Էջ:Հայկական Սովետական Հանրագիտարան (Soviet Armenian Encyclopedia) 3.djvu/613

Վիքիդարանից՝ ազատ գրադարանից
Jump to navigation Jump to search
Այս էջը սրբագրված չէ


նեռի հասարակածային կոորդինատնե–րով՝ a= 12 Ժ 49 71 և Ց = +27°, 4 (1950-ի համար)։ a լուսատուի դիրքը որոշելու համար դրանով և G բևեռով տանում են մեծ շրջան, որը կոչվում է գալակտիկա–կան լայնության շրջան։ Կոորդինատնե–րից մեկը գալակտիկայի հասարակածի ու լուսատուի միջև ընկած այդ շրջանի աղեղն է և կոչվում է գալակտիկական լ ա յ ն ու թ յ ու ն (b)։ Մյուս կոորդինա–տը գալակտիկական երկայ– ն ու թ յ ու ն ն է (/), որը գալակտիկայի հասարակածի ու երկնային հասարակածի հատման D կետի և լուսատուի գալակտի–կական լայնության շրջանի միջև ընկած գալակտիկայի հասարակածի DM աղևղն է։ Գալակտիկական երկայևությունը փո–փոխվում է ուղղակի ծագումների աճման ուղղությամբ։ D կետի ուղղակի ծագումը 18 ժ 49 ր Է։ Գալակտիկական կոորդինատ–ներն օգտագործվում են գալակտիկայի կառուցվածքն ու անդամների շարժումներն ուսումնասիրելիս։ Առաջին երևք համա–կարգերի կոորդինատները որոշվում են դիտումներից, իսկ խավարածրային և գա–լակտիկական կոորդինատներն ստացվում են հասարակածայինից։ Բ․ Թամանյան

ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՀԱՍԱՐԱԿԱԾ, տես Երկնո– չորա։

ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՄԱՐՄԻՆՆԵՐԻ ԽՈՏՈՐՈՒՄ–ՆԵՐ, երկնային մարմինների և արհես–տական արբանյակների շարժման շեղու–մը երկու մարմնի խնդրով որոշվող տեսա–կան հետագծերից, որոնք կոնական հա–տույթներ են (էլիպս, հիպերբոլ, պարա–բոլ)։ Կոնական հատույթով շարժումը կարելի է դիտել որպես առաջին մոտար–կում, եթե փոխազդող մարմիններից մեկը զանգվածով զգալիորեն մեծ է մյուսից։ Օրինակ, մոլորակների շարժումն Արե–գակի շուրջը առաջին մոտարկումով ևա– մարվում է էլիպսային ուղեծրերով շար–ժում (մոլորակների փոխազդումը կարելի է արհամարհևլ)։ Ե․ մ․ խ–ի պատճառներից են երկնային այլ մարմինների ձգողությունը, այդ մար–մինների շեղումը գնդաձևությունից, շարժ–ման միջավայրի դիմադրությունը, զանգ–վածի փոփոխությունը ժամանակի ըն–թացքում, լույսի ճնշումը ևն։ Կրկնակի ասաղերի խոտորումները պայմանավոր–ված են մոտակա աստղերի ձգողությամբ, ինչպես նաև գալակտիկայի ընդևանուր ձգողական դաշտով։

ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՄԵԽԱՆԻԿԱ, աստղագիտու–թյան բաժին, ուսումնասիրում է երկնային մարմինների՝ մոլորակների և արբանյակ–ների, գիսավորների, ասուպների վրա ազ–դող ուժերն ու դրանց շարժման օրենքնե–րը։ ժամանակակից Ե, մ–ի կարևոր բաժին– ներից է ասաղադինամիկան, որն ուսում–նասիրում է արհեստական երկնային մար–մինների շարժումները։ Ե․ մ–ի խնդիրներից են մոլորակների ձևի որոշման, շարժման կայունության, ծովերի ու մայր ցամաք–ների տեղատվության և մակընթացության առաջացման հարցերը։ Ե․ մ–ի բաժիննևրից է տեսական աստղա–գիտությունը, որն ուսումնասիրում է տիե–զերական ձգողության օրենքով փոխազ–դող երկու մարմնի իրար նկատմամբ շարժման օրենքները (ե ր կ ու մարմ–նի խնդիր)։ Դրանց միջև ազդող F ուժը գործում է մարմինները միացնող գծով, իսկ մեծությամբ համեմատական է մարմիննևրի mi և m2 զանգվածների ար–տադրյալին և հակադարձ համեմատական է դրանց միջև եղած г հեռավորության քա–ռակուսուն․ F = K^, Г2 որտեղ K-ն տիեզերական ձգողության հաստատունն է– Այս դեպքում մարմիննե–րից մեկի շարժման օրևնքները մյուսի նկատմամբ որոշվում են հևտևյալ դիֆե– րևնցիալ հավասարումներից․ –=-K(m,+ m2)– , – =–K(mi+m2) –- , որտեղ x-ը և y-ը դիտարկվող մարմնի կոոր–դինատներն են ժամանակի է պահին։ Այդ հավասարումներից, մասնավորապես, բխում ևն Կեւցչերի օրենքները։ Տարածության մեջ մոլորակների շար–ժումներն ընդհանուր դեպքում ներկա–յացվում են վեց հաստատունով, որոնք կոչվում են ուղեծրի տարրեր։ Երկու մարմ–նի խնդրում այդ տարրերը հաստատուն են (ժամանակից անկախ են) և որոշվում են դիտումներից։ Մոլորակի կամ արբան–յակի ուղեծրի տարրերի միջոցով կարելի է որոշել նրա դիրքը (կոորդինատնևրը) ժամանակի ցանկացած պահին։ Իրակա–նում յուրաքանչյուր մարմին շարժվում է շրջապատող մարմինների ձգողության դաշտում, շարժումը պայմանավորված է ո մարմնի փոխազդեցությամբ։ Այսինքն, պահանջվում է որոշել ո մարմնից բաղկա–ցած համակարգի որևէ անդամի շարժման օրենքները մնացած ո–1 մարմնի առկա–յության դեպքում (ո մարմնի խնդիր)։ Ե․ մ–ի այս առավել ընդհանուր խնդիրն առայժմ լուծված չէ։ Լուծված չէ նաև երեք մարմնի խնդիրը։ Որա–կական արդյունքներ ստացվել են այսպես կոչված երեք մարմնի սահմանափակ խընդ– րի դեպքում, երբ ընդունվում է, որ մար–միններից մեկի զանգվածն անսահման փոքր է։ Չնայած դրան, Ե․ մ․ թույլ է տա–լիս ցանկացած ճշտությամբ որոշել յուրա–քանչյուր մոլորակի ու արբանյակի շարժ–ման օրենքները, նույնիսկ մեծ քանակու–թյամբ մարմինների (խանգարող ուժերի) առկայության դեպքում։ Մոլորակի շար–ժումը, այսինքն՝ նրա դիրքը տարածու–թյան մեջ ժամանակի տվյալ պահին ներ–կայացվում է նույն հավասարումներով, ինչ որ երկու մարմնի խնդրում, միայն այն տարբերությամբ, որ այս դեպքում ուղեծ–րի տարրևրը ժամանակի ֆունկցիաներ են։ Խնդիրը լուծվում է դիֆերենցիալ հա– վասարումների հատուկ համակարգի օգ–նությամբ (Լագրանժի հավասարումներ), որտեղ մտնում ևն նաև խանգարող ուժերը (հարևան մարմինների ձգողության ուժե–րը)։ Մասնավորապես, այս ձևով են կազմ–վում մոլորակների ու դրանց արբանյակ–ների ճշգրիտ կոորդինատները պարունա– կող և գործնական կարևոր նշանակու–թյուն ունեցող տարեգրերը։ Ե․ մ․ հնագույն գիտություններից է։ Երկնային մարմինների շարժումների ուսումնասիրությամբ զբաղվել են դեռևս հին հույնևրն ու եգիպտացիները (Արիս–տոտել, Արիստարքոս Սամոսացի, Պըտ– ղոմեոս և ուրիշներ)։ Ե․ մ–ի ձևավորման ընթացքում էական նշանակություն է ունե–ցել Կոպեռնիկոսի արևակենտրոն համա–կարգի, Կեպլևրի օրենքների և Գալիլե– յի մեխանիկայի հիմնական օրենքների հայտնադործումը։ Իր այժմյան տեսքով Ե․ մ․ սկսել է ձևավորվել XVII դարից, տիե–զերական ձգողության օրենքի հայտնա–դործումից հևտո։ էական էին նաև երկու մարմնի խնդրի լուծումը, ո մարմնի պրոբ–լեմի վերլուծությունը, մոլորակնևրի ձևի ու հավասարակշռության ուսումնասիրու–թյունը և խանգարումների տեսության ստեղծումը։ Գրկ ա Шарлье К․ Л․, Небесная ме–ханика, пер․ с нем․, М․, 1966; Д у б о ш и н Г․ Н․, Небесная механика, 2 изд •, перераб․ и доп․, М․, 1968․ Գ․ Գուրզադյան

ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՄԻՋՕՐԵԱԿԱՆ, տես Երկ– նոչորա։

ԵՐԿՆԱՔԱՐԵՐ, միջմոլորակային տա–րածությունից Երկրի վրա ընկնող երկա–թային կամ քարային մարմիններ։ Տա–րածված է այն տեսակետը, որ Ե․ փոքր մոլորակների բեկորներ են, որոնք էլիպ–սաձև ուղեծրերով շարժվում են միջմոլո–րակային տարածությունում և Երկրի հևտ պատահական հանդիպումների ժամանակ ներխուժում երկրային մթնոլորտ։ Ե–ի անկումն ուղեկցվում է լուսային, ձայնա–յին և մեխանիկական երևույթներով, ընդ որում երկնքում ևրևում է թռչող կրակև գունդ՝ բուիդ։ Մթնոլորտով անցնելիս, Ե․ հաճախ վւշրվում են տասնյակ, հարյու–րավոր և նույնիսկ հազարավոր մանր բեկորների, ընկնում երկնաքար ա– յին անձրևի տեսքով։ Մեծ արագու–թյամբ (2–5 կմ/վրկ) Երկրի մթնոլորտ ներխուժելով՝ Ե․ իրենց անկման վայրում առաջացնում են մի քանի ւ/-ից մինչև մի քանի կմ տրամագծով փոսեր՝ և ր կ ն ա– քարային խառնարաններ։ Մովորաբար, Ե․ կոչվում են այն բնակա–վայրի կամ աշխարհագրական տեղանքի անվամբ, որտեղ ընկել են։ Ի տարբերու–թյուն երկրային քարերի, Ե․ ունեն ողորկ ելուստներ, մակերևութային փոսիկներ և պատված են հալված բարակ կեղևով։ Ե–ի չափերը մմ~Հ մասերից մինչև մի քանի մ են, իսկ կշիռը՝ մգ– մասերից մինչև մի քանի ա։ Տայտնի են մեկ ա–ից ավել կշիռ ունեցող մոտ 35 Ե․։ Ամենամեծը ևայտնաբերվել է Աֆրիկայում (Գոբա, 1920-ին) և կշռում է մոտ 60 ա։ Մեծու–թյամբ երկրորդը (կշռում է մոտ 30 տ) Քեյփ–Յորք երկնաքարն է, որը հայտնա–բերվել է 1818-ին, Գրենլանդիայում։ ՍՍՏՄ–ում մեծ Ե․ ընկել է 1908-ին (Տուն–