Экономич. география 18 страница

Начало 20 в. было отмечено значит, прогрессом в разработке математич. методов H. м. Этот прогресс был связан прежде всего с работами франц. математика А. Пуанкаре, рус. математика A. M. Ляпунова и фин. астронома К. Сундмана. Последнему удалось решить общую задачу трех тел с помощью бесконечных степенных сходящихся рядов. Однако ряды Сундмана оказались совершенно непригодными для практич. использования из-за HX крайне медленной сходимости. Сходимость рядов в H. м. тесно связана с т. н. проблемой малых делителей. Математич. трудности этой проблемы в значит, степени преодолены в работах математиков школы A. H. Колмогорова.

Развитие H. м. в СССР тесно связано с деятельностью двух научных центров, возникших непосредственно после Великой Октябрьской социалистич. 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, к-рые определили развитие H. м. в СССР. В Ленинграде вопросы H. м. разрабатывались гл.обр. в связи с такими практич. задачами, как составление астрономич. ежегодников, вычисление эфемерид малых планет и др. В Москве доминирующее влияние на протяжении многих лег имели космогонич. проблемы, а также астродинамика.

Среди иностр. научных учреждений, ведущих исследования в области H. м., видное место занимают: Вашингтонская морская обсерватория, Гринвичская астрономическая обсерватория, Бюро долгот в Париже, Астрономич. ин-т в Гейдельберге и др.

Релятивистская H. м. В сер. 20 в. в связи с повышением точности оптич. наблюдений небесных тел, развитием новых методов наблюдений (наблюдения доплеровского смещения, радиолокация и лазерная локация) и возможностью проведения экспериментов в H. м. при помощи космич. зондов и искусств, спутников все большее значение приобретает учёт релятивистских эффектов в движении тел Солнечной системы. Эти проблемы решаются релятивистской H. м., опирающейся на общую теорию относительности Эйнштейна (см. Тяготение). Роль общей теории относительности для H. м. не ограничивается учётом малых поправок к теориям движения небесных тел. С появлением общей теории относительности удалось дать объяснение явлению тяготения, и таким образом H. 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 H. м., и вид строгих уравнений движения задачи n т ел, 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 сферич. структуры. Для решения задачи n тел (п> 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 (ок. 10^-8) в уравнениях движения и их решениях достаточно для всех практич. 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.

Осн. 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 подтверждён 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.

Ретятивистские эффекты в движении Луны получаются на основе решения релятивистской задачи трёх тел и обусловлены гл. обр. действием Солнца. Они складываются из вековых движений узла и перигея орбиты Луны со скоростью 1, 91" в столетие (геодезич. прецессия), а также из периодич. 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 (геодезич. прецессия). Все эти члены для нек-рых спутников могут достигать значит, 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. Болшой теоретич. 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.: Б р а у э р Д., Клеменс Д ж., Методы небесной механики, пер. с англ., M., 1964; Брумберг В. А., Релятивистская небесная механика, M., 1972; Г р еб е н и к о в E. А., Рябов Ю. А., Новые качественные методы в небесной механике, M., 1971; Д у б о ш и н Г. H., Небесная механика, 2 изд., M., 1968; 3 и гель К. Л., Лекции по небесной механике, пер. с нем., M., 1959; Пуанкаре А., Лекции по небесной механике, пер. с франц., M., 1965; его же, Новые методы небесной механики, Избр. труды, т. 1-2, M., 1971 - 72; С м а р т У. M., Небесная механика, пер. с англ., M., 1965; Субботин M. Ф., Введение в теоретическую астрономию, M., 1968; У и н т н е р А., Аналитические основы небесной механики, пер. с англ., M., 1967; Чеботарёв Г. А., Аналитические и численные методы небесной механики, M.- Л., 1965; Ш а р л ь е К., Небесная механика, пер. с нем., M., 1966; Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, M., 1971. Г. А. Чеботарёв.
НЕБЕСНАЯ СФЕРА, воображаемая вспомогат. сфера произвольного радиуса, на к-рую проектируются небесные светила; служит для решения различных астрометрич. задач. Представление о H. 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 многочисл. звёзды. T. о., в их представлении H. с. была важнейшим элементом Вселенной. С развитием науч. знаний такой взгляд на H. с. отпал. Однако заложенная в древности геометрия H. с. в результате развития и совершенствования получила совр. вид, в к-ром и используется в астрометрии.

