/
Author: Глазенапъ С.П.
Tags: лекціи астрономія описательная астрономія лекціи по астрономіи учебникъ по астрономіи
Year: 1908
Text
Д СТРОНОМ 1Я
Составлена по лекщямъ о
Заслуж. проф. С. П. ГЛАЗЕНАПА,
читанными въ С.-Петербургскомъ Университет^.
1
Издание студ. Л. в. АУСЕЯ
подъ редакцией
ЗЛСЛ. ПРОФ. С П, ГЛАЗЕНАПА,
Лит. А. Иконникова, Пег. ст., Б. Гребеикак, +9— А
1008.
2011137889
Если изъ всйхъ картинъ, который ямль даетъ величе¬
ственная природа днемъ, ни одна такъ не бросается въ гла¬
за и не поражаетъ насъ, кань наша дневная владычица-луче-
зарное солнце, то въ ясную, тихую ночь картине, неба, усЬ-
яннаго тысячами яркихъ свйтилъ въ группахъ и созвЪзд!яхъ
дивной красоты, неотразимо влечетъ взоры человека вверхъ;
эти небесным очи какъ бы глядятъ на него и признваютъ не
только любоваться ими, но и изучать ихъ.
ЧелонЬхъ не остался безъ ответа па этотъ признвъ:
пылкое желание постичь тайны, скрывающаяся въ зтихъ чуд-
яыхъ свйтилахъ, давныыъ давно породило астронои!» - науку
о кебесныхъ овЬтилахъ - едва-ли не самую древнюю и самую
1рекрасную изъ всЬхъ наукъ.
Объомъ астрономии постоянно расширяется, определения
|я делаются точнее, св%д'Ьн1я полнее и совершеннее.
Укажемъ, наир., на развит!е точности астрономиче-
:кихъ наблюдений.
Из1Лреи1я велись:
безъ астрономической трубы (Тихо-Бра-
ге) съ точностью до 2*- з'
въ ХУП в. первая наблюдения
съ трубой 10"
писательная астроном!я. Листъ 1-й.
Б-УИИбЕГСИТЬтй. ЛИТ. Л. ИМИ НН НОВА, Л. С. Б.ГГеБГЦКАЯ ^-б.еПБ.
в* ХУ1П в.., 0'
въ начала (Бессель) 2*
въ XIX в. -
въ конц® I"
въ XX в ..0',!
Японск1е ученые ведутъ изм®рен1я .....О",03
Еернгемъ ( ВигиАат.) 0*,01
Приведешь еще такой примЪръ.
дется или удаляется отъ насъ светило, но и скорость радЬ-
1льнаго лерем®щен1я, опять-таки независимо отъ разстояятя,
[а котором* находится изсл-Ьдуемое светило.
Указав* на примеры прогресса астроком1и, перейдемъ Тв¬
ерь к* нашему курсу.
Ответь Конт* въ своем* курс® "Позитивной философги"-
(1830 г.-1842 г.) на основан!» научных* данных* того време¬
ни утверждал*, что никогда нельзя будет* определить химиче¬
ский составъ и перем®щен1е по лучу эрЪн1я, или такъ называ¬
емое радиальное перемЬщенге неподвижных* эв®эдъ.
Въ самом* дЬлЪ, что, казалось, могла бы разсказать о
своеьгь состав® звезда, находящаяся отъ наоъ на разотоян!и,
для измерен 1я котораго служить световой годъ, звезда, кото¬
рая даже въ самый сильный телескопъ представляется только
точкой? Или какъ открыть радиальное первм®щен!е звезды,ког¬
да для того, чтобы обнаружить изм®нен!е блеска звЪздн -еди>
ствеиный признак*, на основан1и котораго можно было бы су¬
дить, приближается или удаляется отъ насъ звезда - зв-Ьздн,
обладающей даже наибольией скоростью, нужно, какъ показыва¬
ют* вычисления, не меи-Ье II тысяч* л®тъ?
Т®мъ не хенЪе, несмотря на так!я, повидимому, непреод»
лицыя затруднения, не прошло и появ-Ька съ появлен1я книги
Конта, какъ съ открыт тем* спектральнаго анализа стало воз¬
можным* определить и то и другое. Спектры небееннхъ светил;
разскаэываютъ намъ съ несомненной достовйрносНю о химиче¬
ском* состав® св-Ьтилъ, какъ бы далеко поелйднья не находи¬
лись, а по перемещен!» спектральных* лин!й можно на основа¬
х)
нтв принципа Допплера-Физо определить не только то, прибл* ■
х)Принцип* Допплера-Физо состоит* въ тонъ, что при движении
) источника сайта по лучу зр^нтя наблюдателя число воспри-
иыаемыхъ глазом* свйтовыхъ волн* должно быть при удален!»
еныае, а при приближен1и больше, чЪмъ отъ покоящагося источ
ика. СлЪдствтеиъ этого является то обстоятельство, что цвй-
а спектра сдвигаются при приближении къ болЬе преломляюще-
уся концу спектра, т.е. къ фиолетовому, а при удалений къ
расному. Отсюда можно определить не только направлен1е дви-
енгя источника св®та, но и скорость этого движентя. Подроб¬
ости ом. въ курсах* физики.
живи-- ■
ЧАСТЬ I.
I,. координаты шдрнмо>-^шк
Небесный светила кажутся намъ расположенными на по¬
верхности небеснаго полупарового свода, опирающегося на
землю.Не им*я возможности непосредственно определить уда-
лен1е небесннхъ свАтилъ отъ земли, опред-Ьляютъ только ихъ
взаимное положен1е или угловое разстоян1е, т.е. уголъ,
вершина котораго совпадаетъ съ глазомъ наблюдателя, а сто¬
роны суть лучи зр*н1я, идущее къ сз*тиламъ.
Въ виду того, что величина угла не зависитъ отъ дли¬
ны сторонъ, изъ глаза наблюдателя (иногда изъ центра зем¬
ли, что впрочемъ безразлично въ виду малыхъ разм'Ьровъ зем¬
ли въ сравнен!и со вселенной), какъ изъ центра описываютъ
сферу произвольна™ радгуса и череэъ каждую эвЪзду прово-
дятъ лучъ зрЬнтя, совпадающей съ рад1усомъ сферы, до пере-
о1чен!я со сферой, на которой такимъ образомъ проектируют¬
ся светила $, 5', 5... (черт. I)
въ точкахъ А, В. С.., а дуги АВ,
ВС,АС. . ..изм'Ьряютъ угловмя
разстоян!я между звездами. Та¬
кого рода сфера въ астрономги
называется небесною сферою.
Чтобы указать положение
светила на небесной сфер*, до¬
статочно указать его угловыя разстояюя отъ двухъ кавихъ
ннбудь взаимно перпеядикулярныхъ плоскостей, принимаемых»
за основный,или отъ какой нхбудь основной плоскости и ос¬
новного направления, лежащего въ этой плоскости.
- 7 -
Такъ наир., положен1е све¬
тила, 2 (черт,2) будетъ опре¬
делено, если будетъ указано его
угловое разстоян!е отъ основной
плоскости МСМО , измеряемое
С дугой ВС больного Круга1)8С.
перпендикуляриаго кт кругуМСМО,
и угловое разстоян1е отъ плоско¬
сти О ВС .изнуряемое дугой ЗВ
круга МВ/М , перпендикуляриаго
къ кругу ОВС ; вместо углового
разстоян!я $В можно разематривать угловое разстоян1в свети¬
ла 5 отъ основного направления ММ ,измеряемое дугой М|>
Эти две величины - угловыя раэсгоянкя отъ основннхъ плоско¬
стей или отъ основной плоскости и основного направлен!» на¬
зываются сферическими координатами светила.
Направление, которое принимаетъ нитка со свободно виоя-
щимъ на ней грузомъ, называется отвеснымъ или вертикальнымъ.
Всякая плоскость, перпендикулярная къ отвесной лин!и, назы¬
вается горизонтальной. Пересечение небесной сферы съ гори¬
зонтальной плоскостью, проведенной черезъ центръ сферы, на¬
зывается истиннымъ гориэонтомъ или просто Г9ИН9НТРД. ГоРи*
зонтъ дУлитъ небесную сферу на две части: та часть, которая
находится надъ головой наблюдателя, называется видимой, про¬
тивоположная невидимой.
Отвесная лик!я, будучи продолжена въ обе стороны, пе-
ресУкаетъ небесную сферу въ двухъ точкахъ, называемыхъ зе-
иитомъ и налисомъ. Зенитъ лежитъ иадъ головой наблюдателя
въ видимой части небесной сферы, а надиоъ въ невидимой.
Всякая плоскость проходящая черезъ отвесную линтю, пер-
пендикулярна къ горизонтальной плоскости и называется -
вертикальною, Вертикальный плоскости пересекают* небес¬
ную сферу по большим* кругам*, перпендикулярным* къ гори¬
зонту и называемым* вертикалами.
Лин1я, вокруг* которой происходить видимое вращен!е
небесной сферы со всЬми, расположенными на ней светилами,
называется осью М1ра, Если провести ось м!ра до пересбче-
н1я оь небесной сферой, то получатся две точки, называе¬
мый полюсами м!ра. Полюсь м1ра, видимый надъ нашим* гори¬
зонтом*, называется северным*. противоположный ему полюсь
южным*. Въ настоящее время северный полюс* лежит* недале¬
ко от* Полярной звезды (аь (Хттае тлкот1л ).
Плоскость, проведенная через* центр* сферы перпенди¬
кулярно к* оси и!ра, называется плоскостью экватора, а пе
ресЬчоюе этой плоскости съ небесной сферой - экватором*.
Плоокость, проходящая через* зенит* даннаго места,
полюсь мтра и центр* сферы, называется меридиональною, а
пересечения ея съ небесной сферой называется месилтаномь
даянаго места.
Имея это въ виду, можем* определить положен1е свети¬
ла следующим* образом*. Пусть плоскость меридхаиа совпа¬
дает* съ плооиостью чертежа (черт. 3), 2 есть зенитъ.2-
надиръ, Р- скверный полюс*, Р- южный, N0-горизонт*, Е-
положен1е светила.
Проведем* через* светило Е вертикал*, который,как*
мы знаем*, будет* перпендикулярен* къ горизонту.
Угловое возвышен1е луча эркнтя СЕ , идущего къ све¬
тилу Е,надъ плоскостью горизонта или дуга ЕВ .измеряю¬
щая этот* угол*, называется урсотрю дв ктила Высота обык-
9
.1
1-Х-
I
1
! //
иовенно обозначается буквой
и отсчитывается по вертикаль¬
ному кругу, проведенному че-
резъ зв*зду и называемому по¬
этому вертикаломъ звЬзды, отъ
горизонта вверхъ и внизъ отъ
о о
О (гориэонтъ) и до 90 (эенитъ
или надиръ). Высота зв*зды,ле¬
жащей надъ горизонтомъ, счита¬
ется положительной, высота,от¬
считываемая по направлен!» къ
надиру, отрицательной. Верти¬
кальные круги иногда еще
ВмЬсто высоты (т. для
называются
определения положен!я светила мож¬
но ввести такъ называемое зенитное разстоянте светила, обо¬
значаемое обыкновенно буквой г Зенитнымъ оазстоннюмъ 2Е»
• а светила Е наз. дуга вертикала, выражающая угловое раз-
стоян1е сз-Ьтила отъ зенита. Зенигныя разстояюя отсчитывают-
о
ся отъ зенита по направлен!» къ горизонту отъ 0 (зенитъ) до
о
90 (горнзонтъ); для свЬтилъ, находящихся подъ горизонтомъ,
о
зенитное разстоян1в больше 90 -
Нетрудно понять, что для всякой точки на поверхности
сферы должно существовать соотношение
, о
2 +Н. ж 90
Одной высоты или одного зенитнаго разстояюя недоста¬
точно для опрвд4ден1я положения светила на небесной сфер*;
«ели проведемъ черезъ Е кругъ, параллельный горизонту, то
вс* зв*зды, лежащ!я на этомъ круг*, будутъ имЪть одинаковая
высоты и зенитная разстоян1я Слйдсвательно, чтобы вполн* -
определить положен!е светила, нужно знать еще положен!е -
вертикальнаго круга ИБО относительно какого-нибудь друго¬
го, принимаема™ за основной. За такой основной круг* при¬
нимают* меридханъ даннаго места
Уголь, составленный плоскостью мерид!ана места и пло¬
скостью вертикала звезды, называется азимутом* звезды и
обозначается буквой А ; азимуте измеряется дугой го¬
ризонта и отсчитываются следующим* образом*.
Та часть меридиана, которая заключаете северный по¬
люсе Р ,т.е. часть NР2.С, называется северной частью, дру¬
гая часть называется южной частью. Плоскость мерид1а-
на пересекается се плоскостью горизонта по лин1и 1М& ко¬
торая называется полуденной линией и которая пересекаете
небесную сферу ве двухъ точках* 5 и N ; точка $ .лежащая
в* южной части меридгана, называется точкой юга, точка N
лежащая в* северной части меридгаяа, называется точкой се¬
вера. Лин1я 1X0 , лежащая в* горизонтальной плоскости и пер¬
пендикулярная ке полуденной линхи, проходя через* центр*
сферы>пвресекавтъ ее в* точках* И/ и О ; точка IV .лежа¬
щая вправо от* наблюдателя, обращеннаго лицом* к* югу, на¬
зывается точкой запала, противоположная ей точка 0 называ¬
ется точкой востока.
Азимуты отсчитываются от* точки юга $ по направлен!!)
о о
видимаго движенхя неба, т.е. к* западу оте 0 до 360 .Ино¬
гда впрочем* считают* и так*: если широта места наблюдения
северная, то азимуты оточитываются от* точки севера (X к*
о о
востоку и западу-от* 0 до 180 ; если же широта места южная,
то азимуты отсчитываются от* точки юга $ также к* западу
о о
и к* востоку от* 0 до 180
Высота или зенитное разстоянье светила и его аэимутъ со-
ставляютъ первую систему координате, но такъ какъ координаты
эти зависятъ отъ положен!я плоскости горизонта, следователь¬
но для различныхъ точекъ земной поверхности будутъ различны,
и кроме того, зависятъ еще отъ видимаго суточнаго движенья
неба, то очень часто пользуются другой системой координатъ,
опред’Ьляющихъ положенье светила независимо отъ места наблюда¬
теля и суточнаго вращен!я неба.
Проведемъ череэъ полюсъ Р (черт. 4) и звезду $ большой
кругъ Р$Р ; этотъ кругъ, какъ и вообще все, проходящ1е черезъ
полюсъ Р , будетъ перпендикуляренъ къ экватору Ей и называет¬
ся кругомъ склоненья светила; дуга этого круга <14,измеряющая
угловое возвышенье свети¬
ла надъ экваторомъ назы¬
вается дадуитр?» этого
светила и обозначается
буквой ? ; склоненье по
кругу склоненьй отъ эква¬
тора по обе стороны отъ
о о
О до 90 ; когда звезда
находится въ съверномъ
полушарья небесной сферы, ея склонея1е считается положитель-
нымъ, когда въ южноыъ - отрицательнымъ.
Вместо склоненья ? можно разематривать такъ называемое
полярное разстоян1е |э светила; это есть дуга Р$ .представляю¬
щая угловое удалек!е светила $ отъ полюса Р
Полярное разстоянье отсчитывается отъ севернаго полюса
ОО (,
по кругу склоненья отъ 0 до 180 . Ясно, что » и /р одного и
того-же светила дополняютъ другъ друга до 90 ,т.е. всегда
Другой координатой светила будетъ уголь, ‘образованный
кругомъ охлонен1я светила и мерид1аномъ даннаго места. Этотъ
уголъ, или луга экватора (1Д , измеряющая его, называется часо-
вымъ угломъ светила и обозначается буквой . Часовые углы
отсчитываются отъ южной части меридиана къ западу по зквато-
0 0
ру отъ 0 до 360 , т.е. по направлен1ю видимаго движен1Я не-
беснаго свода. Часовые урлы очень часто выражаются не въ гра¬
дуса», минута» и секундахъ дуги, а въ часа», минута» и
секунда» времени, считая одинъ часъ на каждые 15 градусовъ,
одну минуту на каждый 15 минуть дуги и одну секунду на ка¬
ждый 15 секундъ дуги.
Часовой уголъ светила зависитъ отъ положен^ мерид!ана
даннаго места; чтобы сделать и эту координату независимой
отъ положен1я наблюдателя и суточнаго движен1я неба, опреде¬
ляю» положен1е круга склонения не относительно мерид1ана,а
относительно нйкотораго постоянна™ круга, проходящего че-
резъ полюсъ, центръ сферы и ту точку, въ которой экваторъ
пересекается съ эклиптикой, те кругомъ, по которому проис¬
ходить видимое годовое движеихе солнца вокругъ земли Пло¬
скость эклиптики несколько наклонена къ плоскости экватора
и пересйкаетъ ее по прямой лин!и, проводящей черезъ центръ
сферы и определяющей на экваторе две точки, называвшие одна
точкой весенняго равноденств!я , другая точкой осенняго
равноденств1я 51 . Дуга экватора уА , заключенная между -
точкой весенняго равноденствия и точкой пересечен1 я экватора
съ кругомъ склонентя светила, называется поямымъ восхожло-
ньемъ светила и обозначается такъ:/К. = а-игпИо чл-скл. Пря¬
мое восхождение и служить второй координатой и отсчитывает¬
13 -
ся по экватору отъ точки V по направлен1ю къ востоку, т.е.
- 0 0
по направлен!», обратному движентю неба, отъ 0 до 360 или
Крон! двухъ разсмотр'Ьн-
ныхъ системъ координатъ ча¬
сто приходится пользоваться
еще координатами светила,не¬
широтой и Айда?.ТДй..св^ила.
Пусть ЕО. (черт.б)есть
экваторъ, а ЯК1 эклиптика.
Проведемъ черезъ центръ сфе¬
ры лин1ю, перпендикулярную
къ плоскости эклиптики и пе¬
ресекающую небесную сферу въ двухъ точкахт Т и Т1, называе*
-ыхъ полюсами эклиптики,.
Если черезъ полюсъ эклиптики Т и звезду $ проведемъ боль
шой кругъ сферы, то онъ будетъ перпендикуляренъ къ эклиптик!
и называется кругоыъ широтъ, Угловое возвышение сзЪтила $
кадъ плоскостью эклиптики, измеряемое дугою !>А круга широтъ,
называется астрономической широтой светила и обозначается -
буквой Й Астрономическая широты отсчитываются отъ оклипти-
I 000
ки по кругамъ широтъ къ северу отъ 0 до 90 и къ югу отъ О
о
до - 90 .
Уголъ, составленный кругомъ широты светила р съ кругомъ,
проходдщимъ черезъ полюсъ эклиптики Т и точку весенняго рав-
ноденствгя у или дуга эклиптики у А , измеряющая этотъ уголъ,
называется астрономической долготой светила и обозначается
буквой Л- . Астрономически долготы отсчитываются до эклипги-
14 -
к-Ь отъ точки по направлен1ю къ востоку черезъ юЛ, т.е.
о ' о
противъ видимаго движен!я неба, отъ 0 до 360 .
5. ВИДЬ И ВЕЛИЧИНА ЗЕМЛИ
Давнымъ давно ухе било замечено, что земля им^етъ фор¬
му ограниченную, о чемъ прежде всего свидЪтельствовалъ за-
ходъ и восходъ солнца и другихъ св'Ьтилъ, и притомъ форму ша¬
рообразную, впрочемъ, мнение о шарообразности земли, осно-'
ванное на бол-Ье тонкихъ наблюдениях», и болЪо сложныхъ умоза-
ключен1яхъ, было распространено сравнительно мало; давнымъ
давно являются также попытки определить и размеры земли.
Первая попытка определить размеры земли принадлежитъ
Эратосфену (276-Т95 г. до Р.Хр.) изъ Александрии, допускав¬
шему шарообразность земли.
ИэмЪрен1я его сводились къ следующему. Пусть РАВРСчерт.
6) будетъ мерид1альное с1чен1в земли, РР-ось ея, точки 4 и
5 расположены на одномъ меридганЪ. Разстоянхе между точка-
миА и В на земной поверхности измерено; пусть оно равной
Уголъ ы между отвесными направлен1ями АР и Во также считает-
М К1 ся извЪстнымъ изъ астрономи-
X] \=у ческихъ наблюденгй. Тогда на
АГ / / \ основании соотношен1я
/ \ \ $:«Л|иы:360'
\у' | получаемъ, что
\ \ / №
\ \ / Эратосфекъ измЪрилъ равстоя-
■ Т.с|;м, ( И1е между Александрией и С1е-
ной и, гром! того, замктилъ, что л4томъ, когда солнце дооти-
гаетъ высшей своей точки на не64, то въ Алексаядр1и оно от-
15
о
стоить отъ зенита на 71 , въ тоже время въ С1ене оно стоить
въ зенит*; такимъ образомъ, угловое разстоян1е между обоими
о
местами равно 7$ Изъ этихъ данныхъ Эратосфенъ, совершенно
случайно для себя, довольно точно опред*лилъ рад^усъ земли.
Посмотримъ какъ определяется более точно уголъ ы
Проведемъ черезъ точки А и В лин1и Д/У|И (ЗМ, параллель¬
ный оси М1ра РР1 и составляющая съ ДО и ВО соответственно
о о
углы <* и р .. Ясно, что г 90 - и (3 ; 90 ,где <р,
и (р^географическ1я широты точекъ А и В ,т.е. угловыя удале¬
ния этихъ точекъ отъ экватора, отсчитываемый по меридиональ¬
ному кругу; такъ какъ и -то и:
Такимъ обраэомъ, мы видимъ, что для того, чтобы опреде¬
лить размеры земного рад!уса, необходимо измерить длину ду¬
ги моцлу двумя какими-нибудь точками на земной поверхности
и уголъ между рад1усами земного шара, проведенными въ этихъ
точкахъ, который измеряется разностью широтъ данныхъ точекъ.
Покажемъ, что широта какого-нибудь места равняется вы¬
сот* полюса въ этомъ мест*, и разсмотримъ въ обдахъ чертахъ,
какъ определить высоту
полюса или широту ме¬
ста.
Пусть плоскость
нерид1ана €2Рй(черт.7)
совпадавтъ съ плоско¬
стью чертежа,р есть
полюсь игра, 2. зенитъ,
ер^-плоскость меридга-
на земли, также совпа¬
дающая съ плоскостью
16 -
чертежа,Н^горизонтальная линхя точки 0 на земной поверхно¬
сти. Такъ какъ рр'ИРР', то изъ чертежа ясно, что
какъ соответственные, следовательно, равны и дополнеи!я -
о
этихъ угловъ до 90 , поэтому
X С С О 1 л Р0 К, и.гл-.
= 1. Ро1С
что и хотЪли показать, такъ какъ уголь РОН. есть высота полю¬
са, а угольсСО-широта мЬста.
Допустимъ, что иы наблюдаемъ какое-нибудь евътило въ
моментъ его прохождения черезъ меридтанъ или, какъ говорить,
въ моментъ кульминации, при чемъ прохожден1е черезъ мори-
Д1анъ между сЬверяымъ полюсомъ и точкой юга соответственно
моменту верхней кульмииаши. поохожденте же между с-Ьвернымз
полюсомъ и точкой севера называется нижней кульминацхей.
Пусть светило въ моментъ верхней кульминац!и находится
между зенитомъ и экваторомъ, т е. занимаетъ, допустимъ, по¬
ложен^ $ .
Изъ чертежа видно, что
З+Я'-иЮМо'
Цг Х.20Р г $0'-
Вычтя изъ перваго равенства второе, получаемъ, что
Если хе звезда въ моментъ верхней хульминац!и находит¬
ся меаду2 иР ,какъ, напримЪръ, !>, то, заметивъ, что
> о
: , такъ какъ тоже служить дополненьемъ угла 20Р до 90
получаемъ
3+ ЭО-^+^гЭО', откуда
<2= б,"2! что согласно съ первой
формулой, такъ какъ 2; тутъ по правилу Декарта отрицательнее
17
лу Декарта отрицательное.
Пусть светило занимает* положенге \,Тте, въ моментъ
верхней кульминации находится между экватором* и горизон¬
том*; тогда:
откуда
где по правя-
Пусть наконец* наблюден!е производится надъ звездой,
находящаяся въ моментъ нижней кульминац1и и занимающей
положение между полюсомъ и экватором*, какъ напр
Тогда;
^20Р+90*^=2, или
20- <й т откуда:
Зададим* теперь такой вопрос*? какъ расположить наб¬
людения, чтобы определить , если почему-либо неизве¬
стно склоняйте звезды?
Для этого нужно сделать наблюдения въ моменты верх¬
ней и нижней кульминации, если, конечно это возможно;то-
гда будем* иметь следующая равенства ;
8+2.
Сложив* полученный равенства, находим*;
Каи* определяются о и 2 ,объ этом* см. въ курсах*
’Лрактической астрономёи"
Перейдем* теперь к* более подробному описан1ю земли.
Въ настоящее время мы имеем* следующей наиболее на-
Листь 2-й. Описательная астрономия.
ЛИТ. Я. ИКОННИКОВА. П с 6 ГИБЕЦИЯЯ ^0-6. СПБ-
16
глядныя доказательства шаровидности земли.
ГЕ0МЕТРИЧЕСК1Я. I. Приближение и удален1е въ откры¬
том* м*ст* къ какому-нибудь высокому предмету. Предпо¬
лагая, что земная поверхность представляешь собою пло¬
скость, необходимо допустить, что вс* предметы, находя-
щ1еся на ней и незагороженные другими предметами, бол*е
близкими къ мЬсту яаблюдон!я, должны быть, во-первнхъ,
видимы на неопределенно далекомъ разстоянхи и по причи¬
на отдаленности им-Ьть совершенно неопределенный очерта-
н1я; во-вторых^,, на разстоян!и возможнаго зр*н!я они
должны быть видимы заразъ во вс*хъ своихъ частяхъ отъ
основания до вернины. Между т*мъ мы знаемъ, что подоб¬
ный явления на земной поверхности не наблюдаются; мы
знаемъ, что приближаясь въ открытомъ м*от* къ высокому
предмету, мн прежде всего видимъ вершину, потомъ и
среднюю часть предмета, и только спустя некоторое время
нашимъ взорамъ открывает ся весь предметъ. Подобное хе
явлен! е происходить, только въ обратномъ порядив, при
удалении отъ высокаго предмета; такъ, напр., наблюдая
за удаляющимся въ море судномъ, мы замЪчаемъ, что прежде
всего иочезаетъ изъ виду корпусъ судна, потомъ палуба,
середины мачтъ, и только на самомъ горизонт* становятся
невидимыми и верхушки мачтъ. Все это доказываетъ, что
земля не представляетъ собою плоскости, а некоторую -
кривую поверхность, но такъ какъ при зтомъ видимый,напр.
на мор* предметъ иэв*стной вышины, какъ показываютъ на¬
блюдения, появляется и иочезаетъ всегда неизм*нно на
изв*сткоыъ разстояк1и отъ наблюдателя, сл*довательно
Г9 -
кривизна во всйхъ точкахъ одинакова, то отсюда и эаключа-
еиъ, что поверхность земли сферическая.
2. Расширен1е кругозора пои поднятии вверхъ, Если
наблюдатель поднимается по
отвйсной лин1И надъ землей,
то его кругозоръ увеличива¬
ется. Пусть сначала мы на¬
блюдает. изъ точки А (черт.
8 ). Пространство земли,
видимое нами отсюда, отсека¬
ется на земной поверхности
конусомъ лучей эрйнхя, вы-
ходяцихъ изъ нашего глаза.
А. Конусъ имйетъ свою ось
проходящей черезъ центръ
земли и потому, какъ изве¬
стно, его поверхность встрйтитъ шаръ по окружности кру¬
га, въ данномъ случай радтуса МО
Пусть теперь ин поднялись иадъ ийстомв перваго на¬
блюден! я на высотуДВ и нашъ глаэъ находится въ В . По¬
ле нашего эрйн1я, ограниченное окружностью касания ко¬
нуса ГВ9 съ шаромъ, будетъ, понятно, обширяйе гюрвона-
чальнаго, такъ какъ рад1усъ МО
3. Измйнен1е высоты ейвеонаго полюса при передвиже-
. Наблюдая, полож имъ, на небесной
еферй положен1е Полярной звйзды, мы замйчаемъ, что при
передвижении къ югу высота ея постепенно уменьшается, а
при передвижеити къ ейверу плавно и постепенно увеличи-
. 20
вается.
Это явление хорошо наблюдается, иапр, , при путе-
шеотв!и на пароход! Добровольна™ флота изъ Петербур¬
га во Владивостокъ черезъ Сузцкхй каналъ. Въ Суэц!
высота Полярной эв!зды гораздо меньше, ч!мъ въ Петер¬
бург!; по м!р! передвиженья по Красному мори Полярная
эв!зда приближается къ горизонту и въ Сингапур! она
лежитъ почти на горизонт! . По выход! изъ Сингапура
пароходъ направляется къ о!веру, и тотчасъ зам!чается,
что Полярная зв!зда поднимается надъ горизонтомъ.
Это .явленье не наблюдалось бы, если бы земля бы¬
ла плоскостью, такъ какъ тогда углы между лучами эр!-
нья, идущими къ Полярной зв!зд!, и поверхностью (пло¬
скостью) земли были бы равны во вс!хъ точкахъ этой
поверхности.
тельство - лунныя затменья
Лунныя затменья (см, гл. 6) какъ изв!стно происходятъ
оттого, что земля во время полнолунья отбраснваятъ
свою т!нь на луну. Наблюдая за очертаньями земной т!-
ни во время лунннхъ затменьй, мы даже невооруженным
глазомъ зам!чаемъ, что граница земной т!ни на лунномъ
диск! представляется намъ дугою круга (черт.9); это
явленье про¬
исходить при
раэличныхъ
затменьяхъ,
сл!довательно
мы видимъ
21
тЬнь, отбрасываемую различными частями земли. Такъ какъ
форма тЪни непрем-Ьнно обуславливается формой предмета,
то отсюда мы эаключаемъ,что земля имЪетъ видъ шарообраз¬
ный.
Въ этомъ последнем!) насъ уб"Ьждаятъ и кругосВ'Ьтныя
путеиеств1я. Точное определенье размЪровъ и вида земли
достигается посредствомъ градусныхъ измЪрентй при помо¬
щи тр1ангуляц1и; эти измеренья въ общихъ чертахъ произ¬
водятся слЪдующимъ образомъ,
Чтобы определить длину дуги меридьана значительной
длины, напр, А!} (черт. 10), по направлению измеряемой ду¬
ги на действительной поверхности земли составляешь рядъ
треугольниковъ и сторону по крайней
мЪрй одного изъ нихъ измЬряемъ не¬
посредственно. Обыкновенно измеря¬
емая сторона или такъ называемый
базисъ сЬти треугольниковъ - трьан-
ГИЛЯЦ1И * выбирается по возможно¬
сти на ровномъ м'Ьст’й и определяет¬
ся съ возможною точностью. Кром'Ь
того, непосредственно изм'Ьряемъ вс$ углы сЪти треуголь-
ииковъ при ихъ ?ершинахъ.
Пусть за базисъ была принята сторона ДС ; такъ -
какъ въ треугольник^ А С Г считаются известными изъ иэ-
ыйреньй вс'Ь углы, то всЪ элементы этого треугольника мо-
гутъ быть вычислены, и, между прочимъ, сторона СР ;зная
сторону СГ и углы ОСР и СРО изъ «ямЬреюй, мы найдеиъ
элементы треугольника СОР и д.д., однипъ словомъ,
можемъ определить вс! элементы всехъ треугольников^,
сети. Если теперь соединимъ точкуА съ точками 0 и В
прямыми линиями, то въ треугольнике АСОбудутъ изве¬
стны две стороны АС иСви уголъ между ними АСО : д АСр+
+ гГСО,следовательно, можетъ быть вычислена сторона АО и
уголъ ДОС. Вычтя ЭТОТЪ уголъ ИЭЪ суммы угловъ СОГ+РОЙт
♦ЗОВполучимъ уголъАРВ, который лежитъ между двумя
известными сторонами АЭ и ОВ ; следовательно, можемъ
определить длину исномой дуги АВ
Если дугаАВ расположена по меридгану, то легко
можемъ найти число градусовъ, которое заключается въ
ней, такъ какъ для этого, какъ мы говорили, (стр.15)
достаточно определить пироты данныхъ точокъ: искомое
число градусовъ будетъ равно разности этихъ широтъ,а
по данной длине дуги и числу градусовъ, занлюченныхъ
въ ней, легко (стр.14) определить и рьдгусъ земли.
Различныя измерения, произведенный въ различныхъ
точкахъ земной поверхности, дали столь различные ре¬
зультаты, что не оставалось сомнен1я въ томъ, что
земля въ полной строгости не есть шаръ.
Не перечисляя всехъ измерений, произведенныхъ
въ разное время въ различныхъ странахъ, приведемъ
лишь результаты этихъ измерений.
Место,где произво¬
дились измерен!я.
Лапланд1я
Россия
Средняя широта.
о >
66 20
о .
56 25
Длина дуги
меридгана
въ I*
II1477 метр.
111360 "
- из
Англгя
О 1
..52 2
II1224
Франц1я,Испания..
О 1
..46 8
111143
О.-Индгя
О >
..22 37
110668
Бенгалгя
..12 32'
110631
Перу
0 »
...I 31
110582
Отсюда видно, что градус* мерид1ана у полюсов* длин¬
нее, ч*мъ на экватор*, откуда сл*дуетъ, что земля долж¬
на быть у полюсов* нисколько сжата, а на экватор* расши¬
рена. Таким* образом*, земля, строго говоря, есть не
(на
м.
м.
черт.II с*чен!е земного
эллипсоида по меридгану)
хотя и съ весьма малым*
эксцентриситетом*.
Приведем* данный,
относящаяся к* размерам*
земного эллипсоида.
6378191 и.
6356457 м.
29.1.5
Па новейшим*
данным*.
6378716 м.
6356863 м.
3. ДЕАДЕНИ ЗЕМЛИ.
Наблюдал небо, мы видим*, что солнце утром* появля¬
ется на восток*, поднимается выше въ небесном* простран¬
ств*, достигает* въ полдень своего кульминацгоннаго пунк¬
та, чтобы зат*мъ, спускаясь къ западу, исчезнуть за гори¬
зонт*. Поел* солнечнаго заката взоры наблюдателя привле-
- 24
каютъ ярк!я звЬэды, положен!е которнхъ относительно
горизонта точно такъ же равном-Арно и постепенно иЪня-
ется: происходить восходъ и заходъ за горизонтъ однАхъ
звАздъ и движение по кривой другихъ никогда не исчеза-
ющихъ за горизонтъ; въ то же время взаимное расположе¬
но зв-Ьздъ не изменяется. Итакъ, невидимому, небесный
сводъ со всЬми, какъ бы къ нему прикрепленными светила¬
ми, вращается вокругъ земли, совершая полный оборотъ
въ 24 часа.
Ежедневный опытъ насъ учитъ, что наблюдаемое нами
движеНе какого-нибудь предмета иожетъ происходить или
отъ д-Ьйствительнаго перемАщентя этого предмета среди
другихъ,или же отъ дзихен1я наблюдателя въ сторону,про¬
тивоположную кажущемуся перемАщентю предмета.
Спрашивается, не есть ли и наблюдаемое нами враще-
Н1е небеснаго свода только кажущееся?
Если ми обратимся къ иотор!и этого вопроса, пред¬
ставляющей больной интересъ, то мы увидимъ, что древнее,
принимая всякое видимое движение за действительное, до¬
пускали действительное обращен1е небесной сферы вокругъ
неподвижной земли. Никто никогда не видалъ, никто не
слыхалъ и не чувствовалъ движения земли, и возможно ли
было сомневаться въ свидАтельствА зрАн1я, слуха и ося-
зан1я. Они не знали, что наши чувства несовершенны и
часто насъ обманнваютъ; нЬтъ поэтому ничего уливитель-
наго, что учен!е о неподвижности земли, подкрепленное
ген1емъ Аристотеля, принималось всАми и безпрекословно
удерживалось до Коперника (ХУТ в.), высказавшего гипо¬
■ 25 -
тезу о вращательномъ движен1и земли
Говорить, правда, что уже Пиеагоръ училъ, что не
солнце и эвЪзды вращаются вокругъ земли, а земля вокругъ
солнца и своей оси, но онъ не возв'Ьщалъ своего учен1я
публично, и при томъ взгляды его не подтверждались ни¬
какими прочными доводами.
Коперникъ построилъ свою систему мьра въ предполо¬
жении, что кажущееся движен1е небеснаго свода происхо¬
дить оттого, что наблюдатель, движется съ запада на во-
стоиъ вм'Ьст'Ь съ землей, совершающей полный оборотъ въ
24 часа. Ро время Коперника, не было никакихъ фиэиче-
скяхъ доказательствъ вращения земли, поэтому онъ для
подтверждения своей гипотезы пользовался только умозри¬
тельными, логическими доказательствами.
Ротъ его доказательства.
Наблюден1я показываютъ, что всЪ звезды, сохраняя
отнооительноее положеи1в, описнваютъ полные параллель¬
ные круги въ течен1е 24 чаоовъ. Допуская, что это дви¬
жение реальное, т.е. въ действительности происходящее,
мы должны допустить существование безконечнаго числа
условий, необходимыхъ для его осуществлеи1я, безконеч-
наго числа причияъ, породившихъ эти услов1я и сверхъ
того, существовало безконечнаго числа слЬдствхй, выте-
кающлхъ изъ этихъ условий, и все это должны признать
для объяснения только однаго факта; умъ нашъ не можетъ
допустить этого согласно законамъ логическаго мышления.
Въ самомъ Д’ЬлЬ, давно уже было установлено, что
свЪтила находятся не на одхнаковыхъ разстоян1яхъ отъ
26
ввили, я что эти раэстоян1я по большей части чрезвы¬
чайно велики; следовательно, мы должны допустить,что
каждая звезда имеетъ свою линейную скорость и при томе
такую, чтобы сохранены были относительный положентя
звезды; кроме того, светила,лехащтя чрезвычайно далеко
должны обладать чрезвычайно большими скоростями.Итакъ,
должна существовать особая причина, сообщающая каждой
звезде свою линейную скорость, особая причина, заста¬
вляющая вращаться по кругу, особая причина - удержива¬
ющая плоскость вращения параллельно другимъ плоскостямъ
вращен!я, но такъ какъ звеэдъ чрезвычайно много, то и
причинъ должно быть безконечно много.
Все это слишкомъ неправдоподобно и сложно, чтобы
поверить его действительности. Несравненно легче и це¬
лесообразнее объясняются все явления, если допустить
вращен1в земли вокругъ своей оси съ запада на востокъ,
т.е. въ сторону, обратную видимому движению небеснаго
свода: сразу уничтожается воя прежняя сложность, и
все явлен1я видимаго движения небеснаго свода объясня¬
ются одной единственной причиной, но такъ какъ движе-
н1я земли заметить непосредственно мы не можемъ, то
намъ кажется, что вращается небесный сводъ.
Въ настоящее время мы имеетъ несомненный физиче-
ск1я доказательства вращен1я земли, къ изложению кото-
рыхъ и переходимъ.
I. Уклоняйте паларлихъ т!лъ къ востоку. Ученте
Коперника, какъ и следовало ожидать, встретило много
противниковъ; сторонники древней школы - учен!я о не-
- 27 -
70 возрахенхй противъ учен1я Коперника. Приведемъ неко¬
торая изъ нихъ, чтобы -иметь понятие о 'зесхости" этихъ
воэрахен!й.
Они говорили, что въ случае вращен1я земли должны
были бы наблюдаться некоторый явлен!я, лоторыхъ однако
они не видятъ. Они говорили, что ласточха, разъ покинувъ
свое гнездо, не имела бы оилъ вернуться въ него, такъ
какъ во время ея отсутствия гнездо съ прочими предметами
земной поверхности унеслось бы далеко къ востоку. Они го¬
ворили, что поднявшаяся отвесно стрела при отсутств!»
э!тра падала бы далеко къ западу, а между темь она воз¬
вращается къ ногамъ стрелка.
Въ этихъ двухъ примерахъ они делали грубую ошибку въ
сужден1и вследств1е незнантя механическаго закона относи-
тельнаго движения, по которому, если точка, принадлежа¬
щая къ какой-нибудь системе, движется, то это движен1е
относительно прочихъ точекъ системы происходить безраз¬
лично - находится ли система въ покое или въ движении.
Въ силу закона инерцАи тело, падая съ высоты, не только
не отстанетъ отъ вращающейся земли, но и опередить ее.
Почему это такъ происходить, объяснить очень легко.
Положимъ, напримеръ, что тело
л (черт. 12)- находится на вер¬
шине башни А ,основан1в кото¬
рой движется конечно, съ мень¬
шей скоростью, чемъ вершина.
такъ какъ оно въ одно и то хе
28
время описываетъ дугу меньшаго радиуса. Телось.имЬя
скорооть вершины башни, опишете въ силу инерц1и во
время своего отвесяаго паден1я лугу аа1 , большую,чеыъ
дуга АА1, которую въ то же время пройдетъ основан!е
башни А , и потому упадотъ къ востоку отъА1 въ неко¬
торую точку а" , тогда какъ основан1е башни будетъ въ
это время лишь въ А' , Истинный путь тела будетъ кри-
ц
ваяаа.Такъ проиэойдетъ явлеи1е на экваторе. Если же
тело будетъ брошено на какой-нибудь широте ,то
оно отклонится еще и къ экватору. Опыты въ глубокихъ
шахтахъ подтвердили эти теоретическхя разсужденхя.
2. Изменвн1е силы тяжести въ различныхъ точкахъ
земли.
Если земля вращается, то все предметы на ея по¬
верхности должны описывать круги, следовательно, должны
быть подвержены вл1ян1ю центробежной силы, которая
должна уменьшать вЪсъ предметовъ тймъ болЬе, чемъ она
сама значительнЬе. Принемъ : землю за шаръ и возьмемъ
ея меридиональное с4чен1е ЕРО. (черт. 13). Обозначимъ
силу тяжести, действующую на
земной поверхности въ случае
неподвижности земли, черезъ
; она должна быть посто¬
янной во всехъ точкахъ зем¬
ной поверхности и направлен¬
ной къ центру земли.
Въ случае вращен!я земли разовьется цетробежная
сила, которая, положимъ, въ точке А .лежащей на широ¬
- Й9 -
те <2. > будетъ действовать по яаправлек1юАГ ; пусть эта
сила изображается отреэкомъ АР , а сила тяжести въ той
же точи* изображается отрезкомъ АN ; равнодействующая
этихъ двухъ силъ будетъ направлена по дтагоналиАМ па¬
раллелограмма, построеннаго на составляющихъ силахъ; эта
равнодействующая и будетъ наблюдаемая сила тяжести въ
данной точке; обозначииъ ее черезъ^ и постараемся вы¬
числить ее, Возьмемъ проекцию центробежной силы на на-
правлентеАС ; пусть эта проекц!я изображается отрезкомъ
АР . Тогда по правилу сложен^. силъ имеемъ:
Обозначивъ центробежную силуАР черезъ , которая,
какъ известно, выражается формулой > где Т ™-
нейная скорость данной точки, а У радтусъ круга, описы-
ваемаго ею, будемъ иметь-
АРг ; но 1? = ^г где С промежутокъ
въ течение котораго точка А опишетъ полную окружность,т-е,
Г равно продолжительности зв1здныхъ сутокъ,и <=
где - рад1усъ земли, а поэтому
АР=
и
Тахъ иакъ на экваторе ^=0°, а на полюсахъ 90 , то
наблюдаемая сила тяжести имеегъ наименьшее значен1е на
экваторе, а наибольшее на полюсахъ.
Полученную формулу можно преобразовать еще гакъ:
5^* тени кали <^а С[- Я-11 ,"ник-
такъ какъ
30 -
= СоПдС. , то обозначив* эту
величину черезъ Иг
имЪемъ;
|4г=-тг5- величины:
х 1'3‘ к т «
I сред-
Подставляя въ вырахэнте для
Я = 3 Тф; - 637300м. ; г^Й74; С = ЙЗ^бТ.
няго времени, найдемъ, что М- = ЯПЯ7
Эта формула дана Клэро въ ХУ1П стол*т!и и имъ хе
доказано, что эта формула имЪетъ тотъ хе видь, если
землю принять за элллпсоидъ вращентя, только коеффи-
ц1ентъ4?ьнисколько иной, а именно, такъ какъ въ случай
эллипсоидальности земли точки на экватор* отстоять
дальше отъ центра, то, независимо отъ другихъ условий,
тягот*н1е на полюсахъ долхно быть больше, ч*мъ на эк¬
ватор*: отъ вращения земли то хе явление,• об* эти при¬
чины складываются въ одну,и поэтому коеффиц>ентъ
увеличивается (при сферической форм* земли Иг- 239;
при эллипсоидальной форм* пъ = 191 ).
Следовательно, если наблюдаемая и вычисляемая по
вышеприведенной формул* силы тяхести согласуются, то
это долхно слухить неоспоримымъ докаэательствомъ враще-
н!я земли.
Но какъ определить изп*нен1в силы тяхести въ раэ-
личныхъ точкахъ? Определить это изм-Ьнензе при помощи
обыкновенныхъ в*совъ, конечно, невозможно, такъ какъ
одинаковую, полохимъ, потерю в*са на экватор* испыта-
етъ какъ т*ло, такъ и гиря. Для этой ц*ли могли бы слу¬
хить прухияные в*сы, доведенные до значительной степени
точности и чувствительности, но при помощи ихъ нельзя
достигнуть точныхъ результатовъ.
