стабилизированную платформу, В наблюдения вводятся поправки за вертикальные и горизонтальные возмущающие ускорения (измеряются спец. акселерогра-фами) и за наклоны- Точность измерения Д# на море на два порядка ниже, чем на суше. При помощи статич. Г, проводятся опытные наблюдения на самол╦тах. Статич. Г. широко применяются в гравиразведке.
К динамическим Г. относятся струнные Г. н баллистич. Г. Струйные Г. применяются для относительных измерений. Д# определяется по изменению частоты колебаний нагруженной струны. Баллистические Г. используются для абс, измерений. Принцип действия баллистич. Г. основан на измерении времени прохождения пробного (свободно падаю-щого) тела через неск. точек, расстояния между к-рыми также измеряются. Высокая точность измерения достигается использованием кварцевых и атомных стандартов частоты и лазеров.
К динамич. Г. следует отнести и маятниковый прибор, в к-ром используется зависимость периода колебаний свободного маятника от g.
Лит. см- при ст. Гравиметрия. Н. П. Грушинский.
ГРАВИМЕТРИЯ (от лат. gravis ≈ тяж╦лый к греч. metreo ≈ измеряю) ≈ в узком понимании наука о методах измерения силы тяжести. Чаще понимается шире, как наука о силе тяжести (СТ) в пределах близкой окрестности Земли или планет Солнечной системы в рамках ньютоновской моханики.
СТ складывается из гравитац. притяжения и центробежной силы',
F≈^^Г ^ ^И≈-\\- /гъу iv r j it * к
М
где G ≈ гравитационная постоянная, ц, ≈ единичная масса, dm.≈ элемент массы, R=r'≈г, г, г'≈радиусы-векторы точки наблюдения и элемента массы, о» ≈-угл. скорость вращения Земли (планеты). Интеграл бер╦тся по всем массам. Напряж╦нность СТ (отношение силы к единичной массе), численно равное ускорению свободного падения g, измеряется в галах: I Гал= = 1()-'2 м/с2. Осн. приборами для измерения СТ являются гравиметры. Потенциал СТ имеет вид:
_ Г ^£ " J л
Ф'
м
где ф ≈ широта места наблюдения. Ур-ние И7≈const определяет семейство уровненных поверхностей. Та из них, к-рая совпадает с уровнем невозмущ╦нной воды в океане (W≈ W0), паз. геоидом и принимается за фигуру Земли.
Для удобства поле СТ разделяют на нормальную часть ∙у, закономерно изменяющуюся по поверхности планеты, и аномальную Д# (т. и. а н о м а л и я силы тяжести), являющуюся разностью между реальной (g) и нормальной составляющими: Д#≈g≈у. Нормальная часть обычно представляется как поле однородного эллипсоида вращения, имеющего одинаковые массу и скорость вращения с реальной Земл╦й и наилучшим образом приближающегося к геоиду. Принята т. н. междунар. граьиметрич. система 1971 года (IGSN≈ 71), в к-рой в качестве нормальной принята ф-ла СТ с коэффициентами, вычисленными по совокупности гра-впметрич. и спутниковых данных в 1967:
7=978031,8 (1 + 0,005302sin2(p ≈ 0,0000059sin2 2ф) мГал.
Полное изменение нормальной составляющей тюля СТ Земли ?«5,2 Гал, Аномалии СТ на Земле достигают (2≈4) '1Q2 мГал, изменение СТ за сч╦т центробежной силы ^ 3,3 мГал, изменение СТ за сч╦т сплюснутости Земли ж 1,8 мГал, СТ изменяется по высоте на гаЗ-Ю"1 мГал на 1 м, макс, амплитуда лунно-солнечных возмущений ^= 2,4-Ю"1 мГал.
Наблюдения возмущений в движении ИСЗ, происходящих под влиянием неоднородности гравитац. поля,
позволили выделить разл, отклонения фигуры Земли от эллипсоида вращения. В связи с этим понятие нормальной формулы СТ расширено и введено понятие нормальной Земли, задаваемой рядом параметров.