Радиус H. с. может быть принят каким угодно; в целях упрощения геометрич. соотношений его полагают равным единице. В зависимости от решаемой задачи центр H. с. может быть помещён в место, где находится наблюдатель (т o п о ц е н т р и ч. H. с.), в центр Земли (г е о ц е н т р и ч. H. с.), в центр той или иной планеты (п л а н е т о ц е н тр и ч. H. с.), в центр Солнца (гелиоц е н т р и ч. H. с.) или в любую др. точку пространства. Каждому светилу на H. с. соответствует точка, в к-рой её пересекает прямая, соединяющая центр H. с. со светилом (с его центром). При изучении взаимного расположения и видимых движений светил на H. с. выбирают ту или иную систему координат (см. Небесные координаты), определяемую осн. точками и линиями. Последние обычно являются большими кругами H. с. Каждый большой круг сферы имеет два полюса, определяющиеся на ней концами диаметра, перпендикулярного к плоскости данного круга.

На рис. 1 изображена H. с., к-рая соответствует месту наблюдения, расположенному в нек-рой точке земной поверхности с широтой [ris]. Отвесная (вертикальная) линия, проведённая через центр

Рис. 1. Небесная сфера: Z - зенит; Z'- надир; NESW- математический горизонт; N, E, S, W - точки севера, востока, юга и запада; P и P'- Северный и Южный полюсы мира; AWA'E - небесный экватор; [ris] - географическая широта этой сферы, пересекает H. с. в точках Z и Z ', наз. соответственно зенитом и надиром. Плоскость, проходящая через центр H. с. перпендикулярно отвесной линии, пересекает сферу по большому кругу NESW, наз. математическим (или истинным) горизонтом. Матем. горизонт делит H. с. на видимую и невидимую полусферы; в первой находится зенит, во второй - надир. Прямая, проходящая через центр H. с. параллельно оси вращения Земли, наз. осью мира, а точки пересечения её с H. с.- Северным P и Южным P' полюсами мира. Плоскость, проходящая через центр H. с. перпендикулярно оси мира, пересекает сферу по большому кругу AWA'E, наз. небесным экватором. Из построения следует, что угол между осью мира и плоскостью матем. горизонта, а также угол между отвесной линией и плоскостью небесного экватора равны географич. широте [ris] места наблюдений. Большой круг H. с., проходящий через полюсы мира, зенит и надир, наз. небесным меридианом.

Из двух точек, в к-рых небесный меридиан пересекается с матем. горизонтом, ближайшая к Сев. полюсу мира N наз. точкой севера, а диаметрально противоположная S - точкой юга. Прямая NS, проходящая через эти точки, есть полуденная линия. Точки горизонта, отстоящие на 90° от точек JV и S, наз. точками востока E и запада W. Точки N, E, S, W наз. главными точками горизонта. По диаметру EW пересекаются плоскости матем. горизонта и небесного экватора.

Большой круг H. с., по к-рому происходит видимое годичное движение центра Солнца, наз. эклиптикой (рис. 2).

Рис. 2. Небесная сфера: YA [ris] A''-небесный экватор; YE [ris] E'-эклиптика; Yи [ris] - точки весеннего и осеннего равноденствия; E и E'- точки летнего и зимнего солнцестояния; P и P'- Северный и Южный полюсы мира; Я и П'- Северный и Южный полюсы эклиптики.

Плоскость эклиптики образует с плоскостью небесного экватора угол е = = 23°27'. Эклиптика пересекает экватор в двух точках, одна из к-рых - точка весеннего равноденствия (в ней Солнце при видимом годичном движении переходит из Юж. полушария H. с. в Северное), а другая, диаметрально противоположная ей, - точка осеннего равноденствия. Точки эклиптики, отстоящие на 90° от точек весеннего и осеннего равноденствия, наз. точками летнего и зимнего солнцестояния (первая - в Сев. полушарии H. с., вторая - в Южном). Большой круг H. с., проходящий через полюсы мира и точки равноденствия, наз. колюром равноденствий; большой круг H. с., проходящий через полюсы мира и точки солнцестояния, - колюром солнцестояний. Прочерченные на звёздной карте, эти круги отсекают хвосты у древних изображений созвездий Большой Медведицы (колюр равноденствий) и Малой Медведицы (колюр солнцестояний), откуда и происходит их название (греч. koluroi, букв. - с обрубленным хвостом, от kolos - обрубленный, отсечённый и ига - хвост).