31
Могла бы служить для этой ц4ли и машина Атвуда,
такъ какъ мн эиаемъ, что удвоенное пространство, прохо¬
димое въ первую секунду времени свободно падаюцимъ тй-
лоыъ, численно равно силЪ тяжести въ этомъ м4ст4, но и
этотъ методъ не даетъ точныхъ результатовъ.
Наиболее точные результаты получаются изъ наблюде-
Н1й надъ изм$нен1емъ времени качанЬй маятника.
Изъ теории маятника известно, что если I есть длина
маятника,^ напряженье силы тяхести, то времяТ одного
качан!я маятника выражается формулой:
въ другомъ какомъ-нибудь мЪст'Ь:
Т=П^
Отношение этихъ двухъ равенствъ. даетъ:
> полагая ^:0', находимъ
Иначе , = ИЦ: ; для другого ыЬста :
Т * гг<
времена качанЬй маятника, будемъ знать"
известно ,такъчтОможемъ легко найти и
величинами полученными изъ
Иначе,
Наблюдая
иТ^ 1. также
и сравнить съ
выше формулы: I + •пып’^. Если эти величины,
суются, то это служитъ неоспоримнмъ докаэательствомъ вЪр
.г.
приведенной
согла
ности исходяаго положенья, а именно, вращательнаго дви¬
женья земли.
Приведемъ числа для
кахъ земной поверхности;
блюденныя величины, силы
величины въ различннхъ точ-
столбецъ ( 0,) содержитъ ка-
тяжести ( 0,» оЬятме ), столбецъ
( С. = са!сиХ«
), а столбецъ
С|^ (С.)-вычисленный
^9^274 ( 1+ 75|51"1<С
по формул^
содержитъ разности
32
въ четвертнхъ десятичныхь знакахъ между
наблюденной и
вычисленной силой тяжести.
,.ЖТР| ч ^(о.)
9еС<9
б (а- с.)
Шпицберген».1-79 5с"о
9*^7769
977768
+ 1
Пзтербургъ..+59 56 5
9,7654
9,7656
- 2
Гота +50 5б'б
9,7568
9,7582
-14
Нью-1орк».. .+40 42 7
9,7486
9,7491
- 5
О >
Кадрасъ +13 4 2
9,7293
9,7300
-7
Галапагосск!* о ,
о-ва..,,+0 32 3
9,7275
9,7274
+ 1
О-в» Вознесе- о ,
н!я .-7 55 4
9,7292
9,7284
+ 8
Р1о-де-Жаней- о ,
ро,.....-22 55 4
9,7343
9.7351
- 8
!
Вальпараисо.-33 2 5
9,7419
9,7426
- 7
фажландскге о ,
4 о-ва -51 31 7
9,7580
9,7587
-7
Юж.Шотланд!я-62 56 2
9,7681
9.7679
1 2
В» этих» числах»
можно ручат ься за
десятый доли
миллиметра, такъ какъ такая точность достигается въ
наблюден!яхт., производимых» при помощи маятника съ но¬
вейшими приборами. Некоторая разница между наблюденной
и вычисленной силой тяжести вызывается т*м», что гео-
идъ - истинная форма земли-отличается отъ эллипсоида.
Первое научное определен!е силы тяжести въ различ¬
ных» мЪстахъ было произведено въ 1827 г. флотским» офи¬
цером» Литке на шлюпк* "Синявин*"
Заметим», что въ последнее время наблюден!я измЬ-
иен1я силы тяжести пр1обр*ло особый интерес» потому,
что въ некоторых» мЪстахъс^не меняется такъ плавно,
как» этого требует» формула; это такъ называемый м*-
33
местный аномал!и, причину которыхъ
слЪдуетъ искать въ неравномЪрномъ распределен^ массъ
подъ поверхностью земли. Такдя мЪстння уклонен!я найде¬
ны, наприм'Ьръ, подъ Москвой проф. Б.Я.Евейеромъ.
3, Изм-Ьнен!е яаправлея!я плоскости качан!я свобод-
наго маятника.
Известно, что плоскость качаидя маятника не зави¬
сит! отъ движендя точки привеса, тте. плоскость эта по
стояние. Если птативъ, къ которому лрикр'Ьплекъ маят-
никъ, будемъ вращать въ сторону, то плоскость качандя
маятника, сохраняя свое прежнее положен!е относитель¬
но окружающих^ неподвижных! предметов!., тге оставаясь
абсолютно неизменной, въ то же время относительно ос¬
нования штатива будетъ им-Ьть другое положенде, и если
по какимъ-нибудь причинам! мы не мохемъ заметить дви-
жвн^я штатива, то взаи^нъ этого зам'Ьтимъ кажущееся
движение плоскости иачандя маятника. Последнее явле¬
ние наблюдается на званой поверхности.
Положимъ, иаятникъ находится на земнокъ полюсЬ
• (черт.14); первоначальное полокеиде плоскости качандя
ЗазЪмъ, двигаясь по
направлению внешней стрел¬
ки точка В (на земной по-
р> верхности) отступить влЪ-
вс въ В' > а точка Д вправо
въ Д', плоскость же кача-
Еаблюдателю, участвующему во вращении земли, 6у-
Листъ 3-й. Описательная астрономия. Проф.
лит. л. иконниковл, п.с. 6-гргьецкяя чэ-6 - сов ———■ ■ “'
- 34 -
детъ казаться, что плоскость качан 1 я маятника переме¬
стилась вправо изеА’в'веАВ- Черезъ 6 часове лин!я пер-
воначальнаго качан!я маятника приметъ положение Л В,
перпендикулярное къА8( а черезъ сутки, когда земля
сделаете полный обороте, лин1я АВ совершите тоже пол¬
ный обороте и придете въ прежнее свое положеюе.
Пусть теперь маятнике находится на экватор* АВ
и пусть онъ качается пс направле-
Я1Ю полуденной лин1и мкс та А .
Зд*сь уже при движены земли и
первм*щен1иА въ А', А", и т.д, из-
м*нен1я положения плоскости кача
н1я не будете наблюдеться,такъ
какъ полуденная или меридиональ¬
ная лин1Я движется параллельно
оси движения и самой себ*, а сле¬
довательно и совпадающая съ ней по направлению пло¬
скость качан1Я маятника не изиЬнитъ своего положенгя
относительно окружающихъ предметовъ.
Пусть теперь опыте производится на какой-нибудь
О о
широт* (90>^>0 ), и плоскость качания маятника со¬
впадаете съ плоскостью мер ид! ан а АА1 (черт.16).
Черезъ малый промажут оке времени точка А перей¬
дете въ Д', мерид!,анъ АМ займете положзн1е А^ , а пло¬
скость качан!и займете положен!е а1>' .параллельное сво¬
ему прежнему положен1»аЬ. ОпредЪлимъ величину угла
ьАМ=4АМА' кажущагося отклонен!я плоскости качания ма¬
ятника отъ прежняго положенхя, Такъ какъ мн разсматри-
.35 -
ваемъ незначительный промвхутокъ времени, то дугу АА1
можно разсматривать какъ
хорду, а потому изъ тре
угольника А|УДим'6емъ:
АА'ггЛ№1и4СА^
Уголъ при
А въ течен1е
возьмемъ I* ,
точкЬ 0 тотъ, на
оъ другой сторона, изъ
треугольникаАОДимЪемъ
ДА1’ »*№ что
1 А N ыпЦАад1) »11Ям(/К>А') «
= ^8<чЦД(1А1. Иятреугольни-
каАМО им'Ьенъ:
<!= Яп(М0)= 51»^,
такъ ЧТО:
который повернется точка
разсматоиваемаго
/У 9
тодО = 15 , такъ
24^
I'
Тто
т?
промежутка времени; если
какъ
соотв'Ьтствуютъ
и
II
15“
И
г
въ 1^2.0 = (151?)", поэтому:
$|П1(АМА^= 51П|^9|п|(|б+)'
Такъ какъ уголъАМА'и (151 ) небольшие,
то можешь па-
иЬнить $11ги»’м. иль дугами г
е АМ' - откуда
въ V с АД1А1 - Тб1*Яп^
въС дАКА1 - 60.Т«л’«п^= 15'1'^П^
36
въ I * 15.1.
въ 24к = 360* $|пе,
Итакъ, мы видимы, что подъ некоторой широтой пло-
о
скоотъ качан!я маятника ивмЬяяется на 360 Какъ
уяснить это физически?
Меридьональная лин!а описнваотъ полную окруж¬
ность въ теченье сутокъ только на полюсь, а на неко¬
торой широт! она опишетъ коническую поверхность. Раз-
рЬжемъ эту поверхность по меридьану и совмЬстимъ съ
плоскостью. (черт.П) Опрвд!лимъдАМА1'дМ ;
хАМА1: 36О% АвА,:йтАгё
дм л1 Ж АВА'
откуда Т.ЛНА г ятГАТГ
ко/ЦЗД1 есть та окружность,
которую точка А описыва-
етъ въ течение сутокъ,т.е.
малый кругъ радтусау ,такъ
что А&й' ’ 2ПУ , а поэтому
нс мы видЬли, что^=51м, а поэтому
*.АМА ~ ЗВО'йп?
0
На полюс! Яп<^~ 1и4.АНА=ЗЙ0 ; на экватор!
Мп^яО а х.АЬ1А‘=(1
Злнтъ яад-ь маятникомъ, наглядно доказывающей вра¬
щенье земли, произведенъ въ первый разъ французскииъ
ученнмъ Фуко ' Ео-и-ссмМ > въ Ларижсконъ Пантеон!, от¬
чего и названы ого йМенемъ (опытъ Фуко).
4. Размнт!е правыхъ бепеговь р!къ въ с!.верномъ
подьиархи и л!выхъ - въ юкномъ..какъ бы р!ка ни текла
37
Явленье это открыто профессором! Юрьевокаго универ
сите та Беромъ ( В;гГ ) и потому носитъ названье чакона
Бера,
Объяснить это явленье,' допуская вращен1е земли,
очень легко, Разсмотримъ случай, когда ръка течетъ, по¬
ложим!, къ северу и находится въ северном! полушарьи;
пусть берега ея будут! СС
(черт, 18),
Положим!, частица воды л
двигаясь съ юга на сЬверъ,
въ данный моментъ находится
по середин^ р^кп Через!
единицу времени, рЬка, вра¬
щаясь вьгйст-Ь съ землей,при-
::етъ положеньеСС ; частица, во ди а переместилась бы въ
силу этого движенья въ а на пространство аа , если бы
не имЪла еще пос тупая ель наг о движенья на сЬверъ со ско¬
ростью АВ въ единицу времени и потону должна въ момент!
положенья рЪни СС въ С^’находиться въ а)* ; стремясь
стать въ положенье точкид.в, она встретить правый борегъ
р-Ьки и ударится о него въ точк! 0 .
Каждая другая частица сделает! тоже самое, вслЪд-
отвье чего правый берегъ будетъ размываться и отодви¬
гаться иа востоиъ до т!хъ поръ, пока не встретить высо-
каго и каменистого грунта, который туго будетъ подда¬
ваться разрушающему вльянью- Такимъ образом!, правый
берегъ будетъ гористый, а лЪвый, бывп:1й некогда руслом!
рЬкн, будетъ низменный.
Разсмотримъ теперь случай, когда р'Ька течет! по
33
параллели, положимъ, противъ вращешя земли. Пусть въ
некоторый промежутокъ времени рвка занимаетъ положение
СС (черт. 19); частицы воды со, находящаяся по середи-
въ точкЬ О
нЬ рЪки, движется по наира-
влентю <хВ со скоростью аВ
черезъ единицу времени рЪка
приметь положен1а с'с' , а
частица воды, стремясь
стать въ положение сь" .уда¬
рится въ правый берегъ рйхи
Подобное, явление произойдетъ во всЬхъ случаяхъ,какъ
ба р4ка ни текла; объясняется это подобно раземотр'бннымъ
случаямъ.
Въ южномъ полушар 1и будутъ размываться л'Ьвые берега
Объясняется такимъ же образомъ.
КромТ. того, статистика показала, что правые рельсы
двухколейяыхъ жел-Ьзныхъ дороги ейвернаго полушар1я изна¬
шиваются скор'Ьо л'Ьвихъ. Въ южномъ полушарии наоборотъ.
Причина этого явлчнгя та же и объяснение тождествен
но предыдущему, только тутъ роль водяной частицы игра-
етъ выдающаяся и обхватывающая рельсъ часть вагониаго
колеса.
5, Пассаты, муссоны, циклоны, Изв-Ьстно. что въ сЬ-
верномъ полушарии въ странахъ, лежащихъ между экваторомъ
О
и 30 северной широты дуетъ постоянный в'Ьтеръ, а имен¬
но, северо-восточный (N0 ), называемый пассатомъ. а въ
южномъ полушарти въ соответствующей области дуетъ юго¬
39 -
восточный (ЙО ) пассатъ.
Воздухъ, вслкдсгв1е болке сильнаго нагркван1я эква-
тор^альныхъ странъ, ч-Ьмъ полюсовъ, дклаясь на экваторк
болке легкимъ, стремится подняться вверхъ, уступая мк-
сто болке холоднымъ воздушнымъ частицамъ, лежащимъ по
обЪимъ сторонамъ акватора ближе къ пслюсамъ, сЛ'Моватвль
но происходить течение всэдункыхъ частей отъ сквера и
юга къ экватору, отчего повидимому, долины дуть въ упомя
нутыхъ областяхъ - въ скверномъ полупар!» постоянный ск¬
верный, а въ южномъ полушарии южный, тогда хакъ на самомъ
дклк наблюдаются скверо-восточные и юго-восточные вктры.
Такое направление этихъ вктровъ невозможно понять,
не допустивъ вращения земли, если даже примемъ во внима¬
ние неоднородность земли, а потому неодинаковость ея на-
гркван!я.
Причиной же земного вращентя легко объяснить напра¬
влен1я пассатовъ.
Положимъ, что въ данный моментъ надъ точкой Д (черт.
30) земной поверхности находится воздушная частица л- (Иду¬
щая съ сквера къ эква¬
тору.
Въ единицу времени,
вслкдств!е вращения
земли въ сторону, пока¬
занную стрклкой |с , точ¬
ка А перейдетъ въ А' ;
частица воздуха а,, имкя
два движенья: одно на
- 40 -
югъ, со скоростью АС въ единицу времени, а другое
вращательное, выЪст’Ь съ землей, со скоростью АД1, и по¬
винуясь этимъ двумъ силамъ, пойдетъ по дьагонали парал¬
лелограмма, построеннаго на даниыхъ скоростяхъ, т е по
линьи Да. Въ тоже время мЬсто С , лежащее на одном, мо-
ридьан'6 съ А , но южнЪе, перейдетъ въ С1 ; следовательно,
точка а въ подпхянЕч 0. отодвинется къ западу отъ С* ,по
отношению же къ А'она передвинется къ юго-западу и пото¬
му будетъ казаться, что она движется по лииьи А'а); такъ
какъ за направленье вЬтра принимается то, откуда онъ
дуетъ, то въ Д1 будетъ дуть скверо-восточный в-Ьтеоъ (N0)
Объяснить юго-восточный пассатъ также легко. Иксто
В (черт,20) на земной поверхности въ единицу времени
перейдетъ въ В* , частица же воздуха 5 , идущая съ юга
по направленьюИсо скоростью ВО, будетъ повиноваться
двоякому движенью и пойдетъ по дьагонали В('и въ конца
промежутка очутится въ Г ; гакъ какъ меридьанъ икота
въ тотъ же момеитъ приметъ положенье ВО , то будетъ ка¬
заться, что частица (> отступила отъ ыЬста В , находяща-
гося въ положенья В' > къ скваро-западу по направленью
В , а потому будетъ дуть юго-восточный вктеръ ' $0 ).
Пассаты наблюдаются только на морЪ, вдали отъ мате-
риковъ, и преимущественно въ Великомъ океана. Патерики
сильно дкйствуютъ на направленье и правильность теченья
пассатовъ; лримйромъ можетъ служить Восточная Индья,ле¬
жащая въ ткхъ широтахъ, гдк долженъ дуть северо-восточ¬
ный пассатъ. Зимой, съ октября до апртьля, здЬсь, дей¬
ствительно, и дуетъ сквере-вост очный вктеръ (черт,21),
- 4-1 ■
но лВтомъ огромный материки нагрьвается сильнее океана;
появляется течение воздуыныхъ
частице къ северу, которые вслВд-
ствте врацательнаго движения зем¬
ли отклоняются къ востоку, такъ
что появляются юго-западные вет¬
ры дующте безпрестанно отъ апре¬
ля, до октября. Эти вЬтры называ¬
ются муссонами кли-иуке^ками.
Лин1и, соединяющтя места съ одинаковыми высотами
барометра, или иначе, съ одинаковымъ атмосфернымъ давле-
итемъ, называютсяизобарами. Наблюдения показываютъ,что
очень часто изобары располагаются симметрично относитель
но нъкотораго центра, гдъ находится барометрический ии-
нимумъ; тогда является вихреобразиое движенте воздуха,
называемое циклономъ. въ которомъ частицы воздуха оплсы-
ваютъ кривую лин1ю около барометрическаго минимума, по¬
степенно приближаясь къ нему, при чемъ въ сВверномъ по¬
лушарии это движение происходитъ обратно движению часо¬
вой стрйлки (черт.21), а въ южномъ
пслуиархи по часовой стрВлкЪ (черт
22). КромЬ того, какъ показываютъ на¬
блюдения, барометрически! иинииумъ
или центръ циклона самъ им-&етъ посту¬
пательное движение: въ сВвернонъ полу
аарти чаще всего на С."В, а въ южномъ
полулар1и на Ю -В Разберемъ механи¬
ческую причину зарождения и движения цхклоновъ. Предста-
42
устоичивое равновъс1е;
вимъ себЪ область, гд! подъ д-ЬЙствтемъ солнечныхъ лу¬
чей нагреваются слои воздуха: внизу будутъ болЪе теп¬
лые и, следовательно, бол-Ье легкие, а наверху болЪе
холодные и-болъе тяжелые, такъ что устанавливается не¬
достаточно н'бкоторыхъ причинъ,
чтобы нарушить это неустойчивое
рав.човВс 1 е; тогда произойдетъ
постепенное течен1е нижиихъ
слоевъ вверхъ, всл'Ьлствтв чего
образуется барсмвтрическгй ии-
нхнумъ; окружаюпцй эту область
воздухъ начнетъ притекать по на¬
но силой вращенхя земли части¬
цы воздуха, подобно тому, какъ частицы воды въ рЪкахъ,
будутъ отбрасываться въ сЪверномъ полушар1и всегда на¬
право, а въ южномъ полушар1и налево, всл^ствЛе чего й
получатся указанные движен1я воздушныхъ частицъ обрат¬
но и по часовой стр’Ьлкй,
Направление циклона въ своемъ поступательномъ дви¬
жении тоже объясняется вращательяымъ двяжен1емъ земли,
которое даеТъ движению направлен1е - вместо сЬвернаго -
северо-восточное (въ сЬверяомъ полушарии и выйсто юх-
наго - юго-восточное (въ южномъ полуиар1и). Иногда,
впрочемъ, встречаются и друг1я направления циклоновъ,
вызываемые местными условиями,
4. видивд ДВИЯЕН1Е СО-ВД*.
Солнце, какъ и во-Ь друг1я звйэдн и небесныя тйла,
совершаетъ общее всему небесному своду суточное двхже-
43 -
и!е около оси М1ра . Но еще древнее заметили, что кро-
мЪ этого движения оно иийетъ и другое, вслйдств1е кото-
раго положен!е его относительно неподвижных! звйздъ на
небесной сфер* постоянно меняется.
Существование этого послйдняго движения подтвержда¬
ется различными явлен1Ями.
Во-цервыхъ, склонеше солнца въ различные дни и мо¬
менты наблюденхя различны. Это видно изъ того, напринйръ,
что мерид!ональныя высоты солнца въ разное время разли¬
чаются между собою; особенно же ясно иэм'Бнея^е склоне -
н!й солнца можно вывести изъ наблюдений надъ его восхо-
жден1ями и захождениями.
Действительно, точки восхода и заката солнца въ раз¬
личные дна не одинаковы; иногда оно восхолйтъ въ точкй
востока и заходитъ въ точке запада; иногда точки восхо¬
да и заката переийщавтся по направлен!» къ северу; а
иной разъ мы наблюдаеыъ восхождение и закатъ солнца въ
южной части горизонта.
Отсюда слйдуетъ, что должно изменяться склоненге
солнца, такъ какъ въ противномъ случай солнце подобно
неподвижным! звйздамъ совершало бы свое суточное движе-
н1е относительно горизонта всегда одинаково.
Наблюдения надъ появлен!емъ первыхъ звйздъ служить
тоже очевиднымъ доказательством! этого второго собствен-
наго движения солнца.
Если мы въ известный день заыйтимъ послй заката
х) Движение это, какъ мы видели изъ предиествующаго.есть
только кажущееся. Оно происходить вслйдств1е обращения
земли около оси.
44 -
солнца въ западной части горизонта какую-нибудь звез¬
ду, то по прошеств!и нЪкотэраго промежутка времени она
уже не будетъ видима, ея св&тъ затмевается яркими лу¬
чами приблизившегося солнца, затЪмъ чрезъ некоторое вре¬
мя та хе эв-Ьзда будетъ появляться утромъ до восхода
солнца на восточной части горизонта,
Изъ этого заключаемъ, что солнце переместилось по
небу отъ запала къ востоку.
Перем&центе это происходить ежедневно, и солнце
о
совершаетъ полный оборотъ въ 360 въ течен1е года.
Итакъ, склонен1е солнца въ различный времена года
различны; соответственно величина и знаку зтихъ склоне¬
ний, солнце иногда бываетъ на экватор*, а иногда удаля¬
ется на одно изъ поЛушар 1й - северное или южное.
Вм*ст* со склонен:емъ солнца изменяются и его пря¬
мая восхождения Въ зтсмъ легко убедиться, сравнивая
время прохожденья солнца чрезъ мерид1а.-:ъ со временеыъ
прохождения черезъ меридтанъ въ полночь некоторой эв*з-
ды; мы заквтимъ, что промежутокъ времен» между этими
моцентами не эстастся постоянныкъ, а изменяется въ из-
вЪстнсмъ порядк* и по изв-Ьстяому закону.
Чтобы определить путь, совершаемый солнцемъ, бу¬
дешь наблюдать ежедневно его с.члонантя и сравнивать
время прохождения чрезъ мерид1анъ со времонемъ прохо-
жден1я извЬст.чой звЬзды. Соответственно этимъ иаблюде-
н1ямъ на небесном* глобус* будемъ отм*чать ежедневное
положение солнца. Такиыъ образом* у насъ въ течен1е го¬
да составится рядъ точекъ; соединяющая эти точки кривая
- 45 -
будетъ сомкнутая и представить намъ путь, по которому
движется солнце. Плоскость кривой наклонена къ плоско-
0 0 >
сти экватора подъ углом* въ 231 (собственно 23 28 ).
Древнье назвали эту крив/и эклиптикой, Элваторъ порее!
каетъ ее въ двухъ точках* (черт.23 ; ЙйСу- эклиптика).
Просл!димъ хе теперь годовое двихенте солнца по
эклиптик!.
Въ начал* весны, именно 8-го марта, солнца кахо-
дится на экватор! въ точи! % (перес!чен1е экватора
и эклиптики). Эта точка называется точкой весенняго
равноденствья Въ тотъ день солнце описывает* полови¬
ну своего суточнаго пути над* горизонтом* и половину
подъ горизонтом*, т.е. день равен* ночи.
Зат-Ьмъ склоненье солнца д*лается северным* и по-_
степенно увеличивается,по¬
ка не дойдетъ до н!котора-
го предала, во время кото-
раго солнце находится в*С-
точя! л!тняго солнцестоя-
н1я.
Это бываетъ 8-го ью-
ня, когда солнце описываетъ
своим* суточным* двихен!енъ
кругъ параллельный экватору и отстоящей отъ него на
О
231 ,• называемый поворотяымъ кругом* или тропиком* Рака.
Изъ точки С солнце снова поворачивает* по напра¬
влению къ экватору, куда и приходитъ въ точк! Л $ го
Сентября, когда день снова равенъ ночи. 5: - это точка
- 46
осеняяго равноденствия.
Съ 3-го иарта и до 9-го сентября солнце находит¬
ся въ сЬверномъ полушар1и. Большую часть своего су-
точнаго пути оно совершает! для жителей сЬвернаго по-
лушар!я надъ горизонтом! и меньшую подъ горизонтом!,
такъ что во весь промежуток! времени съ 8-го марта до
9-го сентября день бываетъ всегда больше ночи.
Когда солнце вторично прошло чрезъ эяваторъ, его
склонение становится южныиъ;оно переходить въ южное
полушар1е и доходить до точки 0 - зимняго солнцесто-
ЯН1Я, что бываать 8-го декабря.
Въ этотъ день оно описывает!, также, хахъ и. во
время своего пребывания въ точкЬ лЪтняго солнцестоя-
О
Н1я, кругъ ПЙ , отстоящ1й отъ СО на 23 30’ и парал¬
лельный ему, называемый поворотнымъ кругом! или тро¬
пиком! Козерога,
ЭатЪмъ солнце поворачивает! къ экватору и воз¬
вращается въ точку ц- .
Когда солнце въ южномъ полушарии неба, то для
сЬвернаго полушар1я земли оно большую часть сутокъ
остается подъ горизонтом!, такъ что во все время отъ
9-го сентября до 8-го марта всегда день меньше ночи.
Изъ всего вышесказаннаго мы видимъ.что эпилипти-
ха имЬетъ четыре характерных! точки:двЬ точки равно-
денств1й-осенняго и ве^енкяго и дв! точки солнцестоя-
н!й лйтняго и зимняго
х) Точки у и & пересЬчентя эклиптики съ экватором! названы
точками равноленств1й, потому что, когда солнце находится
■! них!, то суточным! движенюм! описывает! дугу экватора
- 47
Въ первыхъ двухъ солнце находится во время своего
прохохден!я чрезъ экваторъ, а въ другихъ двухъ во время
наибольшаго удален!я отъ него.
ЭвЪздн, который расположены вдоль эклиптики, ухе съ
древн!йшихъ временъ были разделены на двенадцать созвЪздхй,
который обраэуютъ такъ называемый зодхакъ. Созв'Ьздхя эти
и ихъ обозначения сл-Ьдующ! я..
Въ сЪверномъ полушар1и: ОвенъТ" , Телецъ V (Близне¬
цы X I Ракъ<5 , Левъ/2, , Д-ЬваЧД’
Въ южномъ нолушар1и: ВЪсы — , Скоршонът^ , Стрй-
лецъгЛ , КозерогъД$ , Водолей =*, Рыбы X ,
Точиыя наблюденгя показываютъ, что видимый л1аметръ
солнца, т.е. уголь, подъ которымъ намъ представляется сол¬
нечный дискъ, не совсЪмъ постояненъ и что, следовательно,
разстоян1е солнца отъ насъ нисколько изменяется. Наиболь¬
ший видимый дхаметръ солнца бнваетъ зимою 19-го декабря
(32 36"), а наименьш1й лЪтомъ 19-го 1к>ня (31 32"), Следо¬
вательно, 19-го декабря солнце находится всего ближе къ
намъ, а 19-го 1юня, т.е. ровно черезъ полгода, всего даль¬
ше.
Ближайшая къ земл'Ь точка годового пути или орбиты
солнца называется пепигеемъ. а наиболее отдаленная апоге-
емъ солнца. Крон! того, наблюдения показываютъ, что солн¬
це движется по своей орбита не совсЪмъ равном'Ьрно. Оно
движется всего быстрее въ перигй , а всего медленкбе въ
апогеЪ.
и потому для всЬхъ мЬстъ земной поверхности день равенъ
ночи. Точки С и 0 названы точками солнцестоян1й, потому
что когда солнце находится около кихъ, склонвн!е его и эм-6-
няется очень мало. Въ самомъ дЪлЪ, направление касательныхъ
• 48
Время, проходящее между двумя последовательными
прохожден1ями солнца чрезъ одну и ту же точху солнце-
стоян!я или равиодеиств!я называется тоопическинъ го-
лонъ. Онъ разделяется на четыре времени года. Ре.злич1в
временъ года происходить отъ изменен!!! склонений солнца,
чЪмъ обусловливается и изменение его мерид!ональныхъ
высотъ, а также продолжительности дней и ночей, темпера¬
туры и количества лучей теплоты, которое бываотъ т-Ьмъ
больше, чемъ направление лучей солнца, падающихъ на го-
ризонтъ данной местности, ближе къ вертикальному.
Весна начинается съ того времени, когда солнце всту-
паетъ въ точку весенняго равноденств1я (8-го марта) и
продолжается до переи-Ьщен!я его въ точку лйтняго солнце-
стояи!я (8-го 1юня)<
Со иступлен! емъ солнца въ точку л-Ьтняго-солнце-
стоян!я начинается л-Ьто и продолжается др т-Ьхъ поръ, пе¬
ка солнце не достигнетъ точки осенияго равноденств!я
(9-го сентября).
Съ 9-гс сентября до того времени, когда солнце пе¬
редвинется въ точку зимняго солнцестоян1я (8-го дека¬
бря)', продолжается осень.
Время, въ которое солнце переходить изъ точки зим¬
него солнцестоян!я въ точку весенняго равноденст'в!я,со¬
ставляв гъ зиму
Въ заключен!е докажеиъ, что путь, по которому со¬
вершается движение солнца, т.е. эклиптика - есть кривая
къ эклиптика въ этихъ точкахъ параллельно плоскости эк¬
ватора,- стало быть и иаправлен1е дугъ будетъ почти па-
паллелько ей и потону солнце въ этихъ точкахъ своего пу¬
ти движется почти параллельно экватору,т.е. его склоне¬
ние въ течете иЪкотораго промежутка времени,почти со-
всЪмъ не изменяется.
- 49
плоская.
Наблюден1я показали, что разстоян1е между двумя зве¬
здами, проходящими въ полночь черезъ меридьанъ во время
О
весенняго и осенняго равноденствий г 180 , т.е. обе точки
лежать на одномъ и томъ-же д1аметрк.
Далее, если эамктикъ меридьальяня высоты солнца во
время зимяяго и лктняго солнцестоянья, то увидимъ, что
наибольшее скверное склонен!е равно наибольшему южному.
Отсюда видно, что точки солнцестоянье тоже находятся
на одномъ и томъ же дьеметрк.
Итакъ, точки равноденствья ототоятъ другъ отъ друга
о о
на 180 , точки соляцестояньй тоже на Т80 , а изъ наблю¬
денья выводятся, что и каждая точка солнцестоянья отсто-
0
итъ отъ каждой точки равноденсгв!я на 90 . Все это пока-
эываетъ, что эклиптика находится въ одной плоскости.
5. ЛУНА, ЕЯ ФАЗЫ,
По своей форм!, величин* и другимъ особенностямъ •
луна ркэко отличается отъ вскхъ свктилъ. По своей види¬
мой величин* она болке всего иапоминаетъ солнце; но ме-
кду ткмъ какъ солнце остается всегда свктлннъ, неизменно
и ярко блестящими дискомъ, луна не представляетъ нами
постояяиыхъ формъ, а непрерывно иэикняетъ свой видъ,
Иногда мы совершенно не видимъ ея на неб*, другой
разъ является она намъ въ влд* болке или ненке тонкаго
серпа, обращеннаго выпуклостью то въ ту, то въ другую
сторону, то принимавтъ форму полукруга и, иаконецъ, по
временами превращается въ полный круги, блестяяьй ров-
Листъ 4-й. Описателькая астроиомья. Проф
СПЬЛНИВГКИПТА. /1ЦТ. Л.ИКОННМКО*Я П.СТЛ5.ГЯЕЛЦКЯЯ, 41 - в СПб
50 -
иымъ, спокойнымъ св’Ьтомъ, который несравненна сла&Ье
свЪта солнца.
Подобныя превращен1я лупы навиваются Фазами ея.
Перемены луны или ея фазы сравнителбно быстро слЬ-
дуютъ одна за другою и не могутъ не обратить на себя
внимания даже поверхностиаго наблюдателя; и на самомъ
дбигЬ, мы знаемъ, что уже въ глубокой древности луна
своими превращенный интересовала изсл^дователей явле¬
ний природы, и какъ важны для людей иэм'Ьмен1я луиныхъ
формъ, можно видеть хотя бы изъ того, что самый счетъ
времени въ древности приноравливался и теперь у нЪкото-
рыхъ народовъ приноравливается къ пещоламъ лгнныхъ
фазъ.
Что луна измЪняетъ свои формы периодически, въ
зтом.ъ можно убедиться непосредствекиымъ на блюдем 1емъ;
сейчасъ мн покажемъ, въ какомъ порядка сЛдуптъ эти пе¬
ремены, а прежде скахемъ нисколько словъ объ относи-
-тельномъ положении луны, земли и солнца.
При внимательною, наблюдян1и видинаго движен1я лу¬
ны оказывается, что луна движется далеко быстрее солн¬
ца и потому относительный положения луны, солнца и зем¬
ли могутъ быть различны,
Вообразямъ себЪ, что луна и солнце лежатъ по од¬
ну сторону земли, тте. что ихъ долготы одинаковы. По¬
добное положеюе луны и солнца называется соелияеи1оиъ
ихъ.
Наоборотъ, когда земля оказывается между луною и
солицеиъ, тге, когда долготы солнца и луны различаются
51
о
на ТЭО , то говорятъ, что, солнце и луна находятся въ
ПРОТИВОСТОЯНИИ.
Соединение и противостояние называются
луны.
Промежуточная положения (когда разность долготъ
О
солнца и луин = 90 ) называются квадратурами,
Начнемъ теперь наблюдение надъ луной съ того време¬
ни, когда луна не видна на кебесномъ своде. Въ это время
луна, какъ говорятъ, находится въ новолунии.
Ко черезъ нисколько дней къ востоку отъ солнца по
вечерамъ наблюдатель заметить тонкий светлый серпъ,вы¬
пуклостью обращенный къ солнцу, Тте. вправо для нашего
полушария, (черт. 24). Этотъ серииъ не долго остается на
небе: онъ заходить скоро после заката
с олица.
Со временемъ онъ увеличивается, тге.
расширяется, сохраняя внешнюю кривую по¬
стоянною, и вмЪсгЬ съ Лъ удаляется все
более и болЪе къ востоку отъ солнииа; на-
конецъ,черезъ 7 дней после новолуния луна
принимает! форму полукруга (черт.25).
Эта фаза луны называется первою четвертью.
Определяя въ это время положен1е луны от¬
носительно солнца, мы замЪтимъ, что лучи
зрения, идущие къ солищу и лунЪ, соота-
0
вляюгъ между собою уголъ въ 90; уголъ
этотъ, какъ известно, измеряется дугою
■ 4 окружности, потому-то подобное поло-
- 5Й -
хен!е луны и называется квадратурею,
Въ это время луна кульминируетъ въ 6 час. вече¬
ра.
Проходить день-два; вы эам-Ьчаемъ, что луна про¬
должав тъ изменять свою форму; она все увеличивается и
накояецъ черезъ 6 или 17
о
отстоитъ отъ солнца на 180
дней послЬ 1-й четверти
мы увидимъ полный свет¬
лый дискъ и говоримъ,
что луна находится въ
полнолунии. Въ это вре¬
мя луна кульминируетъ
въ полночь, потому что
т.е. находится въ проти¬
востоянии съ солнцемъ.
При дальн'Ьйиемъ измЪнен1и исчезаем, правый край
луны и, уменьшаясь постепенно, черезъ семь дней луна
снова принимаетъ форму полукруга, но выпуклой стороною
обраценнаго ухе влЪво для нашего полушар1я.
Эта фаза луны иазвает-
ся последнею четвертью
или квадратурой; раз¬
ность долготъ солнца
и луны въ это время :
О
- 270 . Съ этихъ поръ
Тх^гп. мн мохемъ видЪть луну
только по утрамъ - вечеромъ она находится подъ гори*
зонтомъ. Кульминация ея въ это время бываетъ въ 6 час.
53
утра.
При дальнейшем» измЪненти луна снова принимаетъ
форму серпа и наконец» слвсЬмъ исчезает»; - тогда снова
наступает» новолунте.
Посл-Ь этого фазы луны повторяются въ том» хе поряд-
гк, как» сначала. Промежуток» между двумя новолунтями
называютъ лунным» или синодическим» иЪсяцемъ,
Посмотрим» теперь, каким» образом» объясняется
дойное изменен!е лунных» форм».
Выше было уже упомянуто о том» обстоятельств^,
при вс-Ьхъ своихъ
мкнен!ях» луна быва¬
ет» обращена выпук¬
лостью своей къ солн-
по¬
что
из-
ИХ-
Другое наблюдайте,
основанное на изик-
нен1яхъ, показывает»
намъ, что линтя, сое-
диняющая рога луны,
всегда остается пер¬
пендикулярной къ ли-
нти, соединяющей цен¬
тры луны и солнца (черт, Й8; аЬ^сД).
Все это наводить «ас» на мысль, что луна есть т*-
ло шарообразное, при тон» собственнаго секта не имею¬
щее, а заимствующее свЪтъ отъ солнца.
Это последнее какъ нельзя лучие подтверждается
- 54
оообымъ явлеюемъ, которое называется затменДемъ луны,
?еыля есть тШ темное и непрозрачное для лучей,
солнца я потону, когда солнечный лучи цндаютъ на землю,
то по другую сторону земли будетъ лежать пространство,
неосвещенное лучами солнца - здесь будетъ иметь место
конусъ тени, отбрасываемой землею. Вершина этого кону¬
са заходить за пределы разстоянхя земли отъ луны.
При двихен1и своемъ луна попадаетъ иногда въ этртъ
конусъ; это мохетъ случиться только во время полнолу-
ятя, т.е. когда луна находится по ту хе сторону отъ
земли, гдй тйиь.
Попавъ рааъ въ тень, луна меркнете и затмевает¬
ся, что самнмъ нагляднимъ образомъ и подтверждаете
предположен^ о томъ, что свйтъ луны эаимствованъ отъ
солнца - онъ, падая на поверхность луны, отражается ею
и тймъ самымъ дйлаетъ ее светящеюся.
Основываясь на только что выводенномъ представле¬
нии о луне, какъ о т1л4 аарообразномъ и темномъ, легко
можно пояснить вс* фазы луны на весьма простомъ черте¬
же,
Представимъ себе, что луна вращается около земли
по направлен^, показанному стрелкою (черт. 2Э).
Въ точкЬ Т находится наблюдатель (чтобы не ус¬
ложнять чертежа, мн не иэображаемъ земли, а боремъ
вместо нея точкуТ ).
Лучи солнца по отдаленности этого светила отъ
земли и луны можно разсматривать параллельными.
Тогда освещенная часть лунной поверхности опредй-
55
япД5
няющая ея центръ съ Т , образуотъ
о
центръ солнца съ*Т* , уголь въ 90
лится лин1вй сЬчен!я поверхности луна съ плоскостью, про¬
ходящей чероэъ центръ луна и перпендикулярной къ напра¬
влен 1Ю солнечннхъ лу¬
чей.
Когда луна находится
ыежду солнцемъ и эеи-
лею (въ положвн1и X ),
то къ наблюдателю она
будетъ обращена своей
неосвещенной стороною,
что видно изъ чертежа,
и потону луны не бу¬
детъ видно - будетъ
новолун1е.
Черозъ семь дней луна
лридетъ въ положвн1в
^,тто. ЛИН1Я, соеди-
съ лян!ей, соединяющей
Конусъ, касательный къ поверхности луны, вершина ко-
тораго будетъ въ точк$ Т , встр'Ьтитъ освещенную часть лун¬
ной поверхности по полукругу, изображаемому на чертеже ля-
нтей об . Этотъ полукругъ будетъ одною изъ границъ види¬
мой части луны. Другой границей ея будетъ служить полу¬
кругъ, отд1ляющ!й освещенную половину луны отъ ноосвыцен-
ной, и въ перспективе являющ!йся для наблюдателя въ фор¬
ма прямой лин1и, потому что, по предположен!», луна зани-
маетъ такое положен!», что плоскость, отделяющая осв4щен-
- 56
куш часть луны отъ неосвещенной, проходить выест! и
черезе точку
Такимъ образомЪ|луна представится въ форм! полу¬
круга, обращеннаго выпуклой стороною къ солнцу, т.е.
вправо (Т-я четверть).
Когда луна придать въ полохензеХ^ , то конусъ, ка¬
сательный къ лун! (вершина его въ точке Т ) встретить
ея поверхность по кругу, вс! точки котораго будутъ ле¬
жать въ освещенной части луны, и потому луна предста¬
вится намъ въ форм! полиаго круга (полнолуние).
Пусть луна прошла еще четверть окружности и за¬
няла положен1е Х4 . Снова вообразимъ касательную поверх¬
ность конуса. Ока встретить освещенную поверхность лу¬
ны по кругу радтуса с<Ь ; этотъ круге будете одною изъ
границе видимой части луны; другую границу определите,
какъ и въ первый разе круге, отделяющей неосвещенную
часть поверхности оте освещенной и являющ!йся наме
вследств1б перспективы прямой линией. Такиме образоме
и здесь луна представится намъ въ форм! полукруга,
только обращеннаго выпуклою стороной уже влево. Это бу-
детъ последняя четверть.
Во всехъ промежуточннхъ положен!яхъ луна будете
иметь и формы промежуточный, между коволун!еме и пер¬
вою четвертью:она будете являться въ виде серпа;те-же
самое будете и въ промежутке между последнею четвертью
и иоволунхвмъ; между первой и последней четвертями съ
одной стороны и иолнолунхемъ съ другой луна будете
иметь виде неполнаго круга.
57 -
В* наших* пилотах*, лтаа лолг» остается давиллмойю
время новолун!я: исчезает* она приблизительно за два дня
до новолун!я и уже спустя два дия послк новолунья снова
появляется на не61, У насъ даже съ помощью лучших* инстру
ментов* нктъ возможности видкть луну спустя нисколько ча¬
сов* ПОСЛк новолунья.
Это явление объясняется ткмъ, что въ наиихъ широ-
тахъ воэдухъ не представляет* особенной прозрачности.
Въ болке южных* широтах*, гдк воэдухъ болке прозра¬
чен*, бывает* возможно видкть луну даже около самаго
солнца, т.е. почти во время новолуния.
Въ странах* магометанских*, гдк луна пользуется боль¬
шим* почетомъ и играет* важную роль въ религ1и и обря-
дахъ, существует* обычай высылать за город* людей, обла¬
дающих* болке острым* зркньемъ; они должны наблюдать за¬
рожденье луны и о зарожденья ея извкщать правоверных*.
Во время первой и послкдней четвертей наблюдается
еще одно очень характерное явлен1е - это пепельный сект*
луны.
В* то время,кань одна (меньшая) часть видимой по¬
верхности луны блестит* ярким* отраженным* солнечным*
сектой*, другая (большая) бывает* слабо освкщена, но ха-
рактерно выдкляетоя на фояк темнаго неба.
Првдст&вшгь
себк
лунный
диск* послк
яово-
луи1я.
Между т!мъ
какъ
луна въ
это время
предста-
вляется намъ въ
видк
тонкаго!
, блестящего
сарпа,
58
съ луны въ то же время поверхность земли кажется почти
совершенно освещенной, земля для луны въ это время бу-
детъ близка къ полнолун1ю, если можно такъ выразиться.
И, какъ луна во время полнолун!я осв*щаетъ земную
поверхность, такъ земля должна въ яашемъ случа*, осве¬
щать поверхность луны, только еще съ большею силою,
потому что всл*дств1в большихъ размеровъ земли въ
сравнек!и съ луною, и сила св*та первой должна много
превосходить силу луннаго св*та.
Вотъ этотъ-то отраженный отъ земной поверхности
св*тъ и осв*щаетъ луну передъ новолун1вмъ и поел* не¬
го.
Первый даль такое объясяеи1е пепельнаго св*та лу¬
ны знаменитый Леонардо-ла-Виячи.
6. СОЛНЕЧНЫЙ и ЛУНВДЯ ЗАТМЕН1Я.
Земля я луна суть темныя т*ла, осв*щаемыя солн-
цемъ; поэтому он* отрабываютъ отъ себя въ сторону,про¬
тивоположную солнцу, т*нь, им*ющую форму конуса, пото¬
му что солнце, сравнительно со сферами луны и земли,
представллетъ шаръ громадныхъ раэм*ровъ.
Для опред*леи1я направления и величины этихъ ко-
нусовъ т*ни, проводить касательный плоскости къ земл*
и солнцу въ одномъ случа* и къ солнцу и лук* - въ дру-
гоыъ.
Описывая свои пути на небесной сфер*, иногда вс*
упомянутый т*ла приходятъ въ такое положен1е относи¬
тельно другъ друга, что центры ихъ располагаются на
59 -
одной прямой.
Тогда можете произойти то, что или луна попадотъ
въ конусъ тйни, отбрасываемой землею, и исчезаетъ изъ
глазъ наблюдателей, находящихся на томъ полушар!и земли,
которое обращено къ луий, или же земля войдетъ въ ко-
нусъ тйни луны, который эакроетъ для жителей полуяар1я,
обращеннаго къ солнцу, или весь дискъ солнца, или же его
часть.
Въ первомъ случай произойдетъ лунное затмение, во
второмъ - солнечное.
Къ раэбору этихъ явлен 1Й мы теперь и приступит..
I) Пусть соответственно обозначаютъ солнце,
землю и луну (черт. 30. ).
Лучи, идущее отЪ крайнихъ точекъ солнечяаго диска
(АиВ) и касательные къ поверхности земли, ограничива-
ютъ собою пространство С КО.
нуда не проникаетъ ни одинъ солнечный лучъ.
