особые критические температуры, при которых происходят изменения фазового состояния и структуры при нагреве или охлаждении стали. Важнейшие точки, открытые Д. К. Черновым в 1868, - это точки а и b, установление их значения и положения на температурной шкале положило начало учению о термической обработке (См. Термическая обработка) стали и имело огромное практическое значение. Значение точки а (темно-вишнёвое каление) заключается, по Чернову, в том, что сталь, будучи нагрета ниже точки a, не принимает закалки, как бы быстро её ни охлаждали. Для точки b Чернов дал такое определение: сталь, будучи нагрета ниже точки b, не изменяет своей структуры, излом её сохраняет прежний вид. По Чернову, точка а - это температура, нагрев выше которой необходим для закалки стали, а точка b - температура, нагрев выше которой приводит к исправлению крупнозернистой структуры. Позднее, в 1878, Чернов ввёл понятие о точке d (точкой с Чернов обозначал температуру плавления стали), лежащей около 200 °С, как о температуре, до которой нужно быстро охладить сталь, чтобы совершилась полная закалка.

По современным представлениям, точка а (обозначаемая теперь A₁) соответствует температуре эвтектоидного (см. Эвтектоид) превращения в стали. Точка b обычно отождествляется с температурой, обозначаемой теперь A₃, при которой оканчивается растворение Феррита в Аустените при нагревании стали. Согласно Чернову, сталь, нагретая выше точки b, приобретает после охлаждения мелкозернистую структуру, чем и определяется значение этой точки в технологии термической обработки стали. Поскольку в ряде случаев нагрев выше точки A₃ не сопровождается измельчением крупнокристаллической структуры, безоговорочное отождествление точек b и A₃ является, по-видимому, неправильным. Точка d известна теперь как температура мартенситного превращения (См. Мартенситное превращение) при закалке стали, обозначаемая обычно М_н.

Лит.: Д. К. Чернов и наука о металлах, Л.-М., 1950; Садовский В. Д., Структурная наследственность в стали, М., 1973. В. Д. Садовский.

1) точки, в которых тело малой массы может находиться в состоянии относительного равновесия по отношению к двум др. небесным телам (в т. н. ограниченной трёх тел задаче (См. Трёх тел задача)). Для системы двух тел (рассматриваемых как точечные притягивающие массы) существуют три коллинеарные Л. т., лежащие на прямой, проходящей через эти тела, и две треугольные Л. т., расположенные таким образом, что два тела и Л. т. образуют равносторонние треугольники. В коллинеарных Л. т. тела находятся в неустойчивом равновесии. Для астродинамики (См. Астродинамика) представляют интерес Л. т. систем Земля - Луна и Солнце - Земля. 2) Положения относительного равновесия в задаче небесной механики (См. Небесная механика) о движении тела малой массы в силовом поле, не зависящем от времени во вращающейся системе координат.

строго локализованные точки на теле человека, расстояния между которыми позволяют судить об общих и парциальных размерах тела.