Фундаментальные астрономические постоянные, астрономические параметры, характеризующие размеры, положения, движения небесных тел, которые или всегда сохраняют постоянные значения, или медленно изменяются с течением времени. Фундаментальные астрономические постоянные используются для перехода от непосредственно наблюдаемых топоцентрических координат небесных тел к геоцентрическим и гелиоцентрическим координатам; для преобразований координат, учитывающих прецессию и нутацию Земли; для вычисления эфемерид Солнца, Луны и планет; с их помощью решается ряд др. задач астрономии, геодезии, картографии и космонавтики. Фундаментальные астрономические постоянные в основном определяются из астрономических и радиолокационных наблюдений; многие из них могут быть вычислены также теоретическим путём. Последнее обстоятельство предъявляет существенное требование к Фундаментальные астрономические постоянные: их числовые значения, выводимые из большого числа наблюдений, должны с максимальной точностью удовлетворять теоретическим соотношениям, связывающим эти постоянные, а разности между вычисленными и наблюдёнными значениями для каждой астрономической постоянной должны быть малыми величинами.

  Специально подобранная по каким-либо признакам совокупность Фундаментальные астрономические постоянные называется системой астрономических постоянных. Первая такая система, включающая 14 постоянных, была принята на Международном совещании в Париже в 1896 и просуществовала около 70 лет. Однако в середине 20 в. задачи, связанные с освоением космоса, расчётами траекторий искусственных спутников Земли, траекторий полётов к Луне и планетам Солнечной системы, потребовали уточнения Фундаментальные астрономические постоянные и в первую очередь астрономической единицы как основы масштаба Вселенной. Современная система Фундаментальные астрономические постоянные разработана на Международном симпозиуме по астрономическим постоянным в Париже в 1963 и утверждена 12-м съездом Международного астрономического союза в Гамбурге в 1964. В этой системе Фундаментальные астрономические постоянные разделены на 4 группы. В первую выделены две определяющие постоянные (табл. 1), вторую составляют 10 основных постоянных (табл. 2). В таблицах указан год (1900), для которого зафиксированы значения Фундаментальные астрономические постоянные

  Табл. 1. — Определяющие постоянные

Число эфемеридных секунд в одном тропическом году (1900)	s = 31 556 925,9747
Гауссова гравитационная постоянная, определяющая астрономическую единицу	k = 0,017 202 098 95

  Табл. 2. — Основные постоянные

Мера (длина) астрономической единицы, м	A=149600*106
Скорость света, м/сек	c=299792.5*103
Экваториальный радиус Земли, м	ae=6378160
Динамический коэффициент формы Земли	J2=0.0010827
Геоцентрическая гравитационная постоянная, м3×сек-2	fE=398603*109
Отношение масс Луны и Земли.	m=1/81.30
Сидерическое среднее движение Луны, рад/сек (1900)	=2.661699489*10-6
Общая прецессия в долготе за тропическое столетие (1900)	p=5025''.64
Наклон эклиптики (1900)	e=23°27'08''.26
Постоянная нутации (1900)	N=9''.210

  Для гауссовой гравитационной постоянной в 60—70-х гг. 20 в. можно было бы получить более точное значение, однако в системе астрономических постоянных сохранено значение, утвержденное Международным астрономическим союзом в 1938, поскольку оно лежит в основе большинства используемых таблиц теоретической астрономии.

  До введения новой системы постоянных (1964) астрономическая единица определялась по параллаксу Солнца и отождествлялась с большой полуосью орбиты Земли a, которая в систему постоянных не входит. Теперь это отождествление потеряло свою силу, т.к. большая полуось орбиты Земли а определяется теоретически через гауссову постоянную, а астрономическая единица в новой системе получена из радиолокационных наблюдений Луны, Меркурия, Венеры и Марса. Вследствие этого между астрономической единицей и большой полуосью орбиты Земли а возникло некоторое различие, а именно: а = 1,000 000 23 а. е., т. е. большая полуось оказалась на 34,4 км больше, чем астрономическая единица. В новой системе оставлены без изменения утвержденные еще в 1896 значения трёх основных постоянных, определяющих относительное положения и движения экватора и эклиптики: прецессия в долготе, средний наклон плоскости эклиптики (1900) к экватору и постоянная нутации. Это сделано во избежание переработки всех собственных движений звёзд и звёздных каталогов.

  В третью группу вошли 11 производных постоянных, часть которых приведена в табл. 3.

  Табл. 3. — Производные постоянные

Параллакс Солнца	=8’’.79405
Постоянная аберрая	=20''.4958
Сжатие Земли	a =0.0033529=1/298.25
Гелиоцентрическая гравитационная постоянная, м3/сек-1	f/S=132718*1015
Отношение масс Солнца и Земли	S/E=332958
Возмущённое среднее расстояние Луны, м	=384400*103

 

  В четвёртую группу включены массы больших планет (их значения приведены в ст. Планеты).

 

  Лит.: Куликов К. А., Фундаментальные постоянные астрономии, М., 1956; его же, Новая система астрономических постоянных, М., 1969; Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, под ред. Г. Н. Дубошина, 2 изд., М., 1976.

  К. А. Куликов.