Начало 20 в. было отмечено значительным прогрессом в разработке математических методов Н. м. Этот прогресс был связан прежде всего с работами французского математика А. Пуанкаре , русского математика А. М. Ляпунова и финского астронома К. Сундмана. Последнему удалось решить общую задачу трёх тел с помощью бесконечных степенных сходящихся рядов. Однако ряды Сундмана оказались совершенно непригодными для практического использования из-за их крайне медленной сходимости. Сходимость рядов в Н. м. тесно связана с так называемой проблемой малых делителей. Математические трудности этой проблемы в значительной степени преодолены в работах математиков школы А. Н. Колмогорова .

  Развитие Н. м. в СССР тесно связано с деятельностью двух научных центров, возникших непосредственно после Великой Октябрьской социалистической революции: Теоретической астрономии института АН СССР в Ленинграде и кафедры небесной механики Московского университета (см. Астрономический институт : имени П. К. Штернберга ). В этих двух центрах сложились ленинградская и московская школы, которые определили развитие Н. м. в СССР. В Ленинграде вопросы Н. м. разрабатывались главным образом в связи с такими практическими задачами, как составление астрономических ежегодников, вычисление эфемерид малых планет и др. В Москве доминирующее влияние на протяжении многих лет имели космогонические проблемы, а также астродинамика.

  Среди иностранных научных учреждений, ведущих исследования в области Н. м., видное место занимают: Вашингтонская морская обсерватория , Гринвичская астрономическая обсерватория , Бюро долгот в Париже, Астрономический институт в Гейдельберге и др.

  Релятивистская Н.м. В середине 20 в. в связи с повышением точности оптических наблюдений небесных тел, развитием новых методов наблюдений (наблюдения доплеровского смещения, радиолокация и лазерная локация) и возможностью проведения экспериментов в Н. м. при помощи космических зондов и искусственных спутников всё большее значение приобретает учёт релятивистских эффектов в движении тел Солнечной системы. Эти проблемы решаются релятивистской Н. м., опирающейся на общую теорию относительности Эйнштейна (см. Тяготение ). Роль общей теории относительности для Н. м. не ограничивается учётом малых поправок к теориям движения небесных тел. С появлением общей теории относительности удалось дать объяснение явлению тяготения, и таким образом Н. м. как наука о гравитационном движении небесных тел по существу становится релятивистской.

  Согласно основной идее общей теории относительности, свойства пространства событий реального мира определяются движением и распределением масс, а движение и распределение масс, в свою очередь, определяются метрикой пространства-времени . Эта взаимосвязь находит своё отражение в уравнениях поля — нелинейных уравнениях с частными производными, определяющих метрику поля. В теории тяготения Ньютона уравнения движения (законы механики Ньютона) постулируются отдельно от уравнений поля (линейные уравнения Лапласа и Пуассона для ньютонова потенциала). В общей же теории относительности уравнения движения тел содержатся в уравнениях поля. Однако строгое решение уравнений поля, представляющее интерес для Н. м., и вид строгих уравнений движения задачи n тел, даже для n = 2, в общей теории относительности не получены. Лишь для n = 1 удалось найти строгие решения уравнений поля: решение Шварцшильда для сферически симметричного неподвижного тела и решение Керра, описывающее поле вращающегося тела сферической структуры. Для решения задачи n тел (n > 2) приходится прибегать к приближённым методам и искать решение в виде рядов по степеням малых параметров. Таким параметром в случае движения тел Солнечной системы часто служит отношение квадрата характеристической скорости орбитального движения тел к квадрату скорости света. Вследствие малости этого отношения (около 10^-8 ) в уравнениях движения и их решениях достаточно для всех практических приложений учитывать лишь члены первой степени относительно этого параметра.

