Verbum

ГА́ЛЕЙ, Халі (Halley) Эдмунд (8.11.1656, Хагерстан, каля Лондана — 25.1.1742), англійскі астраном і геафізік. Чл. Лонданскага каралеўскага т-ва (1678). Вучыўся ў Оксфардскім ун-це. З 1703 праф. Оксфардскага ун-та. З 1720 дырэктар Грынвіцкай абсерваторыі. Склаў першы каталог зорак (341) Паўд. неба, адкрыў уласны рух зорак (1718). Вылічыў арбіты больш як 20 камет, прадказаў новае з’яўленне Галея каметы, даказаў наяўнасць перыяд. камет. Вывучаў зямны магнетызм.

Літ.:

Паннекук А. История астрономии: Пер. с англ. М., 1966.

т. 4, с. 457

«БХА́СКАРА»

(англ. Bhaskara),

назва індыйскіх штучных спадарожнікаў Зямлі. «Бхаскара-1» і «Бхаскара-2» выведзены на арбіты 7.6.1979 і 20.11.1981 сав. ракетамі-носьбітамі з сав. касмадрома. Маса «Бхаскары» 444 кг, выш. каля 1,2 м, дыям. каля 1,6 м. Прызначаны для даследавання Зямлі з космасу метадамі дыстанцыйнага зандзіравання, астр. даследаванняў, адпрацоўкі сістэм збору і перадачы інфармацыі, вывучэння характарыстык доследных узораў касм. апаратаў, распрацаваных у Індыі. Названы ў гонар інд. астранома і матэматыка 12 ст. Бхаскары.

т. 3, с. 369

МАЛЫ́Я ПЛАНЕ́ТЫ,

астэроіды, невялікія нябесныя целы, якія рухаюцца вакол Сонца па эліптычных арбітах, размешчаных пераважна паміж арбітамі Марса і Юпітэра, т. зв. пояс астэроідаў. Агульная колькасць М.п., што назіраюцца ў сучасныя тэлескопы, каля 100 тыс. (занумараваны і ўключаны ў каталог каля 6 тыс.), буйнейшыя з іх: Цэрэра, Палада, Веста, Гігея.

У поясе М.п. адбываюцца сутыкненні астэроідаў, што прыводзіць да іх драблення. Колькасць М.п. значна павялічваецца ад буйных да дробных. Сумарная маса М.п. меней за 1/700 масы Зямлі, дыям. ад 1025 км (у Цэрэры) і меней. Арбіты ў сярэднім больш выцягнутыя і больш нахіленыя да экліптыкі, чым арбіты вял. планет. Вядома каля 300 М.п., якія перыядычна збліжаюцца з Зямлёй і ўяўляюць для яе патэнцыяльную небяспеку. Калі дробныя асколкі рухаюцца па арбітах, якія перасякаюць арбіту Зямлі, яны могуць выпадаць на Зямлю ў выглядзе метэарытаў. Няправільная абломкавая форма і плямістасць паверхні некат. М.п. выяўляюцца ў перыяд. зменах бляску; ваганні бляску паказваюць і на іх восевае вярчэнне. Па аналогіі з большасцю метэарытаў М.п. лічацца камяністымі целамі, шчыльн. 3000—3500 кг/м³. Раней М.п лічылі абломкамі планеты, якая быццам бы існавала паміж Марсам і Юпітэрам, аднак малая сумарная маса М.п. і адсутнасць прычын для распаду планеты прывялі да адмаўлення ад гэтай гіпотэзы. Відаць, М.п. ўтварыліся ў выніку паслядоўнага драблення пры сутыкненнях больш буйных першасных цел, якія ўзніклі ў працэсе эвалюцыі т. зв. пратапланетнага рэчыва адначасова з вял. планетамі. Вывучэнне руху М.п. праводзіцца для вырашэння шэрагу задач астраметрыі (вызначэнне астр. пастаянных, сістэм. памылак зорных каталогаў і інш.). Аналіз узбурэнняў у руху М.П. дае магчымасць вызначыць масу вял. планет.

Літ.:

Малые планеты. М., 1973;

Коротцев О.Н., Дахие М.Ю. Созвездие памяти: Космич. мемориал героев Великой Отеч. войны. СПб., 1995.

А.М.Коратцаў.