Это - такъ называемый конусъ расходяц1Йся, верши¬
на котораго лехитъ между центрами земли и солнца, въО;
въ это пространство некоторые солнечные лучи, какъ легко
видйть изъ чертежа, могутъ проникнуть, и потому-то оно
и названо коиусомъ полутени.
Луна при своем* движении по орбите будет* про¬
ходить какъ чврваъ конус* полной тени, такъ и через*
конус* полутени.
Для полнейшего удостоверен 1я въ томъ, что луна
непременно должна погрузиться въ пространство, зани¬
маемое тенью земли, покажем*, что длина конуеа пол¬
ной тени значительно больше раз стоян! я луны отъ зем¬
ли.
Пусть въ 5 (черт,31) находится солнце.въТ -земля
с
Десть вершина конуса тени, лежащая на линти соединя¬
ющей центры солнца и земли, а стало быть лежащая въ
плоскости эклиптики,
ЛинСяАСесть касательная къ поверхности земли Г
и солнца $ ; следовательно рад1уоыС5 и ВТкъ этой ля-
н!и перпендикулярны, и потому треугольники АВТиДС$
подобны.
Изъ подоб!я этих* треугольников* следует*:
то-есть:
$Т:АТ =(С5-ВТ);ВТ
откуда:
- 61
ио наблюден1я показали, что радьусъ солнцаб!» г ТТ2 зем-
ныхъ радьусовъ, тге.С$я 112ВТ, а разстоян!е земли отъ
солнца равняется 24000 зеин. рад!усовъ, т.е. г 240008Т
а потому:
АТ з а сведи числомъ 216 ВТ
?тг ₽1
Между тЪмъ разстоянье земли отъ луны равно только
64 I земныхъ радьусовъ.
Стало быть конусъ земной тЪни далеко простирается за
орбиту луны.
Когда луна при своемъ обращеньи около земли вполн-Ь
входить въ пространство ея полной т!ии, то затменье быва¬
ешь полное, если хе въ конусъ т-бни погружена только часть
луннаго диска, а другая часть остается въ конусб полуте¬
ни, то затменье называется частикмъ.
Плоскость лунной орбиты наклонена къ плоскости эк-
о >
липтики подъ уголомъ въ 5 9 и пересЪкаетъ и по прямой ли-
н1и, называемой лин!ей узловъ.
Точки перес-Ьченья этой линьи съ небесною сферой назы¬
ваются узлами, Тотъ узелъ, гдЪ луна переходить изъ части
своей орбита, лежащей къ югу отъ эклиптики, въ ту,которая
лехитъ къ сЬвепу отъ нея, -называется восхолящимъ узломъ,
а противоположный ему - нисхоляиимъ.
Очевидно, что во время противостояла лунное затме¬
нье можетъ произойти только тогда, когда луна находится
вблизи узла. Если она находятся въ самомъ узлЬ, то впол¬
не погружается въ конусъ тВни, и происходить полное лун¬
ное затменье. Когда луна находится выше или ниже узла,то
происходить или частное затмение, или же вовсе затменья
62
ке происходитъ; - луна будетъ проходить ване или ниже
конуса т!ни и не будетъ лежать въ плоскости эклиптики.
Вычислено, что, если во время полнолуния лука от»
о ,
стоить отъ узла бол!е, ч!мъ на 13 20 . то никакого зат¬
мения произойти не можетъ.
Постараемся определить, сколько лунныхъ затменхй
можетъ произойти въ течей!е года.
Оборотъ луны относительно солнца, тге. время,про¬
текшее между двумя одинаковыми фазами, какъ известно,
составляетъ ея синодический м!сяцъ, равный 29,530589
среднихъ сутокъ.
Нетрудно сообразить, что число полнолуний въ Юл1-
анскоиъ году, продолжительность котораго - 365,25 средн,
сутокъ, найдется, если мы 365,25 разд!лимъ на 29,530589,-
въ частномъ получается 12 полиыхъ лунныхъ мЪсяцевъ я
10,8952 - почти II сутокъ. Отбросимъ эти II сутокъ для
приблиэительнаго вычисления.
Положимъ, что въ центр!Т находится земля (черт.
32); вокругъ нея совершается движен!е луны и солнца
б) . Пусть 621 будетъ лин1я узловъ, тге, лин1я перес!-
Ч0Н1Я плоскости эк¬
липтики съ плоскостью
лунной орбиты.Положимъ,
что лин1я узловъ оста¬
ется въ пространств!
неподвижно».
Если въ начал! года
солнце находится на
63 -
лин 1 и узловъ въ точкй 5, , то кокусъ тйии, отбрасываемой
земле» Т , совпадает! съ линьей узловъ.
Если случится^ что луна въ эго время будетъ нахо-
эайиетъ положенье точки $'г . Въ этомъ случай во время пол-
нолун!я луна ухе внйдетъ изъ плоскости эклиптики: она бу¬
дет! ниже плоскости чертежа и потому не попадать въ ко¬
нус! тйни, гакъ что затменья не будетъ. Во время каждаго
слйдующаго полнолунья произойдет! то же явленье, пока
солнце не придетъ, наконецъ, въ • Въ этомъ случай ко-
нусъ тйни опять упадетъ на луну во время ея полнолунья,
потому что она въ это время будетъ находится въ другомъ
узлй, въ
Послйдующья полнолуния будутъ происходить безъ зат-
меньй, пока солнце снова не придетъ въ .
Таким! образомъ въ теченье года должно было бы въ
идаальномъ случай происходить два полннхъ лунных! затме¬
нья; но это не всегда оправдывается.
Въ самомъ дйлй, мы брали здйсь цйлое число синодиче¬
ских! оборотов! в! году, отбрасывал дробная числа, и кро-
мй того предполагали, что линья узлов! остается неподвиж¬
ною, что на самом! дйлй невйрно. Вслйдствье всйх! этххъ
обстоятельств! может! произойти то, что в! момент! пред¬
полагаема™ затменья луна окажется внй конуса тйни: бу¬
дет! выше, или ниже его.
2. Солнечное затменье может! произойти тогда, когда
луна, при двкжан1и своем!, займет! мйсто междусолнцем!
-.64
я землею и закрое тъ отъ насъ ил» цЬлнй солнечный
дискъ, или часть его. Пслохкмъ, чго5,Тк5.(черт.ЗЗ) обо-
значаютъ такое относительное положенье солнца, земли
и луня, при котором, центры этихъ т-Ьлъ находятся на
одной прямой.
Въ означенном, полохвн1и вей три т'Ьла находятся
во время соединенья, такъ что «окно бы было положить,
что во время новолуния всегда происходить и за?меи1в
солнца.
Но въ действительности, какъ мы выше уже упомина¬
ли, плоскость эклиптики не совпадаешь съ плоскостью
лунной орбиты; поэтому во время соединенья луна можетъ
находиться иногда въ направлении, по которому мы ви-
димъ солнце, иногда въ другомъ направленья, и только
въ первомъ случай можетъ произойти солнечное затменье;
это бнваетъ, когда луна находится или въ какомъ-нибудь
узлй своей орбиты, или вблизи его,
Полохимъ.что происходить солнечное затменье,
Проведемъ касательный къ поверхностимъ солнца и
луня; онЪ отделять на земномъ яарЪ некоторую часть по¬
верхности, до которой не дойдетъ ни одного солнечлаго
- 65 -
луча. Для мйстъ, расположенных* на этой поверхности прои¬
зойдет* полное солнечное эатметйе.
Полное затиен1в происходить въ томъ случай, когда
разстоян1е луны отъ земли такъ мало, что видимый д1аметръ
х)
ея болйе видимаго диаметра солнца
Если же видимый дьаметръ луны менйе видимаго Д1амет-
ра солнца, то луна закрывает* собою только среднюю часть
солнечного диска, а по краям* его остается светлое коль¬
цо.
Такое затмение называется кольцеобразным*.
Оно происходит* тогда, когда разстоян!е луны до зем¬
ли такъ велико, что конус* лунной тйни находится между лу¬
ной и землею (черт,34)а
Полное и кольцеобразное затмение начинаются и конча¬
ются частными Действительно, если мы проведем* касатель-
ныяВ$ и АЕ (черт. 33), то для наблюдателей находящихся въ
точках*9 иР затмен1е вовсе не будетъ имйть мЬсто, тогда
какъ для точекъ,напр. Е и К, будетъ происходить частное
затмение.
Тоже самое должно сказать и о случай
) Раэстоян1е это не остается постояннымъ,
между 56 и 64 зеин.рад.
Лист* 5-й. Описательная- астроиом!я..
СПМННЕШШТЯ > /ИТ. л.вкояиияоал.л.г.й.ггкквцияя.чя-а , сиг.
кольцообразна-
а изменяется
- 66
го затмен1я (черт.34).
Солнечное затмен1е вообде можетъ произойти толь¬
ко тогда, когда разстоянхе луны отъ узда не бол-Ье
19° 44'.
Отличте луннаго затмен1я отъ солнечнаго заключа¬
ется въ слЫдующемь: луна, будучи темнымъ тЫломъ, полу-
чающимъ свЫтъ свой отъ солнца, постепенно вступая въ
пространство тЫневого конуса отъ земли, теряетъ свой
евЪтъ въ известный физический моментъ, такъ что явле¬
ние наблюдается одновременно со всЫхъ мйстъ земного
шара; при солнечномъ же затменхи этого не бываетъ,по¬
тому что солнце нисколько не теряетъ своего свЬта;оно
только исчезаетъ отъ наблюдателя, скрываясь за темное
тЫло - луну.
Изъ этого слЬдуетъ, что лунное затмение всЪ на¬
блюдатели изъ разныхъ мЪстъ земного полушаргя, обра-
щеннаго къ лунЬ, видятъ въ одинъ моментъ, тогда какъ
солнечное затмен1в въ одноыъ м’Ьст'й можетъ быть видимо,
въ другомъ его совсЬмъ не будетъ и при томъ оно въ
разныхъ мЪстахъ наблюдается въ разное время.
Во время полныхъ солнечныхъ затмений по землЬ
распространяется темнота; на неб'б, принимающемъ сыро¬
вато-зеленый цвЫтъ.появляются нисколько иркихъ звЫэдъ;
температура понижается на нисколько градусовъ; въ ра-
етительномъ царств-Ь наблюдаются явлен 1я подобный тЫмъ,
которыя имЫютъ мЫсто при наступлении ночи.
Полный солнечным эатменгя продолжаются короткое
время - отъ Т до 6 мипутъ.
Относительно числа солнечныхъ и лунныхъ затмен1й
67 -
зам*тимъ, что въ перьодъ 18 л-Ьтъ II сутокъ, т.е,. почтя
6585 сутокъ. называемый саросомъ. происходить всего 70
затменьй: 29 луиныхъ я 41 еолнечныхъ. По истеченьи одно¬
го сароса затменья должны повторяться въ томъ же порядк!,,
какъ за 18 лЬтъ II сутокъ прежде.
Перьодъ, называемый саросоиъ, служилъ древнимъ астро-
номамъ для определенья времени затменья и предсказан1я
его; ниже мы скажемъ о немъ подробнее.
Солнечный затменья, вообще говоря, должны повторять¬
ся чаще лунныхъ; но для каждаго ьгЬста даннаго на земной
поверхности лунныхъ затменьй должно быть гораздо больше
еолнечныхъ. Это вытекаетъ изъ предыдущего изложенья.
Въ данномъ мЬстЪ можетъ быть одно солнечное затме-
н!е въ 2 года, а лунныхъ, какъ мы видЪли раньше, можетъ
быть даже два въ одинъ годъ.
Полное солнечное затменье для даннаго мбста бываетъ
только одинъ разъ въ 200 лЪтъ.
7. РАЗЛИЧНЫЕ ОБОРОТЫ ИЛИ МЪСЯДН ЛУНЫ,
Время, въ которое луна описываетъ на небесной сфер'й
около земли полный кругъ и приходить прежнее положенье
относительно звЪздъ, т.е. становится видима противъ тЪхъ
самыхъ эв'Ьздъ, какъ и прежде, называется ея звЪзднымъ
или силерическимъ агЬсяцемь или о бор о томъ.
Этотъ оборотъ совершается въ 27 сутокъ 7 часовъ
43 минуты и III секундъ.
Время, въ которое луна возвращается въ прежнее уг¬
ловое положен 1а относительно солнца, иначе промежутокъ
68
времени между двумя одинаковыми фазами луни, напр. но-
волун1ями или полнолуниями, какъ мн уже упомянули рань¬
ше, составляет! лунный или синодический мЪсяцъ луны.
Продолжительность синодическаго месяца не постоян¬
на; это происходит! всл'Ьдств1в неравенств! въ движенк»,
какъ самой луны, такъ, особенно, въ видимомъ движении
солнца. Величина синодическаго месяца изменяется отъ
29 сут. 17 час. до 29 сут.7 час.; средняя длина есть
та, которая найдена въ томъ предположен^, что луна и
земля двигаются равномерно.
Изъ различных! наблюлен1й средняя продолжитель¬
ность синодическаго оборота определена чрезвычайно точ¬
но; она равняется 29,5305885311'67 средних! сутокъ или
29 сут- 12 час. 44 мин, 2 сек, . 849784.
Въ тропическомъ году (см. гл. 4), равном! 365,2422
средн, сутокъ заключается 12 средних! лунныхъ мЬсяцевъ
и 10,8952, или почти II сутокъ.
Отношенге Юопанскаго года, равнаго 365,25 сред-
нихъ сутокъ, къ среднему синодическому месяцу, т.е.
■й'ггутгаоВайзиет
мохетъ быть выражено въ виде непрерывной дроби. Если
ограничимся ближайшей подходящей дробью, то увидимъ,
что въ 19-ти вл11яскихъ голахъ должно содержаться 235
средн синоличгскихъ мЪсяпевъ;поверимъ это:
365 с,25 х 19 г 6939 сут.18 час.;
29 с., >30589 X 235 : 6939 сут.161 час. (разница
самая незначительная сравнительно съ числокъ сутокъ;
69
всего 11 часа).
Значить, черезъ 19 лЬтъ каждая фаза луны должна про¬
исходить какъ разъ въ те самые дни, въ которые она про¬
исходила за 19 летъ прежде.
Такой пвр1одъ называется кругомъ или цикломъ луны
Кругъ луны быль изв'Ьстенъ въ глубокой древности. Первый
разъ онъ встречается у Вавилоиянъ. Греки узнали о немъ
отъ Метона, который познакомился съ нимъ въ Вавилоне.
Понят1е о цикле луны изъ Греции перешло къ другимъ наро-
дамъ и сохранилось до нашего времени.
За начальный годъ луннаго цикла принимается тотъ,
въ который новолуние бываетъ въ сакокъ начале года, имен¬
но 1-го Января; этотъ годъ обозначается черезъ 0. За-
тЬмъ следуютъ числа I, 2, 3...19 или 0. Они показывают!
порядокъ года въ лунномъ цикл* и называются золотыми чи¬
слами .
Наше летоисчисление ведется отъ Рождества Христова,
а въ тотъ годъ, когда родился Христосъ, кончился первый
лунный годъ, такъ что 1-й годъ нашего л*тоисчислентя -
былъ 2-мъ въ лунномъ цикле, второй - третьим! луннаго
цикла, третей - четвертымъ и т.д. 1908-й, напримеръ,1909
после начала перваго Луннаго цикла.
Такъ что, если мы хотимъ знать, сколько прошло лун-
ннхъ цикловъ после Р.Х., должны прибавить къ данному чис¬
лу годовъ после Рождества Христова, которое обозначим!
черезъ Р , единицу и полученное число разделить на 19;
70
в
, если
рота известна.
положимъ, найдемъ частное о и остатокъ Т/ .такъ что
Г + I : 19<|, +-г • Остаток! т" и есть золотое число.
Если золотое число внйдетъ а 0, то его нужно при¬
никать за 19-й , потому что 0 означает!, что поел* на¬
чала луннаго круга еще ни одного года не прошло, или
прошло 19 лЬтъ послЪ начала предадущаго луннаго цикла.
Раньше мы опрвд'Ьлили, что называется сидерическимъ
или зв'Ьзднымъ мЬсяцемъ; покажемъ теперь, какъ опредй-
величина синодическаго обо-
Пусть въ некоторый моментъ
лунаД , солнце $ и зеиллТ
находятся въ соединенья (на
одной прямой Т& ; черт.35).
ПослЪ того, какъ лука, со¬
вершив! свой полный оборотъ
о
около Т въ 360 , придетъ
снова въ точку А и займетъ
свое прежнее положенье отно¬
сительно какой-либо звезды,
то соединенье не наступить,
ибо солнце не остается неподвихнимъ и во время сидери-
ческаго оборота луны успЪетъ перейти напр. въ точку $' .
Новое соединенье произойдетъ уже тогда, иогда луна опи-
шетъ крои! 360 еще дугу^^и солнце займетъ точку .!>"<
Обозначим! черезъЕ число среднихъ сутокъ, заклю¬
чающихся въ среднем! зв-Ьздномъ мЪсяц'Ь, черезъ 5 число
сутокъ въ средкемъ синодическсмъ; пусть доесть среднее
суточное движенье солнца по эюлиптикЬ; до очевидно ;360,
71
д'Ьленннмъ на продолжительность троническаго года, тге.
„ 0
360 : 0,985608; такъ что солнце въ тече-
. 365.242Й .
нье синодичоскаго месяца, т:е. въ Ь сутонъ, проводить
на небесной оферЪ лугу ,ьо ; луна въ это время пройдетъ
36о" + , а въ течение сидоричеекаго шЪсяца, тге. въЕ
сутокъ, она пройдетъ 360 .
Такъ какъ поступательная движенья луны и солнца
происходить въ одииаковыхъ направленьяхъ, то:
о о
Е : 5 = 360 : 360 +(и о , откуда:
= 360“ $
ТСТ+чГ ,
Подставляя вместо уУ- 0’98568, а вмЬсто Ь - 29 с,
53058853И67, находимъ, что
2 • 27 сут..32166142 или 27 сут.7 час.43 мин.
II сек.. 544.
Такъ какъ въ теченье звйзднаго месяца луна проходить
о
360 то средняя скорость движенья луны около земли есть
’ . о ,
360 : 13 10 34", 86 въ сутки.
27,ЗЙТвВ14й "
Промежуток! времени, въ который луна возвращается
къ тому же самому узлу, называется драконическимъ м-Ься-
цемъ луны. Пусть X - число средн, сутокъ, заключающих¬
ся въ средномъ драконическом'Ь игЬсяц'Ь, Е • число сутокъ
въ среднеыъ еидефическомъ мЪсяцЪ, Р - число сутокъ въ
одномъ среднемъ оборот^ линьи узловъ.
Линья узловъ лунной орбиты вращается съ перемЪнною
скоростью обратным! движеньем! отъ 0 къ IV , Среднимъ чис¬
лом! долгота восходящаго узла отступает! въ 100 юльан-
0 0 I
скихъ годовъ на 1934 ,16; въ одинъ годъ на 19 20 29’,76
и въ одни сутки на з'Ю",64; полный оборотъ линья узловъ
- 72
совершаетъ среднимъ чйсломъ въ 6793 сут-, 39108 или въ
18 юлхансиихъ го^овъ 2Г8 сутокъ 21 час. 23,2 секунды.
Значигъ х есть разстоянте,, проходимое луною
въ сутки по отношению къ узлу; раэстоян1е^р прохо¬
димое ею въ сутки относительно эвЬэдъ, и на ' р’ въ
сутки отступаетъ узелъ въ противную сторону.
Всл,Ьдств1е этого составляемъ уравнение:
«2. МВ + зао ±_= > д.
Х Е Т ХЕР
Р'Ьпая его, находимъ
V = ЕЕ..
х Е‘Г
ко Е « 27 с. , 32166108, Р =
эти величина въ выражен1е X
вычисления, мн увидимъ, что
мбсяцЬ заключается 27 с. ,21222, т е. 27 сут. 5 час-5 и,
35 сек. ,8, Драконическгй м-Ьсяцъ меньше синодическаго и
эв’Ьзднаго.
6793 с., 39108; подставляя
и едЪлавъ соотв'Ьтствующтя
въ среднемъ драконичвекомъ
Вычислимъ также число сутокъ, въ течение которнхъ
солнце возвращается нъ одному и тому же узлу лунной ор¬
биты.
Ин знаемъ, что угловое перемещен!е солнца относи¬
тельно луянаго узла : угловому перем-Ьщенхю солнца отно¬
сительно неподвижннхъ зв'Ьздъ + угловое перемещен!е ли-
н1и узловъ относительно неподвижннхъ звЪздъ. Итакъ, обо-
значимъ среднюю длину периода, въ течен1в котораго солн¬
це возвращается кь одному и тому же узлу лунной орбиты,
чрезъ Л! сутокъ; пусть Т есть число сутокъ въ нашемъ
счЬздномъ годЪ; Р озяачаетъ то хе,что и прежде.
- 73
Тогда:
360
1) 'Э -угловое перем,Ьщен1е
гНП" - "
зНг2- - "
солнца относит,узла въ сут,
лупы " * " *
солнца относит•звЪздъ " *
н
А посему:
У= п
Напъ звездный годъ содержитъ среди числоиъ
365 с. ,25637;Г* 6793 сут.,39108, такъ что среднимъ чис¬
лоиъ солнце возвращается къ тому же узлу въ 546 с.61985*
Пусть теперь луна находится въ узл! и в:гЬст-6 съ
т-Ьмъ въ среднемъ соединеньи или въ противостояньи съ
солнцемъ Если мн хотимъ знать, чрезъ сколько времени
солнце опять будетъ въ томъ же узлЪ и тоже въ соедине-
Н1И или
нте у
противостояли съ луною, должны выразить отноше-
въ вид'Ь непрерывкой дроби. Останавливаясь на первой под¬
ходящей дроби, находимъ, что
«« .ИАМ, 4&у=хи;
Значить, число сутокъ, въ течение которыхъ солнце
возвращается къ одному и тому же узлу лунной орбиты,взя¬
тое 19 разъ, должно очень мало отличаться отъ 223 сино-
дическихъ мЪсяцевъ; и въ самомъ дЪл-Ь;
29.сут.,530589 х. 223 : 6585 сут.,32
346 сут.,61985 X 19 з 6585 сут.,78 (разность рав¬
на только 0,46 суткамъ, между тЪмъ какъ пер^одъ содер¬
житъ 6585 с.,32 или 18 юлтанскихъ годовъ и 10,82, почти
- 74 -
II сутокъ).
На основании всего скаэаннаго, мы заключаемъ,что
затмен1е солнца и луны черезъ 18 лйтъ II сутокъ долж¬
ны происходить какъ разъ въ той последовательности,въ
какой они были видииы за 18 л4тъ II сутокъ прежде,Пе-
р1одъ этотъ называется саросомъ. Онъ быль извЪстенъ
еще древниыъ астрономамъ и за 1000 Л’Ьтъ до Р.Х. Китай¬
цы пользовались имъ для предсказан!» затмеихй. Впро-
чемъ, затменхя, предсказанный на основании сароса, не
всегда точно оправдываются; неравенства въ двихен1и
солнца, луны и узловъ лунной орбиты, а также некото¬
рый друг1я причины могутъ произвести то, что эатыен1е
х)
въ предугаданный моментъ и не состоится .
Кроме выиеназванныхъ оборотовъ или м4сяцевъ луны:
синодическаго, зв^зднаго и драконическаго, мы упомя¬
нет» здесь еще о ея тропическою. и аномалистическомъ
оборотахъ,
I. Тропическимъ М'Ьсяцеыъ называютъ тотъ пертодъ
времени, въ который луна среднимъ своимъ движем1еыъ
возвращается къ прежней долготе.
Разница между тропическимъ и зв'Ьзднымъ мЪсяцемъ
происходигъ отъ того, что точка весенняго равноден¬
ствия у не остается неподвижною на небЪ, а всл'Ьдств1е
предварен1я или прецесс1и отступаетъ нисколько отъ
востока къ западу, т.е. противно направлению движения
луны. Точный наблюден!я показываютъ, что во время -
х) Въ Кита! два астронома Хи и Хо подверглись смертной
казни за неудачное предсказан!е одного оолнечнаго зат¬
мения, -
- 75 -
зв^здиаго оборота, тто. въ 27 сут.7 час.43 мин.II сек.,
544 точка весенняго равноденствия отступает* к* западу
на 3" ,75, который луна и проходить въ 6 сек.,85 време¬
ни; такъ что тропкческгй мЬсяц* луна равен* ея сидери¬
ческому безъ 6 сек.,85, т.е. 27 сут.7 час.43 мин.II сек.
544 - 6 сек.,85 = 27 сут.7 ч.43 м.4 сек,694 я 27 сут.,
321608. Среднее хе суточное движение по долготЪ соста-
о ,
вляетъ не 13 10 34",86, а нисколько больше, именно -
о > ,
13 10 35’.
2. Хотя, повидимому, луна совершает* свое движен1е
по кругу, но точная иэслЬдован1я этого пути показали,
что въ действительности лунная орбита представляет* со¬
бою эллипс*, в* одном,* из* фокусов* котораго находится
центр* земли,.
На чертехЬ изображен* эллипс*, представляющ1й фигу¬
ру лунной орбиты; въ одном* изъ его фокусов* находится
земля Т . Большая ось этого эллипса АВ называвтся лин1ею
м.еадъ
Точка А , в* которой луна
бывает* въ ближайшем* раз-
стоян1и отъ земли Т , есть
лунный перигей, а точка В
въ которой луна бывает* в*
наибольшем* разстоян1и от*
земли Т,есть лунный апогей.
УголъАТоь, составленный рад^усомъ-вектором* луны и боль¬
шою осью ея, называется аясмал1ей Вообще аномал1я лу¬
ны есть относительное полохен1е линхи апсид* и рад!уса
вектора луны.
.- 76 -
Если бы большая ось, т.е. лин!я апсидъ оставалась
неподвижною, то луна возвращалась бн нъ прежней анома¬
лии чрезъ число сутокъ, равное ея звездному обороту,
т.е,' чрезъ 27 сут,7 час,43 мин. II сои. ,544, Но на еа-
момъ Д'ЬлЬ наблюден1я надъ движон1емъ лунной орбита по¬
ка энваютъ, что лин1Я апсидъ непрерывно вращается съ пе-
цемЕнною скоростью отъ № къ 0 .т.в. въ сторону, об¬
ратную движению луны по орбитб, средниыъ прямымъ дви-
0 0 I
женюмъ описывая дугу въ 40 ,6904278 т.е, въ 40 41 25* ,
59 въ течение юл!анскаго года. т.е. въ 365 4- сутокъ:
40^6904578
въ одни сутки, значить, она проходить Жь,25 т.е
6 41* 09,; полный оборотъ свой линтя апсидъ соворшаотъ
въ Й* 41',09 сутокъ « 3232 оут.,5734, т.е. въ 8 юлтан-
скихъ годовъ 310 сутокъ 13 часовъ 48 иинутъ 29 секундъ
Всл'Ьдств1е этого движения оси апсидъ и возвраденте лу¬
ны къ какой нибудь изъ ея прежнихъ аномалий наступаетъ
не черезъ то число сутокъ, которое содержится въ ея
зв'Ьздномъ м'ЬсяцЬ, тте. не черезъ 5 сут. а 27 с. ,32166142
а черезъ нисколько большее, именно черезъ 27с,55460 г
; 27 с. 13 час. 37 сек.,4.
Этотъ перкодъ и есть средней аномалистический
ъгЬсяцъ луны или пертодъ возвращонЗя ея къ прежней
аномалии.
ЗвЪэды, который мЪняютъ свое положен1в относи¬
тельно другихъ звЪздъ, постоянно сохраняющихъ свое
взаимное расположен!е и наэываемыхъ поэтому неподвиж¬
ными, еще въ древности были названы планетами, тте.
- 11 -
блуждающими,
Планеты д-йлятся на вевхюя и нихн1я: къ кижнимь -
ближайшим, къ солнцу и землЬ - относятся: Меркурий ($ )
и Венера ( $ ); къ верхнимъ планетамъ - бол-Ье удаленный
отъ земли и солнца - относятся: Марсъ ( сГ ), Юпитеръ (4 )
Сатурнъ ( Р ), Уранъ ( Щ ) и Нептунъ ( ; изъ всЬхъ
перечне л енныхъ такъ называомыхъ болыиихъ планетъ порвыя
пять были известны еще въ глубокой древности; Уранъ от1-
крытъ въ конц'Ь ХУП1 стол. , а Нептунъ въ середин^ XIX в.
КромЬ этихъ большихъ планетъ къ солнечной системй при-
надлежитъ еще группа такъ называемыхь малихъ планетъ или
астеюоидовъ. которыхъ въ настоящее время известно около
700
Движения, планетъ между звездами кажутся наыъ чрезвы¬
чайно неправильными и происходятъ то въ одну, то въ дру¬
гую сторону, при чемъ движентя- верхнихъ планетъ нисколь¬
ко отличаются отъ видимыхъ движений нижнихъ планетъ
Верхняя планеты могутъ занимать какое угодно поло¬
жен! е относительно солнца: онъ могутъ находится въ со-
елинен1и съ солнцемъ, въ противостоянии съ нимъ или за¬
нимать некоторое среднее положен!е. Соелинентемъ планеты
и солнца называется такое положен1е ихъ‘, когда долготы
ихъ одинаковы. Противостоян!емъ называется такое положе¬
ние планеты относительно солнца, ногда земля оказывается
о
между ними, т.е. долготы ихъ отличаются на 180
Большую часть года верхняя планета имЪетъ такъ на¬
зываемое прямое лвижеи!е. тге. съ запада на востокъ.это
хе направление имЪетъ и солнце во время своего годового
78 -
движеи!я по эклиптикЪ, Пусть наблюдаемая мши верхняя
планета, сохраняя пряное движен(е, пере1г6стилась изъ
положен1яМ въМ, (черт.37); какъ показнвалтъ наблюде¬
ния, скорость планеты по ы'Ьр'Ь приближения изъ М въМ,
увеличивается и достигаетъ въ М, своей наибольшей вели¬
чины; посл-Ь этого планета, сохраняя все еще прямое
движение, начинаетъ двигаться все медленнее, пока не
достигиетъ положен 1 л |У1,_, гдЪ она кажется намъ какъ бы
остановившеюся. ЛослЪ этой видныой остановки планета
начинаетъ, сначала медленно, погомъ все скорее и ско¬
рее, двигаться въ обратную сторону, тге. отъ востока
на эападъ, пока не достигнешь наибольшей скорости это¬
го обратнаго движения въМэ ■
Зат'Ьмъ скорость эта уменьшается и какояецъ въМ,
планета опять кажется остановившеюся. ПослЬ этой вто¬
рой остановки, которая, какъ и первая, навивается ыо-
ментпмъ СТОЯН1Я. планета начинаетъ двигаться съ воз¬
растающей скоростью по прямому направлен!», и явле¬
ние происходить опять въ опнсанхомъ порядкЪ.
Время, протекшее между двумя соответствующими мо¬
ментами стояя1я, т.-е. между М^иМ^-равно одному сиио-
дичетму году.
Итакъ, скорость движения верхнихъ плакетъ не.яв¬
ляется равномерной; наибольшая скорость прямого дви¬
жения замечается тогда, когда планета находится въ со¬
- 79 -
единении съ солицемъ, а наибольшая скорость обратнаго
движения въ моментъ противостояктя.
Тогда какъ >ерхи!я планеты могутъ занимать любое
положеи1е относительно солнца, нижн!Я планеты какъ бы
связаны съ нимъ; наибольшее удален!е Венеры отъ солнца
о о
равно 48 , а Меркурхя - 28 . Движения ихъ происходятъ
сл-Ьдующимъ обраэомъ.
Допустимъ, что мы наблюдаем* Венеру, и наши наблю¬
дения начаты съ того момента, когда Венера находится къ
востоку въ наибольшеыъ удалеихи отъ солнца и кажется не¬
подвижной. Черезъ некоторое время неподвижность планеты
нарушается: она начинаетъ приближаться къ солнцу съ по¬
степенно возрастающей скоростью, скрывается въ его лу-
чахъ, тте. становится невидимой, затЬмъ черезъ нисколь¬
ко нед-Ьль снова появляется, но уже къ западу отъ солнца
и начинаетъ удаляться отъ него, постепенно замедляя свое
движение. Отойдя на величину своего маибольшаго удале¬
ния къ западу, Венера становится неподвижной. Зат'Ьмъ она
снова приближается къ солнцу, ускоряя свой ходъ до тЬхъ
поръ, пока опять не исчезиетъ въ лучахъ солнца, чтобы
Зат'Ьмъ появиться къ востоку отъ него. Постепенно замед¬
ляя скорость движвн!я, Венера достигаетъ своего наиболь¬
шего удаления къ востоку, и явление повторяется въ опи-
санномъ поряди*. Такимъ обраэомъ Вейера, подобно маят¬
нику, совершаетъ свои колебания около солнца. Наиболь¬
шая скорость размаха находится въ середин*, а наимень¬
шая - на коицахъ размаха. Буквально такое же движение
наблюдается и у Меркурия; разница только въ величинах*
80
наибольшего удаленгя (черт.
38).
Находясь въ соединен^ съ
солнцем!, нижн5я планеты
одикъ разъ бывают! за солн¬
цем! (верхнее соединение),
другой разъ перед! солнцем!
(нижнее соединение); въ по¬
следнем! случае имеетъ ме¬
сто такъ называемое прохождение нижнихъ плапетъ черезъ
дискъ солнца..
Таковы видимня движения планетъ; они не могли прой¬
ти незамеченными и для древнихъ наблюдателей, и для объ¬
яснения этихъ видимых! движен1й были составлены въ раз-
кыя времена размыя теор1и; изъ последних! до времен! Ко¬
перника наибольшим! успехом! пользывалась система Птоло-
мея, къ разсмотреи1ю которой мы и переходим!.
9. СИСТЕМА М1РА ПТОЛОМЕЯ.
Основное положеи1е философских! воззрен1й древнихъ
было то, что все въ природе должно быть совершенно,по-
этому и движемся планетъ, какъ и прочишь небесных! све¬
тиле, по ихь воззреи1ямъ должны обладать свойствами со¬
вершенства: планеты должны двигаться равномерно и при
том! по наиболее совершенным! кривым! - кругам!. Эта наи¬
более совершенная форма движек1я- равномерна™ и круго¬
вого - встречается во всехъ гдпотезахъ древнихъ, заклю¬
чающих! въ себе объяснена строемгя м1ра,,и держится до
времен! Коперника. Въ этихъ обьяснен1яхъ не затрагивают¬
81
ся вовсе физическая причины явлен!й, а все сводится къ
геонетрическимъ построеи1яиъ, наглядно уясняющинъ слож¬
ный движения небесныхъ овБтилъ.
Во время Гиппарха (за ТЗО л. до Р.Хр.) установи¬
лось и господствовало мнЬнгв, что земля находится въ
центр! вселенной и пребываетъ всегда въ поко!, какъ об¬
ласть четырехъ элементовъ, всего грубаго, бреннаго, не-
способнаго къ движен1ю; за воздухомъ сл!дуетъ область
С Л Б.. УНИосгСИТЕГЯ , ЛИ1.Й.ИК0НЦИЛ|)ВЛ,Я.ст. С. ГРЕИЦМЯ 19-6 СПБ
- 82 -
огненнннхъ мвтеоровъ - молнти, комвтъ и млочнаго пути;
дал$е простиравши чистый эфиръ съ твердыми, прозрач¬
ными сферами или орбитами, на которыхъ находятся небес¬
ная свЪтила - тйла простыя, неизменная и болВе соверщен-
иыя, нежели земля; ихъ движения суть круговня я равнолЬр-
ння.
Луна ( 4 ) и солнце ( 0 ) принадлежать къ числу
лланетъ; на поверхности сферы меньшаго рад)уса помещает¬
ся луна, на другихъ сферахъ, посл-Ьдсвательио больщихъ
размЪровъ, расположены Меркуртй, Венера, Солнце, Марсъ,
Е(питвръ и Сатуряъ 39). ЗатЪмъ дал'Ье находится
сфера неподвижны». звЪздъ и еще далЬе дяЪ кристалльиыя
сферы, изъ которыхъ на самой внешней дЪйствуотъ перво-
двигатель - общее движущее начало - т«4,Л , за¬
ставляющее своимъ вл1ян1емъ вс4 сферы вращаться въ 24 ча¬
са съ востока на западъ около земли; другая сфера медлен-
>ращаетъ всЪ остальная сферы въ 25000 лбтъ въ против¬
ную сторону; между тЬмъ каждая орбита движется около зем¬
ли въ особый пер1одъ времени - орбита луны въ теченТе ме¬
сяца, орбита солнца въ течен1е года, и т.д.
Такъ какъ этой системой нельзя было объяснить всЪ
движения планетъ - то прягня.то обратная, иногда чрезвы¬
чайно быстрая, иногда же какъ бы переходящая въ покой,то
она была оставлена, какъ неосновательная, и ея мЪсто за¬
няла замечательная система, известная подъ именемъ систе¬
мы Птолемея или системы эпицикловъ. хотя Птолемей не мо
жетъ быть названъ творцомъ ея, а снорЪе установителемъ.
Эта система изложена ьъ сочинении ПтоломеяСво ТТ 1.поР.Т.)
- 83 -
М 23 V (Мл^па, СомЬмЛл) - Великое постро¬
ена), которое известно больше въ арабском, перевод! подъ
назваи1е!гь "Альмагеста".
Чтобы выразить послЬдовательность странянхъ движен(й
плахетъ и дать средства вычислять полохен1я ихъ въ данное
время, Птоломей (раньше его Аполлоний и Гиппархъ) предпо¬
лагает!, что каждая планета двигается съ особенной, свой-
84 ■
ственной ей скоростью по окружности круга (эпицикла),
котораго центръ катится съ другой скоростью по другому
кругу (деференту, черт, 40), а центръ этого по третье¬
му кругу и т.д.
При этомъ Птолемей допусяаетъ, что центры плакег-
ныхъ орбитъ находятся нисколько въ сторону отъ средото¬
чия вселенной, то-есть центра земли
Посмотримъ теперь, какъ объясняется этой системой
видимыя движения планетъ,
Вообразимъ себй окружность,въ центра которой нахо¬
дится земля Т (черт.41), и другую окружность .ченьпагс
рад[уса, центръ которой движется по первой окружности
равномЬрнс съ запада на востокъ; такъ же проискодитъ -
движен!е планеты по второй окружности.
Пусть планета при движз-
Н1И по эпициклу придотъ
въ положение Р , наибо¬
лее удаленное отъ земли.
Въ этомъ случа-Ь планета
движется по тому же на-
правлен!», какъ и центръ
эпицикла, следовательно,
видимая скорость движе-
н1Я планеты слагается изъ
двухъ скоростей; скорости центра эпицикла и скорости са¬
мой планеты; наблюдателю понажется, что планета движет¬
ся съ запала на востокъ (прямое лвижен1е) съ наибольией
скоростью. Пусть центръ эпицикла подвинулся дальше по
85
окружности деферента и прияель въ положен!е С, , а планета
въ Р, ; наблюдателю на зеихЬ движенье покажется бохЬе мед-
ленннмъ, такъ кань онъ въ сущности видитъ только проекц1ю
движение на небесномъ сводВ; въ первомъ случай движен!е
проектируется на небесную сферу въ истинную величину, а
во второиъ случай'Проекц1я угловой скорости будетъ только
долей истинной скорости, и потому движение планеты пока¬
жется болйе медлеинымъ, но все-таки и въ этомъ случай ви¬
димая скорость будетъ состоять изъ скорости движения пла¬
неты по эпициклу и скорости центра эпицикла. При дальнйй-
шемъ движеи1и планета займетъ положен!е такое, что ей
даижен!е по эпициклу будетъ направлено по лучу зрйн!я, и
видимая скорость будетъ состоять только изъ скорости дви¬
жения эпицикла къ востоку. Подвигаясь дальше, планета
пойдетъ въ сторону обратную движвн1я эпицикла, и видимая
скорость движен1я будетъ равна разности двухъ скоростей,
при чеиъ скорость движения планеты постепенно увеличива¬
ется, такъ что разность скоростей сделается равной нулю,
и планета покажется наблюдателю неподвижной.
Когда планета займетъ положение , ближайшее къ
землй, то угловая скорость движения планеты будетъ боль¬
ше углевой скорости центра эпицикла, и планета покажется
движущейся по обратному направлен!» съ наибольшей скоро¬
стью. При дальяййпемъ движении скорость эта будетъ умень¬
шаться, произойдетъ опять стбян1в планеты, поелй чего
начнется прямое движение планеты въ описанномъ порядкй
Объяснивъ такимъ обраэомъ довольно порядочно движв-
и1е ворхнихъ планетъ, движения Венера и Меркурия система
ЕС
эпицикловъ объяснить не «могла, и потому пришлось ее не¬
много изменить; на сцену явилась •греческая" система,
поместившая центры эпицикловъ Венеры и Меркур!я въ солн¬
це и оставшаяся во всемъ буквальной коп!ей Птоломеевска-
го построен!я.
Система эпицикловъ даетъ средства определять помо¬
щью геометрическихъ построен!# места планетъ-въ этомъ
отношен1и ока остроумна, но она сделалась нелепой, ко¬
гда ей придали физическое значение, то-есть сочли геоме¬
трическое построен!е за действительное устройство систе¬
мы планетъ; при томъ, чтобы согласовать теорию съ наблю-
двн!ями, стали присоединять новые эпициклы въ добавле¬
ние къ прежнимъ, такъ что подъ конецъ число иль возросло
до того, что невольно бросались въ глаза вся несообраз¬
ность и весь произволъ подобныхъ допущений.
Извкстенъ раэскаэъ про Альфонса У, короля Кастиль-
скаго (въ ХП1 в.), замкчательнаго для своего времени
ученаго наблюдателя и астронома.
Говорятъ, что будучи разъ пораженъ всею сложностью
и необъяснимой запутанностью системы эпицикловъ, онъ во-
скликнулъ: "Если бы Всемогущ1й Творецъ опросилъ у меня
совета при сотворении м!ра, то мьръ быль бы устроеяъ
лучше и проще."
Въ промехутокъ времени между возникяовеньемъ Гре¬
ческой системы, приписываемой Гераклиду Понтикосу, и
установлен!еиъ ученья Коперника - уже послк его смерти,
возникла я существовала некоторое время еще одна систе¬
ма, извкстяая подъ назван!емъ Тихоновой; твсрцомъ ея »
- П7
был современника Коперника - знаменитый астрономъ и -
и'скусный наблюдатель Тихонь Враге.
Эта система, хота и остроумная, есть все-таки шагъ
яаэадъ по отношен!» къ учению Коперника, несмотря на н*
которое сходство ея съ этой системой.
Разница между этими двумя системами заключается -
главнммъ образомъ въ томъ, что Браге не хотЪлъ сдвинуть
землю, а заставилъ солнце вращаться вокругъ нея.
Важнее всего то, что онъ перенесъ центры деЛерен*
тсвъ всЪхъ планетъ въ солнце.
Следовательно, всЬ планеты, двигаясь кругомъ солн¬
ца (черт. 4-й),
88
вм*ст* съ послфднимъ обращались еще вокругъ земли.
Система бол*е смЪлая, ч*мъ правдоподобная.
Разсмотримъ теперь аналитическое значен!е системы
эпицикловъ.
Пусть плоскость деферента совпадаетъ съ плоскостью
чертежа (черт 43)и пусть имеется прямоугольная система
координатъ, начало которыхъ находится въ центр* деферен-
та. Пусть рад1усъ деферен¬
С
Б
о а
>т 43.
та будетъ Я , а рад^усъ
эпицикла Т . Опред-Ьлимъ
аналитически положение пла¬
неты М въ ея координатахъ
X и у .
Пусть ТО будетъ проекцхя
е ОВпроекц1я Т; тогда
Х= ТВ- у
Такимъ хе образ омъ получа-
емъ, что у = ТС -
Поэтому координаты плаиетъ становятся известными,
и если он* не представляютъ двихен1я, какъ сл*дуетъ,то
модно прибавить еще эпициклъ, и тогда координаты плане¬
ты, помещенной въ Мцбудугъ сл*дующ1я:
■Х= I? СОЙ1-1- 1аи^1;аЦ
ц- Я»1п^4-1гап«|1»т|ып«<э
Въ нонц* кокцовъ, если двихен!е планеты точно не
выражается и следующими координатами, то число эпчцик-
ловъ можно представить неограниченнымъ, и въ такомъ слу-
ча* координаты планеты выразятся слЬдующимъ образомъ:
89
<Х= т -» V, си*а-» Г, ««,-» ■ ■
- К»>п^ + '<$>П^-»’Г.Яп<эт ■■•
то-есть двумя тригонометрическими или пер!одическими ря¬
дами, которые даютъ возможность вычислить движете плане¬
ты съ желаемой точностью, если известны 1},^... ...
Вотъ это-то обстоятельство и было причиной, почему
система Птоломея оказалась столь живучей и устойчивой,
такъ какъ увеличивая ХЦ.^Сл+>г- число эпицикловъ и под¬
бирая ихъ рад!усы, можно было получить полное согласие съ
иаблюден!ями. Впрочемъ,это обстоятельство совершенно не
уничтожало всей натянутости и произвольности этой системы
10, СИСТЕМА ИГРА КОПЕРНИКА,
Коперникъ первый сталь сомневаться въ правильности
объяснен!я видимаго движен1я планетъ по системе Птоломея
и сталъ искать другого решенгя вопроса.
Внимательно изучая работы предшественниковъ, Нопер-
никъ пришелъ къ заключен!», что не земля, а солнце явля¬
ется центромъ, вокругъ котораго движутся все планеты, въ
томъ числе и земля.Аргументы Коперника следующее.