  Релятивистские эффекты в движении больших планет Солнечной системы могут быть получены с достаточной точностью на основе решения Шварцшильда. Основным эффектом при этом является вековое смещение перигелиев планет. В решении Шварцшильда имеется также релятивистский вековой член в движении узла орбиты, но выделить этот эффект в явном виде из наблюдений не удаётся. Частично этот вековой член учитывается в радиолокационном эффекте при радиолокации Меркурия и Венеры с Земли (радиолокационный эффект состоит в дополнительном по сравнению с ньютоновским запаздыванием сигнала при возвращении его на Землю). Этот эффект подтвержден экспериментально. Релятивистские эффекты в движении малых планет и комет выявить достаточно уверенно пока не удаётся из-за отсутствия хорошо разработанной ньютоновской теории движения этих объектов и недостаточного количества точных наблюдений.

  Релятивистские эффекты в движении Луны получаются на основе решения релятивистской задачи трёх тел и обусловлены главным образом действием Солнца. Они складываются из вековых движений узла и перигея орбиты Луны со скоростью 1,91” в столетие (геодезическая прецессия), а также из периодических возмущений в координатах Луны. Эти эффекты, по-видимому, смогут быть выявлены при лазерной локации Луны. Для усовершенствования теорий движения остальных естественных спутников планет достаточно к ньютоновой теории добавить релятивистские вековые члены в элементах орбит. Первая группа таких членов обусловлена шварцшильдовским смещением перицентра. Вторая группа — это вековые члены в долготе перицентра и узла, вызванные собственным вращением планеты. Наконец, движение планеты вокруг Солнца также приводит к вековым членам в этих элементах (геодезическая прецессия). Все эти члены для некоторых спутников могут достигать значительной величины (особенно для близких спутников Юпитера), но отсутствие точных наблюдений препятствует их обнаружению. Определение релятивистских эффектов в движении искусственных спутников Земли также не даёт положительных результатов из-за невозможности точного учёта влияния атмосферы и аномалий гравитационного поля Земли на их движение. Большой теоретический интерес представляют релятивистские поправки во вращательном движении небесных тел, однако, их обнаружение связано с ещё большими трудностями. Реальным представляется лишь выявление релятивистских эффектов при изучении прецессии гироскопов на Земле и на спутниках Земли.

  Лит.: Брауэр Д., Клеменс Дж., Методы небесной механики, пер. с англ., М., 1964; Брумберг В. А., Релятивистская небесная механика, М., 1972; Гребеников Е. А., Рябов Ю. А., Новые качественные методы в небесной механике, М., 1971; Дубошин Г. Н., Небесная механика, 2 изд., М., 1968; Зигель К. Л., Лекции по небесной механике, пер. с нем., М., 1959; Пуанкаре А., Лекции по небесной механике, пер. с франц., М., 1965; его же, Новые методы небесной механики, Избр. труды, т. 1—2, М., 1971—72; Смарт У. М., Небесная механика, пер. с англ., М., 1965; Субботин М. Ф., Введение в теоретическую астрономию, М., 1968; Уинтнер А., Аналитические основы небесной механики, пер. с англ., М., 1967; Чеботарев Г. А., Аналитические и численные методы небесной механики, М. — Л., 1965; Шарлье К., Небесная механика, пер. с нем., М., 1966; Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, М., 1971.

  Г. А. Чеботарев.

Небе'сная сфе'ра , воображаемая вспомогательная сфера произвольного радиуса, на которую проектируются небесные светила; служит для решения различных астрометрических задач. Представление о Н. с. возникло в глубокой древности; в основу его легло зрительное впечатление о существовании куполообразного небесного свода. Это впечатление связано с тем, что в результате огромной удалённости небесных светил человеческий глаз не в состоянии оценить различия в расстояниях до них, и они представляются одинаково удалёнными. У древних народов это ассоциировалось с наличием реальной сферы, ограничивающей весь мир и несущей на своей поверхности многочисленные звёзды. Т. о., в их представлении Н. с. была важнейшим элементом Вселенной. С развитием научных знаний такой взгляд на Н. с. отпал. Однако заложенная в древности геометрия Н. с. в результате развития и совершенствования получила современный вид, в котором и используется в астрометрии.