т. 10, с. 42

ЗЯМНА́Я ВОСЬ, вось вярчэння Зямлі,

умоўная прамая, вакол якой адбываецца поўны абарот Зямлі на працягу сутак; праходзіць цераз цэнтр Зямлі і перасякае зямную паверхню ў геагр. полюсах. Становішча З.в. ўскладняецца павольным паваротам яе па кругавым конусе (поўны абарот адбываецца за 26 тыс. гадоў — прэцэсія) і хістаннем восі з перыядам 18,6 года (нутацыя), змяняецца адносна цела Зямлі (сярэдняе становішча Паўн. полюса перамяшчаецца ў бок Паўн. Амерыкі са скорасцю 11 см/год). Нахілам восі вярчэння да плоскасці арбіты Зямлі (экліптыкі) тлумачыцца змена пораў года.

т. 7, с. 132

А́ПЕКС (ад лац. apex вяршыня) у астраноміі, пункт нябеснай сферы, у напрамку да якога перамяшчаецца нябеснае цела ў сваім руху адносна навакольных зорак. Залежыць ад выбару зорак, адносна якіх вызначаецца рух. Апекс гадавога руху Зямлі вакол Сонца знаходзіцца ў плоскасці экліптыкі пад вуглом, роўным амаль 90° да напрамку Зямля—Сонца, і перамяшчаецца, замыкаючы за год круг. Апекс руху Сонечнай сістэмы адносна бліжэйшых зорак знаходзіцца ў сузор’і Геркулеса. Процілеглы апексу пункт — антыапекс. Апексам наз. таксама пункт арбіты ШСЗ, найб. аддалены на Пн ад плоскасці зямнога экватара.

т. 1, с. 421

«МАЛА́НКА»,

серыя сав. штучных спадарожнікаў Зямлі для рэтрансляцыі тэлевізійных праграм, далёкай тэлегр., тэлеф. і фотатэлегр. сувязі. Уваходзіць у склад сістэмы касм. сувязі «Арбіта». У 1965—92 запушчана каля 100 «М.». Арбіты (акрамя «М-1С») эліптычныя, сінхронныя, з вял. эксцэнтрысітэтам і апагеем над Паўн. паўшар’ем; выш. ў апагеі каля 40 тыс. км, у перыгеі — 460—650 км, перыяд абарачэння каля 12 гадз. Пры такіх арбітах працягласць сеансаў сувязі праз 1 ШСЗ 8—10 гадз у суткі, пры выкарыстанні 3 ШСЗ дасягаецца кругласутачная сувязь.

У.С.Ларыёнаў.

т. 10, с. 9

ГРЫ́САМ ((Grissom) Вірджыл) (3.4.1926, г. Мітчэл, штат Індыяна, ЗША — 27.1.1967),

касманаўт ЗША. Скончыў ун-т у г. Лафеет (штат Індыяна, 1950), Тэхнал. ін-т ВПС (1955), школу лётчыкаў-выпрабавальнікаў (1956). З 1959 у групе касманаўтаў НАСА. 21.7.1961 здзейсніў субарбітальны палёт на касм. караблі «Меркурый», 23.3.1965 з Дж.Янгам — палёт на касм. караблі «Джэміні-3» (як камандзір), у час якога ўпершыню касм. карабель пераведзены з адной арбіты на другую. Загінуў з Э.Уайтам і Р.Чафі пры наземных выпрабаваннях першага касм. карабля «Апалон». У космасе правёў 5,14 гадз. 2 залатыя медалі НАСА «За выдатныя заслугі». Імем Грысама названы кратэр на Месяцы.

т. 5, с. 485

АСТРАНАМІ́ЧНЫЯ ПАСТАЯ́ННЫЯ,

універсальныя параметры, якія характарызуюць арбіты, масы, памеры, форму, арыентацыю і рух касмічных целаў. Вызначаюцца са шматлікіх астр. назіранняў, некаторыя — тэарэтычна.

Сістэма астранамічных пастаянных уключае: 2 вызначальныя (гаўсава гравітацыйная пастаянная k = 0,017202009895, скорасць святла ў вакууме c = 299792458 м/с), 9 асноўных (напр., гравітацыйная пастаянная Ньютана-Кавендыша G = 6,6720·1011 м³/кг·с, экватарыяльны радыус Зямлі a_e = 6378140 м і інш.), шэраг вытворных пастаянных (напр., астранамічная адзінка A = 1,49597870·10​¹¹ м, пастаянная аберацыі x = 20,49552 і інш.), а таксама масы і экватарыяльныя радыусы вял. планет і Сонца. Астранамічныя пастаянныя выкарыстоўваюцца пры рашэнні задач дынамікі Сонечнай сістэмы, дастасавальных задач геадэзіі, картаграфіі, касманаўтыкі, навігацыі, вылічэнні эфемерыд, апрацоўцы астр. назіранняў у адзінай сістэме каардынат.