Ве-первыхъ, принципе единства цеятровъ - положен!е,
что земля есть центре всЪхъ движений - не вндержаие въ
системе Птоломея; въ самомъ деле, если для объяснен1я
видимаго движек!я планеты предполагаются 3 эпицикла, то
90
земля является ухе четвертымъ центренъ, следовательно
о земле, какъ о центральной точке не мохетъ быть и ре¬
чи. Въ частности, для Меркур1я и Венеры указывалось,
что эти планеты движутся вокругъ солнца, которое въ
своп очередь вместе съ ними движется в округе земли
Во-вторыхъ, къ этому присоединяется тотъ фактъ,
что обратный движения верхнихъ планете происходить то¬
гда и только тогда, когда планеты находятся въ
противостоянии съ солицемъ. Отсюда эаключеяхе, что ме¬
жду обратнымъ движен1вмъ планетъ, и солицемъ существу¬
ете прямая связь, иначе говоря, двихвк1я всехъ планете
вообще эависятъ отъ солнца.
Обратимся теперь къ численной стороне вопроса.
Синодическимъ оборотомъ, какъ известно, называет¬
ся промежутохъ времени, въ теченге котораго планета
описываете полный обороте относительно солнца ; силе-
пичеокнмъ. или звезднымъ оборотомъ планеты называется
промехутокъ времени, въ течен1е котораго планета сдЪ-
о
лаете полные 360 градусовъ.
Такъ какъ величина синодического обращения плане¬
ты зависите отъ относительного полохен1я солнца, то мы
должны сииодичесНе и сидерическ1е обороты планеты
разсматривать въ связи съ сидерическимъ оборотомъ соли
ца, пусть
$ - сидерическ1й обороте солнца;
Е - скдерическ1й оборотъ планеты;
Т - сикодическ1й оборотъ планеты, то-есть
время, протекшее отъ одного противостоял!я до другого;
- 91
тогда, вели $,Е иТ означаютъ число дней, то въ течение
сутокъ солнце к планеты пройдутъ соответствующая дуги.,
360' 360' и «?'
5 ’ Е Т
Постараемся найти, какая существувтъ зависимость
мечу величинами разсматриваемыхъ движений. ЕслиТ- земля
(черт.44), а планетаМ находится въ данный момеятъ въ со-
*'Т
Терт И
единен!и съ со-лнцемъ 5 , то че-
резъ сутки солнце пройдетъ дугу
55, , большую, чймъ дугаМ/А.прой
денная въ то же время планетой, и
разность угловыхъ скоростей, то-
есть величина дуги тМ,, будетъ
равна синодической скорости пла¬
неты въ сутки и иохетъ быть выра¬
жена какъ разность суточнаго сидерическаго пути солнца и
звЪзднаго пути солнца, то-есть мы мохемъ написать
Эта формула вообще изобрахаетъ величину синодическа-
го оборота одной изъ верхнихъ планетъ, гд! > Ц®-
для нихнихъ хе планетъ, у которыхъ существувтъ обратное
услов1е Цг > 2Й! , синодический оборотъ планеты выразит¬
ся такъ:
Е ' 5 ' т
Следовательно, вообще для всЬхъ планетъ зависимость
мечу синодическими и сидеричесиимъ оборотами выразится
слЪдующимъ обраэомъ:
92
Синодическ1й оборотъ планеты можетъ быть опредЪ-
ленъ изъ наблюден!й съ большой точностью, такъ какъ мо-
ментъ противостояния планеты определяется моментомъ ея
кульминации въ полночь; точно также сидерическ1й обо¬
ротъ солнца можетъ быть опредЬленъ по однЬмъ и гЬмъ хе
звЪздамъ, кульминирующимъ въ полночь. Такимъ образомъ
на основании вышеприведеннаго уравнен!я можно вычислить
сидернческ1в обороты планетъ. Когда эти послЬдн1е были
вычислены и поставлены по порядку, то получился слЬдую-
щ!й результатъ:
Сатурна сидерический оборотъ въ круг.чис.29 л.
Клитора *
Я
II л.
Марса *
■
.2 г.
Солнца "
N
21 Г-
йенеры '
N
/3 г
Меркурия
А
1 г.
Эти звездные обороты вызвали у Коперника слЪдукща-
го рода соображения если принять не землю за ценгръ,
а солнце, то получится такой же рядъ, только I годъ бу¬
детъ соответствовать не двихен11> солнца вокругъ земли,
а земли вокругъ солнца.
Основываясь на вншеприведенныхъ соображен1яхъ Ко-
перникъ нашель необходимымъ и еотественнымъ перенести
центръ всЪхъ движений на солнце и допустить обращение
вс-Ьхъ планетъ и земли около солнца, то-есть онъ решил¬
ся 'сдвинуть* землю и 'утвердить* солнце.
Тогда обратный движен!я планетъ съ ихъ наибольшей
скоростью во время противостоян!й съ солнцемъ будутъ
- 93 -
зависать, какъ думать Коперникъ, не отъ движентя солнца,
а отъ перем*щен!я земли вм*ст* съ наблюдателем* во вре¬
мя ея обращен1к около солнца, что весьма естественно.
Система мтра Коперника состоять въ следующем*:све¬
тила, нич*мъ не поддерживаемая , расположены свободно
въ пространств*; земля не находится въ центр* вселенной
ио принадлежитъ вм*ст* съ планетами къ одному семейству
т*лъ круглнхъ и темных*, которыя осв*щаются солнечными
(черт.45).
Земля обращается
съ запада на во¬
сток* около посто¬
янной оси и, со¬
провождаемая лу¬
ною, какъ спутни-
комъ, вращающим¬
ся около нем, со¬
вершает* въ тече-
нте года путь свой
около солнца.Этотъ
путь каклоненъ къ
экватору, и въ разныхъ его точхахъ земная ось занимает*
положения, почти параллельный между собою; отъ этого и
зависит* посл*довательность времен* года.
Зв*зды, подобно солнцу, т*ла самосв*тящ1яся, сохра¬
няют* въ разное время почти одни и т* же м*ста, и нахо¬
дятся отъ нас* на огромныхъ разстоянтяхъ, сравнительно
съ которыми поперечник* пути, описываемаго землею около
94 -
солнца, ничтожвнъ. Поэтому ин и не эам'Ьчаомъ во вза¬
имном! положен1и зв!здъ чувствительной перемены в!
разные времена года; малый же перем-Ьны ихъ положенгй
относительно полюсов! мгра происходят! отв медленнаго
колебания земли, вол!дств1е котораго земная ось дви¬
жется св востока къ западу около перпендикуляра я! эк-
ЛиптикЬ, совершая въ 25000 л!тъ свой полный оборот!.
Таким! образом!^кажущееся суточное движение свЬ-
тилъ обменяется вращан1емъ земли около ея оси; а за¬
путанность видимаго движения плкнетъ зависит! отъ со-
вокупнаго движен1я самой планеты и движен1я земли во¬
круг! солнца.
Вотъ какъ объясняется системою Коперника видимое
движение планатъ.
Видимое переы!щен1е планеты на небесном! свод*
обуславливается перемЬщентомъ луча зрЬнтя отъ глаза на
блюдателя къ планет!; поэтому часть перемЪщентя земно¬
го наблюдателя при движении земли въ пространств! мы
приписываем! движентю планеты. Отв совокупности обоих!
движений происходит! то, что иногда одно изъ кихъ уве¬
личивает! другое, а иногда уменьшает! его или дЬлает-
ся равнымъ другому, и слъдствтемъ всего этого бывает!
то прямое движвнге планеты, то ея стоните, то обратное
движение. Зое зависит! оттого, что перем!щен1в пла¬
неты наблюдается нами не изъ центра ея орбиты-съ солн¬
це,а с! земли. Поясним! сказанное на чертеж!, при
чемъ допустим!, что планета движется около солнца отъ
востока въ а ап ад у черезъ ягъ..
• 95 -
■Разсмотримъ сначала дякХенте одной изъ нижнихъ пла
нетъ и земли, полагая, что они двигаются равномерно по
кругамъ, какъ это слЪдуегь по системе Коперника, при
этомъ замЪтимъ, что чМмъ дальше отстоять планета отъ
солнца, тЪгь медленнее ея угловое движение.
Итакъ, допустимъ, что земля и одна изъ нихнихъ пла¬
не тъ находятся въ
Т и/У| (черт.46),
а солнце въ $ - на
одной прямой съ
солицемъ и плане¬
той, то-есть мн
имеемъ случай ним
няго соединения.
Замътхмъ какую
нибудь звездуЕ
на продолжении
лин1и, проходящей
черезъ центры -
трехъ свЪтилъ; черезъ некоторое время земля перейдетъ въ
Т . а планета въ (VI, . Лучъ зрйнтя, направленный съ земли
въ Т, къ зв^зд^ Е будетъ параллеленъ лучу ТБ (это можно
принять потому, что разстояи!е звЪеды Е отъ солнца и
земли очень велико, и погрешность не будетъ эамЪтна) и
составить съ дучомъ зр1н1я къ планет* М, изъ’!) нккоторш.
уголъ л , такъ что планета покажется отошедшей отъ лер-
воначальнаго положен!» на некоторый уголъ «с къ западу,
то-ееть ока будетъ им*ть движение обратное.
96
Когда земля и Планега займутъ такья два положенья,
что лучи зренья изъ*?,. въ Мг и Т, въМ, будутъ параллельны,
то проекцья движенья планеты отъ М^къМ, на земную орбиту
будетъ равна пути, пройденному землею отъ’Г1дс71 , и цо-
ступательааго движенья планеты мы но замЬтимъ, сл-Ъдова-
тельно, она покажется намъ неподвижной, и произойдетъ
явлен1е стояи1я планеты подлЬ звезды >
Если же обЪ планеты находятся въ вержнемъ соедине¬
нии: планета въ М, , а земля въ Т , то, заыЪтивъ опять
какую-нибудь звезду на линьи ТМ, , при перед вихен!и зем¬
ли въ Т, планета займетъ положен! е МЕ ; лучъ зрънья съ зем¬
ли въТ] къ Е останется параллельнымъ прежнему изъ Т ,а
планета покажется отклонившейся отъ своего первоначальна-
го положенья на уголъ къ востоку; следовательно, ая
движенье будетъ прямыми относительно движенья земли.
Подобнымъ же образомъ объясняются движенья и верх-
нихъ планетъ,
ОТСТОЯЩМХЪ
отъ солнца
дальше земли.
Зозьмемъ сна¬
чала моментъ
противостоя¬
нья планеты
съ солнцемъ,
когда солнце
5 (черт.47)
ЗемляТ и
- 97 -
планетаМ. находятся па одной линти противъ звЪзды Е .
Пусть теперь земля перейдетъ Въ , а планета въ го
же время зайыетъ положение М, и встанотъ противъ новой
звЬзды Е , то-есть будетъ казаться переместившеюся въ об¬
ратную сторону движен1я земли на уголъ съ востока къ
западу.
Когда земля и планета будутъ занимать таи1я два от¬
носительный положен1яТхТ}иМ1|М,гдЬ лучи зрЬнтяТ^ иТ,^
будутъ параллельны, то планета покажется неподвижной и
будетъ наблюдаема подлЪ одной и той же звЬзды
Прямое движен1е планеты произойдетъ тогда, когда при
пвремВщонти земли изъ положен1я'^1л'1^и планеты изъМцВъМ^
солнце будетъ находиться между планетой и землей. Еъ этомъ
случав наблюдается кажущееся перемВщен1е планеты съ за¬
пада на востокъ на уголъ М$Т₽(1 .
При объяснен1и нВкоторыхъ неравенствъ въ движенти
планетъ Коперникъ все-таки не могъ совершенно отрешиться
отъ воэзр*Н1й древнихъ; такъ онъ долженъ быль ввести эпи¬
циклы для объяснения движея1я Сатурна, Юпитера, Марса и
Венеры, а для Иеркуртя онъ прибегаетъ къ еще болйе слож¬
ному объяснению, допуская нисколько зпицикловъ.
Крон! того, Коперникъ, каиъ сынъ своего вВка, не
иогъ разстаться съ вВров въ совершенную форму движептя
небасныхъ тйлъ и предполагалъ, что планеты движутся рав¬
номерно по кругамъ.
Только въ слЪдующемъ уже ХУП в. удалось ген;ю Кеп¬
лера, изгнать эпициклы изъ астрономии
Листъ 7-й. Описательная астроном1я
СЛБЛНОЕМНПТЯ. /1В1.а.НКОИНИКОВЯ,П.Я.Е-ГПБ(иКЛЯ М,ЧВ-Ь.СЛ6.
и открыть законы
- 98
планетных* движений прж помощи ми огочиелеиннхъ и весь¬
ма хороших* наблюдений Тихона Браге; потом* Ньютон* я
его преемники, основываясь на началах* всем1рнаго тяго-
т4н1н, объяснили всЬ обстоятельства въ движенЬ планет*,
их* спутников* и комет*.
II, ПАРАЛЛАКСЪ ЗВЬЗЛЪ.
Одним* из* наилучших* физических* доказательств*
теор1и Коперника служит* параллакс* зв4эдъ.
Скажем* прежде нисколько слов* о параллактическом*
движении вообще,
Наблюдатель, двигаясь среди больной системы, разде¬
ляющей его движен1в, не замечает* своего собствеинаго
движения, но приписывает* его внешним* предметам*, не
соединенным* съ системой движеюя, и полагает*, что они
б4гутъ от* него въ противоположную сторону.
ВнЬшн1е, находишься въ поко-», предметы не только
кажутся движущимися в* совокупности, когда мн сами дви¬
жемся между ними, ис повидшоку они переменяют* и свое
относительное положение. Если при скорой 43411 смотрЬть
на один*,какой нибудь предмет*, не отвлекая вниманЬ
своего от* всего ландшафта, то нам* покажется вось ланд¬
шафт* обращающимся около зтого предмета, как* центра,
при чем* вс4 предметы между наблюдателем* и предметом*
наблюден'.я отодвигаются назад*, а вс* предметы, находя-
щЬся дал4е поелйдняго, опережают* его, двигаясь съ на¬
блюдателем* по одному направлен 1ю..
Такое видимое изменен»в относительиаго положен1я
99 -
предметов*, происходящее отъ движения наблюдателя, назы¬
вается параллактическими лвижен1емъ.
Для объяснен1я его заметим*, что мы относим* положе¬
ние каждаго предмета на поверхность воображаемой сферы
неопредЪленнаго радиуса, въ центр* которой помещается
наш* глазг.
Двигаясь по направлен1ю А В (черт. 48)1мн переносимъ
съ собою эту сферу; лучи зр*н1я АР и А й, которыми ми про-
Тцип Л8. I
актируем* предметы Р и 0, на поверхность сферы въ с , пе¬
ременяют* свое положен!в относительно линхи движения АВ
^обращаясь вокругъ соответствующих* им* предиетовъ,какъ
центровъ, принимаютъ новым положения В/^и Вй<|.
Таким* образомъ проекции предметовъ на сферу отхо¬
дят* назадъ съ разной угловой скоростью соразмерно бли¬
зости предмета къ наблюдателю.
Видимое угловое лвижен1е предмета, происходящее отъ
перемещения точки надето зр*н1я, называется параллаксом*
и выражается углом* АТВ, составляемым* двумя лучами зрй-
И1Я хъ предмету отъ нашего глаза въ двухъ его различных*
подохен1яхъ
Очевидно, что величина параллактическаго движения
бывает* т*мъ мен*е, ч*мъ бол*е разстоян!е наблюдаомаго
предмета отъ глаза, и когда это разстоян1е чрезвычайно
100 -
велико въ сравнен!и съ перемещен!вмъ нашего глаза, то¬
гда параллаксъ делается нвчувствительнымъ, или, други¬
ми словами, предметъ, по видимому, вовсе не изменяетъ
своего полохен1я,-
Этимъ объясняется интересное явлен)е въ горныхъ
странахъ; наблюдатель, пройдя значительное разстоян!е,
замечаетъ лишь ничтожную параллактическую перемену въ
относительнонъ положон1и окружающий, горъ.
Т4мъ болЪе, следовательно, мн можемъ заключить,
что звезды удалены отъ насъ на громадный разстоян1я,
Если бы это не было справедливо, то видимое'угло¬
вое разстоян1е двухъ какихъ нибудь звездъ въ зените ка¬
залось бы намъ гораздо большимъ, чемъ разстоянье техъ
же звездъ близъ горизонта.
Но самыя точный наблюдения вс всехъ местахъ зем¬
ной поверхности надъ угловыми разстоян1ями звездъ во
всехъ точкахъ ихъ оуточнаго пути не обнаруживаютъ ни
малейшаго различ!я; следовательно, разстоянгя звездъ
отъ земли громадны.
Въ этомъ еще более убеждаетъ насъ следующее явле-
н1е: въ течен1е года, какъ известно, земля описываете
путь около солнца; рад1усъ этого пути сравнительно
очень великъ, а между темъ уголь, образуемый лучами
зрения, идущими отъ разныхъ точекъ земной орбиты, до
того малъ, что долго не могли убедиться въ его суще¬
ствовании, и въ недавнее время только стало вполне до-
стовернымъ, что на самомъ деле есть кажущееся перемеще¬
ние звездъ зссл'Ьдсть)« двихех1я самой земли.
101
Посмотримъ же, хакимъ обраэомъ происходить это переме¬
щен! е звездъ.
Представимъ себе въ перспективе орбиту земли; въ цен¬
тре ея пусть будетъ солнце $ (черт.49).
Пусть на некоторокъ коиечномъ раэстоян!и отъ земли на¬
ходится неподвижная звезда Е .
Наблюдатель, двигаясь по орбите вме¬
сте съ землей, которая последователь
но занимавтъ точки Т , Т’./Т'и- т.д.,
очевидно, долженъ усматривать звезду
Е въ разныхъ направленьяхъ,
Действительно, если наблюдатель на¬
ходится сначала въ точке Т , то зве¬
зда Е видна по некоторому направле¬
нью ТЕ и проектируется этимъ напра-
влен!емъ на небесной сфере въ некото
рой точке д. , пусть наблюдатель пере¬
будете видна уже по направленью ТЕ
и глазъ наблюдателя отнесетъ полохен!е ея ухе въ некоторую
другую точку X1 , получающуюся отъ пересечен!я лияьк ТЕ съ
небесною оферой.
Такимъ хе точно образомъ, когда наблюдатель будетъ въ
точке Т* , звезда будетъ видка въ точке/ и т.д.; для каждаго
особеннаго полохен!я земли на орбите можетъ получиться осо¬
бенное положен!е звезды на небесной сфере.
Если бы мы могли наблюдать звезду съ солнца, то, конеч¬
но, звезда оставалась бы для насъ всегда неподвижною и все¬
гда была бы видна по направленью $6 въ точке л" , эта точка
102 -
считается истиннымъ. или сэеднимъ положен! емъ светила
Е на небесной сфер*.
УголъТЕ5, образованный двумя линьями. соединяющи¬
ми светило Е съ землею и съ солицемъ. носитъ названье
параллакса. Очевидно, это есть уголъ, подъ которымъ ви-
денъ быль бы съ звезды рад1усъ-векторъ земной орбиты.
Конечно, при движении земли, для одной и той же
эвйэды^уголъ этотъ можетъ изменяться, чтс зависитъ отъ
положения самой звезды на небесной оферт, относительно
плоскости земной орбиты или эклиптики. Въ такомъ случай,
уголъ. имйюшй наибольшую величину, называется годо-
ДЦИЗ», звйзды.
Чтобы получить болйе ясное представленье о парал-
лактическомъ движенья звйздъ, различим. три случая от¬
носительно мйстоположен1я звйздъ на небесномъ свод!, а
именно, раэсмотримъ сначала движенье звйзды, лежащей въ
плоскости эклиптики, эатймъ движенье звйзды, находящей¬
ся въ одномъ изъ полюсовъ эклиптики и, наконецъ, раз¬
смотримъ тотъ случай, когда звйзда не находится ни въ
плоскости эклиптики, ни на ея полюсахъ.
а) Пусть плоскость эклиптики совпадаетъ съ плоско¬
стью чертежа и въ этой же плоскости лежитъ зв!зда
50
юз -
(черт.50). Представим* себ* орбиту земли и въ центра ея
солнце $ .
Если проведем* черезъ Б и 5 прямую !>Е , то она пере
сЬчотъ орбиту земли въ двухъ точкахъ (I) и (2).
Когда земля будетъ находиться въ этихъ точкахъ, то
звЪэда Е для того и другого положен1я земли будетъ видна
ио одному и тему же направлен!», канъ и изъ центра солн¬
ца; разница лишь въ томъ, что наблюдатель, находясь въ
точк* (I), увидитъ звезду, а, передвинувшись въ положе¬
на точки (2), не увидитъ ея, потому что ее заслонить
собою солнце.
Точка 4,лбудетъ определять положенте звезды на не¬
бесной сфер! въ этихъ двухъ случаях*,
Проведемъ изъ звЪзды Е касательный лин!и къ орби-
тЪ;-когда земля будетъ находиться въ точкахъ касания -
(3) и (4), то наблюдатель увидитъ звВзду по направлен»»
касательныхъ, и положен!е звезды на небесной сфер* для
точки (3) будетъ и для точки (4) будетъ «, .
Вс*мъ остальным* точкам*, земной орбиты будетъ соот¬
ветствовать на небесной сфер* положен1е звезды промежу¬
точное - между т, Стало быть точки х3 и е, будутъ са¬
мыми крайними положениями звЪзды Е на небесномъ свод*.
Если мн будемъ дЪлать наблюден1я яадъ звЪздою въ
теченте цЬлаго года, то намъ будетъ казаться, что одно
время зв*зда идетъ отъ V до «3 , проходя промежуточный
точки; достигнув* крейняго положен1я въ ц, , она. будетъ
возврашатьск назад*, шойдетъ опять черезъ и дойдет*
де , зат*мъ движян4е снова сделается обратным*, и т,д.
104
при томъ ш замЬтимъ, что направление лвижен!я звезды
всегда обратное движенью земли по орбита.
Положение звезды - 4 называется среднимъ ея м’Ь-
стомъ,
Такъ какъ мы выбрали звезду такую, которая лежитъ
въ плоскости эклиптики, то и кажущееся движенье звезды
будетъ происходить въ той же плоскости, потому что вс*
лучи зренья, идущье отъ разнить точекъ земной орбиты
къ звВзд-Ь, лежать въ плоскости эклиптики; вслЬдствье
громадной удаленности отъ насъ зв'Ьздн, движенье ея пред¬
ставится намъ въ видЪ прямой линьи.
Всякьй уголъ, который будетъ образованъ линиями,
идущими отъ солнца къ звЬздЬ Е и отъ иВкотораго положе¬
ния земли къ той же зв-Ьзд-Ь Е будетъ параллаксомъ ея;
.грловымъ ея паралдаксомъ будетъ наибольшей изъ угловъ.
то .сть уголъ (3)‘Е$ « (4)Е5
Когда земля находится въ точкахъ (I) и (2), то ве¬
личина параллакса наименьшая - она равна кулю.
Разборемъ зависимость между величиною параллакса
звезды и долготами зв’Ьзды и солнца, предполагая, конеч¬
но, что звЬзда лежитъ въ плоскости эклиптики.
Пусть въ направлении 5у (черт. 51) лежитъ точка
весенняго равноденствья у ; когда параллаксъ звезды
то земля, какъ ухе показано, находится или въ точкЪ (I)
или въ точк* (2) Обозначимъ долготу солнца знакомь Лв
долготу зв'Ьздн черезъ Д ; для точки (I) уголъ:
/ 0)Ё» Л > и
Лв = Л+|ао"
- 105
для точки (2) , И Л«, то-есть
Л, = %
потому и скажем*, что параллакс* эв*злы равен* нулю (*0).
когда
А«=Л,Л-Н8О’
Возьмем* теперь положение земли въ точках* (3) и (4);
зд*сь параллакс* им*етъ наибольшую величину, то-есть бу -
дет* головым* параллаксом*.
Въ точк* (3): Лв= %(?)$; *=у(?)Е, «,
Л, =Л-Х7о'
для точки (4): Ло = у ; Л= у(,ч;б,«.
Л0 =
а потому вообще параллакс* имЬет-ь
наибольшую величину, когда:
Лв=а*^'
в) Вообразим* снова въ перспектив* земиую орбиту, въ
центр* - срлнце $ , а въ полюс* эклиптики зв*зду Е .
Если бы наблюдатель находился на солнц*, то онъ уви-
д*л* бы зв*зду Е въ н*которой точк* *, (черт. 52) на небес¬
106
ной сфер* по направлен!» лигам йЕ .Для наблюдателя хе,
находящегося на земл*, вообще зв*зда въ тонн* < не -бу¬
дет* видна, а отойдетъ отъ л въ сторону.
Зам*тимъ, что во взятомъ нами случа* земля во вся-
комъ положении своем* на орбит*
одинаково бывает* удалена отъ
эв*зди, потому что орбиту земли
мн считаем* круговою лингею; а
потому лучи эр*н1я, идущте от*
разных* полсженгй наблюдателя к*
зв*зд* Е , образуют* поверхность
прямого кенуоа, вершина котера-
ге лежит* въ точи* Е , а еснова-
н!е - нруг* веынеге пути; вс*
производящ1я зтого кенуса соста¬
вляют* съ осью конуса ЙЕ один* и
тот* же угол*,этот* угол* будет*
параллаксом*,а потому параллакс* вв*»ды,лежащей на поло¬
с* эклиптики,всегда будет* - един* и тот* же, всегда бу¬
детъ годовым* параллаксом*.
Продолжим* лин1и, соединяются различная положен1я
земли съ зв*здою, до перес*чен1я съ небесною сферой;оче¬
видно, точки первс*чен1я будут* также лежать на окружно¬
сти н*котораго круга; эта окружность и покажет* нам*
тот* путь, который описывает* видимое положение зв*эды
въ течение года.
с) Посмотрим*, как* въ продолжен1е года будет* из-
м*нятг. свое положение на небесной сфер* звВзда, не лежа¬
щая ни на полюс.* эклиптихи ни въ плесквсти ея.
107 -
Пусть этимъ
зда Е (черт. В8).
удовлетворяетъ некоторая зв!-
Еслр проведемъ лучи зр'Ьн^я
отъ разнить точекъ положег
н1я наблюдателя къ звЬзд'Ь,
то получимъ образованный
этими лучами косой конусъ.
Нетрудно убедиться, что вся¬
кое сЬчен1е этого конуса
плоскостью, перпендикуляр¬
ной къ оси его 511 , будетъ
не кругъ, а эллипсъ.
С-Ьченхе конуса съ небесною
сферой тоже будетъ эллипсъ,
потому что Линга этого сйчен1я будетъ лежать въ плоско¬
сти^ параллельной сЬчеи1ю
Остается разомотрЬть, какимъ образомъ расположены
оои этого эллипса?
Всэставю.'ъ иэъ точки $ лин1ю(перпендикулярную къ
плоскости эклиптики; очевидно - эта лин1я будетъ осью
эклиптики и пересЪчетъ. небесную сферу въ полюсахъ эклип¬
тики
Проведемъ плоскость черезъ ось эклиптики и ось ко¬
сого конуса; пусть сЬченхе этой плоскости съ плоскостью
эклиптики, или орбиты будетъ лин1я •
ВсЬ д1аметры орбиты перпендикулярны къ В$ 1 а,если
Д1аметръ АС перпендикуляренъ и къ ВО , то онъ перпенди¬
кулярен! къ самой плоскости , а^лЪдовательно^ и къ
оси конуса $6 , лежащей въ этой плоскости, тс-есть углы
108 -
Л5Е и Е5С будутъ прямые.
Вслйдств!е этого изъ всйхъ д!аметровъ д!амотръАС
будетъ виденъ со звйзды подъ наиболыпимъ угломъ; а по¬
тому и звезда Е будетъ имйть наибольшее отклонен!е въ
об! стороны отъ центра своего пути тогда, когда будетъ
лежать въ плоскости АЕСто-есть въ точка» а и с •
Треугольники АЕС и аЕс равнобедренные; вслйдствге
того, что углы при вершинахъ равны, должны быть равны
углы и при основан!яхъ; а потому ±аАС = /Аас ; но это
возможно лишь въ томъ случай, когда АСЯас, потому что
углы аДС и Лае - накрестъ лежащ!е.
Отсюда и видимъ, что большая ось эллипса будетъ
параллельна плоскооти эклиптики.
Малая ось, какъ известно, будетъ перпендикулярна
къ большей.
Итакъ(звйзды при своемъ параллактическомъ движен1и
будутъ описывать лин^и трехъ родовъ: или прямую, когда
звйзда лежитъ въ плоскости эклиптики; или хругъ. - ко¬
гда звйзда находится на одномъ изъ полюсовъ эклиптики;
или наконецъ эллипсъ. - это случится тогда, когда эвй-
зда не лежитъ ни въ плоскости эклиптики ни на полюсахъ
ея.
Легко убедиться, что третей родъ кривой, описывае¬
мой звйздою, должно принять въ общемъ случай,и что пер¬
вые два случая только частные третьяго.
Если повернемъ кругъ АвСОперпендикулярно къ лучу
- 109 -
зрЬнхя, то въ пврвсЬчен1и конуса съ небесною сферою бу¬
детъ кругъ (»2-ой случай).
Если же плоскость круга ЛйФбудетъ совпадать съ
лучемъ зр,Ьн!я, направленнымъ къ эвЪздЪ, то конусъ пре¬
вратится въ плоскость и въ с*чен1и съ небесною сферой
даетъ не эллипсъ, а прямую (1-й случай).
То же самое можно показать и аналитическимъ путемъ;
но для этого надо знать формулу, связывающую величины
полуосей эллиптическаго движен1я звЪздъ съ положен!емъ
ея на небосномъ сводЬ.
Въ сферической астроном!и выводится эта формула -
вотъ она:
|> =
гдЪ й. и I? полуоси эллипса, а ^-широта светила.
Когда звезда лежитъ въ плоскости эклиптики, то
О’ д* к= 0
то-есть, эллипсъ обращается въ прямую лингю (1-й случай)
Когда звЪзда находится на одномъ изъ полюсовъ эклип
тики, то
(5* 90’ лх Ь»а
то-есть эллипсъ превращается въ кругъ (2-й случай).
Наконецъ, когда широта светила такова, что
и малая ось тЬмъ болЪе, ч%мъ болЬе уголъ (3 , то-есть
ч’&мъ дальше звезда отъ эклиптики.
О существовали параллакса догадывался еще Копер-
по -
никъ, но наблюдения его не могли обнаружить этого явле¬
ния по той причин*, что ошибки въ т* времена простира¬
лись до б’, тогда какъ годичный параллаксъ ближайшей
къ намъ эв*здк - ы. СопХси^п, ; достигаешь только 0*.75.
Коперникъ справедливо объяснялъ чрезвычайную труд¬
ность открыт!я параллакса при посредств* наблюден!#
т*мъ, что расстояния зв'Ьздъ отъ насъ настолько велики,
что лучи отъ нихъ даже къ раэличнымъ точками орбиты
земной можно считать вполн* параллельными.
Многие современники Коперника сомневались въ суще¬
ствовании такихъ громадныхъ разстоян!й и поэтому отно¬
сились скептически къ его систем*, но последователи Ко¬
перника были вполи* уб*ждоны въ сугдествован1и параллак¬
са, и, если онъ не бнлъ еще открыть, то только всл*д-
ствте несовершенства инструментовъ. 0ткрыт1е параллак¬
са хотя одной зв*зды послужило бы блистательнымъ под-
тверждентемъ системы Коперника и обезоружило бы вс*хъ
противкиковъ ея.
Настойчивое стремлен!е открыть параллаксъ принес¬
ло большую пользу практической астрономии.
12. ГОДОВАЯ АБЕРРАЦ1Я ЗВЪЗДЪ.
Ревностное старей!е посл*дователей Коперниковой
теор!и - открыть параллаксъ зв*здъ и т*мъ самымъ бли¬
стательно подтвердить систему мтра Коперника послужило
причиной открыт!я другого явлеи1я, точно также весьма
хорошо доказавшего справедливость выводовъ Коперника,
относительно устройства вселенной.
III
Эю явлен!е есть аберрац1я неподвхкныхъ зв'Ьздъ
( ^йыоечлиг- ), . .
Въ начал-Ь ХУ111 ст. за разрешен:а вопроса о парад»
лаке! звйздъ взялся англ!йск1й астронсмъ Брадлей. При по¬
мощи своего богатаго друга Молине онъ укр'Ьпилъ телескопъ
неподвижно въ стйггб дома, напрнвивъ трубу на уЮтасопп,ко¬
торая кульмикнруатъ въ зенит-Ь Гринвичской обсерватории:
къ окуляру былъ придйланъ микрометръ, котсрнмъ и изме¬
рялось малейшее перемещен!е зв-Ьзды по зенитному разсто-
ян!ю. Поел! двухл!тнихъ наблюдений перемещения уйНмопи
стали очевидны; наблюдения эти показали, что въ течение
года звезда изменяла положен!), круглымъ чиоломъ на 40* .
Однако ближайшее изученге этихъ перемЬщеихй пока1-
эало, что они происходятъ не въ такой последовательно¬
сти , какъ сл-Ьдовадо ожидать отъ параллактическаго дви¬
жения, а петому причина открытаго имъ явлеК1я должна
быть другая.
Въ самсмъ д'бД’Ь, когда
земля была въ положен хи
(черт.54), Брадлей увидалъ
звезду не въ , какъ сле¬
довало бы по теории, парал¬
лакса, а въ .( когда зе¬
мля переместилась въ Тг
то звезда стала видна нв
въ11аЙ11,;наблюдая звезду
изъ Т3 , Брадлей увидалъ
ее не въ д, , а въ д* .на¬
блюдая изъ Ц ,. онъ замйтилъ
- 112 -
звезду въ х, , а ке въ , Тте. вместо движен!я звез¬
ды на небесной сфере - обратнаго пвре»гЬщен1ю земли,какъ
должно было бы быть, если бы наблюденное явление было
следств!емъ параллакса, Брадлей заметилъ прямое движе¬
ние звезды, при чемъ место звезды находилось въ плоско¬
сти. определяемой лучемъ зрения отъ земли къ истинному
положен!») звезды въ Е и направлен!емъ лвижен!я земли,
а не на продолжали луча эр&пя, какъ это должно быть
въ случае параллактическаго движен!я звезды. Поэтому
Брадлей долженъ былъ пр!йти къ заключенгю, что причина
этого явления не параллаксъ, а какая то другая;и сталь
доискиваться ея.
Около этого времени датский астрономъ Олаусъ Ре-
меръ, наблюдая затмен!я спутниковъ Юпитера, сделалъ од¬
но очень важное открыт!е, а именно, что светъ распро¬
страняется, хотя и чрезвычайно быстро, но не мгновенно;
найдено было, что скорость света въ одну секунду равна
почти 300.000 километровъ. *
Брадлей воспольвовален этимъ открыт!емъ для объяс¬
нена замеченнаго имъ явления, которое онъ и назвалъ
аберрацией ноподвижинхъ звездъ (-лЬ-итиЛо .
Физическая причина аберрации следующая.
Представимъ себя съ расхрытымъ зонтикомъ во время
дождя, падающаго отвесно. Чтобы укрыться отъ дождя,при¬
ходится держать зонтикъ также отвесно, ио какъ только
яачнемъ двигаться, то сейчасъ придется наклонить зон-
тихъ впередъ и темъ более, чемъ скорее передвижение.
Нечто аналогичное происходить и въ явлея!и аберра-
ц!и.
- из -
Если бы земля была неподвижна, то мы вид-Ьли бы
звезды по тйнъ направленьямъ, по которьшъ лоходитъ въ
наыъ свЕть; но вслйдств1е собственного движенья земли
лучи кажутся идущими къ намъ навстречу, и мы усматри-
ваемъ зв'Ьзду не на ея истипномъ мйстй, а нисколько
уклонившеюся впередъ по направленью наиаго движения.
Пусть наблюдатель находится въ точкй А (черт.55)
и земля движется по на¬
правлен 1ю отъ А къ 8 ;
А8 пусть будетъ напра-
влен!е, по которому до¬
ходить лучъ отъ звезды Е
Если бы земля не переме¬
няла своего ПОЛ0ЕЭИ1Я,
то для того, чтобы уви-
дйть звйзду Е,пришлось бы направить оптическую ось зри¬
тельной трубы по этому направленью АЕ- Если же мйсто
движется, то явленье произойдетъ иначе. Такъ какъ ско¬
рость сайта не безконечяо велика въ сравненья со скоро¬
стью передвижен!я точки Д , то свйтъ долженъ потратить
некоторый, хотя и весьма малый проыежутокъ времени,что¬
бы пройти отъ объектива С до окуляра А ; за этотъ про-
межутокъ времени земля усггбетъ перейти изъ/) въ В, и
окуляръ трубы будетъ находиться въ точкй Ц , между тЪмъ,
какъ лучъ свйта, упавшьй на объективъ С, дойдя до
точки А, не найдзтъ тамъ окуляра, который бу-
детъ въ точкй В, и вслйдствье этого наблюдатель
Листъ 8-й. Описательная астрономья Проф
сов'Жиьпситетя . лит, и.иконвиковл, л.с.Б-гркевецт.яо-б сне
114
звезды не увидит!.
Чтобы лучи постоянно шли по оптической оси тру¬
ба, надо, очевидно, наклонить ось труби въ сторону
движен1я земли такъ, чтобы, когда лучъ сайта, пройдя
отъ С до А достигнет! точки А , здйсь же въА нахо¬
дился и окуляръ, то-есть надо дать трубй направленте
СР . параллельное диагонали параллелограмма Ас ОВ.
Только въ такомъ случай при движенти трубы вмйстй съ
наблюдателем! лучъ свйта, проходя отъ С до А , будетъ
совпадать съ осью трубы, но вмйстй съ тймъ мы увидимъ
звйзду не на истинном! ея положении, а по направлению
АО > составляющему съ истиннымъ направлен 1вмъ неко¬
торый уголъ, который и называется аберрад!ей.
Постараемся теперь вычислить величину угла, на
которую отклоняется кажущееся направление луча отъ
истиннаго его положен1Я, то-есть величину аберрацти
Пусть скорость движения земли выражается отрйз-
комъ АВ=1г ;спорость свйта отрйзкомъ ВО = 1/ . Назо¬
вем! искомый уголъ отклонения АйВчерезъ а уголъ,
составленный видимымъ направлентеыъ на звйзду съ на-
правленгемъ движон1я земли, черезъ 0 .
Тогда изъ треугольника А08 имйемъ:
Когда 0’0* или 180', то-есть, если эвйзда лежитъ
по направлентю движен1я земли, то Ыт 0 , то-есть ви-
димъ звйзду въ ея дййствительномъ положении.
Если же 0 х 90‘, то 5^ = зь то-есть <х. достига¬
ет! наибольшей величины; обозначим! для этого случая
115
уголъ отклонения черезъ а(,
Такъ какъ >оооа > г"° 6|п°''г Тойо» И'Аи Ч ’
Такимъ образомъ: Ып<1а Ял КО* 5. Я ив , или, вслЬд-
ствю малости угловъ,
аС - КО*$ Цп 8
|Г
Это основная формула аберрации; величина 20 5, называет¬
ся постоянной аберрации.
Раэсмотрииъ, какъ изменится видъ всего неба въ зави¬
симости отъ явлентя аберрацти. Пусть мы находимся въ н-Ь-
которой точкЬ земной орбиты
и имЬемв двикенте въ данный
моментъ по направления каса¬
тельной къ орбитЬ; обозна¬
чая ото яаправлен1е прямой
АВ (черт.58), замйтимъ, что
эта прямая пересЬкаетъ небес¬
ную сферу въ двухъ точкахъ.
Та точка, къ которой земля
движется, называется апексомъ. а та, откуда земля дви¬
жется, называется антиапексоыъ Звезды, для которыхъ
в= О*, будутъ лежать въ апексЬ, въ антиапексЪ же звЪз-
о
дн, для которыхъ Э=180
о
Звезды же, для которыхъ Э ■ 90 , лежатъ въ плоско¬
сти О , проходящей черезъ землю перпендикулярно къ на-
правлентв ея двихен1я; для нихъ аберращя будетъ наи¬
большая =. ЙО",5.
Проведя параллельные круги, перпендикулярные къДВ,
получимъ геометрическая мЪста эв'Ьздъ, им’Ьющихъ аберрацию
116 -
одинаковой величины. Для звездъ на большою, круг* СР
аберрац!я будетъ иметь ,т.а^пл^п}для звездъ, находящих¬
ся въ точкахъ А и В , пЧпн/шми ;накоиецъ, для звездъ,
находящихся въ промажуточиыхъ положен!яхъ между боль-
щимъ кругомъСОи точками А и В аберрац!я будетъ имЪть
величину промежуточную.
Всл1дств1е этого все звезды переместятся по на-
правлвн1ю движен!я земли отъ ихъ ист инны хъ положен!#:
все звезды, лежащ!я около апекса, будутъ представляться
намъ несколько скученными, а звезды, лежащ!я около ан-
тиапекса, будутъ разступаться. Такоиъ обраэомъ, произой¬
дешь явлен!е, обратное перспективному эффекту, вслбд-
ств1е котораго при приближен!и къ системе предметовъ
последк!е раэступаются, а оставшееся позади сходятся.
Перейдемъ теперь къ раесмотрен!ю частннхъ случа-
евъ аберрацёи.
Допустимъ, во-первыхъ, что звезда находится въ од-
ноыъ изъ полюсовъ эклиптики. Представимъ себе въ перепек
тиве орбиту земли (черт.57) и допустимъ, что звезда на¬
ходится такъ далеко, что лучи зренёя, идущ!е отъ нея къ
различнымъ положея!ямъ земли .... на орбите, бу¬
дутъ между собою параллельны; (это допущение мы мохеыъ
сделать въ виду ничтожной величины диаметра орбиты въ
сравнеи!и съ удаленностью звез¬
ды); такимъ обраэомъ мы отделишь
явление параллакса и разсыотримъ
аберрац!ю въ чистомъ виде. Такъ
какъ лучи эрен1я, идущее отъ зве-
П7
эдм, будутъ всегда составлять приняв углы съ направле¬
нию двихен1я наблюдателя, то аберрац1я будетъ им-Ьть
одну и ту же величину а ЙО*,5; линхи, соединяющ1я кажу-
щ!яся положея!я звЪэды съ истиннымъ, будутъ равны между
собою и танъ какъ вс-Ь они будутъ исходить изъ точки Е
то кривая, которую опишетъ звезда подъ вл!ян1емъ аберра-
V
ц1и, будетъ малый кругъ радхуса «, 20 5. Кажущееся поло¬
жен^ эвЪздн будетъ всегда дежать въ плоскости, опреде¬
ляемой направленхемъ движенхя земли и истиннымъ положе-
нхемъ луча св'Ьта. Въ теченье года, въ то время, какъ -
земля будетъ двигаться отъ Т, черезъ ’^Т, • • ДО Т; , звез¬
да будетъ имЬть кажущееся движен!е отъ (I) черезъ (2)
(3) до (I),
Допустимъ теперь, что звезда Е находится въ плоско¬
сти эклиптики, совпадающей съ плоскостью чертежа; пусть
кругъ (черт.58) изображаетъ путь земли; раэсмо-
тримъ четыре положенхя земли Т|,Т^Т,иТ^ на земной орбитЬ,
Когда земля находится въ точкЪ 7) , величина абер-
ац1и будетъ наибольшая, такъ какъ лучъ св*таТ]Е перпеи-
- 118 -
дикуляренъ къ направлен!» движен1и земли, выражаемому
касательной лин1ей въ точхЬ ; звезда уклонится отъ
полож. Т, Е въ некоторую точку е, , такъ что дЕТ^е, »
* 20*,5.
Когда земля перейдетъ въ точку Т, , такъ, что на¬
правление ея двихон!я будетъ совпадать съ лучомъ эр*н1я
ТВЕНТЕ > 10 на основан!и раньше выведеннаго заключа¬
ешь, что аберрац1Я х 0; звЪзда будетъ лежать въ антиа-
пеис* и видна будетъ въ точк* Е по направлен!» Т,Е ,или
что все равно, по направлен!» 172 .
Когда земля перейдетъ въ Т3 , то величина аберра¬
ции всл4дств!е перпендикулярности луча зрЪнтя къ напра-
влен!» движения земли будетъ опять наибольшая, но звез¬
да отклонится уже въ другую сторону, такъ какъ апексъ
въ Т, будетъ въ совершенно противололожномъ направлен^
апексу въ Т] . Зв’Ьзда видна будетъ по направлен!»
или что тоже, по направлен !ю‘1]е1 въ точкЬ е, , при чемъ
^Е1>г= 20* ,5,
Поел! этого земля передвинется далЬе и придетъ въ
положение Тч , такое, что иаправлен!е касательной къ
орбит* онова совпадавтъ съ направлен!емъ светового лу¬
ча, только звезда будетъ находиться ухе въ апекс* и
аборрац1я ея снова будетъ а. 0; звЪзда видна будетъ по
направлен;» Т^Е или ХЕ .
Такимъ образомъ, въ течение года звЪзда будетъ пе¬
реходить отъ е, къ среднему ея положен!» Е , дойдетъ до
еъ ; зат-Ьмъ двихен!е ея сделается обратнымъ, она снова
пройдетъ черезъ Е и достигнетъ в, ; въ сл*дующ!й годъ
- 119 -
движен!е повторится въ томъ же порядке.Видимое положение
звезды перемещается въ плоскости эклиптики по прямой
лик! и на 20",5 въ обе стороны,
Разсмотримъ теперь случай, когда звезда находится
где-нибудь въ иебесномъ пространстве между полюсонъ и
эклиптикой и отстоитъ такъ далеко, что лучи, идущ1е отъ
нея, можно считать параллельными въ различныхъ точкахъ
земной орбиты, изображаемой въ перспективе на черт,59.
