Гелиоцентрическая гравитационная постоянная, м 3/сек -1	f/S =132718*10 15
Отношение масс Солнца и Земли	S/E =332958
Возмущённое среднее расстояние Луны, м	=384400*10 3

В четвёртую группу включены массы больших планет (их значения приведены в ст. Планеты ).

Лит.: Куликов К. А., Фундаментальные постоянные астрономии, М., 1956; его же, Новая система астрономических постоянных, М., 1969; Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, под ред. Г. Н. Дубошина, 2 изд., М., 1976.

К. А. Куликов.

Фундамента'льные катало'ги, звёздные каталоги , фиксирующие на небе с максимальной точностью фундаментальную систему небесных экваториальных координат — основу для изучения движений небесных светил и определения астрономических координат, времени и азимута для точек на поверхности Земли. Фундаментальная система координат задаётся совокупностью данных Ф. к., включающей для некоторого числа равномерно распределённых по небесной сфере звёзд средние экваториальные координаты (прямые восхождения и склонения) для выбранной начальной эпохи и изменения этих координат как вследствие прецессии, так и вследствие собственных движений звёзд. Это позволяет воспроизводить фундаментальную систему для любой эпохи, отличной от эпохи каталога. Ф. к. получаются в результате совместной обработки многих звёздных каталогов, результатов наблюдений на разных обсерваториях в разные эпохи. Сравнительный анализ исходных каталогов позволяет ослабить систематические и случайные ошибки данных, приводимых в Ф. к. Нульпункты фундаментальной системы (ориентация плоскости экватора и положения точки весеннего равноденствия) определяются по наблюдениям тел Солнечной системы. Для улучшения системы собственных движений привлекаются наблюдения галактик.