Страница 15 из 44
Ведётся разработка моделей теории, содержащей Ф. д. К их числу относятся варианты нелокальной квантовой теории поля, теория квантованного пространства-времени и др. Такие теоретические схемы, помимо их самостоятельной ценности, используются при планировании и обработке результатов экспериментов по определению Ф. д. См. также Микропричинности условие , Нелокальная квантовая теория поля , Причинности принцип , Квантование пространства-времени и лит. при этих статьях.
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.
Фундаментальные астрономические постоянные
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