Касательный,проведенный въ различныхъ точкахъ поло¬
жена земли къ орбите и выражающая направленье движенья
земли, будутъ составлять различные углы съ лучами зрен!я,
идущими къ звезде
Очевидно, чемъ больие будетъ уголъ, темъ более бу-
детъ и аберрационное отклонение звезды отъ ея истиккаго
положенья въ Е
Если черезъ проведемъ плоскость, перпендикулярную
къ эклиптике, то сеченье этихъ двухъ плоскостей опреде -
литъ положенье лия!иТ,Т^; ясно, что въ точкахъ Т, иТ^на-
правлен!л движенья земли будутъ перпендикулярны къ пло¬
скости , следова¬
тельно, и ко всякой ли
н!и, лежащей въ этой
плоскости, такъ что
лучи зренья Т^Е и 7]Е
будутъ перпендикулярны
къ направленью движен!я(
а поэтому въ этихъ точ-
кахъ аберрацья звезды
. 120 .
будетъ наибольшая, при чемъ отклонен!я будутъ прямо¬
противоположны. При дальнМшемъ движен!и уголъ между
лучомъ зрЪн1я и направлен!емъ движен1я будетъ уменьшать¬
ся, слЬдовательно и аберрмНя будетъ уменьшаться.
Наименьшее отклонен1е звезды произойдешь тогда,ко¬
гда земля будетъ въ точкахъ Тх и , получающихся отъ
пересЬчен1я земной орбиты плоскостью, перпендикулярною
къ плоскости ЕТ.Т^и проходящей черезъ 5 Е ; въ этихъ точ-
кахъ аберрац!я > 20*,5 $1п|3 гд* широта светила.
Такимъ образомъ, если выписать для каждаго поло¬
жен! я звезды ея отклонение отъ истиннаго положенья, то
—
получится эллипсъ, большая полуось котораго а 20 ,0,
д
а меньшая =. 20 ,5ь1п(3
Резюме. Движенье звезды вслкдств1е аберрац!и
можотъ происходить по лин!ямъ трехъ родовъ: I) когда
звезда находится въ одномъ изъ полюсовъ эклиптики, -
О
то-есть - 90 , то движен!е происходить по кругу ра-
д!уса г = 20“,5; 2) когда широта звезды удовлетворя-
етъ неравенству : то лин!я движен!я звезды
будетъ эллипсъ, и 3) когда звезда находится въ плоско-
’ л 0
сти эклиптики, то-есть (э » 0 , тогда движен!е звезды
совершается по прямой, уклоняясь отъ средняго положе¬
на на 20 ,5. Общая форма движен!я эллиптическая,при
чемъ малая полуось всегда пропорц1ональнд«п«^, широты
звезды, такъ что, если большая полуось а. , то малая
полуось Ь- аЩп(3.
Когда (3 3 0", т« и ; эллипсъ обращает¬
ся ВЪ прямую,* ^3'00, ( и Ь=<Х‘
Такъ совершается замечательное явленье годовой
121
аберрад1и, служащей однимъ изъ лучших! доказательств!
теор1и Коперника.
13. АВЕРРДПЯ СУТОЧНАЯ И СОЛНЕЧНАЯ.
Если годовая аберрация звЬздъ происходить всл*дств1в
того, что скорость движен!я земли не бвзкоиечно мала въ
сравнении со скоростью ов*та, то одинаковым! образомъ и
та скорость, съ которою земля вращается вокругъ своей оси,
является также сравнимой со скоростью св-бтового луча, и
потому должна существовать еще извЬстнаго рода аберрация
суточная, происходящая отъ совокупнаго дЪйств1я скорости
св'Ьта и вращения земли около оси. Однако надо заметить,
что суточная аберрация гораздо меньше годовой аберрац1и -
всл*дств!в того, что линейная скорость движея!я точекъ на
земной поверхности при суточном! вращении земли гораздо
мен*е скорости годового ея обращен1я.
Суточная аберрац1я объясняется отъ слова до слова
такимъ же образомъ, какъ аберрац1я годовая, только нужно
принять во вниман1в то обстоятельство, что вместо плоско¬
сти эклиптики придется разсматривать плоскость экватора
или параллельнаго ему круга, смотря по тому, находится ли
наблюдатель на экватора или на некоторой широт*.
Какъ въ годовой аберрации, такъ и зд*сь, относитель¬
но положея1я звЪзды на небесной сфер* могутъ быть различены
три случая зв*зда можетъ лежать на полюсахъ экватора, въ
Плоскости его или гд*-нибудь въ другоиъ м*ст* между эк¬
ватором! и полюсами,
122
Отсюда слйдуатъ, что значен1е, которое въ годо¬
вой аберрац!и имЪетъ широта свЬтила, въ суточной - при¬
надлежишь ея склонению.
Для наблюдателя, находящегося на экватор!, движе-
н!е зв!эды, лежащей въ одномъ изъ полюсовъ, будетъ про¬
исходить по кругу, движение эвЬзды, лежащей въ плоско¬
сти экватора, по пряной, и лежащей въ некоторою, сред-
немъ положен1л-по эллипсу, при чемъ, если большая полу¬
ось эллипса будетъ к , то меньшая ея полуось будетъ
Постоянная суточной аберрацти будетъ всего о’з.
Для наблюдателя же, находящегося на какой-нибудь
широт! , скорость вращен!я будетъ меньше, следова¬
тельно и аберрац1оиное движен1е будетъ меньше, а имен¬
но, какъ легко сообразить, будетъ пропорционально <М^
такъ какъ рад1усъ малаго круга х ,гд! рад1усъ
земли, линейная же скорость вращения пропорц!ональна
рад 1 усу, такъ что коеффищонтъ или постоянная аберра-
И1оннаго колебания будетъ 0*3 слп<^.
Кром! годовой и суточной аберрац!и зв!здъ суще¬
ствуешь еще такъ называемая солнечная аберрацГя зв!здъ,
происходящая оттого, что вся наша солнечная система пе¬
реносится въ пространств!. Какимъ обраэомъ движется
солнце, по кривой или по прямой линьи, на этотъ вопросъ
ответить грудке; нужно заметить лишь, что даже въ слу¬
чай криволинейного пути солнца движение его можно счи¬
тать прямолинейнымъ, такъ какъ рад!усъ кривой, которую
описываетъ солнце, долженъ быть очень великъ.
Итакъ, представляя движение солнца прямолхнейнымъ,
123
мохемъ примять лии1ю этого движек1я какъ бы за некоторую
ось небесной сферы; можно
представить себй, что черезъ
точки пересеченхя этой оси
со сферою проведены безчислен
ные меридианы; въ плоско¬
ст яхъ этихъ мерид1аяовъ бу¬
детъ происходить отклонение
звйздъ отъ ихъ истиинаго по¬
ложен 1я, и такъ какъ уголъ,
составляемый лучомъ сайта и направлен 1емъ дзижен!я солн¬
ца, для одной и той же звезды будетъ сохранять всегда од¬
ну и ту хе величину вслйдств!е громадныхъ разстоянгй отъ
солнца до звйзды, то аберрац!я звйздъ въ этомъ случай бу¬
детъ постоянная, звйзды не будутъ изменять своего перво-
началькаго, уже измйненнаго положения, и поэтому движения
ихъ, вслйдств!е солнечной аберрации не будетъ; вслйдств1е
этого величина солнечной аберрации не можетъ быть опре¬
делена, если неизвестна скорость солнца въ пространств^,
только звйзды кажутся въ ложныхъ, но уже неиэмйнныхъ мЬ-
стахъ - онй скучены около апекса и нисколько разступают-
ся въ сторонй антиалекса.
14. ОТКРЫТ1Я ГАЛИЛЕЯ,
Система Коперника объясняла проще небесный движен1я,
чймъ прели!я системы, но одного этого факта было недо¬
статочно, чтобы побудить астрономовъ принять ее, потому
- 124 -
что большая часть техъ хе явлен!й могла быть объясне¬
на съ некоторой вероятностью и по старой систем!. Фи¬
лософ! я Аристотеля оказывала такое же сильное вл!яя!е
въ течея1е столВт!й, какое производила и астроном!я
Птолемея. Ученые настолько свыклись со старой теор1ей
и считали ее непогрешимой, что готовы были усумниться
въ сашхъ убедительныхъ опытахъ, въ самомъ кеотраэимомъ
свидетельстве чувствъ, чВмъ поколебаться въ своихъ вВ-
рованЬяхъ и авторитете своего уважаемаго учителя.
Для разрушенья системы, столь глубоко вкоренившей¬
ся въ умы того времени, требовался человекъ,обладающ!й
см!лымъ и проницательнымъ умомъ, проникнутый любовью
къ истине, логичный въ доводахъ и непоколебимый въ ис¬
пытан 1яхъ.
Таковъ быль флореит1йск1й философъ Галилео Гали¬
лей. При помощи изобрВтеннаго имъ телескопа Галилей
далъ Копия доказательства истинности Коперниковой систе
мы, и доказательства эти оказались несравненно убеди¬
тельнее всехъ тЪхъ доводовъ, как!е самъ Копериикъ былъ
въ состоянии завещать потомству.
Галилей случайно узналъ, что голлаидецъ Дхансенъ
изобрело инструменте, обладавшей свойствомъ ясно пред¬
ставлять отдаленные предметы. Оиъ тотчасъ же поиялъ всю
цену этого орудЬя при атроиомическихъ изслВдованЬяхъ и
самъ принялся за его устройство.
Поел! невероятныхъ трудовъ онъ какоиецъ успВлъ
устроить телескопъ, который увеличивалъ силу глаза въ
тридцать слишхомъ разъ; при помощи его Галилей и произ¬
125
воле свои замечательный открытая.
Онъ направить телескопъ на луну и увидалъ здесь все
ясно обозначившееся разнообразие ея поверхности: глубо-
к1я впадины, высок1я горы, обширныя долины; по длин* от¬
брасываемой лунными горами тени онъ вычислишь высоты ке-
которыхъ горъ.
Планеты, который невооруженному глазу представляют¬
ся не иначе, какъ ярко блестящими точками, раэсматрива-
ыыя въ телескопъ, представились въ виде круглыхъ, яс-
иыхъ и резко очерченныхъ дисковъ.
Последователи Птоломеа говорили, что если бы какая
нибудь планета обращалась около солнца, то она необходи¬
мо должна иметь тактя же фазы, кактя имеете луна, но
такъ какъ подобный перемены не были видимы невооружен¬
ные. глазомъ, то возражение это сохраняло свою силу, и
противъ него нельзя было представить никакихъ доводовъ.
Но лишь только Галилей направите телескопе на Венеру,
онъ увиделъ миниатюрное изображено новой луны и ея фа¬
зы, задолго предсказанный Коперникомь и принятый имъ и
его последователями на веру, теперь хе ставш1я очевид¬
ными. Это открытие привело въ восторгъ Галилея, таке
какъ въ немъ онъ виделъ доказательство системы Коперни¬
ка.
8 января 1610 года телескопъ быль впервые яапра-
ленъ на планету Юпитеоъ: близъ самой пжнаты Галилей за¬
метишь при блестящ1я звезд очки,невидимый для невооружен-
наго глаза. Онъ тщательно замйтилъ положен1е планеты от¬
носительно этихъ, какъ онъ думалъ, неподвижныхе звездъ
126
и которыми онъ интересовался потому только, что по ниыъ
могъ судить объ измененти положения Юпитера. Бъ следу¬
ющую ночь три блестящая звездочки, замеченный накануне,
попрежнему находились въ поле его телескопе, но относи¬
тельное положение ихъ друге къ другу совершенно измени¬
лось, и причиной этого не могло быть движение Юпитера
по своей орбите. Несколько последующихъ наблюдений
окончательно убедили Галилея въ томъ, что эти блестя-
щ 1 я звездочки были луны, обращаюпаяся воиругъ большой
планеты, какъ вокругъ центра своего движения; вскоре
былъ найдене и четвертый спутнике, и тогда это открыт1е
было обнародовано. Галилей назвали спутниковъ Юпитера
звездами Медики въ честь своего покровителя Козьмы II
Медичи, но впоследствии это название было оставлено, и
теперь они прямо называются первымъ, вторымъ и т.д.
спутниками Юпитера.
Защитники Коперниковой системы съ радостью привет¬
ствовали открытие спутниковъ Юпитера, открытие, при¬
ведшее въ большой восторгъ самого Галилея, такъ какъ
онъ виделъ въ системе Юпитера и его спутниковъ въ ми¬
ниатюре солнечную систему, и только закоснелые последо¬
ватели Птоломея проповйдывали совершенную нелепость та¬
кого мнимаго, по ихъ словамъ, открытая, Въ доказатель¬
ство своего мкен1я они приводили следующее "неотрази¬
мые’ доводы: въ неделе 7 дней, существуетъ семь геоие-
трическихъ фигуръ^въ голове человека или микрокосме на¬
считывается только семь отверстий для соединен!я съ
внйшнимъ мтромъ - макрокосмомъ, поэтому и планетъ не
- 127
ыожетъ быть болЬе семи. Ученые профессора университеговъ
совершенно отвергали открыт!я Галилея и ни одинъ изъ
нихъ по приглашен1ю Галилея - посмотреть въ телесиопъ и
убедиться въ существовании спутниковъ Юпитера - не рЪшал-
ся сделать это.
"ВЪроятно", говоришь Галилей, "души ихъ полетятъ
въ царств1е небесное мимо Юпитера и тогда увидятъ его
спутниковъ".
Когда телесиопъ быль напоавленъ на солнце, послЪд-
нее раскрыло свои пятна. Изв'Ьстте объ этомъ открытии вы¬
звало бурю негодования у противнииовъ, такъ какъ солнце
считалось символоыъ чистоты и красоты.
Въ действительности, пятна на солнцЬ нисколькими
днями раньше Галилея открылъ патеръ Шейнеръ, но онъ не
считалъ ихъ принадлежащими солнечной поверхности, а про¬
исхождение ихъ объяснялъ тЪмъ обстоятельствомъ, что ма¬
лый планеты, вращаясь вокругъ солнца ближе Меркурия,про¬
ектируются на солнечномъ дискЬ. Галилей показалъ несо¬
стоятельность этого объяснения, такъ какъ Венера, про¬
ходя передъ солнцемъ, проектируется на послЪднемъ въ те-
чек!е приблизительно 10 часовъ, Меркуртй - въ течен!е 3
часовъ, следовательно, планета, находящ!ясл ближе Мерку¬
рия къ солнцу, должны проектироваться въ течение мень-
шаго промежутка времени, чЪмъ Меркурьй, то-есть меньше
3 часовъ, между тЪмъ пятно бываетъ видимо иногда въ те-
чен1е 13 дней. Галилей в4рно приписнвалъ пятна самой сол¬
нечной поверхности и на основами ихъ перем1щен1я выв ел ъ
пертодъ вращения солнце вокругъ своей оси, поэтому по
128
справедливости честь открыт!я солнечных* пятен* при¬
надлежит* Галилею.
Млечный путь, котовый кажется представляющим* со¬
бой одно непреырвное с1ян1в, оказался собран1емъ мель¬
чайших* звйздъ, скученных* одна около другой.
Открыв* спутников* Юпитера, Галилей составил* таб¬
лицы их* движений; таблицы эти дали возможность опреде¬
лить долготу даннаго места, находясь въ открытом* море.
Вопрос* этот* составлял* одну из* самых* важных* тог¬
дашних* научных* задачей рйшентемъ его интересовались
все морская державы. Впрочем*,открыт1е это составляло
тайну и не было обнародовано; впоследствии рукописи,со¬
держащая таблицы двихен1й спутников* Юпитера, не были
найдены въ бумагах* великаго ученаго; оне отыскались
только въ 46-мъ году прошлаго стол*т1я.
ИзследоваН1я Галилея в* области механики ознамеио-
вались также очень важными открыт1ями.Аристотель, из-
слЪдуя законы падения телъ, нашел*, что скорость,пр!об-
ретенная какийъ-нибудь падающим*-телом*, прямопропор-
П1ональна его весу. Галилей понял*, насколько это уче-
Н1е далеко отъ действительности; онъ высказал* новый
закон* паден!Я телъ, а именно, что все тела падают* въ
пустоте с* одинаковой скоростью и пространства, прохо-
лимыя жми, пропорщональны квадратам* времен*.
Наконец*, им* же открыт* столь известный въ меха¬
нике закон?, параллелограмма сил*, который и до сих*
пор* формулируется так* же, как* он* был* выражен*
самим* Галилеем*.
129
Галилей родился 15-го февраля 1564 года. Отечь его -
Винченцо Галилей быль челов-кк* образованный и поста¬
рался дать своему сыну возможно лучшее по тогдашнему вре¬
мени образовала, которое было закончено въ Пизанскомъ и
Падуанском* университетах*. ВпослТдств1и Галилей быль
приглашен* въ Пизу занять кафедру математики. Въ то вре¬
мя каждый профессор* должен* быль дать присягу, что будетъ
следовать ученгю Аристотеля и Птолемея. Галилей также
далъ эту присягу, но, открыв* нелЬпня заблуждения Аристо¬
теля, сталь осмеивать его учен1е и особенно горячо опро¬
вергал* его ученее о свободно падающих* т'Ьлахъ. Сначала
онъ принял* и преподавал* Птолемееву систему; когда
один* изъ учеников* Коперника прхЪхалъ въ город*, въ ко¬
тором* жил* Галилей, и излагал* в* публичных* лекциях*
ученее своего наставника, то Галилей смотр-блъ на этот*
предмет*, как* на сумасбродство, и не присутствовал* при
чтениях*. Впоследствии однако, познакомившись ближе с*
новым* учением*, онъ понял* его несомненную истину и -
сталь одним* изъ его ревностных* поборников*.
Нападки на ученгя Аристотеля и Птоломея создали ему
массу врагов*, и хотя опыт* надъ паденгемъ тклъ, произ¬
веденный им* публично съ Пизанской башни, блестяще под¬
твердил* справедливость мнйнгя Галилея - три шарр., дере¬
вянный, ыеталличесх1й и из* слоновой кости, пущенные съ
вершины башни, одновременно ударились о землю - тЪм* не
менЪе Галилей должен* быль покинуть Пизу. Вскор* однако
он* получил* мЬсто профессора в* Падуанском* университет*
Лист* 9-й. Описательная астрономия.
СП В. УНИВЕРСИТЕТА. Л ИТ. Я. ИКОН НИКОВ Д , ь- ГРЕбЕЦХ П Я 49-6 СПЬ-
130
гд* и оставался до 1610г.
Къ этому времени относится большинство его от¬
крытий.
Между т*мъ противъ Галилея собиралась гроза,
Римская церковь была встревожена новамъ учен1емъ о
двихенгяхъ земли, которое было противно догматамъ
церкви. Галилей, видя все волнен1е, произведенное его
открытьями и учен!емъ, счелъ нухнымъ явиться въ Римъ
и стать лицомъ къ лицу со своими врагами; ояъ им*лъ
милостивую ауд1енц1ю у папы Павла У, который принялъ
его весьма благосклонно и об-Ьщалъ не вЪрить вс*мъ кле-
ветамъ, возводимыми на Галилея.
Спустя нисколько л'Ьтъ, онъ онева *здилъ въ Римъ
для поздравления новаго папы Урбана УП1 и снискан!я
его благосклонности. Но все это не спасло Галилея отъ
того унижения, которое готовила ему судьба, ему, уже
семидесятил*тнему старцу.
Въ 1630 году Галилей окончилъ большое сочиненье:
’Раэговоръ о системахъ мьра Птоломея и Коперника",
надъ которымъ онъ долго грудился. Въ этомъ сочинен!и
Симплицьй, последователь Птоломея, споритъ съ двумя
сторонниками Коперника о преимуществакъ и недостат-
кахъ об*ихъ системъ, при чемъ победа, съ формальной
точки зренья, остается за первымъ, но каждый вдумчи¬
вый читатель видитъ, на чьей сторон* истина. Руко¬
пись эта была раэсмотрАна саыимъ папой и инквизитора¬
ми. Не имЪя столько св*д*н!й, чтобы открыть истинную
ц*ль сочинителя, они раэр'кпили напечатать его книгу
131 -
съ предислов1емъ доминиканца Риччи.
Когда книга эта вышла въ светъ, враги Галилея на¬
шли средство встревожить Римскхй дворъ - они уверили,
что подъ видомъ Симплиц1я выведонъ самъ папа, и Галилей
быль призванъ на судъ инквизиц!и.
Черезъ четыре месяца по прибытги въ Римъ онъ пред-
вталъ передъ лицо верховнаго судилища. Такъ онъ оставал¬
ся въ течение целаго дня, а на слЪдуюицй день въ одевдЪ
кающихся, быль препровожденъ въ монастырь Минервы, куда
собрались кардиналы и прелаты, чтобы произнести надъ
нимъ свой приговоръ, въ силу котораго Галилей, стоя на
колЪняхъ, долженъ былъ торжественно отречься, отъ вс^хъ
своихъ "заблужден1й и ересей" и предать ихъ проклятию.
Изъ судилища Галилей былъ отведенъ въ темницу, где
онъ долженъ былъ быть заточенъ на всю жизнь.
Впоследствии приговоръ надъ нимъ былъ смягченъ и
ему позволили возвратиться во Флоренцию; онъ ослепъ и
здоровье его расшаталось окончательно. Онъ скончался въ
1842 году.
15. ЗАКОНЫ КЕПЛЕРА,
Гипотеза Коперника, во многомъ уясняя систему пла¬
нетъ и ихъ движения, т6мъ не менее была только догадкой,
а не очевидной для всЪхъ истиной.
Когда действительный центръ движен1й былъ найденъ,
оставалось определить ему те кривая линги, по которымъ
обращаются планеты, законы, управляющее ихъ движенхемъ
132
и, наконецъ свойство той связи, которая соединяетъ
планетные мьры въ одну солнечную систему.
Р*шен1емъ этихъ серьезныхъ вппросовъ наука обяза¬
на Кеплеру, который по справедливости названъ "зако-
нодателемъ неба". Этотъ ученый соединялъ въ сабъ всЬ
способности великаго изслйдователя: горичхй^востор¬
женный и проницательный, онъ шелъ къ достижен!ю разъ
нам-Ьченной цйли съ неутомимой настойчивостью, вполнй
сознавал всю трудность изслйдованьй, на которая ре¬
шился.
Допустивъ, какъ гипотезу, центральное положенье
солнца и обращенье планетъ около этого центра, онъ за¬
дался цйлью открыть истинным свойства планетныхъ ор-
битъ и найти, если возможно, такую кривую линью, кото¬
рая вполне объясняла бы движен1я небесннхъ т'Клъ.
Для успЪшнаго выполненья такого трудяаго пред-
прьятья Кеплеръ сосредоточилъ вей усилья своего изслъ-
дованья на одной планетВ, выбравъ для этой цЬли Марсъ
вслВдствье того, что им*лъ подъ руками обширный трудъ
наблюдений Тихона Браге надъ этой планетой.
Кеплеръ началъ со строгано сравненья планетныхъ
положенья, опред’Ьленныхъ изъ наблюденья, съ положенья
ми, полученными по самымъ лучшимъ таблицамъ круговой
теорьи. Мотодъ, котораго держался Кеплеръ при своихъ
изслйдованьяхъ, совершенно не походилъ на тотъ, кото-
рнмъ пользовались предшествующье астрономы. ПослЪднье,
собственно говоря, не "изслЬдовали" вопросъ, а для объ
яснен!я его допускали, какъ истину, известное положе¬
- 133
н1е, к эатй'мъ уже старались только обработать его количе¬
ственную сторону, считая качественную сторону безусловно
верной. Еапримеръ, пни было допущено какъ необходимое ус-
ловге существован1е кругового и равномернаго лвиженгя. и
затемъ, вс* уоил1я науки того времени были направлены
лишь на то, чтобы подобрать какъ можно лучше величины
радхусовъ эпицикловъ и деферентовъ. Изъ этого видно, что
изслЪдовав1я древиихъ были синтетическаго характера.
Кеплеръ первый открылъ и применили методъ аналитиче¬
ский, который состоять въ томъ, что для объяснения явле-
н1й выбирается известное положен!е, но выбирается не какъ
аксгома, а какъ гипотеза, и затЪмъ при помощи наблюдений
сравниваются условия Существующего явлен1я съ требованиями
теор!и.
Если при этомъ сравнении теор!я согласуется съ дей¬
ствительностью, то данная гипотеза признается истинной и
переходить въ "законъ", а если такого согласхя яетъ, то
предложенная гипотеза отвергает ся, вместо нея берутъ дру¬
гую и анализируютъ такъ же, какъ и первую. Такая замена
одной гипотезы другой происходить до т1хъ поръ, пока не
находится истинная,
Кеплеръ трудился въ продолжен!е восьми лйтъ, пове¬
ряя одну круговую гипотезу за другой, пока не было прове¬
рено девятнадцать гипотозъ, и все он! были отвергнуты.,
Все предположения, как1я только могла представить ему его
пылкая фантаз!я, были исчерпаны и найдены крайне неудовле¬
творительными. Поэтому онъ смело объявили, что никакою
круговой гипотезой невозможно объяснить все явления ила-
- 134
нетныхъ движений.
Зат*мъ Кеплеръ решился непосредственно нарисовать
эту кривую, которую описывает* Марс* около солнца.Он*
опред*лялъ для каждаго наблюдения разстоян1е планеты
до солнца и зат*мъ откладывал* пропорц1онально на чер¬
теж* полученный разстоянгя отъ точки, принятой за солн¬
це, Таким* образомъ, у него получился овалъ, который
не быль составленъ двумя дугами кругов* изъ двухъ цен-
тровъ (черт.61), какъ сначала
думали Кеплеръ, потому что въ
этомъ овал* онъ не встретили угло¬
ватостей а и (> , который необ¬
ходимо должны были бы существо¬
вать при перес*чен1и двухъ кру-
говыхъ дугъ. Напротивъ того,по-
лученный овалъ бол*е всего напоминалъ собою эллипсъ. На
этой-то кривой и остановилось вниман!е Кеплера.
Подобно тому, какъ въ круговой гипотез* солнце
погашалось въ центр*, такъ, приступая къ эллиптической
гипотез*, Кеплеръ сначала пом*стилъ солнце въ середину
большой оси и сталъ. сл*дить за движен1емъ планеты по
такой орбит*, но оно оказалось удовлетворительным* толь^
ко на короткомъ разстоян!и: дал*е наблюдалось отклоне¬
ние.
Эат*мъ Кеплеръ перенесъ солнце въ один* изъ фоку¬
сов* эллипса и начал* снова изсл*довая1я над* двяхе-
н!емъ планеты; на этот* раз* уклонен1й не зам*чалось;
эллтптическая орбита удерживала планету, пока посл*д-
- 135
ияя не приила въ свою исходную точку.
Счастье для Кеплера, что взятая имъ для наблюден1й
планета была Марсъ, у орбиты котораго наибольший эллипти¬
ческий эксцентриситетъ, почему вой явления несравненно
рельефнее, чймъ у прочихъ планетъ.
Это обстоятельство было причиной того, что начерчен¬
ная Кеплеромъ на бумагЬ кривая при помощи пропорц!ональ-
во отложенннхъ разстоян1й отъ солнца видимо отличалась
отъ круга и напоминала собою эллипсъ.
Найденный эллипсъ - орбита Марса - скоро привелъ
Кеплера къ опредйлен1ю истинной формы орбитъ прочих^. пла-
нетъ, а также и орбиты луны. Кеплеръ обнародовалъ свой
первый ввлик1й законъ въ слйдующихъ словахъ;
I. Планеты обращаются по элллиптическимъ орбитаыъ
около солнца, которое занииаетъ обд1й фокусъ всйхъ этихъ
орбитъ.
Найдя истинную кривую пути движен1я планетъ, Кеплеръ
обратялъ вниман!е на опредйлон!е свойствъ этого движения.
Допущение равномерного эллиптическаго переи’Ьщемя плане¬
ты по его наблюден1ямъ оказалось нев'Ьрнымъ.
Удовлетворительное р,Ьшен1е этого вопроса было необ¬
ходимо для того, чтобы сделать первый внзодъ Кеплера по¬
лез нымъ.
Для открыт1я этого закона, въ существовании котора¬
го велик1й мыслитель не сомневался, начерченъ быль имъ
эллипсъ (черт.62), представлявшей собою орбиту Марса,
въ одномъ изъ фокусовъ котораго должно было находиться
солнце. На орбитй были обозначены мйста планеты, опре-
136
д-Ьленныя изъ наблюдении начался рядъ изслЬд овангй,
приведпйй къ открыт!ю второго
великаго закона. Если пряной
линией соединить центры солнца
и какой-нибудь планеты, то эта
лин!я или такъ называемый ра-
дгусъ векторъ , двигаясь вмЬстй
поступательно съ планетой, опи-
шетъ равная площади ( М$М'о
= |У1"5 (VIя ) въ равные, промежут-
II, Площади, описываемы» радгусомъ-векторомъ.про-
порц1ональиы временамъ.
Кеплеръ пониналъ, что солнечная система не есть
простое скопление свЬтилъ около общаго центра, но что
въ ней существуютъ как!я-то общгя связывающая узы между
вс-Ьми планетами взаимно и каждой порознь съ солнцемъ.
Эта связало мн^нгю Кеплера, находилась въ какомъ ни-
будь отношенги между временами обращен!я планетъ и раэ-
стоян!ями посл'Ьднихъ отъ солнца. Но не было опред'Ьлен-
ныхъ указан!й, на основан!и которыхъ Кеплеръ могъ бы
стремиться открыть этотъ законъ, развй только то, что
отдаленный планеты имЪютъ больш!й пергодъ обращения,
ч’Ьыъ ближайшая; поэтому онъ и рЪшилъ, что наибольшая
вероятность склонялась на сторону связи между планетки-
ми разстоянтями и пергодами ихъ обращенгй.
Назовемъ среднгя разстоян!я (большая полуоси эл¬
липса) двухъ планетъ отъ солнца черезъ а и а' , а вре¬
137
мена ихъ эв!здныхъ обращений черезъ Т и Т1 . Допуская,
что существует! между временами эвйэдмыхъ обращен!® Т
и Т’и средними разстоян1ями двухъ планетъ а и а1 некото¬
рая зависимость, Кеплеръ предполагает!, что она можетъ
быть выражена формулой:
(|Г=Ст'Г
и ищетъ, как1я значения % и^ ей удовлетворяют!.
При оравнен!иЛя I съ я 1,2,3,.. онъ не находить
соглас1я; при Л® 2 тоже самое; при %= 3 и (,ч -2 онъ
первый разъ, по причин! случайно сделанной ошибки, тоже
не находить соглас1я, Проверив! впосл!дств!и свои вычи¬
слена, онъ напелъ ошибку и оказалось, что при Л - 3 и
» 2 существует! искомое равенство отношен!#.
Такимъ образомъ у него получалась формула:
выражающая третей законъ Кеплера, именно:
III, Кубы средних! разстоян!й планетъ отъ солнца
пропорциональны квадратам зв!здныхъ ихъ обращентй.
Открытие этихъ законовъ потребовало со стороны
Келлера труда, чрезвычайно продолжительнаго и сложнаге;
Кеплеръ вычислил! до 20С положен!® Марса; каждое вычи¬
слен! а помещалось на 10 листах! йспо 4 страницы,
что составляло около 100 часовъ работы. Надъ открытием!
этихъ законов! Кеплеръ работалъ больше 20 л!тъ.
Кеплеръ родился въ Германии, въ Виртембергскомъ
герцогств! въ 1571 г. отъ б!дныхъ родителей. Онъ воепи-
138
тывался въ публичной школе въ Тюбингене. Имея предубе-
хден1в противъ занятой астроном1ей вследствге отвраще-
Н1я, которое онъ чувствевалъ къ астрологамъ - астроно-
мамъ того времени,- Кеплеръ однако принужденъ былъ за¬
нять место преподавателя астроном1и въ Граце по убежде¬
нию своихъ наставниковъ.
Два года спустя поел* того, какъ Кеплеръ предался
изучению астрономии, онъ напечаталъ книгу, заглав!е
См>помаьЬ|'а1ппоказываетъ, что въ ней
содержится объяскен1е устройства вселенной. Это сочи-
нен1в наполнено самами странными умозрениями и нелепы¬
ми гипотезами, изъ которыхъ замечательнейшая состоитъ
въ томъ, что разстоян1я планетъ етъ солнца зависятъ
отъ отношен1й, существующихъ между пятью правильными
геометрическими телами. Изъ геометр1и известно, что
ыожетъ быть только пять правильны» многегранниковъ:
тетраедръ, хубъ, ехтаедръ, додркаедръ и икосаедръ.
"Такимъ образемъ, говорить енъ, |земля есть кругъ, мери¬
ло всему; около нея описываю додекаедръ и кругъ, вклю¬
чающей въ себе этотъ многогранникъ, будетъ орбитою Мар¬
са. Около этой орбиты описываю тетраедръ, и круга,вклю¬
чающей въ себе этотъ тетраедръ, будетъ орбитою Юпите¬
ра. Вокругъ нея описываю кубъ, и кругъ, включающ1й въ
себе этотъ кубъ, будетъ орбитою Сатурна. Потомъ вписы¬
вав въ землю икесаедръ, и заключенный въ немъ кругъ
даетъ орбиту Венеры. Въ эту орбиту вписываю ектаедръ,
и заключенный въ него кругъ будетъ орбитою Меркурия."
Когда это сочинеите Кеплера дошло до Тихона Браге,
139
то посл'Ьдньй тотчасъ узналъ въ фантастическомъ ихложеньи
автора черты великаго астронома, и послалъ Кеплеру при-
глашен1е прИдать къ нему въ Прагу и разделить съ нямъ
его труды.
Матер1алькыя обстоятельства Кеплера были въ то вре¬
мя до того разстроенн^что онъ принужденъ былъ обратиться
къ сод’Ьйств!») Браге.
Въ 1600 г. Браге представилъ Кеплера императору,
при чемъ Кеплеръ получилъ титулъ “императорскаго матема¬
тика, "
Тихоиъ Браге быль вспыльчиваго и властолюбиваго ха¬
рактера, поэтому у нихъ часто происходили разногласия,
тяжелыя для обоихъ, такъ какъ и тотъ и другой уважали
другъ друга.
Когда Галилей обкародовалъ свои удивительная отхри-
тья, Кеплеръ одинъ изъ первыхъ прислалъ ему свое привет¬
ствье, что и послужило къ самой дружеской переписка, за¬
вязавшейся между ними.
Продолжительное и прилежное изученье движенья Марса,
какъ известно, было причиной зарожденья въ умЪ Кеплера
самыхъ разнообразныхъ гипотезъ, прежде чЬмъ привело къ
открыт1ш его велихихъ захоковъ. Слишкомъ поспйшхия и ча¬
сто неосновательный мечты пылкаго воображенья подверга¬
лись мкоготруднымъ внчислен1ямъ,изъ которыхъ некоторый,
несмотря на ихъ обширность, Кеплеръ повторялъ до семиде¬
сяти разъ.
Эта причудливость воображенья-проглядываетъ у него
и въ слогЪ, фигурность иотораго чрезвычайно оригинальна.
- 140
Вот*, наприм*ръ, какъ онъ говорит* о своей умственной
борьб* съ капризной планетой, для которой онъ твердо
решился "найти" истинный путь: "Между тЬмъ, какъ я тор¬
жествуя таким* образомъ над* Марсом*, приготовлялъ ему,
какъ соврешенно побежденному врагу;табличный пл*нъ, и
прилаживал* эксцентричный оковы, мн* что-то шептало то
эд*сь, то такъ, что поб*да не ведетъ ни къ чему;и что
война снова свирепствует* такъ хе жестоко, какъ и пре¬
жде. Этотъ коварный врагъ, оставленный въ неб* презрен¬
ным* пл*нникомъ, разорвал* вс* ц*пи уравнен1й и вырвал¬
ся из* тюрьмы таблиц*.. Поразив* въ стычках* мои войска,
составленный изъ физических* причин*, и свергнув* съ
себя иго, онъ вырвался на свободу. Теперь почти ничего
не оставалось, чтоб* воспрепятствовать бегущему врагу
соединиться съ своими мятежными помощниками, если бы я
внезапно не выслал* въ поле резервы - новых* физических*
доводов* для поражен!я и разс*ян1я харбрецовъ, и если
бы ревностно не преследовал* их* въ том* направлении,в*
котором* врагъ мой прорвался."
Вскоре поел* открытая первых* двухъ законов*, Кепле¬
ра постигло горе: онъ лишился любимаго и многооб*щавшаго
сына, и затем* своей жены.
Первый брак* Кеплера был* несчастлив* и потому,
когда время сгладило горе, онъ поручилъ своим* друзьям*
пр!искать ему нев*сту, и скоро получил* список* один¬
надцати нев*стъ, между которыми сл*довало сдЪлать выбор*
Уотроив* семейныя д*ла, Кеплер* предался, со свой¬
ственным* ему рвеитемъ атроиомическимъ занят)як*, и
- 141
и вскор! обнародовалъ знаменит■Ьйшее изъ своихъ сочине¬
ний " Неатспис» 1и»г1 . 4 ,
Въ пятой книг! этого труда онъ изложилъ свой трет1й
законъ^Ничто’ говорить онъ ,лие удерживаетъ меня. Я
увлеченъ свящепнымъ восторгомъ! Я восторжествуя надъ че-
лов!чествомъ честнымъ сознангеиъ, что похитилъ золотые
сосуды Египтявъ, съ ц!лью воздвигнуть скин1ю для Бога Жи¬
ваго далеко за пред!лами Египта. Если ты простить мн! -
возрадуюсь; если прогнЬвишься - я вынесу это. Кости бро¬
шены. Книга написана. Прочтутъ ли ее теперь или прочтетъ
ее потомство - мн* все равно. Она можегъ ждать себ! чи¬
тателя ц!лое стол!т1е, ибо и Господь шесть тысячъ л!тъ
ждалъ наблюдателя."
Согласно съ ми!н1емъ, которое Кеплеръ им!хъ о "музы-
к! сферъ", онъ считалъ Сатурна и Юпитера басами, Марса -
теноромъ, Землю и Венеру - альтами, а Меркур1Я « дискан-
томъ.
Матер1альиый недостатокъ и горе преследовали Кепле¬
ра всю жизнь. Бедность, въ которой онъ жилъ, составляетъ
разительную противоположность съ т!ми заслугами, который
онъ совершилъ для науки.
Несмотря на неоднократный распоряжеи1я императора,
выдача пенс1и Кеплеру производилась чрезвычайно небреж¬
но и поел* очень продолжительныхъ проволочекъ.
По удалеи1и Кеплера въ Силеэ1ю съ ц!лью провести такъ
бстатокъ своихъ дней,нужда окончательно приступила къ пре¬
старелому астроному и принудила его лично хлопотать о
выдач! недоплаченяыхъ еиу суммъ. Для этого въ 1630 г.,
142 -
почти на 60-мъ году своей жизни онъ отпрвился въ Ре-
генсбургъ, но всл!дств1е истощения отъ продолжитель-
иаго путешествия верхомъ на лошади получишь лихорадку,
отъ которой и умеръ 15ггр Ноября 1630 г.
Такъ какъ имена Коперника, Браге, Галилея и Кеп¬
лера т!сно связаны съ истор!ей астрономии, то посмо-
тримъ, въ какомъ хронологическомъ поряди! они стоять
другъ относительно друга. Коперникъ родился въ 1473 г.
Браге - въ 1546; Галилей - въ 1564 г. и Кеплеръ въ -
1571 г. Вс! эти велик1е люди дожили до глубокой ста¬
рости, такъ что Тихснъ Браге, Галилей и Кеплеръ были
въ течек!е миогихъ л!тъ современниками.
16.3АК0НЪ ВСЕМ1РНАГ0 ТЯГОТЫПЯ.
Открытые Кеплеромъ ври закона планетныхъ движен1й
должны были им!ть громадное значаи1о въ дальн!йшемъ
развит1я астронои1и.
Нисколько странная на первый взглядъ форма пла¬
не тныхъ орбитъ, зависимость скорости движения отъ раз-
стоян!я между планетой и солнцемъ - все это требовало
объяснена, и поэтому первый, стоявш!й на очереди пос-
л! открытий Кеплеръ вопросъ заключался въ слйдующеиъ:
почему планета движется такъ, а не иначе? что за при¬
чина или сила производить это движок!е?
Кеплеръ самъ искалъ отв!та на этотъ вопросъ, ио
р!шить во всей полнот! задачу омъ быль не въ состояли,
такъ какъ въ его время механика не получила еще надле-
Т43
жащаго развит1я, мног1е законы ея, весьма важные для объ
яснекгя движений, вовсе не были известны; мало былъ раз-
работаиъ также и математический аналиаъ.
Кеплеръ могъ доказать только, что физическая причи*
на должна быть, и что причина эта заключается въ солккй.
Разсужденхя его слйдуюпця.
Если планета движется вокругъ солнца по некоторому
эллипсу, то въ случай существовали физической причины,
заставляющей двигаться планету, причина эта должна ле¬
жать въ плоскости эллипса, такъ какъ въ противяомъ слу¬
чай причина эта вывела бы планету изъ плоскости орбиты и
движея1е происходило по какой яибудь кривой въ простран-
ствй.То же мы должны сказать по отиоиенхю къ другой пла-
кетй, третьей и т.д., следовательно, общая причина или
сила, приводящая въ движек1в вей планеты, должна лежать
въ той точкй, которая является общей для вейхъ орбитъ,
ио вей орбиты перосйкаются въ солицй, елйдовательно, к
причина или сила можетъ лежать только въ солнцй.
Нетрудно видйть теперь, какого рода эта сила. Такъ
какъ планеты вйчно двигаются вокругъ солнца, то эта си¬
ла должна быть притягательная; если бы сила была оттал¬
кивательной, то п!анеты необходимо должны были удалиться
отъ солнца.
Кеплеръ не пошелъ дальше этой качественной стороны
вопроса, рйгпен1е которой ие представляло особнхъ трудно¬
стей.
Совсймъ другое дйло измйрить силу, приводящую въ
движение планеты, показать., что ока дййствуетъ такъ, а
- 144
не иначе; эта сторона вопроса представлявтъ гораздо
больше трудностей, и рЪшен1в ея всецело принадлежите
Исааку Ньютону.
Въ бгогрвф^яхъ Ньютона обыкновенно сообщается,
что Ньютоне открнлъ свой великгй законе тяготея, бла¬
годаря случайности: отдыхая разе въ своемъ саду, Нью¬
тоне увидйлъ, какъ падало яблоко, и это навело его на
мысль, что существуете сила, которая заставляете всЬ
Т’Ьла падать къ земле, какъ бы притягиваете иле къ зем¬
ле. и у него явилось желайте ближе наследовать эту си¬
лу.
Предположивъ, что сила тяжести действуете и на
весьма значительиыхъ разстоянхяхъ, Ньютонъ естественно
долженъ былъ задать себе вопросе: не действуете ли га
хе сила земного притяжен!я и на луну, ближайшее къ
земле изъ всЪхъ нвбесиыхъ т-Ьлъ. Яыотоиъ заранее былъ
ув’кренъ въ существовали закона, по которому сила тя¬
жести изменяется обратно пропорционально квадрагаиъ
разстолн1Й; такую уверенность онъ нашелъ изъ раэомотрй-
н!я аналогичныхъ явлен1й природы, каковы, иапр. законы
распространяли звука, свйта, тепла и пр. Поэтому Нью¬
тонъ внчислилъ, на какую величину должно упасть сво¬
бодно падающее тЪло въ первую секунду времени, если
око будетъ помещено на место луна; съ другой стороны,
зная элементы лунной орбиты, Ньютонъ ыогъ вычислить
ту скорость, съ какой луна приближается къ землЪ въ
секунду времени. Въ случай тождества силы тяжести, дей¬
ствующей на зеииой поверхности, й силы, действующей на
145
луну, эти дв* скорости должна были быть равными.
Пусть будетъ величина силы тяжести на экватор*.
Какъ известно, эта сила измеряется удвоенным* простран¬
ством*, проходимым* въ первую секунду поденлн; это от¬
носится нъ поверхности пекли, гд* центр* тяготея!я -
центр* авали и равстояюе - р-1д!усъ земли г , если же
т*ло будетъ помещено на рзастоян1и отъ центра земли
до луны, гд* || - К.Г = 6Е|Зу' , то сила тяжести выразится
через*:
Коеффиц1ент* К- - отношение рнд1усо. лунной орбиты
кь рад1усу земли - быль хорошо иэвЪствн* во время Ньюто¬
на; оказывается, что
Теперь нужно вычислить действительное паденте лу¬
ны на зоилю. Для простоты
рь.зсужден1й положим*, что
орбита луны круговая и лу¬
на движется около земли Въ
плоскости черт. 63 въ на¬
правлении, указанном* стр*л-
кой. Пусть будетъТ центр*
земли,, /- радиус* ея;«$Т=/1=
разстоянЕю луни до центра
Лист* 10-Й. Описательная астроно’йя. Проф.
