предел

С = 0,577215 ...,

рассмотренный Л. Эйлером в 1740. Эйлер дал для С ряд представлений в форме рядов и интегралов; например,

,

,

где ξ(s) - Дзета-функция. Встречается в теории различных классов специальных функций, например гамма-функции (См. Гамма-функция). До сих пор неизвестно, является ли Э. п. иррациональным числом.

углы φ, θ, ψ определяющие положение прямоугольной декартовой системы координат OXYZ относительно другой прямоугольной декартовой системы координат Oxyz с той же ориентацией (См. Ориентация) (см. рис.). Пусть OK - ось (линия узлов), совпадающая с линией пересечения координатной плоскости Оху первой системы с координатной плоскостью ОХУ второй системы и направленная так, что оси Oz, OZ, OK образуют тройку той же ориентации. Тогда Э. у. будут: φ - угол собственного вращения - угол между осями Ox и OK, отсчитываемый в плоскости Оху от оси Ox в направлении кратчайшего поворота от Ox к Оу, θ - угол нутации, не превосходящий π - угол между осями Oz и OZ; ψ - угол прецессии - угол между осями OK и OX, отсчитываемый в плоскости ОХУ от оси OK в направлении кратчайшего поворота от OX к ОУ. При θ = 0 или π Э. у. не определяются. Введены Л. Эйлером в 1748. Широко используются в динамике твёрдого тела (например, в теории Гироскопа) и небесной механике.

Рис. к ст. Эйлеровы углы.

одна из фундаментальных астрономических постоянных (обозначается k). Первоначально определена К. Гауссом как приближённое значение корня квадратного из гравитационной постоянной (См. Гравитационная постоянная) k², входящей в формулу задачи двух тел (в небесной механике):

которая связывает массы Солнца m_S, Земли mT и Луны m_L с периодом обращения Р системы Земля-Луна по эллиптической орбите вокруг Солнца и с большой полуосью а этой орбиты, причём массу Солнца и указанную большую полуось а Гаусс принимал в качестве единиц массы и длины, а в качестве единицы времени - средние солнечные сутки. При принятых в его время значениях Р и отношений m_T/m_S, m_L/m_T Гаусс нашёл:

k = 0,01720209895.

Это значение k (которое считается точным) входит в современную систему фундаментальных астрономических постоянных и называется гауссовой постоянной (или Г. п.). Единица расстояния, соответствующая этому значению k и формуле (1), при условии, что единицей времени являются эфемеридные сутки (см. Время), называют астрономической единицей (См. Астрономическая единица) (а. е.). Последняя несколько отличается от большей полуоси а орбиты системы Земля - Луна, которая в соответствии с формулой (1) и современными значениями Р, m_T/m_S, т_L/m_T составляет 1,000000032 a. e.

Ю. А. Рябов.

1) дифференциальное уравнение вида

, (*)

где a_o,..., a_n-постоянные числа; при х>0 уравнение (*) подстановкой х = et сводится к линейному дифференциальному уравнению (См. Линейные дифференциальные уравнения) с постоянными коэффициентами. Изучалось Л. Эйлером с 1740. К уравнению (*) сводится подстановкой x' = ax + b уравнение

.

2) Дифференциальное уравнение вида

,

где X (x) = a₀x⁴ + a₁x³ + a₂x² + a₃x + a₄, Y (y) = а₀у⁴+а₁у³+а₂у²+а₃у +a₄. Л. Эйлер рассматривал это уравнение в ряде работ начиная с 1753. Он показал, что общее решение этого уравнения имеет вид F (х, у) = 0, где F (х, у) - симметричный многочлен четвёртой степени от х и у. Этот результат Эйлера послужил основой теории эллиптических интегралов.

3) Дифференциальное уравнение вида

'

служащее в вариационном исчислении (См. Вариационное исчисление) для разыскания экстремалей интеграла

.

Выведено Л. Эйлером в 1744.