В.К.Абалакін.

т. 2, с. 52

ВЕНЕ́РА, Мілавіца,

другая па парадку ад Сонца планета Сонечнай сістэмы, астр. знак ♀. Сярэдняя адлегласць ад Сонца 108,2 млн. км. Арбіта Венеры блізкая да кругавой (яе эксцэнтрысітэт найменшы ў Сонечнай сістэме і роўны е=0,0068), нахіл арбіты да плоскасці экліптыкі складае 3°24′. Сярэдні дыяметр 12 100 км, маса 4,87·10​²⁴ кг (0,82 зямной), сярэдняя шчыльнасць 5240 кг/м³, паскарэнне свабоднага падзення на экватары 8,76 м/сек​². Бляск ад -3,3 да -4,3 зорнай велічыні (вялікі бляск з-за параўнальнай блізкасці Венеры да Зямлі і высокай адбівальнай здольнасці яе паверхні). Найменшая адлегласць Венеры ад Зямлі 38 млн. км, найб. 261 млн. км.

Венера — самае яркае свяціла на небе пасля Сонца і Месяца; бывае відаць пасля захаду Сонца як вельмі яркая вячэрняя зорка і перад світаннем як ранішняя зорка. Падобна Меркурыю і Месяцу мае фазы, якія ўпершыню адзначыў Г.Галілей у 1610. Перыяд абарачэння Венеры вакол Сонца 224,7 зямных сут, вакол восі 243 сут (абарачэнне адваротнае). Працягласць сонечных сутак на Венеры адпавядае 120 зямным сут. Змены сезонаў няма (вось абарачэння амаль перпендыкулярная плоскасці арбіты). З дапамогай АМС «Венера-15» і «Венера-16» зроблена радыёлакацыйнае картаграфаванне планеты: паверхня Венеры — гарачая сухая камяністая пустыня; горныя раёны складаюць менш за 2%. Выяўлена шмат згладжаных кратэраў дыяметрам ад дзесяткаў да соцень кіламетраў, ёсць дзеючыя вулканы. Венера абкружана шчыльнай атмасферай (адкрыў М.В.Ламаносаў у 1761), якая складаецца з вуглякіслага газу (96%), азоту (~4%) і інш. Ціск каля паверхні ~94 атм., т-ра 470 °C. Унутраная будова Венеры падобная на зямную: ядро, мантыя, кара. Даследаванні Венеры праводзіліся пры дапамозе АМС «Венера», «Вега» і «Марынер».

Літ.:

Маров М.Я. Планеты Солнечной системы. 2 изд. М., 1986;

Планета Венера: Атмосфера, поверхность, внутреннее строение. М.. 1989.

Н.А.Ушакова.

т. 4, с. 79

ЛІБРА́ЦЫЯ МЕ́СЯЦА (лац. libratio ваганне),

бачныя з Зямлі перыядычныя ваганні Месяца вакол свайго цэнтра мас. Адрозніваюць аптычную (геаметрычную) і фізічную Л.М.

Аптычная падзяляецца на лібрацыю па даўгаце (бачнае перамяшчэнне плям па паверхні Месяца ўздоўж паралеляў з-за нераўнамернага руху яго па арбіце), лібрацыю па шыраце (бачныя ваганні полюсаў Месяца з-за нахілу яго восі вярчэння да плоскасці арбіты), сутачную лібрацыю (бачнае перамяшчэнне пунктаў па паверхні Месяца з прычыны руху назіральніка пры сутачным вярчэнні Зямлі). Фізічная Л.М. — невялікія рэальныя адхіленні ад раўнамернага вярчэння Месяца, якія выклікаюцца парай гравітацыйных сіл, што ўзнікаюць з прычыны адхілення вял. восі эліпсоіда Месяца ад напрамку на Зямлю пры аптычнай Л.М. Дакладнае вымярэнне гэтых ваганняў дае магчымасць вызначыць моманты інерцыі Месяца. З прычыны Л.М. з Зямлі можна назіраць 59% месяцовай паверхні.

т. 9, с. 237