Видимому суточному перемещению звёзд, являющемуся отображением действительного вращения Земли вокруг оси, соответствует вращение H. с. вокруг оси мира с периодом, равным одним звёздным суткам. Вследствие вращения H. с. все изображения светил описывают в пространстве параллельные экватору окружности, наз. суточными параллелями светил. В зависимости от расположения суточных параллелей относительно горизонта светила подразделяются на незаходящие (суточные параллели располагаются целиком над горизонтом), невосходящие (суточные параллели целиком под горизонтом), восходящие и заходящие (суточные параллели пересекаются горизонтом). Границами этих групп светил являются параллели KN и SM', касающиеся горизонта в точках N и S (рис. 1). Так как видимость светил определяется положением горизонта, плоскость к-poro перпендикулярна отвесной линии, то условия видимости небесных светил различны для мест на поверхности Земли с различной географич. широтой [ris].

Рис. 3. Изображение небесной сферы для экватора ([ris] = 0°).

Это явление, известное уже в древности, служило одним из доказательств шарообразности Земли. На экваторе ([ris] = 0°) ось мира PP' располагается в плоскости горизонта и совпадает с полуденной линией NS. Суточные параллели (KK', MM') всех светил пересекают плоскость горизонта под прямыми углами. Здесь все светила являются восходящими и заходящими (рис. 3). По мере перемещения наблюдателя по земной поверхности от экватора к полюсу наклон оси мира к горизонту увеличивается. Всё большее число светил становится незаходящими и невосходящими. На полюсе ([ris] = 90°) ось мира совпадает с отвесной линией, а плоскость экватора - с плоскостью горизонта.

Рис.4. Изображение небесной сферы для полюса ([ris] = 90°).

Здесь все светила разделяются только на незаходящие и невосходящие, т. к. их суточные параллели (KK', MM') располагаются в плоскостях, параллельных горизонту (рис. 4).

Лит.: Блажко С. H., Курс сферической астрономии, М.- Л., 1948; Казаков С. А, Курс сферической астрономии, 2 изд., М.- Л, 1940. В. П. Щеглов.

НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ, числа, с помощью к-рых определяют положение светил и вспомогат. точек на небесной сфере. В астрономии употребляют различные системы H. к. Каждая из них по существу представляет собой систему полярных координат на сфере с соответствующим образом выбранным полюсом. Систему H. к. задают большим кругом небесной сферы (или его полюсом, отстоящим на 90° от любой точки этого круга) с указанием на нём начальной точки отсчёта одной из координат. В зависимости от выбора этого круга системы H. к. наз. горизонтальной, экваториальной, эклиптической и галактической. H. к. употреблялись уже в глубокой древности. Описание нек-рых систем содержится в трудах др.-греч. геометра Евклида (ок. 300 до н. э.). Опубликованный в " Альмагесте" Птолемея звёздный каталог Гиппарха содержит положения 1022 звёзд в эклиптич. системе H. к.

В горизонтальной системе осн. кругом служит матем., или истинный, горизонт NESW (рис. 1), полюсом - зенит Z места наблюдения. Для определения положения светила [ris] проводят через него и Z большой круг, наз. кругом высоты, или вертикалом, данного светила. Дуга Z [ris] вертикала от зенита до светила наз. его зенитным расстоянием Z и является первой координатой; г может иметь любое значение от 0° (для зенита Z) до 180° (для надира Z'). Вместо z пользуются также высотой светила h, равной дуге круга высоты от горизонта до светила. Высота отсчитывается в обе стороны от горизонта от 0° до 90° и считается положительной, если светило находится над горизонтом,

Рис. 1. Горизонтальная система небесных координат.