СПБ.'ЖИВЕРСИТЕГД . ЛИГ. Л ИКОНН И КО В Л, "■ с В ГРЕ.6ЕИ, КАЯ ЧЭ-6.СПБ
земли и X положеи!о луны въ нйноторнй йокеятъ. Если
бы въ точкб Л притягательная сила земли прекратила
□ вое дЪйс“В!в, то луна била бы предоставлена самой со-
б-Ь и подчинилась би закону инерции, т.-е. пошла бы по
касательной Х.В съ пртобретенной скорость» равномерно
и прямолинейно^съ другой стороны, если бы луна была въ
точке А неподвижна, то она стала бы падать къ эемЬ по
направлен!ю ХТ ; на самомъ же д'ЬлЪ движем>е происхо¬
дить по дуге круга. Допустииъ, что черезъ единицу вре¬
мени луна придать въ положение X < двигаясь равномер¬
но по дуге ХС, круга, но въ виду малости промежутка
времени дуга весьма неаначительно будетъ отличаться
отъ хорды, и мы можемъ принять ото движение за прямо¬
линейное, происходящее по хорде XX > и оказать, что
прямая XX выражаетъ скорость движен1я луны по орби¬
те въ единицу времени. Эту скорость мн можемъ разло¬
жить на две, построивъ на лин1яхъ ХВ « ХТ паралла-
лограимъ такой, чтобы XX была д!агональю; тогда
линтя ХЪ выразить скорость, съ которой луна стала
бы двигаться по касательной, если бы прекратилась си¬
ла притяхен1я, а лин!я ХА обозначить скорость паде-
н!я луны на землю въ первую единицу времени; ее намъ
к нужно вычислить,
На основании известной теоремы геометрии им-Ьемъ:
XX Д’¬
Эд Ъоь XX есть пространство, проходимое луною
14-7 -
въ единицу времени; если время поднято оборота луны^т’
ЛПО -а
Я--
откуда сила притяжения земли, оказываемаго на луку, вы¬
разится величиной
4тЛ к-с
грХ
Въ эту величину входитъ явныкъ образомъ рад1усъ
земли; поэтому, если въ определении Г существует! по¬
грешность, то въ той же степени погрешность будетъ и
въ величине притяжешя.
Во время Ньютона, какъ теперь оказывается, У бы¬
ло известно съ точностью до всей величины. Поэтому ■
Ньютонъ, первый разъ вычисляя скорость паден1я и отсю¬
да силу притяжеяТй луны, получи.тъ не 0,002.7'"' , какъ
следовало ожидать,а 0,0023й1- величину, отличавшуюся
на Л/Ч часть всей величины..
При такомъ несогласТи результатовъ Ньютонъ считалъ
невозможнымъ обнародовать свой законъ и только впослед-
ств5и,спустя Тб лЪтъ поел* первнхъ вычислений, онъ въ
1682 г., присутствуя на засЬданТи Лондонскаго Королев-
скаго Обществе., услышалъ оообщонТе, что французский
ученый Пикаръ недавно окончить вычислеюе генного ре-
Д1уса по точиейшииъ иэн1рон1ямъ. Говорят!, что Ньютонъ
не погъ досидеть до конца засЬдан1я, сгорая отъ квтор-
пфн!я проверить свои вычисленгя съ новыми данными. При¬
148 -
дя домой, онъ садится за внчислен1я, но волнение'преодо-
лйваетъ ого силы; онъ проситъ своя го друга проделать вы¬
кладки, въ то время какъ саиъ въ волненти ходить по ком¬
нат*. Но вотъ вычислея!я окончены и результаты сравнены -
они совершенно одинаковы!
Такииъ образокъ найденъ быль законъ всешрнаго тяго¬
тугая.
Этотъ законъ, будучи распространенъ на вей планеты,
и другая т*ла кебеснаго пространства, нашель вездЬ свое
подтвержденхе и формулируется такъ:
<Всяк1я двй материальный частицы притягивается вза¬
имно съ силой, обратно пропорц1ональной квадрату ихъ раз-
стоян1й и прямопропорцтохально' произведен!!) ихъ массъ. ’
Посредствомъ формулы законъ этотъ выражается такъ:
Г к Щ. ш*
7 V-
гд* - сила притяженгя, ъ - разстояи1е между частицами,
ихъ массы, а К постоянный коеффиц1ентъ, выражающий
величину силы притяжения двухъ массъ, равныхъ единиц* й
помйщенныхъ одна отъ другой на единиц* разстоян1я.
Столь простой законъ тяготЬнья им*лъ весьма вожныя
последствья. Онъ далъ возможность объяснить вс* явленья
въ двихен!и небесныхъ свйтилъ. Съ помощью его Ныотонъ
ьыволь цйлый рядъ слйдс'гвтй, въ числ* ихъ были и законы
Кеплера, только уже исправленные, или, в*рн*е, дополнен¬
ные. р-йшая задачу о двухъ взаимно тяготйющихъ•тйлахъ,
Ныотонъ выяснилъ, что первый законъ Кеплера есть только
частный случай общаго закона, который гласить, что вэаим-
- 149
но тягот-Ьюц1я тЬла могутъ двигаться около ихъ общаго
центра тяжести по всЪиъ кривыиъ коническихъ сЪчен1й;
видъ той или другой кривой зависигъ отъ начальной ско¬
рости. Если начальная скорость обоихъ тЪлъ равна нулю,
то они будутъ двигаться по прямой навстречу лругъ къ
другу; при другихъ же начальныхъ сноростяхъ получаются
или эллипсъ (частный его случай - кругъ) или гипербола
или парабола, такъ какъ эксцонтриситетъ круга - 0, а
параболы ' Т, то изъ всйхъ начальныхъ скоростей только
двЪ соотв'Ьтствуютъ этимъ кривыкъ; оотальныя же скорости
соотвйтствуютъ эллипсу или гиперболъ.
Второй законъ Кеплера - общ;й для всЪхъ гягот-кющихъ
цонтральныхъ силъ; этотъ законъ мхровой.
Трет1й законъ Кеплера выводенъ Ньютономъ изъ закона
всеытрцдго тигот’Ьнтя и дополненъ нъкоторыми добавочными
членами, такъ что И'тептъ такой видъ:
О?
1 Д'Ь М касса солнца, т и М, массы планетъ. Если представить
эту дробь въ такокъ вид*: , то множители
(I ♦ ) и (Т •» & ) такъ мало отличаются отъ единицы,
что лйтъ ничего удивитальнаго, что Кеплоръ не могъ ихъ за¬
метить изъ наблюдений. Въ самоыъ дЪлЬ, наибольшее значение
Й"1 1мЗ ' 901 и *™"ыаоса битера.
Въ свою очередь и законъ Ньютона можетъ быть вы в ед онъ
на основании законовъ Кеплера. Въ теоретической астроноши
и механика решается вопросъ, какъ по законамъ Кеплера вы¬
вести законъ тяготВн!я и обратно, поэтому мы не будемъ тутъ
разсматривать этого вопроса.
Г50
"л-Ьдухщхя главы будутъ посвящены разсмотр-Ьнтю важ-
нЬйшихъ слйдств1й, вытекающихъ изъ закона тягот'Ьнтя.
Т7. ПРИЛИВЫ И ОТЛИВЫ,
Явление приливовъ и отливовъ происходить сльдую-
щимъ образоыъ въ известную часть дня или ночи въ мЪ-
стахъ у открытыхъ хорей замечается периодическое под¬
нятие и опускан!о уровня; если поднятие яаолюдалось въ
какой-нибудь момонтъ, то чорезъ 6+ часа наблюдается
опусканье, затйыъ чорезъ 61 часа опять поднят те и т.д.
вь томъ же порядка. Въ сродяомъ, поднятие уровня до-
стигаетъ Т сажени, но въ нЪкоторыхъ м’Ьстахъ ыожетъ до¬
стигать значительно высиаго положен1я.
Точными приборами установлено явлен те приливовъ
и отливовъ даже въ бользихъ озерахъ Америки; въ океа-
иахъ же это явление рЬзко бросается въ глаза. Морепла¬
ватели во многихъ случаяхъ пользуются эгимъ явлентемь,
чтобы войти или выйти изъ порта по рйк'Ь, въ которой
обыкновенно бываютъ нанесены отмели, затрудняющая ино¬
гда до того движен1е, что можно войти или выйти изъ
порта, только пользуясь подняттемъ уровня.
Первый попытки теоретическаго объяснен1я этого
явлентн были предприняты Галилеемъ; онъ обратилъ внима¬
йте, что тутъ главную роль играетъ луна, такъ какъ
большее или меньшее поднят!е уровня совпадало съ фаза¬
ми луны и ея положентеыъ около меридтана. Полное тео¬
ретическое объяснение дано было впервые Ньютоноыъ на
15).
основан ьи закона тягот-Ьнья въ предположен!» , что ири-
ливъ и отливъ есть слЬдетвхе притяжения, оказываемаго
луною на водную поверхность земли.
Разсмотримъ сперва качественную сторону вопроса.
Для простоты разсужден1й, положить, что поверх¬
ность земли покрыта сплошь водою и луна находится въ
плоскости экватора; отъ этихъ чаотяыхъ предположен!#
легко перейти къ общему случаю, такъ какъ ходъ разсу-
жден1й будетъ тоть хе
Такъ какъ точка О. (черт.64) тяготВотъ къ л/нъ съ
большей силой,
чймъ С , а С
большей, чъмъ Е
то ото вызоветъ
относительное
переийщенье то-
чекъ: точки око
ло а приблизят¬
ся, а около Е
отстанутъ. Точки около Р и $ тяготЪютъ съ такой ле си¬
лой, какъ и С , поэтому относительна™ перемйденха не
будетъ, но силу, действующую на Р по направлен1ю РА.
полно разложить на двЪ силы - по направленью касатель¬
ной въ точкЪ Р и по направлен!» къ центру; первая сила
нс вызоветъ относительна™ перемещенья точекъ, а вторая
сила приблизить точки около Р къ центру; то же явленье
будетъ и съ точками около $ . Это разсужденье отъ слова
до слова можно приложить ко всякому ОВЧОН1Ю.
152 -
Следовательно, для наблюдателя, находящегося на
лин1и, соединяющей центры земли и луны, то-есть для на¬
блюдателя, для котораго луна находится въ кульминации,
будетъ приливъ; для наблюдателя же, раеполохеннаго по
линь и Р(> , то-есть для котораго луна на горизонт*, бу¬
детъ отливъ; такъ какъ земля вращается, то каждый наблю
деталь у береговъ увидхтъ въ течен1е сутокъ два раза
приливъ и два раза отливъ, но такъ какъ лука сама дви¬
жется въ сторону вращенья земли и ежедневно перем*щает-
о
ся приблизительно на Т5 , то поэтому, если луна въ -
одинъ день кульминируетъ вм*ст* съ солнцемъ, то въ сл*-
дующьй день будетъ кульминировать часонъ позже, всл*д-
ствье чего явленья приливов* и отливовъ будутъ повто¬
ряться черезъ каждые “Т я й + ч.
Земля тяготъетъ не только къ лун*, ко и къ солнцу,
хотя солнце находится дальше луны, но зато масса его
больше, и въ общем* тяготенье солнца въ смысл* вльяи1я
на приливы и отливы слишком* въ два раза меньше вльяиья.
луны; когда солнце и луна находятся въ соединении или
противостоянья, то-есть въ моментъ новолунья и полно¬
лунья, - то приливы достигаютъ наибольшей величины;ко-
гда же солнце и луна находятся въ квадратурахъ, то при¬
ливная волна достигает* наименьшей высоты, такъ какъ
въ-первом* случа* высота приливной волны равна сумм*
высотъ отъ соьокупнаго д*йств1я луны и солнца, во вто¬
ром* - ихъ разности,
Разсмотримъ теперь и количественную сторону вопро¬
са.
153 -
Обозначим. раэстоян!е точки А (черт.05) до черезъ
Ц , массу луны черезъ Та, радтусъ земли - Г , килу при¬
тален 1я единицы массы на сдиницъ раэстоянхя - . Тогда
по закону тяготвнтн точка А будетъ притягиваться луною съ
силой
Раэлохямъ эту
силу Г .изо¬
бражаемую от-
рВзкомъ А&
на двЪ силы:
одну по напра¬
влению АТ,
параллельному
С4 , а другую
по направлен!», Перпендикулярному къС^и обозначимъ ихъ
соответственно череэъХ и У ; онЬ символически изображают¬
ся отрезками АТ и АМ..
Ясно, что X* РсолСГАД) з Г<<0^ .
Ус
или
Если преобразуем. эти выражения такъ, чтобы охи за¬
висали только отъ положен!я на земной поверхности разема-
триваемой точки, то давая различный зиачен!я, получить
искомый результатъ.
154
Величаны^и-т. постоянный, а Н, а (5 перомънныя; зама-
нииь эти дьь перемънныя величины одной пероы^нной, при
этомъ допустима, что луна вращается вокругъ земли по
окружности; погрешность, которую мы при этомъ сдвлаемъ,
будетъ незначительная, такъ какъ эксцентриситетъ лунной
орбиты очень маленький.
Обозначит, координаты точки А черезъ X и у (С - на¬
чало координатъ); тогда
X» = Х«л^,
но $1п(3 = и
подставляя въ выражения дляХ и У найденный величины
$1пб и «$В , пмЪемъ;
Х--
У = р г.01^
ДалЪе, изъ треуг. Лс.2 иыъемъ:
|^*г И'-’Г1- , гдЪ и т при нашихъ пред¬
положен. постоянный величины.
Вынося Я1 за скобки, получаемъ:
Численное значение ; если вода нъ среднемъ
поднимается на одну сажень, то пренебрегая членомъ
мы одвлаемъ ошибку порядка '36Й0'' "сажени, то-есть
ошибку, весьма незначительную. Отбросивъ поэтому членъ
Vх
1Г ’
возьедемъ полученное равенство въ степень
и разложимъ по формула бино¬
ма Ньютона; при чемъ въ разложогии отбросимъ члены, со¬
держание въ степеняхъ второй и высиихъ на основанти
155
предыдущихъ соображений
Подставлен полученную величину для въ выражек!я
для X и'У , будемъ имкть;
Преобразуемъ нисколько эти выражения;
Отбрасывая послЪдн!й членъ, какъ содержали (^-и дЪлаи
приведен!®, получаемъ
действующ!» на точку Л ; первая изъ нихъ X Д'Ьйствуетъ по
направлен!» АТ и состоитъ изъ двухъ слагаемых!.
первая изъ которыхъ есть сила, съ которою центръ земли
стремится къ лунь и которая, слвдовательно, не вызываетъ
относительнаго перемещения точекъ; вторая же слагаемая дЪЙ
ствуетъ на точку А и зависитъ отъ широты мъста , По¬
этому введемъ въ ра.зсмотр'йнте только силу
Сила •> дкйствуетъ на А по направлен!» линхи, соединя¬
ющей центры земли и луны и также зависитъ отъ широты «ик¬
ота.
Разсмотримъ дкйетв!о этихъ двухъ силъл, и У на точку,
находящуюся на различнмхъ широтахъ
При
Отсюда заключавкъ, что точка <2, ( ), принадлежа¬
щая водной поверхности, передвинется отъ своего перво-
начальнаго положенья (3, , гдЪ она была бы, если луна не
оказывала бы никакого д,Ьйств1я, и перейдетъ въ О подъ
вл!ян1емъ силы’1®' ; следовательно, въ точке.О будетъ
пряливъ
то-есть точка В переместится по-направденью к! центру
въ положенье Р на величину и такимъ образомъ въ
точки Р ‘будетъ отливная волна, которая, какъ видно изъ
сравнения величинъ
чЪмъ приливная.
тъ въ два раза меньше,
что показываетъ, что точка Е, ( отстанетъ отъ сво¬
его первоначальна™ положенья и перойдетъ въ Е, то-чсть
здЪсь будетъ наблюдаться приливъ.
При
точка 5, переместится въ $ и будетъ отливъ.
Въ промехуточныхъ точкахъ явлен!е очевидно.
Явление происходило бы въ такой чистотй, если бы
вся поверхность была покрыта водою, и луна и солнце на¬
ходились бы постоянно въ плоскости экватора. Въ действи¬
тельности же явленье усложняется разными причинами,какъ
то инерцией водъ, треньемъ ихъ о берега и дно к др.,
различными для различныхъ точекъ земной поверхности,при¬
- 157 -
чины эти задерживаютъ явленье, такъ Что, когда луна на¬
ходится въ кульминацЬи, приливная волна оме не достигла
своей наибольшей величины. Разность между моментами куль
минац!и и наибольшей высотой воды для данчаго места казн
вается прикладмымъ часомъ. Прикладной часъ обыкновенно
дается въ астрономическихъ ежегодникахъ для важиейшихъ
портовъ.
Чтобы найти момоктъ наибольшей высоты приливной
волны, нужно определить момектъ кульминацЬи луны и при¬
дать прикладной часъ.
То обстоятельство, что солнце и луна непостоянно на
ходится въ плоскости экватора, вызывает», наибольшее под-
.иятЬе не на экватор*, но иногда въ сЬвепномъ, иногда въ
южномъ полушарЬи, но эти перемещенья незначительны.
Если земля вращаясь встречаетъ въ ппиливной воли*
сопротивленье,, вслВдствю чего и получается запаздывание
приливной волны, то, следовательно, луна должна оказывать
влЬяя’Ье на вращательное движенье земли, и очень можетъ
быть что вращательное движение земли замелЛяется, хотя
до сихъ норъ этого и не удалось заметить. Быть можетъ,
со временемъ земля будетъ обращена также одной стороной
къ лун*,какъ луна къ земле.
ТВ. ПРЕЦЕССТЯ.
ЯвлеиЬе прецессЬи открыто было Гиппархомъ за 150
л*тъ до Р.Хр.; 'онъ сравнилъ положен!е звЪздъ, имъ опре-
деленныя, съ т*ми, который были определены за Й00 лЬтъ
158
до него, и заметил*, что долготы звездъ увеличились,
широты же остались безъ перемени. Гиппарх* нашелъ,что
точка весенняго рввноденств1я медленно отступает* еже¬
годно въ сторону, противоположную отсчету долготъ, то
есть отъ востока къ западу; въ настоящее время вто от-
ступлен1е вычислено довольно точно и принимается рав¬
няй* 50",26.
Такъ какъ въ равноденственных* точкахъ небесная
сфера встречается лиц1ею перес*чен1я двухъ плоскостей
онватора и оклиптики.то следовательно, о б* эти плоскости
или по крайней м*рй одна изъ кихъ должна находиться въ
движении, изменять свое положение въ пространств*.Такъ
какъ изменяются одн* только долготы, а широты остают¬
ся безъ изм*иен1я, то должно измЪняться положен!^ эк¬
ватора и оси мьра, всегда перпендикулярной къ плоскости
экватора, эклиптика же остается въ поко*.
При этомъ пвром*щен1и экватора уголъ между плоско¬
стью экватора и эклиптики, а следовательно, между осью
м!ра и осью эклиптики не изменяется; поэтому ось м1ра,
перемещаясь вм*ст* съ экваторомъ, должна медленно опи¬
сывать поверхность конуса вокруг* неподвижной оси эк-
липтихи.
До Ньютона никто не касался причины этого явлен1я;
Ньютонъ первый объяснил* это явленье, какъ сл*дств1о
притягательна™ д*йств1я солнца и луны на эллипсоидаль¬
ный избыток* земли. Если бы земля была шаром*, то, на
основании того, что какъ доказывается въ механик*, при¬
тяженье шара можно заменить притяженьем* его центра,
159 ■
явления прецессии не было бы, но земля не шарь, и эллип¬
соидальный избытокъ производить описанное явлен!е.
Прежде чкмъ перейти къ разсиотр'вн1ю физической при¬
чины прецессии, разсвотримъ вкрятцЪ, какъ производится
слохвн1е вращательныхъ движений.
Вращотельиня движения изображается отрезками прямой
лия1и, совпадающими съ осью вращаю я и пропорц1онельиыни
угловымъ скоростям!» движенс й; направление вращательнаго
движемся условиися обозначать сл’Ьдующииъ обраэомъ: от-
рЪзкамъ, изображаюш.имъ вращательное движение, придаешь
направлен!е такое, чтобы для наблюдателя, находящегося
въ основаиси стрелки, движение происходило бы по часовой
стрЪлкб; такъ, напр., отрвэокъ I (черт.66) изобралаетъ
вращательное движете по часовой стрЪлкЬ, а отрйзокъ II-
противъ часовой стр-Ьлки для наблюдате¬
ля, находящегося въ А . Сложен!е вра¬
щательныхъ движем1й происходить по
' правилась, аиалогичнымъ для сложения
А 1«ртвб. прлнолинейиыхъ движен1й, то-есть и
тутъ икВетъ кЪсто параллелогрань ско¬
ростей.
Пусть тЪло Р (черт.67) вращается около оси Ав съ
угловой скоростью <•> и около оси Ас съ угловой скоро¬
стью <л' ; оба движения происходить по часовой стрЬлкЪ
для наблюдателя, находящегося въ А . Пусть будетъ V раз-
стояние точки 0 доА0 и ■С-разстоян1е 0 до АС .Вслйдств1е
яращателънаго движеи1я около А0точка Р будетъ стремиться
опуститься, и перекЪщеюе $ будетъ
$«
всл«дсгв!е движен1я около/К точкаРбудетъ стремиться
160 -
подняться и перенйщеяЛе будетъ:
$‘з 4|'у'
Если или тч^Цто разсматри-
вавная точка Р находится въ по¬
кой, то-есть она лежитъ на новой
оси вращения; такъ какъ точкаА
также лежитъ на оси, то значить,
ДО будетъ новая ось вращентя} итакъ, если выполнено
условге ьг'-?, I ’б точка будетъ принадлежать оси вращен!я
Докажешь, что новая ось есть диагональ параллело¬
грамма, построеннаго на дакныхъ скоростяхъ.
Построить лараллелограммъ на данныхъ скоростяхъ №-
- й> и АС’м'и проведемъ диагональ /1Е (черт.В8)^возставдаъ
изъ 8 перпендикуляръ до перэсйче-
н1я съ Д1агональю въ точиЪ Р, изъ
которой опустимъ перпендикуляръ
на АС
Пусть В > х ГО’х'
Изъ чертеже ясно, что
X» Дряяы.
К,*АЕя*»1 откуда
Г т/
ииЬомъ; » да такъ что
$'ж х»
Следовательно, точка Р,лежащая на д:агонали парал¬
лелограмма, принедлежитъ оси вращения; такъ какъ къ ней
принадлежитъ и точка А , то, следовательно,диагональ
будетъ новая ось вращен1я.
4'*
Изъ Троуг. АЕС
161 -
Им'Ья это въ виду, перейдем* къ нашей задач*.
Пусть есть ось мьра (черт.69), - ось эклипти¬
ки, Ей - с*чея!о земного сфероида плоскость» проходящей
черезъ ось мьра и ось эклиптики, 5 - положенТе солнца въ
момент* лйтняго солнцестоянья ( е-23*2^' ). Вообразима
внутри земно¬
го сфероида
шаръ, описан¬
ный радьусом*
равным* малой
полуоси эл¬
липса. Равно-
дййствующе.я
притягательныхъ силъ, действующих* на частицы этого шара,
не произведет* никакого измененья во вращательной* дви¬
жение Пусть массы эквигор дальних* возвышенья, поднимаю¬
щихся вокругъ этого шара, будутъ сосредоточены въ точ¬
ках* А и 3 , то-есть пусть А и В будутъ центры тяжести
этихъ слоев*.
Сила тяготенья, действующая на А,будет* направлена
по А(> , действующая на В , по ЙЙ Пусть эти силы изобра¬
жаются отрезками /\Р и 139 ; разложим* каждую изъ Этихъ
силъ на составляющья - одну, параллельную С5 , другую,
къ ней перпендикулярную; силы М^иВМ не произведут* откоси-
тельнаго перемещенья точекъ, силы же А(У1 и ВК- стремятся
приблизить ихъ къ центру, то-есть производят* вращатель¬
ное движенье вокругъ оси перпендикулярной къ чертежу, и
Лист* 11-й. Описательная астроном ья. Пр оф.
СП6ЛНИМРСИТЕТЛ ЛИТ. я. иконниковл, П.с.В-ГРПСЦКЯЯ Я9-6.СПБ *г=
- 160
подняться и переиЬщен1е будетъ:
1ьргг1^. также лежитъ на оси, то значить,
ДО будетъ новая ось вращения; итакъ, если выполнено
условие > то точка будетъ принадлежать оси вращении
Докажемъ, что новая ось есть диагональ параллело¬
грамма, построеннаго на данныхъ сноростяхъ.
Лостроииъ ларнллелограммъ на данныхъ скороотяхъ Ав-
» Со и А(*<о и проведекъ диагональ АЕ (чорт.68);возставиыЪ
А
изъ В перпендикуляръ до пересече¬
ния съ Д1агональю въ точк-Ь Р,изъ
которой, опустимъ перпендикуляръ
на АС
Пусть В >* ГО’*1
Изъ чертежа ясно, что
X» ДГяпл.
х'« АРяии откуда
откуда
Следовательно, точка Г,лежащая на Д1агонали парал¬
лелограмма, прииедлелитъ оси вращения; такъ какъ къ ней
принадлежитъ и точка А , то, следовательно,д1агональ
будетъ новая ось врао:вя1и.
161 -
Имея это въ виду, перейдемъ къ нашей задаче.
Пусть РР1 есть ось м1ра (черт. 69), ТЦ_ - ось эклипти¬
ки, ЕО- - сйчеи1е земного сфероида плоскостью проходящей
черезъ ось М1ра и ось эклиптики, $ - положен1е солнца въ
моыеитъ лйтняго солнцестоян!я ( т-ТЗ’8] ), Вообраэичъ
внутри земно¬
го сфероида
шаръ, описан¬
ный радгуспмъ
равинмъ малой
полуоси эл¬
липса. Равчо-
действугашая
притягательныхъ силъ, дййствующихъ на частицы этого шара,
не проиэведетъ никакого изменен!я во вращательномъ дви¬
жении. Пусть массы эквитор!альныхъ возвншен1й, подминаю¬
щихся вокругъ этого шара, будутъ сосредоточены въ точ¬
кахъ А и В , то-есть пусть А и В будутъ центры тяжести
этихъ слоевъ.
Сила тяготения, действующая на А, будетъ направлена,
по , действующая на В , по 8$ . Пусть эти силы изобра¬
жаются отрезками АР и В9 ; раэложимъ каждую изъ этихъ
силъ на составляющ1я - одну, параллельную С 5 , другую,
къ ней перпендикулярную; силыМРиВП не производугъ относи-
тельнаго перемещения точекъ, силы же АМ и 6К- стремятся
приблизить ихъ къ центру, то-есть производятъ вращатель¬
ное движение вокругъ оси перпендикулярной къ чертежу, и
Листе 11-й. Описательная астроном1я, Проф. Р,
СПб ТНИВПСИТЯЯ . ЛИТ. Я. икОПНИКОВА, П.с.6-Р₽«СЦиАЙ Я9-6.СПЕ'
162 -
согласно нашииъ обоэиачеи1ямъ, направленной въ сторону
читателя. Такъ какъ земля инДетъ еще вращательное дви¬
жение вокругъ оси РР по направлению часовой стрелки
для наблюдателя въ Р' , что указывается соотвЪтствующимъ
направлен1вмъ РР1 , то эти два вращательныхъ движения
сложатся, и новая ось вращения пойдетъ по дхагонали па¬
раллелограмма, построенного наОРиОЯС, Такимъ образоиъ
мы видииъ, что подъ влхян1емъ силы притяжения солнца
на экваториальный избытокъ земли ось и!ра выйдетъ изъ
первоначальнаго своего положенхя и переместится по на-
правлеихю, перпендикулярному къ плоскости, заключающей
ось вращения земли и ось эклиптики; тоже произойдешь
въ каждый посл’йДуюлЦй коментъ, то-есть ось переместит¬
ся по направленхю, перпендикулярному къ плоскости, за¬
ключающей прежнее положение оси и ось эклиптики..
о ,
Такъ какъ при этомъ уголъ <•) - 23 27 между осью
м!ра и осью эклиптики не изм-Ьняется, то слЪдствхемъ бу¬
детъ то, что ось мхра опииетъ поверхность конуса около
оси эклиптики въ пер!одъ времени, равный 25867 лЪтъ, а
следовательно и точка весеяияго равноденствия опишетъ
полный оборотъ въ 25867 лЪтъ, такъ какъ
=. 25867 л
Мы разсмотр'йли притягательное дЪйствхе солнца въ
моментъ лЪтняго солнцестояния; подобное же явленхе про-
изойдетъ и въ моментъ зимняго солнцестоянхя, то-есть
р б г
когда 0в =-23 27 ,
Въ самомъ д4лТ., пусть солнце занимаетъ положение
(черт.70). Введя прежнхя обозначена, разсужден1ями,
- 1'63
подобна>'и пре •
дндущимъ, на¬
ходись, что
ось РР перем’в
стится въ Р,
Ие то будетъ
въ моментъ рав¬
ноденствий,-
Пусть $ есть положение солнца (черт.71); такъ какъ
солнце находится въ плоскости экватора, то уголъ50Рг 90
Легко понять, что въ этотъ моментъ процесс юнальнаго
движения не будетъ, такъ какъ силы, дЪйствуюиия наА и В,
стремятся переместить
эти точки по напра-
влен1ямъ, прямопро-
тивоположнымъ перпен¬
дикулярно къ оси вра¬
щения, следовательно,
он’Ь не могутъ изме¬
нить положентя оси.
Отсюда сл-Ьдуетъ,что прецессгональное движение не
происходить равномерно: наибольшая его скорость во вре¬
мя солнцестояний наименьшая во время равноденствий, такъ
что солнечная прецесс!я можетъ быть представлена въ ви-
дй
у„ + а»|пй0
ГД4
у. - среднее прецесс1ональнов движен1е, а^- долгота
164 -
солнца.
Но ив только солнце оказываете притягательное дйй-
ств^е н» экватор1альный слой земли, такое хе дййствте,
только въ два слишкомъ раза сильнЪйпее, оказываете и лу¬
на, и такъ какъ последняя движется въ плоскости, мало
отличающейся отъ эклиптики, то происходить явление, по¬
добное описанному, и отъ суммирования является общая
лунно-солнечная прецессия.
Возмущающее дййств!е солнца и луны производите не
только одну прецессию. Въ дййствительности,ось враще¬
ния земли еще описываетъ поверхность конуса съ эллип-
тхческимъ основан!емъ около средняго своего положения,
которое она занимала бы, если бы существовала только
одна процесс1Я. полный пер1одъ вращения происходите
въ 13% года, Легко понять, что при этомъ пертодически
мЬняется наклоне экватора къ эклиптикй, хотя и въ весь¬
ма тЪсныхъ предйлахъ, такъ какъ большая полуось упомяну-
таго эллипса = 9’,2, а малая;6,,9. Явлен1е это называ¬
ется нутацией; оно открыто Брадлеемъ и въ настоящее
время эорошо изучено.
НроьгЬ того, какъ показывайте наблюдегйя, существу¬
ете годовое колебан1е земной оси, зависящее по всей
вероятности отъ внутренняго строенгя земли.
Астрономическая слйдств^я явления прецесс1и. Такъ
какъ равноденственный точки движутся отъ востока черезъ
югъ къ западу, то-есть навстречу годовому движен1ю
солнца, то равноденствия должны наступать раньше,чЪиъ
въ томъ случай, если бы эти точки оставались въ покой;
■ 165
такимъ образомъ, ближайшимъ сл*дств1емъ является предва-
вак1в равноденств1й, почему это явлен1е и называется пре-
цесс1ей, то-есть упрежден1емъ или предварен^емъ равноден-
ств1й. Промежутокъ времени отъ одного весенняго равноден-
ств1я до другого называется тпопическимъ голомъ, который,
следовательно, немного короче времени полнаго обращен!я
о
земли вокругъ солнца на 360 или такъ называемаго звЪздна
го года; тропическ!й Годъ меньше зв*зднаго приблизительно
на 20 мин, и иалодится непосредственно изъ наблюд«Нй и
равенъ 365^ 5к 48 "'46* I, а зв-Ьздннй годъ можетъ быть най
о О
день изъ пропорции: $ : 365,2422 = 360 ; (360 -56‘,2) и
равенъ 365* 6^ 9т Э5,6,
СлЪдсгв1емъ прецесс1ональнаго движеи1я является и то
обстоятельство, что око¬
ло полюса м!ра въ различ
ныя времена будутъ нахо¬
дится различный звЪзды.
Въ настоящее время бли¬
жайшей къ полюсу звездой
является Л, Цляи
приблизительно черезъ
12500 лЪтъ полярной звЪз
дой будетъ л
Если въ некоторый моментъ А считается северной звЬздой
(черт.72) и ииЬетъ = 44 , то черезъ 12500 л. она
будетъ на экватор* Е‘0.' . такъ какъ полюсъ будетъ занимать
тогда положен!е
Текимъ образомъ, видъ всего неба для даннаго мВста
166 -
постепенно изменяется, а также изменяются и координаты
светиле; въ хурсе "Сферической аотроном1и* излагаются
правила, какъ перейти отъ координате одной эпохи къ ко¬
ординатам другой,
19. ВОЗМУ111ЕИТЯ ПЛАНЕТЮХЪ ОРБИТЪ,
Если бы въ природе существовала система, состоящая
только изъ двухъ теле, взаимно тяготеющихъ друге къ дру
гу, напримеръ, система солнце-земля, то движение этихе
двухъ тЪлъ вполне и неизменно происходило бы по зако-
намъ Кеплера, обобщеннымъ Ньютономъ. На самом хе дЬлЪ
светиле въ природе чрезвычайно много; въ нашей солнеч¬
ной системе кроме солнца и земли имеется еще много дру-
гихъ планете, большихъ и малыхе; находящихся на различ-
ныхъ разстоян1яхъ друге отъ друга. По закону Ньютона
каждая частица матер1и обладаете свойствомъ притягивать
другая, ей подобный; поэтому и планеты должны притяги¬
вать друге друга точно такъ же, какъ солнце притягива¬
ете ихъ, только результаты притяжен1я между двумя пла¬
нетами се одной стороны и солнцемъ и планетой съ другой
будутъ различны, что вполне понятно, такъ какъ резуль¬
таты эти зависите отъ массъ и разстоян1я тяготеющихъ
телъ.
Такъ какъ планеты въ своемъ движении приближают¬
ся или удаляются другъ отъ друга, то понятно, соответ¬
ственно этому должна увеличиваться и уменьиаться между
ними сила притяжения; въ зависимости отъ последнего об¬
167
стоятельства планета должна имЬть въ своемъ движении
некоторый измененья. Подъ вльяньемъ притягательной си¬
лы одного только солнца, планета должна двигатьмя по -
точно эллиптической кривой; когда же на своемъ пути къ
разсматриваемой планетЪ время отъ времени приближается
другая настолько, что сила ихъ взаимнаго притяжения сде¬
лается сравнимою съ главной силой солнца, то происходите
уклонен!е отъ предначертаннаго солнцемъ пути.
Эти отступленья пла.нетъ отъ закояовъ Кеплера назы¬
вайте я возмущеньями или пертурбациями планетныхъ орбитъ
Въ общихъ чертахъ возмущения происходить слЪдующимъ об-
разомъ. Пусть кривая Л8
(черт.73) озяачаетъ
часть эллиптической орби¬
ты планеты IV) ; кривая СО
изображаетъ часть эллип¬
тической орбиты другой
планеты.
Когда планеты приблизят¬
ся другъ къ другу, то всл-Ьдствье взаимнаго притяжен!я
планета М будетъ стремиться приблизиться къ М, и поэто¬
му уклонится отъ эллиптическаго пути А (3 и пойдетъ по
кривой, болъе выпуклой, чЬмъ АВ (обозначена пунктирОмъ);
вместо того, чтобы заняы въ некоторый моментъ положе¬
нье М , она займетъ другое какое нибудь положенье, допу-
отимъ Ш . Длина Мнь, означающая величину отклоненья пла¬
неты, называется воэмущеиьемъ планеты. Подобное же яв¬
ленье случится съ планетой М,, только ея возмущенный
- 163
путь будете менйе выпуклый; |У1,т, будетъ называться воз¬
мущен! емъ.
ВоэмущенЬя имйютъ своимъ слйдствЬемъ постепенное
измененье планетннхъ орбитъ. Эти измйненЬя въ теченЬе
болйе или менйе долгихъ перЬодовъ времени накопляются
сначала въ одну, потоке постепенно изменяются въ дру¬
гую сторону, такъ что съ теченЬемъ времени они опять
уравновешиваются. Такимъ образомъ, изменения планетныхъ
орбитъ имйютъ вообще характере перЬодическЬй, хотя пе-
рЬоды эти весьма различны для различныхъ элементовъ.
Некоторые изъ элементовъ, какъ, напримЪръ, эксцентриси¬
тете и уголь наклоньнЬя плоскости эклиптики къ плоско¬
сти экватора, колеблются въ весьма тЪсныхъ предЪлахъ
относительно некоторого средняго положенья въ теченЬе
долгихъ перЬодовъ времени;другЬе же, какъ, напримЪръ,
линЬи узловъ, постоянно изменяются въ одномъ направле¬
нья и возстанавливаются въ конце иногда чрезвычайно
гроиадныхъ перЬодовъ времени,
Вей эти измененья носятъ такой характере, что
обеэпечиваютъ навсегда прочность солнечной системы,
то-есть последняя, какъ показали глубокая наследованья
Лангранжа и др., находится въ состоянЬи уотойчиваго
равновйсЬя. Послйдн1й результате полученъ изъ разеио-
трйнЬя, вопроса о возмущающемъ дййствЬи другъ на друга
планетъ солнечной системы, вопроса чрезвычайно слож-
наго.
Вопросе этотъ въ общемъ случай, когда разематри-
ваются взаимодействья нескольиихъ тйлъ съ какими угод¬
- 169 -
но массами и начальными скоростями и орбитами, до сихъ
поръ въ окоичательномъ вид* не разр*шенъ; проще онъ р*-
шается въ случа* только трехъ вэаимнотягот*ющихъ т*лъ,
къ которому можетъ быть приведенъ общ!й случай, почему
этотъ вопросъ и носитъ классическое название "задачи о
трехъ твлахъ;" но и эта последняя задача въ общемъ вид*
не им*етъ совершенно строгаго р*шен1я, несмотря на то,
что надъ ней трудились первоклассные математики.
Лагранжъ показалъ, что задача о трехъ т*лахъ можетъ
быть р*шена въ общемъ вид*, если т*ла будутъ расположе¬
ны въ вершинахъ равносторонняго треугольника,, тогда дви
жен!е будетъ устойчивое и можетъ быть выражено въ ко-
нечномъ вид* для какого угодно момента времени; поел*
Лагранжа вопросъ расширился и можетъ быть разр*шенъ и
въ томъ случа*, если т*ла находятся въ вершинахъ равно*
бедреннаго треугольника, лишь бы отношение сторонъ это¬
го треугольника было постоянно.
Въ последнее время открыта малая планета, которая
составляетъ съ Юпитероиъ и. Марсом* равносторонньй тре-
угольникъ, такъ что оказался въ природ* случай, для ко-
тораго аадача разр*шеиа въ окончательною, вид*, и от¬
крытие это даетъ несомн*нно возможность многое уяснить
и пров*рить въ этомъ сложном* вопрос* о взаимнотягот*-
ющихъ т*лахъ
Въ нашей солнечной систем* им*ются н*которыя благо
пр!ятныя обстоятельства, которая значительно упрощают*
вопросъ о взаимных* возмущениях* планетных* орбитъ, и
только благодаря им* возможно было достигнуть вншепри-
170
веденныхъ результатовъ.
Обстоятельства эти следующая;
1) массы планетъ сравнительно ничтожны съ
массой солнца,
2) плоскости орбитъ почти совпадаютъ,
3) орбиты планетъ незначительно отличаются
отъ круговъ,
Надъ теорией возыущеньй грудились величайте гео¬
метры, и эти труды не остались безъ розультатовъ. вели¬
чайшее и заьгЬчательнЬйшее открытье прошлаго столетья -
открытие Нептуна - сделано по указанью теорьи возмуще¬
ний. Открытье это произошло въ 1846 г. и исторья его
чрезвычайно любопытна и поучительна.
Древнье знали планеты только до Сатурна включи¬
тельно, Въ конце ХУШ столетья, когда планеты были
изучены сравнительно лучше и достигнуты сравнительно
точН'Ьйшя познанья планетныхъ возмущеньй, нЪкоторыя
необъяснимый неправильности въ воэмущеньяхъ подали по¬
вода думать, что движение Сатурна возмущается н-Ькото-
рой неизвестной планетой, обращавшейся въ обширной ор¬
бит* далеко за пределами Сатурна. Предположенье это
однако не привело ни къ какииъ важнымъ результатам, и
только случайно Вильгельму Гершелю въ 1781 г. удалось
открыть эту дотоле неизвестную планету, которую Гершель
вначале приняла за комету. Планета названа была имъ
17 Т
С|гог<)йип. 5|Аил , но назван1е это не распространилось, а
право гражданства получило название Уранъ.
Поел! открыт1я Урана скоро Онли найдены элементы
ого орбиты, и стало возможным! определять положен1я
Урана въ будущемъ и прошедхаемъ; изслЪдовайя прежних!
положен!й Урана показали, что онъ былъ ужо раньше на-
блюдаемъ нисколько разъ, но принимался за неподвижную
звЬзду. На основании этихъ данныхъ въ 1821 г. Бувароиъ
въ Париже были изданы исправленный таблицы движений -
Юпитеры, Сатурна и Урана. Движен1я Юпитера и Сатурна
представлядись по таблицамъ Бувара съ допустимой точно¬
стью, но положения Урана, вычисленный по зтимъ табли-
цамъ, значительно уклонялись отъ дъйствительнаго поло¬
жения Урана, и эти уклонения были столь значительным,
что не могли быть объяснены случайными ошибками иаблю-
денхя или внчислеигя: ужо въ первые два года по выходе
таблиц! разность достигла значительной величины, а въ
1838 г. англхйскхй аотрономъ Эйри нашолъ, что Уранъ от¬
клонился отъ вычисленнаго для него пути на разстоян1е,
почти равное лунному раэстоян1ю до земли.
Уклонения эти обратили на себя вниман1е астроно¬
мов!, и критическое раземотренхе всехъ возможных! при-
чинъ этого явленхя привело къ заключению, что на Уранъ
действует! неизвестная еще планета. Разбор! предположе¬
на о томъ, где должна находиться эта планета, привел!
К! заключенхю, что она должна находиться за Ураном!,
Теперь предстояло только по возмущенхям!, произво¬
димым! этой планетой на другхя, определить ея орбиту,
172
положение и кассу.
За разрушен!а этого чрезвычайно сложного и за¬
путанного вопроса по порученью Араго, директора Париж¬
ской обсерватор1и, взялся въ 1845 г. колодой ученый
Леверрье, усгтЬвшьй уже выказать силу своего математи-
часхаго знанья в-ь "ИзслЬдованьяхъ о движении Меркурья",
и блестяще выполнилъ задачу. Онъ представилъ результа¬
ты своихъ иэслЬдованьй въ 1846 г. Парижской Академ1и
Наукъ и предложилъ астроноиамъ искать планету, произ¬
водящую возмущен1я Урана, въ кйстй неба, довольно опре¬
деленно имъ указанномъ. Это небывалое еще въ исторьи
науки предсказан1е скоро оправдалось.
Лаворрье,вычисливъ орбиту, положенье и кассу
неизвестной планеты, написалъ своеиу другу Галле въ
Берлинъ - Берлинская обсерватория тогда была занята
составлен!емъ карты зв'Ьздъ того участка, въ которомъ
должна была находиться предполагаемая планета - прося
посмотреть, не найдется ли искомая планетаГалле,
лучивъ письмо, въ тотъ же вечеръ направилъ телеско
на указанное мйсто кеба, и имъ была открыта звйзда
восьмой величины, которая очевидно была искомой пла¬
нетой, такъ какъ не находилась на весьма точной звезд¬
ной картЬ, на которой обозначены были всЬ звезды упо¬
мянутой величины. Последующая наблюденья показали,что
это была действительно планета, столь удивительно -
предсказанная Леверрь?,отстоявшая менЪе, чЬмъ на одинъ
градусъ отъ ьгбста, указаннаго Леверрье.
Въ это же время въ Кембридж^ молодой англьйскьй
- 173
ученый Адамсъ, допустивъ, что возмущен1я Урана ороис-
ходятъ. отъ неизвестной планеты, вычислила., подобно Ле-
веррь^ орбиту, массу и полохен1е предполагаемой планеты
и долохилъ объ зтомъ королевскому астроному и профессо¬
ру Чаллису. Последней переслалъ рукопись Зйри. Тотъ
быль до такой степени пораженъ, что не хотелъ даже ве¬
рить: онъ самъ хотЪлъ убедиться въ точности вычислеи1й
Адамса, и эта проверка заняла довольно много времени.
Чаллисъ же изследовалъ область, указанную Адам-
сомъ, самымъ добросовестиымъ образомъ, но у него не
было составлено звездной карты, поэтому онъ сразу не
могъ судить о перемещали. Онъ принялся за обработку
своихъ наблюден1й, но не успелъ ихъ окончить, какъ во
время вычислений получилъ известие объ открыт1и Галле,
Впоследств1и оказалось, что Чаллисъ четыре раза наблю-
далъ Нептунъ, но не зналъ объ зтомъ.
Таблицы двихен1й Нептуна были составлены Коваль-
скимъ, профессоромъ Казанокаго университета, но оиб
устарели, и въ настоящее время пользуются таблицами,
составленными Ньюкомбомъ.
Галле здравствуетъ еще и поныне; онъ хиветъ въ
Потсдаме у своего сына геодезиста.
Въ 1896 г. праздновалось 50-ти лет1в открыт!я Неп¬
туна.
21. ОПРЕДЪЛЕНТЕ ИАССЪ НЕВЕСННХЬ НЛЪ.
Масса и средняя плотность солнца.
Если точка тяготеетъ къ двумъ теламъ различишь
- Т74 -
масс*, но находящимся на одинаковом* разстоян1И от*
нея,_ то тягот,Ьн1Я будутъ пропорциональны массам*;
если, следовательно ,сравнить эти тяготен1я, то можем*
определять отношение массъ данных* гель.
