|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Прецессия | Прецессия (далее П) (позднелат. praecessio - движение впереди, от лат. praecedo - иду впереди, предшествую), то движение твердого тела, имеющего неподвижную точку О, которое слагается из вращения с угловой скоростью вокруг оси Oz, неизменно связанной с телом, и вращения с угловой скоростью со вокруг оси Oz1 (см. рис. 1), где Ox1y1z1 - оси, условно называются неподвижными, по отношению к которым рассматривается движение тела, - прямая, перпендикулярная к плоскости z1Oz, называется линией узлов, =  x1 - угол П (см. Эйлеровы углы). Наряду с П тело совершает также нутационное движение, при котором происходит изменение угла нутации q = z1Oz (см. Нутация).
Если во все время движения q = const (нутация отсутствует) и величины , w также остаются постоянными, то движение тела называется регулярной П Ось Oz описывает при этом вокруг оси П Oz1 прямой круговой конус. Такую П при произвольных начальных условиях совершает закрепленное в центре тяжести симметричное тело (гироскоп), на которое никакие силы, создающие момент относительно закрепленной точки, не действуют; осью П в этом случае является неизменное направление кинетического момента тела (см. Момент количества движения). Симметричное тело, закрепленное в произвольной точке его оси симметрии и находящееся под действием силы тяжести (тяжелый гироскоп или волчок), совершает при произвольных начальных условиях П вокруг вертикальной оси, сопровождающуюся нутационными колебаниями, амплитуда и период которых тем меньше, а частота тем больше, чем больше угловая скорость собственного вращения . Когда >> w, видимое движение гироскопа мало отличается от регулярной П; такую П называют псевдорегулярной П Угловая скорость псевдорегулярной П тяжелого гироскопа приближенно определяется равенством w = /, где Р - вес гироскопа, а - расстояние от неподвижной точки до центра тяжести, - момент инерции гироскопа относительно оси симметрии.
С. М. Торг.
П в астрономии - медленное движение оси вращения Земли по круговому конусу, ось симметрии которого перпендикулярна к плоскости эклиптики, с периодом полного оборота " 26 000 лет. П называется также предварением равноденствий, т.к. она вызывает медленное смещение точек весеннего и осеннего равноденствий, обусловленное движением плоскостей эклиптики и экватора (рис. 2) (точки равноденствия определяются линией пересечения этих плоскостей). Упрощенно П можно представить как медленное движение оси мира (прямой, параллельной средней оси вращения Земли РР" ) по круговому конусу, ось которого перпендикулярна к эклиптике (см. рис. 2), с периодом полного оборота " 26000 лет.
Перемещение точек равноденствия происходит по эклиптике с востока на запад, т. е. навстречу видимому годовому движению Солнца, на 50,3" в год. В результате этого тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия), с которым связана смена времен года на Земле, на 20 мин 24 сек короче звездного года, т. е. периода полного обращения Земли вокруг Солнца (см. Год). Вследствие П изменяются эклиптические и экваториальные координаты небесных тел (см. Небесные координаты). Долготы звезд, отсчитываемые от точки весеннего равноденствия, возрастают на 50,3" в год, широты же меняются незначительно. Прямые восхождения и склонения звезд изменяются более сложным образом. В результате П медленно изменяется картина суточного вращения звездного неба: около 4600 лет тому назад полюс мира был вблизи звезды a Дракона, теперь он расположен вблизи Полярной звезды (a Малой Медведицы), а через 12 000 лет "полярной" звездой станет Вега (a Лиры) (рис. 3). С перемещением полюса мира среди звезд связано изменение условий видимости созвездий в данной географической области; это позволяет по упоминаниям тех или иных созвездий в древнейших памятниках письменности приближенно установить время появления этих памятников.
Явление П было открыто во 2 в. до н. э. греч. астрономом Гиппархом при сравнении долгот звезд, определенных им из наблюдений, с долготами этих же звезд, найденными за 150 лет до него греч. астрономами Тимохарисом и Аристиллом. Механическое объяснение П впервые дано И. Ньютоном в 1686. Землю, сплюснутую по оси вращения, Ньютон рассматривал как шар, опоясанный по экватору кольцом; Солнце сильнее притягивает обращенную к нему половину кольца и т. о. стремится уменьшить наклон плоскости земного экватора к плоскости эклиптики. Аналогичное действие, но в два раза более сильное и имеющее более сложный характер, оказывает и Луна. Совместное влияние притяжения Земли и Луны на экваториальный избыток массы вращающейся Земли и производит П Так как силы, вызывающие П, вследствие изменения расположения Солнца и Луны относительно Земли непрерывно меняются, то наряду с поступательным движением точки весеннего равноденствия - т. н. лунно-солнечной П - наблюдаются также ее небольшие колебания, названные нутацией.
Возмущения движения Земли по орбите, обусловленные притяжением ее др. планетами, вызывают медленное изменение ориентации в пространстве плоскости эклиптики, вследствие чего наклон эклиптики к экватору уменьшается на 0,5" в год. Соответствующее перемещение точки весеннего равноденствия по экватору с запада на восток называется П от планет. Суммарное движение точки весеннего равноденствия, состоящее из лунно-солнечной П и П от планет, носит название общей П Теория П в основном развита в 18 в. в работах Ж. Д"Аламбера, П Лапласа и Л. Эйлера.
Точные числовые значения основных прецессионных величин впервые были определены из наблюдений в начале 19 в. Ф. Бесселем. О. В. Струве в 1841 опубликовал новые их значения. В конце 19 в. С. Ньюком при построении теории и вращательного движений Земли определил и значения прецессионных величин - лунно-солнечной П по склонению (П по склонению от притяжения планет не зависит), общей П по прямому восхождению, лунно-солнечной П по долготе, общей П по долготе, П от планет по прямому восхождению и по долготе.
Числовые значения прецессионных величин уточняются на основе статистического анализа собственных движений звезд, при котором учитываются перемещения звезд, обусловленные движением Солнца в пространстве и вращением Галактики. Наиболее точный метод определения прецессионных величин основан на измерении изменений координат галактик, которые можно считать практически неподвижными объектами вследствие их большой удаленности. Эти измерения входят составной частью в международную программу работ по составлению "фундаментального каталога слабых звезд", проводимую по инициативе советских астрономов (см. Астрометрия).
Лит.: Блажко С. Н., Курс сферической астрономии, 2 изд., М., 1954; Казаков С. А., Курс сферической астрономии, 2 изд., М. - Л., 1940; Редукционные вычисления в астрономии, в кн.: Астрономический ежегодник СССР на 1941 год, М. - Л., 1940.
А. Д. Дубяго, В. К. Абалакин.
|
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