и отрицательной -если светило под горизонтом. При таком условии всегда справедливо соотношение z + h = 90°. Вторая координата - азимут А - есть дуга горизонта, отсчитываемая от точки севера N по направлению к востоку до вертикала данного светила (в астрометрии азимут часто отсчитывают от точки юга S к западу). Эта дуга NESM измеряет сферич. угол при Z между небесным меридианом и вертикалом светила, равный двугранному углу между их плоскостями. Азимут может иметь любое значение от 0° до 360°. Существенной особенностью горизонтальной системы является её зависимость от места наблюдения, т. к. зенит и матем. горизонт определяются направлением отвесной линии, различным в разных точках земной поверхности. Вследствие этого координаты даже весьма удалённого светила, наблюдаемого одновременно из разных мест земной поверхности, различны. В процессе движения по суточной параллели каждое светило дважды пересекает меридиан; прохождения его через меридиан наз. кульминациями. В верхней кульминации z бывает наименьшим, в нижней - наибольшим. В этих пределах z изменяется в течение суток. Для светил, имеющих верхнюю кульминацию к югу от Z, азимут А в течение суток меняется от 0° до 360°. У светил же, кульминирующих между полюсом мира P и Z, азимут изменяется в нек-рых пределах, определяемых широтой места наблюдения и угловым расстоянием светила от полюса мира.

В первой экваториальной системе осн. кругом служит небесный экватор О Т О' (рис. 2), полюсом - полюс мира P, видимый из данного места. Для определения положения светила [ris] проводят через него и P большой круг, наз. часовым кругом, или кругом склонений. Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата - склонение светила [ris]. Склонение отсчитывается от экватора в обе стороны от 0⁰ до 90°, причём для светил Юж. полушария [ris] принимается отрицательным.

Рис. 2. Первая и вторая экваториальные системы небесных координат.

Иногда вместо склонения берётся полярное расстояние р, равное дуге P [ris] круга склонений от Сев. полюса до светила, к-рая может иметь любое значение от 0° до 180°, так что всегда справедливо соотношение: [ris] + [ris] = 90°. Вторая координата - часовой угол t - есть дуга экватора QM, отсчитываемая от расположенной над горизонтом точки О пересечения его с небесным меридианом в направлении вращения небесной сферы до часового круга данного светила. Эта дуга соответствует сферич. углу при P между направленной к точке юга дугой меридиана и часовым кругом светила. Часовой угол неподвижного светила изменяется в течение суток от 0° до 360°, тогда как склонение остаётся постоянным. Так как изменение часового угла пропорционально времени, то он служит мерой времени (см. Время), откуда и происходит его название. Часовой угол почти всегда выражают в часах, минутах и секундах времени так, что 24^ч соответствуют 360°, 1^Ч соответствует 15° и т. д. Обе описанные системы - горизонтальная и первая экваториальная - наз. местными, т. к. координаты в них зависят от места наблюдения.

Вторая экваториальная система отличается от вышеописанной лишь второй координатой. Вместо часового угла в ней употребляется прямое восхождение светила [ris] - дуга T M небесного экватора, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия T в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного светила (рис. 2). Она измеряет сферич. угол при P между кругами склонений, проходящими через точку T и данное светило. Обычно [ris] выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение от О^ч до 24^ч. T. к. точка T участвует во вращении небесной сферы, то обе координаты достаточно удалённого и неподвижного светила в этой системе не зависят от места наблюдения.

В эклиптической системе осн. кругом служит эклиптика E T E' (рис. 3), полюсом - полюс эклиптики П. Для определения положения светила [ris] проводят через него и точку П большой круг, наз. кругом широты данного светила. Его дуга от эклиптики до светила наз. эклиптической, небесной или астрономической, широтой [ris], является первой координатой. Отсчитывается [ris] от эклиптики в направлении к её Сев. и Юж. полюсам; в последнем случае её считают отрицательной. Вторая координата - эклиптическая, небесная или астрономическая, долгота [ris] - дуга T M эклиптики от точки T до круга широты данного светила, отсчитываемая в направлении годичного движения Солнца. Она может иметь любое значение от 0° до 360°. Координаты ([ris] и [ris] точек, связанных с небесной сферой, не меняются в течение суток и не зависят от места наблюдений.

Рис. 3. Эклиптическая система небесных координат

В галактической системе осн. кругом служит галактич. экватор BDB' (рис. 4), т. е. большой круг небесной сферы, параллельный плоскости симметрии видимого с Земли Млечного Пути,

Рис. 4. Галактическая система небесных координат.