Мы знаем*, что на экваторе сила тяготенгя или из¬
меряющее ее удвоенное пространство, проходимое свобод¬
но падающим* телом* въ первую секунду падения
при рад1усе земли Т - 6378716 , который примем* за
единицу, и массе земли Пг , которую также примем* за
единицу.
Допустим*, что точка находится на месте солнца;
тогда тяготен1в ея къ земле по закону Ньютона будетъ:
где К. разстоянхе земли отъ
солнца, если V принять к* единицу.
Вычислимъ, съ какой силой тяготеет* къ солнцу
земля, массу которой мы приняли за единицу. Примем* ор¬
биту земли за кругъ (черт.74) и пусть въ единицу време-
два
ни земля переместилась на
разстоянте АО . В* виду
незначительности разсма-
триваемаго промежутка
времени перемещение это
можно принять за прямоли¬
нейное и разложить по
правилу параллелограмма на
движен!н по касательнойДд
направлению къ центру орбиты, то-есть к* солнцу, Если
бы земля въ точке А не имела стремлен1я двигаться по
175 -
касательной, то она стала бн падать къ солнцу и въ пер
вую секунду времени прошла бы разстоянье АС; такимъ
образомъ, если вычислимъ ХДС, то эта величина и будетъ
измерять силу тяготенья земли къ солнцу. Обозначая
коеффицьентъ пропорциональности черезъ К и иассу солн¬
ца черезъ М , будемъ имЬть:
?АС- К-М
Пг IV
точно также
откуда, взявъ откошен!я,
находимъ;
Но АС2Й-- АО1 гдЪ Ай путь, проходимый землею въ 45
зв'Ьздкаго времени (^АО принимается за хорду).,такъ что
выражая въ иетрахъ и
подставляя соотвЪтствующья значенья данныхъ величинъ,
находимъ, что
Наив'Ьроятьгкйшее зкачен1е этого отношенья, если
ввести поправки, будетъ 324439, такъ что, зная массу
земли, легко вычислить и действительное значенье массы
солнца..
Зная отношенья массъ и рад!усовъ т$лъ, легко вы¬
числить и отношенье ихъ плотностей.
Въ самомъ дЬя!, обозначая объемъ тЬла черезъ и'1
плотность черезъ <1 , рад1усъ черезъ , массу черезъ Гп-
ИМ10МЪ;
Принимая средкаи плотность земли <1 = 5,5 средняя
176
плотность солнца, вычисленная по этой формул!, даетъ
величину 1,37; такъ какъ вся наружная оболочка солнца
вещество газообразное, то вышеприведенное значен1е
плотности похазываетъ, что въ центр! должны находить¬
ся вещества, болЪе плотныя.
Применяя эти же разсуждентя къ зеыл!, поверхность
которой большей частью покрыта водой плотности - I, а
плотность горныхъ породъ въ среднемъ ~ 2,3, находим^
что плотность центральной части земли должна быть го¬
раздо больше 5,5, то-есть тамъ должны находиться такъ
называемые благородные металлы.
Определение массъ небесныхъ тйл'ь по спутни.чьмъ.
Дополненный треттй законъ Кеплера даетъ возмож¬
ность определить массы т!хъ небесныхъ т!лъ, который
им-Ьютъ спутниковъ,
Въ самомъ д!л!, по этому закону им!емъ:
О?. ХУм-ии,)
гд! 0, и а. разстоянтя планетъ отъ солнца,"^ и 1? икъ
времена обращений, Пд и Ьт массы планатъ, N1-масса солн¬
ца..
Прилохимъ этотъ законы къ спутнику Юпитера, ко¬
торый обозначимте ,и къ земл!; будем! имЬть
Очевидно, что точность опредйлептя суммы массъ
Юпитера и его спутника будетъ зависать отъ степени
точности, съ какой вычислены величины, входящая въ
правую часть послЪдняго равенства. Изъ этихъ величинъ
171
известны съ величайшей точностью; напримеръ,
пергодъ обращен1И пятаго спутника Юпитера равенъ II на
самъ, значитъ, если 100 обращен:й будутъ вычислены съ
точностью до I секунды, то одинъ петнсдъ съ точностью
до 0,01 секунды, Разстоян1е отъ солнца до земли не из¬
меряется съ такой точностью, но зато отношен1в из¬
вестно гораздо точнее ;-п»о чс тоже известны съ доста¬
точной точностью.
Такимъ образомъ, правая часть равенства известна
съ большой точностью.
Если бы изъ наблюдений можно было вывести разность
массъ этихъ телъ, то массу Юпитера можно было бы опре¬
делить съ большой точностью, но на основной следуюгаихъ
соображений можемъ совсемъ отбросить массу спутника.
Гипотически предполагаемъ, что планеты и ихъ спутники
состоять изъ одного и того же вещества одинаковой
средней плотности. Зная ихъ размеры, приблизительно
можно вычислить отношение массъ; оказывается, что, за
исключен1емъ луны, массы слутниковъ планетъ въ сравне-
И1И съ массами планетъ настолько малы, что безъ значи¬
тельного ущерба для точности можно отбросить массу
спутника
Такимъ образомъ найдемъ, принимая чщ^за единицу,
ЧТО л
Массы небесныхъ телъ, не имЪющихъ спутниковъ и
для которыхъ неизвестна величина силы тяжести на ихъ
поверхности, выведены изъ возыущен1й, который эти тела
производить въ движении кометъ, близко къ яимъ подхо-
Листъ 12-й Описательная астоэяом1я Ппо<Ъ.
ЧИН' И<ОНЧ ИКОВА, П СТ Б-'-РЕбЕЦКЯЯ «|9-6.^Д«Г
176
плотность солнца, вычисленная по этой формула, даетъ
величину 1,37; такъ какъ вся наружная оболочка солнца
вещество газообразное, то вышеприведенное значенье
плотности показываетъ, что въ центр'Ь должны находить¬
ся вещества, болйе плотныя.
Применяя эти же разсуждекья къ землЪ, поверхность
которой большей частью покрыта водой плотности - I, а
плотность горныхъ породъ въ среднемъ ~ 2,3, находимъ,
что плотность центральной части земли должна быть го¬
раздо больше 5,5, то-есть таыъ должны находиться такъ
называемые благородные металлы.
ОлпелЬленье массъ небесныхъ тЪлъ по спутникамъ.
Дополненный третьй законъ Кеплера даетъ возмож¬
ность определить массы тЬхъ небесныхъ тЪлъ, который
имЪютъ спутниковъ.
Въ самомъ д4л1, по этому закону имЬемъ:
гд! Ц и а. раэстоянья планетъ отъ солнца,'!; и I ихъ
времена’обращений, Нт, и ко массы планетъ, М-масса солн¬
ца..
Лриложимъ этотъ оаконъ къ спутнику Юпитера, ко¬
торый обозначит д ,и къ земл'Ь; будемЪ иметь
Очевидно, что точность определенья суммы массъ
Юпитера и его спутника будетъ зависеть отъ степени
точности, съ какой вычислены величины, входящая въ
правую часть послЪдияго равенства. Изъ этххъ велхчинъ
- 177 -
и известии съ величайшей точностью; напримеръ,
перьодъ обращен1я пятаго спутника Юпитера равенъ II ча
самъ, значить, если 100 обращен!й будутъ вычислены съ
точностью до I секунды, то одинъ пер1едъ съ точностью
до 0,01 секунды, Разстоян1е отъ солнца до земли не из-
меряется съ такой точностью, но зато отношеню из¬
вестно гораздо точнее; -тои тоже известны съ доста¬
точной точностью.
Такимъ образомъ, правая часть равенства известна
съ большой точностью.
Если бы изъ наблюдений можно было вывести разность
массъ этихъ телъ, то массу Юпитера можно было бы опре¬
делить съ большой точностью, но на основании следующим,
соображений можемъ совсемъ отбросить массу спутника,
Гипотически предполагаемъ, что планеты и ихъ спутники
состоять изъ одного и того же вещества одинаковой
средней плотности. Яная ихъ размеры, приблизительно
можно вычислить отношен1е массъ; оказывается, что, за
исключенхемъ луны, массы спутяиковъ планетъ въ сравне-
«х съ массами планетъ настолько малы, что безъ значи-
тельнаго ущерба для точности можно отбросить массу
спутника
Такимъ образомъ найдеыъ, принимая -тпвза единицу,
что .
4ТТ - Ч
*
Массы небесныхъ телъ, не имЬющихъ спутниковъ и
для которыхъ неизвестна величина силы тяжести на ихъ
поверхности, выведены изъ возмущений, который эти тела
производить въ движении кометъ, близко къ никъ подхо-
Листъ 12-й. Описательнвв ястооногНя Пооф.
■хЛИ ИК0НЛ ИКО8А, П. ст. 8-ГРЕБЕЦКНЯ 49-6 . СЯ8
178
дящихъ, ко этотъ способъ значительно мен-Ье точенъ
( - 100).
Ниже приводит. наивЬроягнЪйш!я значения массъ
планетъ:
Масса о . ..
I;
масса 4 .
. л&гг
. Г..
“’ТО&ЛЛГ
“ ■ гко
I
- •
I
4УИ50"
Г
I
Т4400
г
зоазооо
Отсюда
МЫ видимъ
, что планеты дйлятся каиъ бы на
группы: до Марса и послЪ Марса; массы планетъ пер¬
вой группы ничтожно малы въ сравненгн съ массой солн¬
ца; наибольшей массой обладаетъ земля.
Массы планетъ второй группы значительно больше;
наибольшей массой обладаетъ Юпитеръ. Если взять вой
планеты,за исхлючен1емъ Юпитерами сдйлать шаръ, то онъ
будетъ меньше, чЬмъ Юпитеръ. Масса солнца въ 740 разъ
превосходить сумму иассъ всЪхъ планетъ.
179 -
Ч А С Т Ь II,
I, СОЛНЦЕ И ЯВЛЕН1Я НА НЕМЪ ПРОИСХОДЯИПЯ.„
Солнце представляется намъ въ вид! огненнагс,
св!тящагося вара; глааъ, нич!мъ не вооруженный, вооб¬
ще не можетъ переносить св!та солнечнаго диска, и
только на горизонт! - во тремя восхода и заката, или
подъ облаками, когда лучи солнца достаточно ослаблены
можно выносить его блескъ
Видимый дтаметръ солнца въ среднем!. - 31*3" ,6;
онъ почти равенъ дьаметру луна
До января 16Г0 года не ии!ли никакого понят1н о
солнц!; существовало мн!н1е, что оно огненный шаръ -
и только, Въ 1610 г. первый разъ Галилей направилъ
телескопъ на солнце и увидЪлъ на светящейся поверхно¬
сти солнца - такъ наз, фотосфер! - пятна.
Следующее наблюдайте относится къ изыйнектю ярко¬
сти солнца по иаправлентю отъ центра его къ храямъ.
Если проектировать диснъ солнца на б!лый листъ бумаги,
то легко заметить, что въ середин! этотъ дискъ го¬
раздо ярче, ч!мъ по краямъ. Кеплеръ объясиялъ это нв-
ленте т!мъ оботоятельствомъ, что вокругъ солнца имеет¬
ся не светящаяся атмосфера, поглощающая лучи солнца
и такъ какъ лучи, исходящее изъ краевъ солнечнаго дис¬
ка, долины пройти бол!е толстый слой атмосферы, то и
поглощенье тутъ будетъ больше. Это объясиехГе потомъ
было принято вс!ми.
Наблюденья помазали,что то же явленье им!етъ м!-
сто для лучей кевидимыхъ, соогв!тствующихъ инфракрасной
180 -
и ультрафиолетовой частямъ спектра, тте. для такъ
иаз. тепловыхъ и химическихъ лучей.
Предполагая, что количество вс*хъ этихъ лучей,
испускаемнхъ цеитромъ, есть 100, получимъ сл*дующ1я
числа для точекъ, находящихся въ различныхъ удале-
Л1яхъ отъ центра, при чемъ эти удаления выражены въ
частяхъ радиуса:
Удален1о
Тепловые лучи.
Световые лучи.
Химич.лучи
0,00
100
100
ТОО
0,125
-
99
100
0,25
99
99
98
0,50
95
91
90
0,85
-
69
48
0,95
-
55
25
1,00
50
37
13
СОЛНЕЧНЫЙ ПЯТНА. Что продставляетъ изъ себя явлен1е
солиечныхъ пятеиъ, на этотъ вопросъ полнаго ответа
до слхъ поръ не имЪется, хотя въ этомъ вопрос* я за¬
качается удивительно быстрый прогрессъ. Причина, по
которой трудно окончательно уяснить это явление - от
даленность солнца и связанная съ этимъ трудность на¬
блюдения.
Въ настоящее время популярная литература по
астрономии очень богата, вопросъ о солиечныхъ пят-
нахъ - наиболее излюбленный популяризаторами, кото¬
рые часто приводятъ уже отжившая гипотезы, но преж¬
де, ч*мъ разсмотрйть гипотезы о солнечныхъ пятиахъ,
обратимся къ фактической сторон* вопроса.
Пятна (рис. I) не представляютъ правильной и
181
Рис. 1.
полусветлое кольцо.. Бывали случаи, что ядро
постоянной фигуры; очертан1я ихъ угловаты, разорваны
и быстро меняются. Въ каадомъ отдельномъ пяти* замеча¬
ются следующая детали: центральная часть или ядро -
всего темнее и окружено более светлой полутенью. Пят¬
на только изредка появляются одиночными; въ большин¬
стве случаевъ они наблюдаются целыми группами и окру¬
жены
или од
ной об
щей по
лугенью
или каж
дое пят
но име¬
ешь
свое,
окру¬
жающее
его
пятна на
глаэахъ наблюдателя делилось на два.
Пятна редко бываютъ безъ полутеней; только кро¬
шечный пятна, такъ называемые поры, въ большинстве
случаевъ не ииеютъ полутеней.
Величина пятенъ чрезвычайно различна; иногда да¬
же въ трубу они представляются въ вид* темныхъ точекъ
безъ полутеней; иногда же они покрываятъ пространство
во много разъ большее нашей земли, и нередко бываютъ
видимы простымъ глазомъ; въ последнемъ случа* размерь
182 -
пятен! но можетъ быть меи!е тройного поперечника зви
и
ли. Бывают! пятна, поперечникъ которых! равен! 13-
эамнымъ дгаметрамъ (170000 килом.)
Продолжительность существован1я мельчайших! пя¬
тен! или пор! не очень велика, между т4м! как! боль¬
ная пятка сохраняются иногда довольно долго, даже до
полугода.
Пятна наблюдаются не по всей поверхности солнца
о
а только вь полосЬ до 45 гел1ографической широты
по об!имъ сторонам! экватора; главным! образом! они
о о
расположены между 5 и 30 гел1ографичоскихъ широт!,
у самого экватора ихъ меньше. Наблюден!я показывают!
что пятка стремятся отъ экватора къ полюсам! к при
при?лижви1и къ нимъ исчезают!.
Число солиечиыхъ пятенъ не постоянно; наблюде-
» '■ показывают!, что въ явлен!и пятекъ существует!
ьесопн-Ьнная пер1одичность. Бывают! годы, когда пятна
на солнц! составляют! р!дкость, затЬмъ число ихъ изъ
года въ годъ увеличивается и достигает! некоторой
наибольшей величины; поел! этого снова начинается
уменьшение числа пятенъ.-
Приведем! числовая данныя относительно количе¬
ства пятенъ въ разные года:
Года Число дней Число Среднее число сек.
без! ПЯТОК! ковыхъ воэмущ. маги.стр!лки
образо
вая1й.
1828
0
225
1417
1833
139
33
1837
0
333
1213
- 183 -
1843
Т49
34
7^1
1848
0
330
11*2
1856
193
34
6?0
1860
0
211
ю:т
1867
195
25
7*7
Если
выписать
годы по
порядку, то числа, вира
хают1я дни безъ пятенъ, меняются непрерывно,. Пер1одъ
отъ одного «идаш*в"а до другого обнимаетъ 11^ го¬
да, при чемъ увеличено числа пятенъ ндетъ быстрее,
Ч'Ьыъ уменьшение, а именно, въ отношении 4 : 7, такъ
■ ■ ' ' л
что отъ а до ■таухитмлпг а проходятъ 4 года, а
1 . ’
отъ Ттюхтиг+п- а до а 7 л'Ьтъ.
Когда число дней безъ пятенъ равно нулю, возмуще
И1я магнитной стрелки большая, когда хе число новооб¬
разован^ мало, колвбангя магнитной стрелки сравни¬
тельно небольшая. Число поляриыхъ С1ЯИ1Й также увели¬
чивается съ увеличен1емъ числа солнечиыхъ пятенъ.
Зам-Ьчено, что солнечная пятна зарождаются у эква
тора и движутся къ полюсамъ, при чемъ угловая скорость
вращен!я уменьшается; угловая скорость вращен1я мо¬
жетъ быть выражена формулой:
и^а- Ь»1п.*Я., гд4 Л - гел1оцектр. широта
Съ увеличен!емъ широты второй членъ правой части
увеличивается, а значить, уменьшается, такъ что
экваторъ вращается скорее, а полюсы медленнее; пвр1одЪ
вращения экватора ; 25^ а для полюсовъ 27 - 28^
Замечено также,что пятиа им-Ьютъ спиральное строе¬
ние, при чемъ н», сЪверномъ полушарии спираль закручя-
184 -
Ркс2.
вается противъ часовой стрелки, а въ южкомъ по часо-
вой етр’Ьлк!.
Нужно принять во вкиман1е еще то обстоятельство,
что при приближении къ солнечному краю ядро пятка со
стороны, обращенной къ середин! солнца, делается
все уже и наконецъ совершенно исчеэаетъ (рис.2)
Если наблюдать пятно гла-
зомъ или проектировать его на
б!лый энранъ, то ядро кажется
абсолютно чернымъ, но это толь
ко субъективное впечатление
вследствие чрезвычайной ярко-
стисолица. Если удалить какииъ
нибудь образомъ блескъ солн¬
ца, то пятна эаблест'Ьли бы
очень ярко. По Ланглею,т!нь
пятна испускаетъ количество
свйта, по крайней м!р! въ 5000
разъ болЪе, чймъ равная пло¬
щадь полной луны. Если бы можно тЬнь солнечного пятна
поместить на ночномъ неб!, то оно оказалось бы самымъ
яркимъ свйтиломъ.
Приведемъ теперь нисколько гхпотезъ, построен-
ннхъ учеными для объяснения явлея1я солкечжыхъ пятечъ
Въ начал! прошлого столЬт1я имйла большой успйхъ ги¬
потеза Вильсона, развитая и поддерживаемая знамеик-
тамъ Гершелемъ.-
Гершель предполагалъ, что солице состоитъ изъ
темного и твердого ядра, окруженного двумя светящими
185 -
ся поверхностями; ближайшая къ ядру поверхность - по¬
верхность полутени, менйе светлая ч4мъ самая внеш¬
няя оболочка - фотосфера.
Эти поверхности въ и11которыхъ мЪстахъ разрывают¬
ся, образуя воронкообразное углублен!» аиА ( черт.75)
которое камъ представляется въ вид! пятекъ, углубле-
Н1в это ограничено покатыми краями аЪ и е<1.
По мйр-к того, какъ пятно подвинется къ западу,
мы увидимъ, что ядро его будетъ приближаться къ во¬
сточной полутени и въ положении а'Ое'Д оно съ
ней совершенно сольется. Подобное явлеихе замечается
и при движенгж пятка къ востоку. ЗдЪсь только ядро
. •'!« <М *
совпадаетъ съ западной полутенью въ положена оЬса
Гипотеза эта, въ свое
есть твердое и темное тЪло
время объяснявшая доста¬
точно хорошо извйстиыя
явлеи!я, въ настоящее
время не выдерживавтъ кри
ТИКИ И ХИ'ЬвТЪ только него
рическов значение. Въ
самомъ дЬлЬ, првдположе-
м4в, что солнечное ядро
противоречить массЬ из¬
вестишь въ настоящее время явлений;
главкыаъ обра-
зомь плотность солнца, которая, какъ известно, равна
склоняетъ иасъ въ пользу жидкаго или даже га-
зообразнаго состоятся солнца.
Являются непонятными и беэпричинныя пере двнжен!я
пятекъ по солнечной поверхности.
186
Гипотеза Целльхеюа основана на связи еолнечныхъ
пятвнъ съ земиымъ магнетизмамъ. При мало» ноли ча¬
стей пятвнъ магнитная стрелка направлена въ плоско¬
сти мерид1ана и остается въ покой, ио когда на солн-
ц! пятвнъ, то и на 3611X1 соответственно
появляется -тлоа-тплмтъ сЪверныхъ С1ян1й и магнит-
ныхъ бурь - быстрыхъ коле бан1й стрелки въ ту и дру¬
гую сторону.
Целльнеръ хот!лъ одухотворить эту связь и по-
строилъ следующую гипотезу о еолнечныхъ пятнахъ.
Онъ предполагаетъ, что пятно, вл1яющве на зем¬
ной магнетиэмъ, само обладаетъ магнитными свойства¬
ми. Спектральный изсАдовангя убйждаютъ насъ, что
въ масс! солнца находится некоторое количество же¬
леза. Целльнеръ говоритъ, что пятна состоять глав-
нымъ образомъ изъ желйэа, не находящагося въ паро-
образномъ состоянии. Поверхность солнца есть рас¬
плавленная жидкая масса. На зтомъ огненно-жидкомъ
океан! въ вид! плавучихъ острововъ появляются, пре-
терпЪваютъ видоизменения и исчезать пятна. Это суть
ничто иное, какъ охлаждающаяся, отвердевающая, ,такъ
сказать, замерзающая верхняя часть расплавленной
массы, т*е. то, что на поверхности расплавленнаго
металла мы назнваемъ шлаками .
Поверхъ такого острова атмосфера охлажда¬
ется и растекается по радгусамъ отъ центра къ краямъ.
Какъ только эта атмосфера коснулась пятна, образуют¬
ся продолговатый облака, видиммя съ земли, какъ полу¬
тени. Нисходящая течения солнечной атмосферы оогре-
187 -
ваютъ пятно и мало по налу растопляютъ его.
Понятно, что пятна, состоят!я изъ магнитнаго
жел*зняка, должны оказывать вл1ян1е на земныя магнит¬
ная явлен:я.
По этой гипотез* приходится допустить, что по¬
верхность солнца жидкая,и на ней острова изъ жел*эа;
такъ какъ жел*зо - одинъ изъ бол*е тяжелыхъ металловъ,
то это допущенге противор*читъ плотности солнца(И).
Сл*дуя этой гипотез*, не можемъ также понять не¬
обходимости образования пятвнъ въ узкой полос* около
экватора и совершенное отсутств1е ихъ въ другихъ,
удаленныхъ отъ экватора м*стахъ.
Французский ученый Фай ) далъ бол*е в*ро«
ятное объясненго еолнечныхъ пятвнъ. Ва основании
вя*шняго вида пятопъ Фай утверждаетъ, что это - яв-
лен1в метеорологическое и есть сл*дств1е циклониче-
скихъ движений на солнечной поверхности. Каждое ви¬
димое нами пятно есть м*сто вихреобраэнаго движен1я
атмосферы солнца.
Какъ на звмл* циклоны, зарождаясь на экватор*,
движутся къ полюсамъ, гд* и исчезаютъ, такъ, предпо-
лагаетъ Фай, и на солнц* пятна, появляясь на эква¬
тор*, перем*щаются къ полюсамъ, до н*которыхъ пре-
д*льныхъ параллелей, составляющихъ границу ихъ дви-
жеч1Я. Вращательное движение и вообще движение гаэо-
обраэныхъ т*лъ можетъ вызывать индуктивные электриче¬
ски токи, а металлическ!в газы могутъ вызвать ц*лый
рядъ индуктивныхъ токовъ, д*Йствующихъ на земныя
ят«ен1я.
188 -
На земл! циклоны происходить отъ нарушен1я рав-
нов!с1я атмосферы; такья хе наруиен1я ыогутъ проис¬
ходить я на солнц! вследствие лучеиспуска.чь я; такъ
какъ на земл! причина зарожденья циклоновъ внешняя,
то понятно, что они ыогутъ зарождаться только у эк¬
ватора; на солнц! хе причина местная, и остается ке-
выясненнымъ, почеыу пятна зарождаются предпочтитель¬
но у экватора и остаются въ узкой полос!, къ ней при¬
лежащей.
Точно также ни одна гипотеза не объясняетъ удо¬
влетворительно периодичности солнечныхъ пятенъ; во¬
обще нужно зам!тить, что периодичность - каыень
преткновенья вс!хъ гипотезъ.
Вокругъ солнечныхъ пятенъ ясно видны св!тлыя,
Ри.с. 3.
зм!евидныя полоски -
это такъ называемые
солнечные факелы или
светочи (рис.З), ко¬
торые особенно ярки
у края солнечнаго ди¬
ска,' такъ какъ край
солнечнаго диска тем¬
ный, поэтому они и
выявляются лучше. Фа¬
келы им!ютъ чрезвычайно разнообразный видь; большей
частью они появляются въ т!хъ полосахъ солнца, ко¬
торый богаты большими пятнами. Число св!точей изме¬
няется соответственно числу пятенъ, но зависимость
Т89-
мехду факелами и пятнами еще не уяснена вполне точно.
Обыкновенно послЪ появлен 1я факеловъ черезъ нисколько
дней образуется между ними группа пятенъ. Спектръ
ихъ соотв'Ьтствуетъ парамъ кальцтя.
Директоръ обсерватории 1еркеса Хэль (^«’^< НаХо )
изобр'Ьлъ спектроскопъ съ двумя щелями, дающ1й возмож¬
ность фотографировать монохроматический свътъ,вслЬд-
ств!е чего является возможность изсл'йдовать образова¬
ния на всей солнечной поверхности. Хэль прикр-Ьплялъ
спектроскопъ къ окуляру телескопа и изъ полученнаго
такимъ образомъ спектра пропускалась сквозь вторую
щель часть, соответствующая парамъ каяьц!я.Позади вто¬
рой щели пом-Ьцалась фотографическая пластинка, на ко¬
торую могъ такимъ образомъ падать св-Ьтъ только отъ
этой части спектра, то есть монохроматический св-Ьтъ.
Инструментъ и пластинка передвигались такимъ образомъ,
что вей точки солнечнаго диска действовали одна за
другой на пластинку только одной частью спектра; по¬
нятно, гд! не было факеловъ, тамъ не было и соотвйт-
ствующихъ лин1й, дЪйствующихъ на пластинку.
Астрофизикъ Стратоновъ опред'Ьлилъ скорость враще¬
ния солнца по факеламъ и привелъ къ тому же выводу,
какъ и Зай, а именно, что пер1одъ обращения солнца у
экватора меньше, ч'Ьмъ у полюсовъ.
Крон* солнечныхъ пятенъ и светочей наблюдается
вообще зернистое строение фотосферы.
Если взять рефракторъ (отъ 4 дюймовъ до 9 д. въ
дьаметрА) и проектировать солнечную поверхность на
бЪлый экранъ, то оказывается, что фотосфера имЪегъ
190 -
различный оттЬнокь и покрыта какъ бы нелкили зернами,
разсЪянныии ко всей поверхности; это такъ называемый
рисовыя зерна или грануляции.
Патеръ Севки говорить, что это явлен1е похоже
на "раэваръ ЙЬлаго риса на бЬлой скатерти", а Гер¬
шель - на "простоквашу съ сывороткой безъ сметаны",
Въ нЪкоторыхъ иЬстахъ рисоввыя зерна наиболее
скучена', размеры ихъ но превосходить 10".
Ганскхй изучалъ грануляцию путемъ фотограф1и;
снимки съ пролежуткоиъ въ одинъ день не дали сход¬
ства; точно также ио нашлось сходства въ сниыкахъ,
сиятыхъ черезъ I я, и даже черезъ 10 минуть. Ганск1й
пришелъ къ заключен!», что 5 секундь - предельный
проиежутокъ, въ течен1в котораго ножко узнать зерна.
Такиыъ образоыъ, зерна изыЬияются въ течение к'Ьсколъ-
кихъ секундъ.
Перейдешь теперь къ явлен1ямъ, происходящиыъ въ
окрестностяхъ солнца.
До 1842 г. никто не имЬлъ понят 1я о явлен1яхъ
пролсходящихъ вблизи солнца, хотя древигв писатели
и упоминаютъ объ огняхъ, которые какъ бы внезапно вы¬
рывались изъ солнца въ моментъ ого полнаго затмен1я,
но иаучянл наблюден1в стали производиться только съ
середины прошлаго стол1т1я.
Въ 1842 г., во вреия полнаго солнечнаго затмен1я,
когда луна совершенно закрыла солнце, на краяхъ по-
олЬдняго усыотрЪнъ былъ светлый вЪнецъ, окружающей
въ видь ореола солнечный дискъ (рис. 4) и придающем
еиу ту чрезвычайную красоту, о которой съ такиыъ во-
191
сторгомъ отзываются вс! наблюдатели.
Это такъ называемая
Ри.С'. 7±
солнечная корона.
КромЪ того, тогда хе
замечены были тамъ и
сямъ розовые придатки,
выступы, похож»в на
языки пламени. Эти за¬
ступы, или такъ назы¬
ваемые
сьяли настолько ярко,
что виднЪхись черезъ темный
стекла и въ И’Ькоторыхъ м4-
стахъ были различаемы невооруженными глазами безъ по¬
мощи трубы.
Солнечная корона не имЪетъ круглой формы, вообще
не им-Ьетъ никакого опред'Ьлевнаго контура, можно ска¬
зать, что она скорее квадратная, чЪмъ круглая, при
о
чемъ углы квадрата соотв'Ьтствуютъ 45 гелиографиче¬
ской широты. Основанье короны св'ЬтлЪв, чЪмъ внешняя
ея часть, цвЬтъ ея серебрист о-б-Ьлый.
Долго не могли р-Ьшить вопроса, принадлехитъ ли
корона действительно солнцу, или это есть просто опти¬
ческое явленье. До сихъ поръ не удалось разъяснить
многихъ вопросовъ, являющихся при разсмогрйньи коро¬
ны, такъ какъ последняя наблюдается только во время
полнаго солнечнаго затменья, а продолжительность та¬
кового тасиимчмтг, 6 минутъ, чаще всего 2-3 мин. ;
такъ что если сложить промежутки времени, въ теченье
которыхъ производились наблюден!я, то не получится и
192 -
получаса..
Если рисовать солнечную корону, то каждый наблю¬
датель придает*, ей своеобразный видь.
Въ 1878 г. лин1я полнаго солнечнаго затмен!я про¬
шла черв зъ все Соединенные Штаты, и тогда решили
убедиться, субъективное или объективное это явление.
После отчета оказалось, что вс! нарисованныя короны
отличались одна отъ другой, но были получены и фото-
графическ1е снимки, которые показали, что явлен1е
это несомненно реальное.
Фотографические снимки, произведенные въ 1887
году во время полнаго солнечнаго затменЬя, прошед-
шаго по России и Сибири, а также изследован1я 1895,
96 и 97 годовъ не оставили никакого сомненья, что
явленье это реальное
Явленье солнечной короны находится въ зависимо¬
сти отъ количества солнечных* пятенъ: во время т’»а.-
хИпитасолнечныль пятенъ наблюдается пышная солнечная
корона, во время же /тплгитм+п'а- явление это значи¬
тельно слабее.
Солнечная корона прозрачна, светится; она не
принадлехитъ къ солнечной атмосфере, и если прииад-
лежитъ, то ел состоял!е другое, чЪмъ состоянье вы¬
ступов*.
Поляриметръ показывает*, что св4тъ солнечной
короны - отраженный отъ хакихъ-то частицъ.Спектраль¬
ный изследованьл показали, чте въ составь короны
входитъ неизвестный до сихъ поръ на земле элемент*,
дающьй особую лин1ю в* спектре, и называемый въ
193
честь короны - короньумомъ.
Кометы 1843, 1880 и Т882 годовъ подошли такъ
близко къ солнцу, что почти коснулись его; он! вполн!
погрузились въ солнечную корону и вышли оттуда пови-
димому, 1 ничуть не изменившимися.
Падающья звезда, летящья со скоростью, не превы¬
шающей 72 килом, въ секунду, ухе на высот! 200 кил,
надъ поверхностью земли, встречая атмосферу, накалива¬
ются и разлетаются въ прахъ. На высот! 200 кил. ат¬
мосфера чрезвычайно разрЪжена, но впечатгЬнье полу¬
чается такое, какъ будто падающая зв!зда ударяется о
что-то твердое; внЬшняя оболочка всл!дс»вье тренья
нагревается и не успйвъ передать тепло внутренним! ча-
стямъ, разрывается.
Комета 1843 г. прошла съ громадной скоростью 750
километровъ В! секунду мимо солнца на разстояньи •
только 1 радьуса солнца; такъ какъ сопротивленье воз¬
растает! пропорцьонально квадрату скорости движущего¬
ся г!ла, то плотность солнечной короны, въ 100 разъ
меньшая, ч!мъ плотность нашей атмосферы на высот! -
200 кил., вызвала бы такое же явленье, какъ наша ат¬
мосфера съ падающими зв!здами, и комета не вышла бы
изъ солнечной короны, между т!мъ наблюдается обратное
явленье: комета выходить изъ солнечной короны, какъ
будто не произошло никакого изм!ненья.
Какъ впослйдствьи узнаалъ, кометы состоять изъ
собранья мельчайшихъ частицъ космической пыли. Един¬
ственное научное предположенье то, что и корона есть
Листъ 13-й. Описательная астрономья. Проф.
/1ИТ. ИКОН НИ ко В Я. п. ст- Б-ГРЕ6ЕИ,КЛЯ . СП5-
194
собрание твердых! частичек!, который обращаются по
тймъ или другимъ кривым!. Тогда при прохожден!и ко¬
меты через! солнечную корону возможны сл,Ьдующ1я пред¬
положения:
I) ни одна частица кометы не столкнется С! ча¬
стицей короны; комета выйдет! без! всякаго измененья;
й) каждая частица кометы столкнется съ части¬
цей короны; комета упадетъ на солнце;
3) часть частицъ столкнется, а часть выйдет!
безь столкновенья; тогда часть кометныхъ частиц! упа¬
дет! на солнце, а остальныя будутъ двигаться дальше,
такъ какъ онъ независимы другъ отъ друга; понятно,
что этотъ случай самый вероятный.
На основании этого можемъ предвидеть, что каждый
раза, когда комета проходить такъ близко около солн¬
ца, что попадаетъ въ ея корону, она должна постепен¬
но блекнуть.
Действительно, комета Энке, сравнительно близ¬
ко подходящая къ солнцу,блекнет! съ каждым! оборотом!.
Рис 5,
Какъ мы ухо упоминали,
въ томъ же 1842 г.бы¬
ли наблюдаемы и сол¬
нечные выступы (рис.
5).Когда впервые уви-
д’Ьли эти выступы,то
не знали,чему они при¬
надлежать. Были выска¬
заны разныя гипотезы;
195
некоторые высказывали мн!яёе, что это лунння вулка¬
ническая изверненёя, который видна всл!дств1е затем-
н!н!я, другге - что это огненный изверженея солнца.
Вопросъ этот! былъ р!шенъ окончательно наблюдо-
Н1ЯМИ, произведенными въ 1860 г. во время полнаго
солнечнаго затмен1Я въ Испан1и. Измеренья высотъ
этихъ розовыхъ выступовъ показали, что посл!дн1е не
слйдуютъ за диском! луны; ихъ видимая длина умень¬
шается въ той части солнечнаго края, на который на¬
ступает! луна и въ то же время увеличивается въ сто¬
рон!, диаметрально противоположной. Отсюда можно вы¬
вести заключен! е, что съ одной стороны они закрыва¬
ются луною, а съ другой изъ подъ нея выступают!;
н!тъ сомн!н1я поэтому, что протуберанцы принадлежат!
солнцу, но не суть солнечный горы, что доказывает!
их! быстро изменяющаяся форма.
В! это самое время зародился спектральный анализъ,
наблюден1я показали, что выступы давтъ водородная
лин1и. Таким! образомъ, оказалось, что выступы -
светящаяся материя, состоящая изъ водорода.
Въ 1868 г. было полное солнечное затмение въ
Инд1и и (Лам!. Туда были отправлены экспедиц1и для
спектроскопическихъ изсл-Ьдованёй короны и протубе-
ранцевъ. Счастлив!е вс!хъ былъ французскьй астрономъ
Жансенъ, находившейся въ Индеи въ такихъ м!стахъ,гд!
воздух! былъ чрезвычайно спокоен! и прозрачен!. На-
правивъ спектроскоп! на огромный протуберанцы, явив¬
шейся поел! того, какъ исчезъ последней лучъ солнца,
Жансенъ зам!тилъ, что спектръ этого протуберанца со-
196 -
стоить изъ св!тлыхъ линьй раскаленнаго водорода. Жан¬
сену пришла счастливая мысль, что эти линьи, такъ
какъ он! довольно светлы, могутъ быть видимы и поел!
затменья; онъ р!шилъ смотреть за протуберанцами воз¬
можно дольше, и это яму удалось. Дни и нед'Ьли поел!
затменья показали, что линьи протуберанцевъ могутъ
быть видимы во всякое время въ достаточно сильный
спектроскопъ и при совершенно ясномъ неб!.
Это важное открытье было сделано, независимо отъ
Жансена, англ!йскимъ ученымъ Норнаномъ Локьеромъ. Ло-
кьеръ пришелъ къ заключенью, что спектръ выступовъ
можетъ б<ть виденъ во всякое время при помощи доста¬
точно сийънаге спектроскопа, если только вещество, изъ
которого состоять протуберанцы, есть самосв-Втящьйся
газъ, спектръ котораго, какъ 43810140, состоять изъ
неыногижъ св1тлыхъ лииьй.
Локьоръ йвобщилъ свой способъ наследованья проту¬
беранцевъ Лвидеискому Кор.Обществу много раньше затме¬
нья 1868 г., а именно, въ 1866 г., и д!лалъ относящья-
ся къ этому опыту приготовленья, но такъ какъ у него
не было вполнй уловлетворительныхъ инструментовъ, то
онъ и не пришелъ къ желаемому результату. Воспользовав¬
шись же новынъ сильнымъ инструмеытоиъ и не зная еще
о набльсдвньяхъ Жансена, онъ слЪлалъ самостоятельно
это важное открытье. Налравивъ спектроскопъ на край
солнца 20 Окт. 1868 г.^Локьеръ нашелъ въ спектр! солн¬
ца три свЬтлыхв линьи, изъ которыхъ дв! принадлежали
водороду.
Вслйдствье случайнаго совпаденья, отчеты Локьера
197
и Жансена были выслушаны въ одномъ и томъ хе засФ-
даньи Парижской Академии Наукъ въ 1868 г. Француз¬
ское правительство выбило въ честь ихъ обоихъ ме¬
даль съ ихъ портретами.
Спустя нисколько мЬсяцевъ,Целльнеру и Геггинсу
удалось при полномъ селнечномъ свЪтй съ желаемой
отчетливостью видеть не только линьи протуберан-
цевъ, но и очертанья самнхъ образованья.
Эта возможность всегда видеть форму выступовъ
является вслЬдствье того, что солнечный спектръ есть
непрерывный, спектръ хе выступовъ состеитъ изъ не-
ыногйхъ свЪтлыхъ линьй.
Вводя въ спектроскопъ много призмъ, мы увели-
чимъ разсЬянье св^та; непрерывный спектръ етъ этого
значительно ослаб'Ьетъ; линьи спектра протуберанцевъ
только удалятся одна отъ другой, но не ослабятся.
Если раздвинуть щель, то линьи расширятся, но не
будутъ проектироваться одна на другую. Тольке такъ,
гд! черезъ цель действительно падаетъ св4тъ етъ про¬
туберанцевъ, полоса, соотв-Ьтствующая линьи, будетъ
казаться св-Ьглей; во всЪхъ другихъ ыЬстахъ ена ока¬
жется темной. Следовательно, если двигать щель па¬
раллельно себЪ по радьусу солнца, то каждая полоса
будетъ давать изображенье протуберанца соотв'бтствую-
щаго цв*та, и ихъ можно срисовывать.
Этимъ способемъ въ настоящее время ежедневно
изсл'Ьдуются претуберанььы вдоль всего солнечнаго
края и получаются изъ изображенья.
Можно также отыскивать протуберанцы при по¬
198
мощи спектроскопа съ двумя щелями. Старательное раэ-
смотрЪяхе выступовъ приводить къ мысли (патеръ Секки)
разд-Ьлить ихъ на два главныхь типа: къ одному отно¬
сятся образования парообразный или облакообраэныя,
къ другому - подъемы массъ, имЪюшдв видъ извержений.
Оо'лакообразные выступы образуются медленно,
плавно измфняютъ свою форму и существуютъ иногда
довольно лолго. Формы иль чаще всего напоминаютъ
наши кучевыя облака,они часто между собою перепле¬
таются и образуютъ причудливый арки и своды.
Что касается до второго вида выступовъ - такъ
чазываемыхъ эруптивныхъ, то формы ихъ чрезвычайно
разнообразны. Къ самымъ замЪчательнымъ принадлежать
тЪ, который имВютъ фигуры остроконечныхъ, туда и
сюда изогнутыхъ иглъ, лучей и стрфлъ. Они такъ бле¬
стящи, что могутъ быть видимы черезъ облака нашей
атмосферы.
Распределены -выступы по всей поверхности, но
о
чаще всего въ экватор!альной полосе ( ± 45 гел1огр.
шир.) Число ихъ меняется также периодически, какъ
число солнечныхъ пятенъ и светочей въ течон1е
лФтъ. Размеры солнечныхъ выступовъ громаднн;иногда
умещается ТО -ГЗ земннхъ рад1усовъ въ одномъ высту¬
пи.
Резюме. Слой солнечной массы, который служить
главнымъ источникомъ лучистой энергии, называется
фотосферой: онъ окруженъ оболочкой небольшой тол¬
щина, содержащей водородъ и металлы въ парообраз-
номь состоянии; температура ея ниже температуры
Т99 -
фотосферы и въ ней происходить поглощение лучей,вы¬
зывающее появленье одной части фраунгоферовыхъ лин’й.
За этимъ слоемъ слЪдуетъ хромосфера, состоящая глав-
нымъ образомъ изъ водорода и гехья. Черезъ нее про¬
рываются, увлекая ее съ собою, тЬ извержения, кото¬
рый наблюдаются на краю солнца въ вид’Ь солнечныхъ
протубераицевъ. Надь хромосферой распространяется
корона.
2. , НЕПОДВИЖНАЯ ЗВ-ВЭЖ.
Уже съ самыхъ древнихъ времонъ чолозЪкъ Омращалъ
вниманье на чудную картину, представлявшуюся ему ка¬
ждую ночь: впервые его внимание привлекала лума,ве¬
личаво блестящая на темно-синемъ небосклон^; долго
оставались загадкою всЪ чудныя измененья, которымъ
подвергалось это свЪтило, СлЪдя далЬе за постепен-
нымъ развитьемъ астрономическихъ знаньй и останавли¬
ваясь на некоторой эпохЬ, болВе отдаленной отъ пер-
вобытнаго наблюдателя, мы видимъ уже человека, съ
любопытствомъ следящего за измененьями и сложными
движениями планетъ. Но долго посьгЬ этого неподвижный
звезды оставались для него только предметочъ простого
любопытства, а глядя на нихъ и не замечая никакого
движенья, никакого измененья, онъ обращался къ дру-
гимъ предиетамъ, приковывающимъ его вниманье болЪе
выдающимися событьями. Только въ ХУ1П в. Галлею
удалось открыть собственное движенье неподвижныхъ
зв^здь; эти движенья такъ малы, что со временъ Гип¬
- 200 -
парха наибольшее перем*чен!е равно двум* лунным*
д1аметрамъ.
Первое, что бросилось въ глаза наблюдателю -
это факт*, что зв*зды въ различных* м*стах* небесной
сферы образуют* н*которыя правильный группы, отли-
чающ1яся какъ постоянной формою, такъ и относитель-
нымъ количествомъ зв*здъ; онъ назвалъ зв-Ьзды "не¬
подвижными*, д, группы з₽*здъ - созв*зд1ями.
Каждому созв*зд1ю давалось назван!в героя или
животнаго, однако нужно заметить, что только въ ис-
ключительныхъ случаяхъ зв*зды своимъ расположен!емъ
напоминаютъ тотъ предметъ, которымъ созв*зд1е на¬
зывалось.
Мы не им*емъ никакихъ исторических* св*л*н1й о
томъ, когда небо впервые было разделено на созв*эд1я
и какъ происходила группировка эв*здъ, однако, судя
по названию созв*зд1й, ость основанге предполагать,
что группировка относится къ различным* пер1одамъ.
Въ общем* можно сказать, что небо въ своихъ
созв*зд1яхъ представляет* отпечатокъ цивилизации.
Зодиакальный созв*зд1я, какъ-то: Водолей, Рыбы,
Д*ва, В*сы - указывают* на переход* человека отъ ко¬
чевого состояния къ ос*длому и эемлед*льческимъ за¬
нят 1ЯМ*.
Въ зависимости отъ положен!* солнца разливался
Нил* и разносилъ плодородный илъ по его долин*: на
неб* появлялось созвЬэдте, названное Водолеем*, при
х) С.П.Глазенапъ. Друзьям* и любителям* астрономии.
- 20Т
спаде водъ .наступалъ обильный уловъ рыбы - на небе
красовалось созвездие Рыбъ. Затемъ, когда наступало
время жатвы хлеба, человекъ поместилъ на небе созвез-
Д1е Дева съ сврпомъ въ одной - и колосомъ въ другой
руке. Когда жатва окончена, хлебъ обмолоченъ, и зер¬
но засыпано въ закромы, хозяева должны обмерить и
взвесить урожай - мы видимъ на небе созвездие Весовъ.