Аномалии СТ зависят от распределения масс в земной коре. Широкие региональные аномалии связаны с неоднородностью плотностей в мантии. С помощью Г. вед╦тся поиск и разведка нефтегазоноскых структур, месторождений полезных ископаемых. Неоднородности плотности в Земле, вызывающие аномалии СТ, одновременно вызывают отклонения уровненной поверхности от эллипсоида, соответствующего нормальному распределению СТ. Эти отклонения ≈ высоты геоида ≈ могут быть вычислены по аномалиям СТ. Для приведения всех геодезич. измерений на эллипсоид относимости надо знать высоты геоида. Т. о., Г. является необходимым элементом геодезии. Этот раздел е╦ наз. геодезич. Г. Методом спутниковой альтиметрии, т. е. непосредственным измерением высоты спутника, координаты к-рого точно известны, высоты геоида на океанах измеряются с погрешностью ^1 м.
Деформации Земли и возмущения СТ, вызванные притяжением Луны и Солнца, зависят от упругих свойств Земли. Измеряя эти деформации, можно судить об упругих свойствах внутр. слоев Земли и о е╦ внутр. строении. Непрерывные измерения СТ дают важную информацию о приливных вертикальных движениях земной коры и могут дать в дальнейшем сведения о глобальных перестройках земных недр и, возможно, свидетельствовать о переменности: (или постоянстве) гравитац. постоянной G.
Информацию о гравитац. поле Земли и планет нес╦т не только потенциал и его производная ≈ СТ, по и производные потенциала более высоких порядков. Чувствительность этих величин к изменениям напряж╦нности гравитац. поля выше, чем у потенциала или у СТ. В навигации, аэронавтике и космонавтике вто-рие производные могут использоваться для определения положения. В геологоразведке они позволяют выявлять структуры или непосредственно полезные ископаемые малой протяж╦нности.
Появление межпланетных космических аппаратов расширило область применения Г. Спускаемые космические аппараты произвели измерение СТ непосредственно на поверхности Луныт а искусственные спутники Марса и Венеры измерили СТ в окрестностях этих планет. Начаты исследования гравитац. полей Юпитера и Сатурна.
Лит.: Грушинский Н. П., С а ж и н а Н. Б., Гравитационная разведка, 3 изд., М., 1981; Юзефович А. II., О г о р о д о в а Л. В., Гравиметрия, М., 198П; Ц у б о и Т., Гравитационное поле Земли, пер. с нпон., М.^ 1982; Грушинский Н. П., Основы гравиметрии, M.t 1983.
Н. П. Грушинский.
ГРАВИТАЦИОННАЯ МАССА (тяж╦лая масса, тяготеющая масса)≈физ. величина, характеризующая свойства тела как источника поля тяготения; численно равна инертной массе. См. Масса.
ГРАВИТАЦИОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ ≈ развитие возмущении плотности и скорости среды под действием сил собственного тяготения. Согласно совр. взглядам, Г. н. однородного и изотропно расширяющегося вещества (см. Космология) привела к образованию наблюдаемой крупномасштабной структуры Вселенной ≈ галактик, скоплений и сверхскоплений галактик. Г. н., вероятно, играет важную роль также в образовании зв╦зд и зв╦здных скоплений.
Идея Г. н. была высказана И. Ньютоном (I. Newton) в 1692. Практическая разработка теории началась после работы Дж. Дшинса (J. Jeans, 1902), рассматривавшего вопросы происхождения зв╦зд. Теория Г. н. хорошо разработана для однородной нестационарной среды (в связи с задачами происхождения структуры Вселенной), а также для разл. стационарных (хотя бы в одном направлении) распределений вещества: плоский слой, осесимметричные конфигурации (в т. ч. и с враще-
X
о
г
521
")
}