полюсом - полюс Г этого круга. Положение галактич. экватора на небесной сфере может быть определено лишь приближённо. Обычно оно задаётся экваториальными координатами его Сев. полюса, принимаемыми [ris] = 12^ч 49^м и [ris] = = +27, 4° (для эпохи 1950, 0). Для определения положения светила [ris] проводят через него и точку Г большой круг, наз. кругом галактич. широты. Дуга этого круга от галактич. экватора до светила, наз. галактической широтой b, является первой координатой. Галактическая широта может иметь любое значение от +90° до -90°; при этом знак минус соответствует галактич. широтам светил того полушария, в к-ром находится Юж. полюс мира. Вторая координата - галактическая долгота l - есть дуга DM галактич. экватора, отсчитываемая от точки D пересечения его небесным экватором до круга галактич. широты светила; галактич. долгота l отсчитывается в направлении возрастающих прямых восхождений и может иметь любое значение от 0° до 360°. Прямое восхождение точки D равно 18^ч 49^м. Из наблюдений с помощью соответствующих инструментов определяют координаты первых трёх систем. Эклиптич. и галактич. координаты получаются путём вычислений из экваториальных.

Для сравнения H. к. светил, наблюдаемых в разных точках Земли или в разное время года - из разных точек орбиты Земли, эти координаты, учитывая параллакс, приводят или к центру Земли, или к центру Солнца. Вследствие прецессии и нутации медленно изменяется ориентация в пространстве плоскостей небесного экватора и эклиптики, определяющих осн. круги в ряде систем H. к., перемещаются начальные точки отсчёта координат, В результате этого значения H. к. также медленно изменяются. Поэтому для определения точного места светил на небесной сфере указывают момент времени (" эпоху"), для к-рого определено положение небесного экватора и эклиптики. На положение светил в выбранной системе H. к. оказывают влияние аберрация света, являющаяся следствием движения Земли по орбите (годичная аберрация), и движения наблюдателя из-за вращения Земли (суточная аберрация), а также рефракция света в атмосфере. H. к. светил изменяются также и вследствие их собственных движений.

Наблюдения изменений H. к. привели к величайшим открытиям в астрономии, к-рые имеют огромное значение для познания Вселенной. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации, параллакса, собственных движений звёзд и др. H. к. позволяют решать задачу измерения времени, определять географич, координаты различных мест земной поверхности. Широкое применение находят H. к. при составлении различных звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел - как естественных, так и искусственных - в небесной механике и астродинамике и при изучении пространств. распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.

Лит.: Б л а ж к о С. H., Курс сферической астрономии, М.- Л., 1948; Казаков С. А., Курс сферической астрономии, 2 изд., М.- Л., 1940. В. П. Щеглов.

НЕБЕСНЫЙ ПОЛЮС, то же, что полюс мира; см. Небесная сфера.

НЕБИТДАГ, Нефтедаг (туркм.- нефтяная гора), гора в Туркм. CCP, к Ю.-З. от хр. Б. Балхан. Вые. 39 м. Представляет собой брахиантиклинальную (куполовидную) складку, сложенную рыхлыми красноцветными породами неогена с нефтеносными горизонтами. В р-не H.- добыча нефти.

НЕБИТ-ДАГ, город республиканского подчинения в Красноводской обл. Туркм. CCP. Расположен у юж. подножия хр. Б. Балхан. Ж.-д. станция на линии Красноводск-Мары, от H.-Д.-ветка к пос. им. 26 Бакинских Комиссаров. 61 тыс. жит. (1974, 33 тыс. в 1959). Возник в 1933 в связи с началом добычи нефти (город - с 1946). H.-Д.- центр нефте-газодоб. пром-сти. В городе имеются рем.-механич., йодный з-ды, мясокомбинат, птицефабрика и др. ГРЭС. Туркм. Гос. н.-и. и проектный ин-т нефти; вечерний ф-т Моск. ин-та нефтехимич. и газовой пром-сти; нефт. техникум.

Лит.: Доронина P. И., Небнт-Даг - оазис Кара-Кумов, M., 1972.

НЁБНОКВАДРАТНЫЙ ХРЯЩ, первичная верхняя челюсть у челюстноротых позвоночных животных и у человека. У хрящевых рыб и у личинок земноводных H. х. функционирует как челюсть; у костных рыб, наземных позвоночных и у человека с развитием вторичных челюстей - входит в состав нёба. Различают неск. типов сочленения H. х. с черепом: амфистилию, гиостилию, аутостилию. У всех костных рыб, наземных позвоночных и человека на месте H. х. образуются нёбная, крыловидные и квадратная кости (последняя служит для сочленения с черепом ниж. челюсти, а у млекопитающих животных и человека преобразуется в одну из слуховых косточек - наковальню).

