Большая Советская Энциклопедия (НЕ)

  Дальнейшее развитие теория больших планет получила в конце 19 в. в работах американских астрономов С. Ньюкома и Дж. Хилла (1895—98). Работы Ньюкома открыли новый этап в развитии Н. м. Он впервые обработал ряды наблюдений, охватывающие длительные интервалы времени и на этой основе получил систему астрономических постоянных, которая Только незначительно отличается от системы, принятой в 70-х гг. 20 в. Чтобы согласовать теорию с наблюдаемым движением Меркурия, Ньюком решил прибегнуть к гипотезе А. Холла (1895), который для объяснения невязок в движении больших планет предложил изменить показатель степени в законе тяготения Ньютона. Ньюком принял показатель степени равным 2,000 000 161 20. Закон Холла сохранялся в астрономических ежегодниках до 1960, когда он был, наконец, заменен релятивистскими поправками, вытекающими из общей теории относительности (см. ниже). Продолжая традиции Ньюкома и Хилла, Бюро американских эфемерид (Вашингтонская морская обсерватория) под руководством Д. Брауэра и Дж. Клеменса в течение 40-х и 50-х гг. 20 в. осуществило обширные работы по переработке планетных теорий. В частности, в результате этой работы в 1951 были опубликованы «Координаты пяти внешних планет», что явилось важным шагом в исследовании орбит внешних планет. Эта работа была первым успешным применением электронных вычислительных машин в фундаментальной астрономической задаче. В СССР в 1964 была разработана аналитическая теория движения Плутона. Современная теория движения больших планет имеет настолько высокую точность, что путём сравнения теории с наблюдениями удалось подтвердить смещения планетных перигелиев, вытекающие из общей теории относительности, не только для Меркурия, но также для Венеры, Земли и Марса (см. табл.).

  Вековые смещения планетных перигелиев

Планета	Наблюдаемые смещения	Смещения, вычисленные по общей теории относительности
Меркурий	43,11” ± 0,45”	43,03”
Венера	8,4 ± 4,8	8,6
Земля	5,0 ± 1,2	3,8
Марс	1,1 ± 0,3	1,4

  Первые теории движения Луны были разработаны А. Клеро, Ж. Д'Аламбером, Л. Эйлером и П. Лапласом. Наиболее совершенной с практической точки зрения была теория немецкого астронома П. Ганзена (1857), которая использовалась в астрономических ежегодниках с 1862 по 1922. В 1867 была опубликована аналитическая теория движения Луны, разработанная французским астрономом Ш. Делоне. Современная теория Луны основана на работах Дж. Хилла (1886). Построение таблиц Луны на основе метода Хилла было начато в 1888 американским астрономом Э. Брауном. В 1919 три тома таблиц вышли в свет и в астрономических ежегодниках на 1923 впервые была дана эфемерида Луны, основанная на таблицах Брауна. Для того чтобы согласовать теорию и наблюдения, Браун должен был (также как и Ганзен) ввести в разложения координат эмпирический член, который никак не объяснялся гравитационной теорией движения Луны. Только в 30-е гг. 20 в. окончательно выяснилось, что эмпирический член отражает эффект неравномерного вращения Земли в движении небесных тел. С 1970 эфемерида Луны в астрономических ежегодниках вычисляется непосредственно по тригонометрическим рядам Брауна без помощи таблиц.