НЁБО, крыша ротовой полости у позвоночных животных и человека. У миног, миксин и хрящевых рыб H. образовано основанием хрящевого черепа, у костистых рыб и наземных позвоночных, имеющих вторичные челюсти, - костями, возникающими в основании черепа и на месте нёбноквадратного хряща. У нек-рых рыб (двоякодышащих, кистепё-рых) н наземных позвоночных в переднем отделе H. имеются т. н. первичные хоаны - внутренние ноздри. У ряда пресмыкающихся (черепах, крокодилов, зверозубых) и у млекопитающих имеется т. н. вторичное твёрдое H., образованное покровными костями и отделяющее от ротовой полости т. н. носоглоточные ходы, открывающиеся в глотку вторичными хоанамн. Вторичное H. у пресмыкающихся и млекопитающих препятствует попаданию пищи в воздухоносные пути и нарушению дыхания, у крокодилов оно обеспечивает нормальное дыхание при захвате пищи в воде. Появление у млекопитающих вторичного костного H. способствовало укреплению задних отделов верхней челюсти, что явилось одним из условий развития истинных коренных зубов. Твёрдое H. у них переходит в мышечную пластинку - мягкое H., ограничивающее сверху и с боков зев - отверстие в глотку.

У человека H.- плотная пластинка, разделяющая ротовую и носовую полости. Состоит из костного H. (часть скелета лицевого черепа), покрытого слизистой оболочкой со стороны обеих полостей. Костное H. образовано нёбными отростками левой и правой верхнечелюстных костей и горизонтальными пластинками нёбных костей, соединяющихся продольными и поперечными швами. Верхняя поверхность твёрдого H. почти плоская - составляет дно носовой полости; нижняя поверхность твёрдого H. обращена в полость рта и имеет вогнутую, куполообразную форму. Продолжением твёрдого H. кзади является мягкое H., состоящее из слизистой оболочки с подслизистой и мышечного слоя с жировой клетчаткой. Слизистая оболочка со стороны полости рта выстлана многослойным эпителием, со стороны полости носа -мерцательным эпителием. Твёрдое и мягкое H. вместе составляют верхнюю стенку полости рта. При нарушении формирования зародыша могут возникать пороки развития H.- волчья пасть и др.

Лит.: Кудри н И. С., Анатомия органов полости рта, M., 1968.

НЕБОЛЧИ, посёлок гор. типа в Любытинском р-не Новгородской обл. РСФСР. Расположен на р. Мда (басе. оз. Ильмень). Ж.-д. узел линий на Ленинград, Сонково, Окуловку. Леспромхоз, добыча кварцевого песка.

НЕБРАСКА (Nebraska), штат в центр, части США, в басе. р. Миссури. Пл. 200 тыс. км². Нас. 1, 5 млн. чел. (1970), в т. ч. городского 61, 5%. Адм. ц.- г. Линкольн, наиболее крупный город - Омаха. Поверхность преим. холмисторав нинная; на крайнем 3.- отроги Скалис тых гор (вые. до 1654 м). Климат умерен ный, континентальный. Ср.-мес. темп-рь от -5 до 24 ⁰C, осадков 450-700 мм в год. На склонах гор - хвойные леса H.- агр.-индустр. штат. В с. х-ве занят. ок. 14% экономически активного населе ния, в обрабат. пром-сти - ок. 14%. Св. ²/3 стоимости товарной продукции с. х-в; даёт животноводство, гл. обр. мясного направления: кр. рог. скота 6, 8 млн голов в 1972 (в т. ч. дойных коров 0, 2 млн.), свиней 3, 3 млн. Общее число ферм 72 тыс. в 1971 (134 тыс. в 1935). Орошается 1, 5 млн. га земель. Гл. с.-х. культуры: кукуруза (11, 4 млн. т в 1971), пшеница (2, 9 млн. т), сах. свёкла (на орошаемых землях на 3.). Развита гл. обр. пищ. пром-сть; осн. отрасль - мясоконсервная, имеется муком., маслодельная, сах. пром-сть; цветная металлургия, с.-х. машиностроение, про-из-во удобрений. Небольшая добыча нефти. Мощность электростанций 2 мли. квт (1971).