По окончании жатвы, когда всеобщее довольство приво¬
дило людей въ умилен1е, они позволяли себе отдохнове¬
ние отъ тягостныхъ трудовъ и даже забавы въ виде охо¬
ты за дикимъ зв'Ьрэмъ - мы видимъ на небе созвезд!е
Стрельца и дикихъ зверей - Льва больного и малаго,
Рыси, Лисички, Волка, Большой Медведицы, Малой Мед¬
ведицы и пр. Происхождеяге всехъ этихъ соэвездтй мог¬
ло быть однако и другое.
Назван1я другихъ созвездий, какъ напр., Персей,
Касс1опея, Цефей, Геркулесъ, Драконъ и пр., относятся
очевидно иъ героическому времени древнихъ.
Съ развиттемъ мореплавая1Я, когда человекъ ре¬
шился отдаляться отъ береговъ материка въ открытое
море, и когда онъ, перейдя земной экваторъ, вступилъ
въ южное полушар!е, передъ нимъ открылись новый -
звйздныя красоты, прежде ему неизвестный. Пораженные
велич^еръ океана и красотами южнаго неба, первые мо¬
реплаватели выделили въ южномъ кеб! обширнейшую груп¬
пу эвЪздъ въ отдельное созвеэд1е и назвали его Кораб-
лемъ.
Затемъ при более частыхъ посещен1яхъ южнаго полу¬
шария, южное небо было разделено ня созвезд!я. хото-
- 202
рыя названы предметами современной цивилизац1и:Сек-
стаиъ, Типографсх1й станохъ, Электрическая машина,
Воздушный насосъ и т.д.
Кроме созвйздтй, на небе разсЬяно много отдель-
яыхъ звездъ, неим'Ьющихъ нихакго назван1я и опреде¬
ляющихся, какъ и вообще все звезды, прямымъ восхо-
ждентемъ и склонен1емъ, такъ напр., говорятъ /К. =
г 2 38^ 19; 3«1. г + 27 5 22" - и этимъ обознача¬
йте положен1е некоторой звезды на небесной сфере
для некоторой эпохи.
Некоторый звезды очень ярктя, носятъ особых
назван!я, какъ-то: Сир^усъ, Вега, Капелла и др.
Все звезды.видимнл простымъ глазомъ, делятся на
величины или классы въ зависимости отъ кажущагося
ихъ блеска такимъ образомъ, что самыя ярк1я причи¬
сляются хъ первому классу и называются звездами -
первой величины; следующ1я за ними по яркости - ко
второму, третьему и т.д. классу; самыя слабый отно¬
сятся къ шестому классу и называются звездами шестой
величины. Точно также и телескопически звезды де¬
лятся на классы; самыя ярк1я изъ нихъ причисляются
къ седьмому классу, следующтя затймъ къ восьмому
и т.д.
Новейшая фотометрическая изследован1я показали,
что отношеи1в блеска двухъ смежннхъ классовъ есть
величина постоянная, то-есть блескъ звезды первой
величины во столько разъ больше блеска звезды вто¬
рой величины, во сколько разъ этотъ послЪдшй боль¬
ше блеска звезды третьей величины и т.д.
203 -
Этотъ закоиъ можетъ быть выражекъ следующей гео¬
метрической прогресс1ей, знаменатель отиошентя ко¬
торой - 8. .
ЬН’Н1'
гд! к,,к- ■ А обозначаю™ блескъ зв-Ьэдъ перваго,
второго и т.д. хлассовъ.
Отсюда получаемъ
А?
Сч?
к ■ Ц
или вообще
V № “■
ДалЪе мы получаемы
А,- М1
к ■ А?3
, К-У1
или вообще /и- - Д
Положивъ А154 > получаемъ сл4дующ1я выражения
для относительнаго блеска звЪздъ первыхъ шести клас-
совъ:
А,= 4
М
V’
К-Г
4Х
то-есть видимый блескъ звЬздъ изменяется въ геометри¬
ческой прогрессти, а классы зв-Ьэль въ ариеметической
204 -
Этотъ закоиъ подтверхденъ психо-физ1олог1ей (законъ
Вебера - Фехнера), въ силу котораго раздражвн1е воз-
растаетъ въ геометрической прогресс1и, тогда какъ
ощущение въ ариеметической или ощущенгя пропорцио¬
нальны логариемамъ раздражений.
Изъ вышеиаписанной таблицы им-Ьемъ:
3$. л „О’ или вообще
Это выражение можетъ быть распространено и на
дробныя величины т - и..
Изъ фотомгтрическихъ наблюдений определено дляЬ
следующее значен1е:
Ь г 0,4, то-есть зв-Ьзда первой величины
въ 2Ь раза ярче звезды второй величины; тоже относи¬
тельно другихъ классовъ.
Тажимъ образоыъ, принимая бласкъ звезды первой
величины за единицу и подставляя вместо Ь его зна-
чен!е, мы ыайдемъ, что блескъ слЪдующихъ классовъ бу¬
детъ равенъ:
х 0,4
= 0,16
Ь, : 0,064
. 0,026
\ : 0,010.
Изъ этой таблицы видно, что каждая звезда шестой
величины доставляетъ нашему глазу всего одну сотую
блеска звезды первой величины.
Въ начал! ХУП стол4т1я Байеръ въ своемъ сочине-
н>и " ШолгмтиСйа, ’ предложилъ особый спо<?ббъ иаэва-
206 -
Н1я зв4здъ: онъ обозначилъ блестящая звезды каждого
созв'Ьздтя буквами греческагс алфавита, назвавъ самую
яркую или главную вкладу буквой об , вторую по яркости
(?> и т.д. въ последовательной постепенности. Говорятъ:
об Лиры (Вега) к этимъ обозиачаютъ звйэду, самую
яркую въ созв-Ьзд1и Лиры.
Способъ Байера въ настоящее время является не-
выдержаннымъ въ нЬноторыхъ случаяхъ; напр., въ со-
зв1зд1И Близнецовъ самая яркая звезда Поллуксъ, а
между т'Ьмъ обозначается буквой (4 , тогда какъ Ка-
сторъ, ЛВЛЯЮЩ1ЙСЯ второй по яркости звездой обозна¬
чается буквой об .
Аягл1йск1й астроиомъ Флемстидъ въ концЬ ХУП в.
составишь роспись большинства звЬздъ, видимыхъ про-
стымъ глазомъ, и обоэиачилъ ихъ текущими арабскими
цифрами въ известной последовательности. Цифры Флем¬
стида употребляются иногда рядомъ съ греческими бук¬
вами Байера.
Для астрономии важно знать положение на небесной
сфер* каждой звезды; это достигается составленаемъ
зв!здиыхъ росписей или каталоговъ, въ которыхъ даются
прямое восхожден1е и склонен1е каждой звйды.
Первый астрономъ, составивипй звЬздкый каталогъ,
былъ Гиппархъ, живш1й около Т50 г. до Р.Хр., но его
каталогъ въ оригинальномъ видЪ до насъ не дошелъ.
Неожиданное появление новой звезды побудило
Гиппарха составить точную роспись звЪздъ съ той цЪлью,
чтобы потомство могло знать о всякой перем4н'Ь, про¬
исшедшей на небФ.
206
Птоломей, прославленный авторъ * Альмагеста",
ХИВШ1Й охоло 150 г, по Р.Хр., передали своему потом¬
ству первый звездный каталоги; этотъ каталоги является
древнкйшимъ изъ дошедшихъ до иасъ.
Въ ХУ ст. быль составленъ каталогъ зв-кздъ хняземъ
Самарканды Улутъ-бекомъ, внукомъ Тамерлана. Улугъ-
бекъ привлеки въ свою столицу всЪхъ знамеиитыхъ астро-
номовъ изъ всЬхъ частей свкта; онъ воэдвигъ въ Са-
маркандк величественную коллегию и обсерваторию, въ
которой постоянно занимались около 100 лицъ.
Каталоги Улугъ-бека является первыми послЪ ката¬
лога Птоломея, въ которомъ положения звЬздъ были вновь
старательно опред-Ьлечы.
Послк каталога Улугъ-бека начинается цклый рядъ
хаталоговъ, болЪе совертенныхъ. Последними каталогомн
въ дотелескопическое время является каталоги Гёвел1я,
напечатанный въ 1690 г. и содержаний 1564 зв. ; съ изо-
бр4твн1емъ же телескопа хаталоги стали появляться ча¬
ще и чаще.
Въ настоящее время звкздные хаталоги могутъ быть
раздклены на два рода:, съ одной стороны, каталоги,
которые заключаютъ въ себк точное положен:е избран¬
ники звкзди, (напр. каталоги перемкиныхъ звкзди, двой-
ныхи звкзди и т.п.), а съ другой стороны, каталоги,
содержащ1в списки всЬхъ звкзди до известной величины,
расположенныхъ въ некоторой части неба. При отомъ
не делается разница между блестящими (видимыми не¬
вооруженными глазомъ) и телескопическими звездами.
Ар.г.едандероми и его помощниками въ серед инк XIX
- Й07
в-к ха былъ предпринять исполинский труд» - составле¬
ние звездной росписи всЬхъ звЬздъ до 9-й величины
включительно;
эта роспись известна под» именем» Бою
некой росписи
314925 эв'Ьздъ.
( Вопгил) и содержит» -
Скоро стало очевидным», что при самой изуми¬
тельной выдоржк! жизни одного человека ухе недоста¬
точно для того, чтобы овладеть все возрастающим»
звездным» богатствомъ. Поэтому составился междуна¬
родный союзъ, Астрономическое Общество, которое по¬
ставило себ! главной задачей изготовлек!е обгаирной
росписи звЬздъ. Зонный каталогъ Астрономическаго Об¬
щества, надъ которымъ работают» уже нисколько десяти-
лЬт1й выдаюпЦяся обсерватор1и всЬхъ цивилизованных»
нац1й, будетъ фундаментальным» трудомъ для всЬхъ
времен». Каталогъ этотъ охватывает» звЬзды только до
9-ой величины, но въ немъ достигается возможно боль¬
шая точность.
По рЬшен1ю международной конференции 1887 г.въ
Париж! предпринято составлен!е фотографической жарты
неба; въ составлении ея принимают» астрономы всего
земного шара. Для каждой области неба, выделенной
определенным» образомъ, требуется приготовить три
фотографических» снимка; для каждаго-время экспоэигйи
иное, но точно предписанное. На этой карт! решено
нанести звезды до 13-й величины.
На пластинках» будутъ сделаны точный изм1рен1я;
таким» образомъ, снимки эти составят» каталогъ въ 3
миллиона звЬздъ.
- 208 -
Въ тесной связи съ составлением* звездных* каталогов*
находится ечетъ числа зв^зд*, но, къ сожал4н!ю, этотъ
вопросъ не им-Ьетъ даже самаго приближеннаго ответа
Вопросъ , на который можно дать бол*е оппвдЬленный
отвЪтъ, огоаннчон* условиями видимаго блеска, а именно
сколько зв-Ьэдъ каждой величины? Но даже и въ таком*
вил* вопросъ не иыЪатъ точного и въ то же время удовле
творительнаго ответа
Д*ло въ томъ, что между звЬздаии смежннх* вели¬
чин* существует* незаметные переходы, к н*тъ двухъ на¬
блюдателей, которые провели между звездами смежных*
величин* одну и ту же границу.
Затруднеи1е устраняется прим*нек1ем* метода, со-
стоящаго въ разсматриван^и зыздвыхъ хлассовь, какъ
непрерывно изменяющихся величии*, я въ наиточкЪйшей
ОЦ1ПК* блеска каждой звЪзды. При сравнен!» прежняго ме
тода, въ которой* блесяъ зв4здъ выражался гэлъ.чо ц4-
лнии числами, съ новым*, въ которой* блеск* звЪздъ из¬
меняется непрерывно, слЬдуетъ допустить, что прехн1й
блеск* звЪздъ н1воторой величины, выраженный старым*
способом*, выражается соответственным* числом* по но¬
вому способу. НаприкЪръ, средняя зв*эда 1У величины
будет* обозначаться не просто 4, а 4,0; средняя ав*ада
У величины числом* 5,0 (вместо 5). При таком* условии
самая блестящая звЪзда, которая при старом* способ*
обооиачеи1я причислялась к* 1У клаееу, по новому спо¬
собу будетъ имЪть величину 3,5; самая же слабая бу¬
дет* 4,5 величины.
Наиболее вероятные результаты иэсл*дован1й по
809
этому вопросу представлены въ следующей таблиц!.
:ло
всемь не
I кл.
(1-1,б)...19;видимы невооруж.глаз.
II '
(1,6-2,5).65; "
N
я
III,
(2,6-3,5).200; ”
Я
я
1У „
(3,6-4,5).490; *
М
я
У »
(4,6-5,5). 1400;"
Я
я
У! »
(5,6-6,5).4900; ’
и
я
УИ »
телеск. 0,9
ДЮЙМ. ВТ.. Д1Я.М.
ЯП,
6800
Я
1,5
я *г
IX ,
241000 "
я
3
н п
X .
723000 "
я
6
и я
XI >
2170000 "
я
10
И II
XII ,
6500000 "
я
16
н я
XIII,
19500000 *
я
25
я я
Х1У ,
58500000 "
я
40
я я
всЬхъ
Таким* обрааомъ
что число
мы видим*
превосходит* 7074; такт какъ въ
мохемъ видЬть только половину не-
число звЪэдъ, видимое над* гори-
3537. Если же принять вс ваима-
что у горизонта видимый блеск*
видимыхъ глазомъ, не
некоторый момент* ш
весной сферы, то общее
зонтом*, не превышаетъ
н1е то обстоятельство,
зв!здъ слабость вслЪдств^е поглощения лучей въ атмос¬
фер!, тс пойдем* иъ заключению,
можно видеть значительно меньие
что над* горизонтом*
3000 звйэд*
видимому блеску а»1
Раз смотрим* теперь, как* пс
можно судить об* их* относительных* разотоянгяхъ отт
Лист* 14-й., Описательная астроном!» Проф.
дит я. иканниадал,п ет- (Г-гресецкля м-ь.сяб. ~
210 -
земли.
Для этого мы предположит, что уменьшение ярко¬
сти звездъ пропорц!онально квадратамъ разстоян1й ихь,
яркости двухъ звездъ обраткопропорц1ональны
квадратамъ ихъ расстояний отъ земли. Отсюда, очевид¬
но, следовало бы ожидать, что более ярк1я звезды къ
намъ ближе, чемъ болЬе слабые Хотя это заключение не
подтверждается вполне и разстоян^я эвездъ, вычислен¬
ный при помощи параллакса, иногда соответствуют бо¬
лее слабымъ звЪздамъ, между тЪмъ какъ более яркгя не
представляютъ возможность определения ихъ параллакса,
однако въ общемъ сделанное нами предположение имЬетъ
значительную степень вероятности.
Принимая яркость звездъ перваго класса за едини¬
цу, мы для яркости звездъ какого-нибудь п-аго класса
получили выражен!е:
Называя среднее разстоянхе до звездъ I класса
черезъ М.И , а до пагокласса черезъ Мп. > въ силу
сделаннаго предположения получимъ
или
для разстсяк1я до звездъ ( п-4 ) кл. будемъ такимъ
же обраэомъ иметь
. ГЛ V’-*-
м„.,- 0?)
откуда выводиыъ
- 211 -
разстоян1я: Ми:^>М} = Т>" получимъ следующую таблицу
для относительных! разстоян!й земли до
звезде первых!
6-ти классов!.
Классы звездъ.
Видимый блескъ.
Разстоянге до
I
I
звезде.
I
2
0,40
1,58
3
0,16
2,50
4
0,064
3,95
5
0,026
6,25
6
0,010
9,89
Предположив! равномерное распределен!о звезд*, въ
пространстве и, называя число звездъ въ пространстве,
ограниченном! сферою рад!уса, равнаго I, черезъ К
мы будемъ иметь для числа звездъ въ пространстве,
ограниченномъ сферою рад1уса Ма , след, выражение:
(число искомых! звезде)» К (Мп)’
Изъ этого равенства следуете такое отношен1е:
или на основан1и формулы ( А )
Принимая П. = 8, получимъ по данным! Литрова:
О, е 77 794; О, 19 399.
Подставивъ эти цифры въ выведенное выражен!е,
мы получим!
о /1969!)
* 0,4003 - число, весьма близкое
к! $ , определяемому фотометрическим! путем!
212
3, ПЕРЕМЕННЫЙ ЗВЕЗДЫ.
Яркость нйкоторыхъ эвйздъ не остается постоянною,
а съ течен1емъ времени изменяется. Так!я звйзды на¬
зываются. переменными ИзмЬнен:я въ блеске бываютъ
правильный или пер!одическая и неправильный. Въ пер¬
вом!. случай яркость черезъ некоторый промежутокъ вре¬
мени опять дйлается прежнею и потомъ изменяется въ
томъ же порядкй; неправильная перемйнныя звйзды не
представляютъ определеннеес периода.
Переменная звйзды дйлятся на нисколько типовъ.
А) Звйзды типа Альголя ( рРетьн ) сохраняюсь
большую часть времени свой блескъ беэъ измененья; по
временамъ блекнуть и по достижении наименьшего бле¬
ска { Чп1па+тмтъ.'л ) возвращаются къ первоначальному
состоянию. Къ отому типу принадлежать: (3 Риге,, дТаки’
яд. Се|тке< а Эр.
Кривая измйнен1я яркости переыйиныхъ звйэдъ типа
Альголя представлена на черт.76, гдй за абсциссы
принято время, а за ординаты - соотвйтствуюпия ярко¬
сти Въ тений а эьйзда достигаетъ
своего блеска
213 -
I, Альголь ( [3 Рет5е«. ) Альголь - отс арабское
название звезды (1 Р«г$е1 ; Эль-Гуль - въ измененной
форм! Альголь - означаетъ "деионъ", который, по мнЬ-
Н1ю арабовъ, является сущеетвомъ дауличнымъ; это да¬
ло основан', е н'Ькоторымъ астрономамъ предполагать,
что арабы знали объ иэм-Ьненан блеска Альголя, но
такъ какъ до насъ не дошли ихъ наблюдения надъ этой
звездой, то мн-бнхе это остается проатымъ предположе-
Н1вМЪ.
Въ течен1в двухъ дней и одиннадцати часовъ Аль-
голь сохраняетъ свой блескъ безъ всякаго измЪиентя;
заг'Ьмъ блескъ уменьшается въ продолженье 4+ часовъ,
послЬ чего снова увеличивается и черезъ 4^ часа дости-
гаетъ первоначальной своей величины. Наибольшей и
наименьшей блескъ Альголя определяется въ 2,3 и 3,5
эв'Ьздной величины.
Первое определение переменности блеска Альголя
было удостоверено Монтанари въ 1669 г.; въ настоящее
же время измЪнеше его блеска хорошо изучено и уяс¬
нена причина явления.
Удивительная правильность, съ какою совершает¬
ся изыЬиен^е блеска, наводитъ на мысль, что причина
явления кроется въ затменги звезды темнымъ спутни-
комъ, обращающимся вокругъ пея; только при такомъ
предположении можно объяснить явление.
Пусть въ 0 (черт 77} находится центральная
звЪзда. О - полохен1е темнаго спутника въ то время,
когда онъ начинаетъ мало-по-малу закрывать централь-
214
кое светило, <□ по*
ложенте спутника,
когда онъ переста¬
ешь действовать на
яркость центральной
звезды.
Когда спутникъ на¬
ходится въ 0 или С
то яркость централь¬
ной звезды постоянно и
выражается на предыдущемъ чертеже ординатами А |У1м 1УР
Если мы будемъ знать радтусъ темнаго спутника и
расстояние между звездами въ долахъ рад!уса главной
звезды, то это дастъ намъ возможность определить
плотность звезды; разсмотримъ поэтому, какъ опреде¬
лить эти величины..
Пусть Дв (черт 78) изобража¬
ешь главную звезду, а СО
ея темнаго спутника въ моментъ
наибольшей фазы затыеи1я;
пусть рад!усъ главной звезды?
г К, , а темнаго спутника--Г
будетъ, когда звезда совсемъ
не затемняется спутникомъ; въ зтомъ случае площадь,
посылающая светъ, выразится черезъ П К*
блеска будетъ, когда площадь »7Т({г-ПУг;
Какъ мы уже упоминали, во время (зРсузсС
является звездой 2,3 величины, а во время ■пьигЬяыми'й.
- 215 -
3,5 величины; поэтому (см. пред,.гл. )
Отсюда
2.
или
/V X1 (”Л
/и
Такимъ
образомъ
V: ЯX,.
очевидно, что К< I и
1
Разсмотримъ теперь, какъ определить отношение
разстоянгя между звездами къ радтусу главной звезды
Примемъ орбиту темнаго спутника за круговую,такъ
объ эксцентриситет^ ея мы ничего не знаемъ.
ВС^Хо. Какъ известно, перхсдъ
К
уменыпен!я блеска Т - 10
Ясно, что
2о . Г = 1“ -
ЗЙо’" ч 70
2и х ЗНО" »
Изъ треугольника /113Р
ВО1 хяи<о
Пусть будетъ А (черт
79) положеи!л глазной
звЪзды, й положение
спутника въ иачал-Ь
эатмен1я, раэстоян1а
между центрами Ав-’Х
С- положенге спутника въ
концЬ затменхя, дуга
звезды И. 5 70 ; время
г Или.
С
им'Ьвмъ:
- ЙТ6 -
съ другой стороны,
1зо--Я-<
такъ что 'Н-у :х$1льо , откуда
г со«с^ или
$(гш
собеса ,
откуда 2=
и окончательно
зс»
Таиимъ образомъ, по характеру затыен<я мы
определили отношения радиуса темнаго спутника и от¬
ношение разстоянтя его до главной звеады къ рад1усу
главной звезды. Этихъ данныхъ достаточно, чтобы
решить вопросъ с плотности звезды по отношению
къ солнцу. Нужно заметить, что только звезды типа
Альголя дактъ возможность решить этотъ интересный
вопросъ.
, Вспомнимъ третей законе Кеплера, обобщенный
Нь^ономъ. а, ^+М1)
О,’’ {‘(Мчт)
Пусть будетъ й, - среднее разстояи)е земли
до солнца ;
- сидерический годъ^
Л - плотность его,
М масса солнца,
рад1усъ;
Тт> - масса земли »■
ыохно совсЪмъ отбросить,
съ точностью до 0,01?
I .
зТчйо инссы солнца ( иъ
если расчетъ производить
217 -
<Л-?с
М, - масса главной звезды; В, - плотность ея,
(У|г . масса темнаго спутника; Р2 плотность его
Тогда |У1:8,П$’Д , М.* ЛгкА; «Л
М,тМг. Ыа’о.А,): М’О А?
Подставляя найденныя величины въ вышонаписан-
ную формулу, будемъ иметь:
т’ЛУ ц^-эП (ССР^Ц)
к’?*' “Тдада
или после сокрашенгй
ту, ц1(Огк’О.;
С с
откуда
С|<А.
л да*
Эта формула строгая; сд-Ьлаемъ теперь допущение
что (),А=о ,то-есть1опрвд,Ьлим'ь какъ бы среднюю
плотность; тогда .
_0: тЧ
6 К*и*0*«?Г
Во второй части этой формулы все величины из-
вЪстння, поэтому можемъ определить^
Фогель въ Потсдаме при помощи спектральнаго
анализа на основании принципа Допплора - Физо дока-
залъ, что вокругъ Альголя действительно обращает¬
ся темный епутникъ, который при каждомъ своемъ об¬
ращен! и становится между нами к центральной звездой
- 218 -
и производить затменье
В/ Песемйнныя звЪзды краткаго периода съ бы-
стрымъ и п.ост.ояннымъц?м!неньемъ своего._блеска.
Къ этому типу относятся: р К А-улхл,
(Г СерН-е| и <1р
Переменность блеска (5 открыта въ 1784
г. Гудрике. Перьодъ измененья блеска въ настоящее
время происходить въ 12й 21 5325*4, но онъ из*
меняется: сто лЪтъ тому назадъ онъ былъ короче на
к. »п
2 40; увеличен!е перьода продолжается и до на¬
стоящего времени. Въ этотъ перьодъ эвЬзда дважды
вспнхиваетъ и дважды блекиетъ, при чемъ вспышки
одинаково сильны, а уменьшенья блеска различны,
въ одномъ случай больше, въ другомъ меньше. Яр¬
кость ея меняется между 3,5 и 4,5 зв величины,
при чемъ измененье яркости съ удивительной правиль¬
ностью повторяется въ слйдующемъ поряди!: въ тече¬
нье двухъ дней происходить вспышка и зв!зда отъ
4,5 величины достигаетъ 3,5 величины; зат!мъ въ
продолженье двухъ дней она сохраняетъ свой наиболь¬
шей блескъ, поел! чего она блекнетъ и черезъ два
дня уменьшается въ своемъ блеск! до четвертой ве¬
личины; поел! этого происходить вторая вспышка и
вторичное уменьшенье блеска до первоначальной ве¬
личины. Этимъ и заканчивается перьодъ.
Уменьшенье и увеличенье блеска идеть неправильно,
что ясно видно изъ кривой измененья блеска, по¬
строенной студентомъ Петербургскаго Университета
- 219
С .И.Б*лявскимъ по десятил'Ьтнимъ наблюдениям! С.П.
Глазенапа, Эта кривая блеска очень сходна съ той
кривою, которую полумиль В.В.Стратоновъ ИЗЬ СВОИХ!
Обратимся теперь кь вопросу о причин^ иэм'6нвн!я
блеска
Когда А А 6-клопольсн1й снял! фотограф!» спек
тра р Дугой и изучил! ее, то оказалось, что, во-
первнхъ, спектръ двойной и происходить отъ двухъ
источников! свЪта, и, во-вторыхь, когда лин1и одного
спектора смйщены въ одну сторону, то лин!и другого
въ противоположную Мало того, спектры, снятые въ
различные вечера, указывали на различный величины
смЪиенгй спектральных! ЛИИ1Й, НЬтъ, значить, соии'Ь-
н!я, чго р не одинокое светило, а двойное
СмЪщен1е лик1й спектровъ объихь зв-Ьздъ указы¬
вает! на ихъ движен1в въ противоположный стороны,что
и должно быть, если он! движутся подъ д1йств!емъ
взаимнаго тягот1н1я около общаго центра тяжести,
если одна звезда къ намъ приближается, то другая
должна удаляться. ДалънЬйтее изучение спектровъ об-
■ 220 -
яаружило периодическое измененье величин! спектраль
т>
ныхъ линьй, при чемъ перьодъ оказался равнымъ 12,9
именно какъ раз! тому перьоду, въ течение когораго
происходить весь циклъ иэмЬнеюя блеска р^-лал
Стало очевидным!, что измененье блеска находится
въ зависимости отъ движенья обьихъ звЬздъ р
Постараемся теперь объяснить, какимъ образом!
движем)е двухъ взаимно тяготЬющихъ зв'Ьздъ можетъ
вызвать наблюдаемая нами измененья блеска р
Вообразимъ себЬ, что вдали от! насъ находит¬
ся система двухъ зв’Ьздъ, образующих! р , онЬ
такъ далеки отъ насъ, что въ самые могущественные
телескопы система кажется одинокою, а не двойною.
Представимъ себЬ дальше, что движем!е происхо¬
дить въ плоскости, которая проходить черезъ глазъ
наблюдателя; въ гакомъ случаЬ при каждой! оборот!
должны произойти два затменья. при одном! положе-
ньи затмится одна звезда, а при другом! - другая;
если эвЬзды различной величины, то уменьшенье
блеска въ обоих! случаяхъ будетъ не одинаковое:
Построивъ эту гипотезу, необходимо доказать,
справедлива ли она. Изъ наблюдений надъ спектрами
оказывается, что моменты, когда лучевыя скорости
равны нулю, очень близки къ эпохам! хаименьшаго
блеска; такъ и должно быть; если изложенная ги¬
потеза справедлива такъ какъ во время затменья об!
звезды движутся по направленью, перпендикулярному
ив лхчу эр*к1Я к, «лЬд оватвлево, не НзмЬндютъ сво-
- 221 -
его разстоянгя относительно насъ, а такое движение
и характеризуется нулевою скоростью по лучу зрЪн^я.
Необходимо заметить, что одними затмен!кми нель
зя объяснить вс1хъ измЪненхй блеска звЬэды; если бы
тому причиною, то -
блескъ р
оставался бы постоян-
иымъ во все время
между двумя последо¬
вательными затмения¬
ми, а въ действитель¬
ности блескъ постоян¬
но и непрерывно изме¬
няется. Приходится
сдЪлатъ Гипотезу, что звезды окружены высокими атмо¬
сферами, въ которыхъ происходятъ приливы и отливы.
Астромомъ М1врсъ ( Муег? ) предположилъ, что
оба светила, составляют:я систему (3 суть эл¬
липсоиды вращеюя, больтя оси которыхъ направлены
къ общему центру тяжести (черт.81 ) и вычислилъ от
носительные размеры орбиты и св'Ьтилъ; онъ получилъ
числовые значения, изображенный на черт. 81. Эллип¬
соидальная форма произошла отъ вэаимнаго тяготЬн1я
подобно Тому, какъ водная поверхность земли прикима-
етъ такую же ферму вс время приливов*..
Резюме, Переменная звезда не одинокая,
а двойная, объ звезды, составляющей систему, движут¬
ся въ плоскости, проходящей черезъ землю; при иаж-
• 222 -
дом* ихъ оборотЪ происходят* два затмения: одно изъ
них* вызывает* большее уменьшенье блеска,другое мень¬
шее; вместе съ тЪиъ, въ атмосфер* происходить приливы
и отливы, которые вызывают* непрерывное изменен!е бле¬
ска |3 г^л'ае Изъ всЪхъ этихъ выводов* только послЪд-
иьй является гипотезою, остальные хе - достоверными
фактами.
Переменность Ц Л^-иДах, открыта Пяготомъ въ 1784
году. Перьодъ измененья блеска рявенъ 7^18 и отличает¬
ся правильностью; въ наибольшей яркости звезда дости-
гаетъ 3,Ь величины, а въ наименьшей - 4,7. Блескъ пе¬
ременной быстро увеличивается и медленно уменьшается,
при уменьшении замечается какъ бы вспышка, образующая
второй незначительный тохигиип,. Кривая изменения
блеска Ц Лсцм^аоизображсннаго на черт. 82
Переменность открыта Гудрике въ 1784 г,
' ? К т $
Перьодъ измененья блеска равеяъ 5 8 47 38,7. Въ наи¬
большем* блеск* звезда достигает* 3,7 величины, въ на¬
именьшем* 4,9. По порядку измененья блеска эта пе-
223 -
ремЬнная весьма сходна съ Г} Л<щл(ои.. Приводимая на черт.
83 кривая, составленная С.И.БЬлявскимъ, ясно изобража-
етъ порядокъ изм,Ьнен1я блеска
М1нен1ями блеска.
НаиболЬе замЬчательиыя зв-Ьзды этого типа:оСЛи
/С|^пс О С еТ> , названная чудесной или удивительной
-т1го1>|Аи ) по необыкновенно эначительнымъ измЬ-
нен!ямъ блеска, была открыта Фабришусомъ въ 1596 г.;
снъ случайно обратилъ на нее свое внимание, а именно то¬
гда, когда она ея не нашелъ на неб!: въ это время она
была въ -пъмъотлмп V своего блеска. Зат’Ьмъ про нее забы¬
ли, и только въ 1636 г. ФГольварда снова обратилъ на
нее вниман1в; тогда стало ясно, что звЬзда периодически
вспыхиваетъ и послЬ иЬкотораго блистан1я исчезаетъ,ста¬
новясь совершенно невидимою.
Пергодъ изм4нен1я блеска равеяъ 331, 3, въ течен1е
котораго М1*<и дсстигаетъ иногда звЬздъ первой величи¬
ны, иногда же всего пятой, въ яаименьшемъ блеск! она ле-
житъ за пределами видимости простымъ глазомъ, доходя дс
9-ой величины. Замечено, что величина периода подьерга-
- 224 -
ется нЪкоторымъ пер1одичвскимъ изм!нен1ямъ.
Посл!довательныя вспыхивания эвЪзды и ея исчезно¬
вения черезъ промежутки времени въ ТТ м!сяцевъ ставятъ
о 6т; совершенно особенно среди всЬхъ зв!эдъ небес-
иаго свода.
Спектръ ея оказался слохнымъ; повидимому, мн тутъ
им!емъ д!ло со многими светилами, съ группой свЪтилъ.
Подобный же характеръ изм!нен1я блеска имйетъ
; она названа также Д/кУа. Сччпл . Въ наибольшем!
блеск! она достигаетъ 5-й величины и видна простымъ
глазомъ, а въ наименьшем! заходить за пред-Ьлы 13 вели¬
чины и видна только въ самые могущественнее телескопы.
Перюдъ изм!нен1я блеска равенъ 406, при чемъ пер:одъ
этотъ не поетояненъ.
Ея спектръ также сложный и напоминаетъ спектръ но-
выхъ звЬздъ.
Для объяснения изм!нен1я блеска эв!эдъ этого типа
Локьеръ ) сд-Ьлалъ предположена, что тутъ мы
имЪемъ д!ло не съ отдельными светилами, но целыми роя¬
ми метеоритовъ, которые сами по себ! суть темныя тЬла,
но всл!дств1е постоянныхъ столкновен1й между собою све¬
тятся.. Если подобное облако движется вокругъ другого
такимъ образомъ, что по времеяамъ можетъ проникать въ
него, то иногда столкновения должны происходить чаще,
а зат!мъ снова становиться р!же. Двойное облако, кото¬
рое кажется намъ только точкой, при этомъ периодически
усиливает! свой блескъ. Усиленте блеска должно какъ
зто и показываютъ наблюдентя - совершаться эд!с» би-
зил
атр'Ье, ч4мъ ослабление, такъ какъ тйла., при столкнове-
н!и рагььляются быстро, но схлаждаются всегда медленно
Впрочем"» звезды этого типа находятся еще въ стадии изуче
н1я Набладатъ О С?Г< затруднительно, сна видима у насъ
только зимой У- Сицас мсжетъ быть наблюдаема съ успЪхоыъ
Д/ ПаремЛнныя съ небольшим. измененгемъ блеска и непра¬
вильными периодами.
Къ этому типу относятся звезды, не имТ.ющ|я никако¬
го закона въ изм4нен!и своей яркости и изм*няпя1я свой
блескъ весьма незначительно Большая часть ихъ пряяадле
житъ къ цвйтнымъ звЪздамъ, именно, красным!, что д!ла-
атъ неудобными наблюдения /дальтонизм! въ большей или
меньшей мЬрь/; единственный спссобъ наблюденья - фото¬
графии Переменные звЪэды этого типа мало изучены; причи¬
ны, пе ксторымъ сн4 вйчне измйнях'тъ свей блескъ, неиз=
В1СТНЫ
Къ этому типу относятся' о-Си.»яар<^их,ы. Иисы/ц»,
р Рдаобь, Ссрк(|, Ь и др.
4. МЕТОДЪ АРГЕЛАНЛЕРА ДЛЯ НАБЛЮДЕНЫ ПЕРЕМЪНШХЪ
ЗВЪЗДЪ,
При опред’Ьленьи стнесительной яркости зв4здъ а и !>
по яркости не отличающихся на много одна отъ другом,
глазъ наводится сначала на одну звйзду (а), которая
разсматривается де тЪхъ поръ, пока глазъ не воспримете
впечатленья всего светового дЪйствгя звЪзды; зат^мъ
глазъ, не будучи раздражаемъ никакими посторонними впо-
чатлФ.и1ями, бистре переводится на другую аэ'йзду (Я, ко¬
торая фиксируете* таким! же точно образомъ, кань я пар
Лист* Т5-й, Описательная яс1реном1я. Ппоф
ЛИТ. А. ИКОННИКОВ я п. ст- 6- ГРЕбЕЦКЧД 49 -Ь СЛГ-
- ЙЙ6
вая; после этого глазъ снова наводится на первую звезду
и это повторяется до тех* поръ, пока не оценится разни*
ца световых* впечатлений обеих* звезд*.
Едва заметную для глаза световую разницу между дву¬
мя звездами Аргеландеръ называет* степенью (5Ги^< ),.
Как* ни неопределенным* и неточным* кажется се перваго
взгляда подобное определение степени, однако многочис¬
ленный опыты показали, что почти у всех* наблюдателей
величина степени одна и та же, что колебав!» ея заклю¬
чены в* довольно тесных* пределах*, и что одна степень
приблизительно равна 75 разницы между яркостями звезд*
смежных* классов*, т..е. равна 75 звездной величины.
Для краткости записывания наблюден1й, что приходит¬
ся делать въ темноте, Аргеландеръ предложил* придерживать-
зяследующаго правила: если. напр., звезда а ярче звезды
Ь на две степени, тс следует* писать: а21? ; впереди
стоящая звезда ярче позади стоядей на число степеней,
помещенное между ними. Если же яркости звезд* а и 1>
равны между собою, то надо писать аЪ или 1>а
Каждое подобное наблюдете дает* нам* уравиен!е
вида:
в* первом* случае а • 2 :$ , или
а = 2 степ.
во втором* случае
а = Ь ;
Вследствие волнешй въ воздухе и вследствие мерца¬
ния, звезды постоянно меняют* блеск* Если кажется, что
блескъ двухъ звезд* совершенно одинаков*, или кажется при
- 227 -
сравнении блеска двухъ эвйадъ, что одна изъ нихъ тс яр¬
че, то слабее другой, и при томъ столько .те разъ ярче,
сколько слабее, тс блескъ ихъ принимается одииаксвнмъ
Если одна изъ звездъ кажется ярче другой на едва за¬
метную величину, или если при наблюдении замечается,
что едка звезда кажется тс ярче, то слабее другой, но
при томъ чаще ярче, чЪмъ слабее, то разница, въ блеске
какъ сказано выше, называется степенью и обозначается
единицею, Если одна звезда несомненно ярче другой, нс
разница въ блеске все-таки мала, такъ что по временамъ
отъ мерцан!я блескъ ихъ кажется одинаковымъ, то принимает
ся, что блескъ ихъ отличается на две степени. БольаИя
разности иогутъ быть оценены въ 3 и 4 степени, но наблю¬
дения при более значительной разности блеска имеютъ не¬
сравненно меньшее значение.
Для наблюдения пере менныхъ звездъ выбираются вбли¬
зи отъ последнихъ несколько звездъ различной яркости та¬
кимъ образомъ, чтобы одна отличалась отъ другой, какъ
на пять степеней, тте, на половину звездной величины,
и при томъ, чтобы яркость самой слабой звезды была не¬
сколько меньше той яркости, до которой доходить звезда
эъ свсемъ минимуме, /если таковой можетъ быть наблю-
даемъ/ и чтобы яркость самой яркой звезды была больше
той яркости, которую имеетъ наблюдаемая переменная звез¬
да ВЪ СВООМЪ Ттийпича-Ч.
Звезды выбранный такимъ образомъ, наз."звездами
сравнен!я", а яркости ихъ, выраженная въ степеияхъ)"шка¬
лою*
- 228
Шкала блеска звЪздъ сравнения составляется слЬдую-
щимъ образомъ: при каждом"» наблюдении переменная звез¬
да сравнивается ио крайнее хЬр* съ двумя "звездами
сравнения1, изъ которых#. одна слабее, а другая ярче пе¬
ременной звезды. Подобное наблюдение лредставляетъ
возможность определить относительный блескъ какъ по-
рем-Ьнной, такъ и звЬздъ сравнен:#
Пусть перемЬнная будетъ X, а звезда сравнения а
и Ь . Псложимъ, что по оц'Ьнк'Ь наблюдателя ии^емъ
X 3 а
Ь 2 X
что даетъ намъ два уравнения.
X - а + 3]
х - г . 2)
откуда Ь - а • 5
т?е. Ь ярче я на 5 степаной.
( А)
(В)
Принявъ яркость звезды а за некоторую произволь¬
ную величину, налр. О, мы яайдамъ, что яркость звезды
Ь будетъ равна 5; Яркость же зв-Ьздн X по двумъ уравне
нтямъ
[Л)\)(>пред'Ьлится сл-Ьдуюадимъ образомъ;
X : 0+ 3 * 3
X • 5 - 2 = 3
Такъ какъ перемЬнная можетъ быть наблюдаема и! -
сколько разъ между одними и тЪми же заЪздами сравне¬
ния з и Ь , то каждое иаблиден!» дастъ уравнен:» вида
(В), нс всл'Ьдствгв ошибокъ набл»ден:я разность Ь-а
въ каждомъ изъ няхъ можетъ, вообще, и не равняться 5
етеленямъ, ь быть нисколько больна или меньюе 5. Для
229
опред1ьлек1я в*ронтн4йшаго значен1я разности блеска
Ь - а берется средняя ариеметическая изъ всЪхъ опре
дкмвнтй.
х/
Предположимъ эатЬмъ , что для наблюден1я пере-
кгккной избраны звезды сравиемтя а, Ь, с и 1 . и что
наблюдениями опрод-клено
Ь - а ■ 5,0 степ. ]
С - Ь -- 3,7 " ... (о)
с1 - с • 1,8 " 7
Для получетпя акалы блеска нодостаотъ еще одного
условия, такъ какъ изъ наблюдений получаются только 3
отдельный разности (з), а неизэйстныхъ четыре. Примемъ,
поэтому, что блескъ одной изъ звЪэдъ сравнения выра¬
жается произволукыыъ числомъ, мапр. , полохимъ
а * 0 с теп. ... (Д)
Это узловге, змкотк съ тремя предыдущими (с), до¬
статочке для опредЪлви1я шкалы блеска звЪздъ сравнан1Я.
П-Ьйзтзителкно, мы иикеиъ
а ■ 0 степ.
Ь • а ♦ 5,0 ® 5,0 "
с • 1> + 3,7 - 8,7 "
й - с + 1,8 • 10,5 *
Составление шкалы блеска нисколько усложняется,
если кром-Ь четырехъ уравнений (С) и (Д), изъ наблюде-
н:й получаются еще другая разности блеска, напр. с-а,
4-Ь и Л-а; положимъ, наблюдения даютъ:
С.П. Глазенапы. Друзьямъ и лмбителямъ артроноити.
230
с - а • 8,5
Л -Ь - 5,3
4- а • II,I
Тогда для определения блеска четырехъ звбздъ икн¬
ется семь данннхъ Решен1е уравиеихй деляне произво¬
диться по правилам» теории вероятностей, а именно по
способу наименваихъ квадратов», что делается следую¬
щими образонъ.
Итак», пусть имеется 6 уравнений (а л о по пред¬
положение, не принииаамъ в* счете/ для определен!я бле-
ска трехъ звезде Ь , с и с1.
Ь = 5,0
13 наблюдений
с - 8,5
8
*
Л =11,1
ТО
и
С- Ь . з(7
15
И
<А-Ь = 5,3
13
4-< - 1,8
10
11
Рядомъ съ каждым»
► уравнвн1вмъ пишемъ и то число
наблюденхй, изъ котораго получены эти уравнения: весъ
уравнен!я принимается пропорцТональныыъ корню квадрат¬
ному изъ числа наблюдений.
При решении этихъ уравнений ихъ следует» предста¬
вить въ таксмъ виде, чтобы въ каждсмъ изъ нихъ были
все неизвестная, для чего вводят» неизвестная, кото¬
рых» гъ уравнении нетъ, съ коеффиц!ентомъ 0, тогда
урьвнен/л для онределен)я искомых» величия», называе¬
мый 'условиимн* будут» иметь следуюшуй виде
\/т0 с1 - т/То.С + О.Ь - 1,3.<10
- 231
Лз.с1
+ 0. С - у!хз.
Ь -и,з. /Тз
о. с1
+ \/Ть С *-/Г5
■ 3,7.Л5
^то.Я
+ 0. С + 0. Ь
= II, I. 1ГГ0
о. 4
+ \/8". с + 0 . Ъ
• 8,5 . <§"
о. А
+ 0.С * \[ХЗ- Ь
> 5,0.1/Тэ"
При р1лен!и этихъ уравнен;й по
способу наимень-
шихъ квадратовъ мы должны составить
гри "нормальная"
уравнения, и для этого сл-Ьдуетъ: 11
помножить каждое
уравненье на коеффиц1ентъ, при первой неизвестной с( и
сложить вс* произведения, сделав?, это, мы получимъ пер¬
вое нормальнее уравнен1в
33ь1 - 10 с - 13Ь =197,9 ... (I)
2) Помножить каждое уравнен;® на коеффицхентъ при вто¬
рой неиэв'Ьатной с и сложить всТ. произведенья; сД’Ьлавъ
это, мы получимъ второе нормальное уравненье
- 10 4. •+- 33 о - 15 Ь ж.105,5 ... (2)
и 3) Помножить каждое уравнение на коеффиц1онтъ при
третьей неизвестной Ь и сложить вс-Ь произведен!я; сд1-
лавъ это, мн получимъ третье нормальное уравнение
- 13 4 - 15 с + 41 Ъ •-59,4 . . . (з)
Затймъ нормальны» уравнения (I), (2) и (з) р&аа-
емъ обыкновеннымъ способом!, и для Ъ, о и получаются
сл+.дующ!я значения
I’ = 5,1; о - 8,8; 4 = 10,7.
Для перевода степеней, выражающихт, блескъ переменной,
въ звЪэдния величины, необходимо знать величины эв'ЬЗдъ
сравнен!я.
Пусть данная ви. "кт. эв-Ьздъ сравиеидл будетъ
- ЙЗЙ -
а, Ь, с, с1 , и т д. , а звЬодныя величины тЪхъ же зв+.эдъ:
и т.д. Пусть будетъ отношен!» одной звезд¬
ной величины къ одной степени, а некоторая разность,
происходящая оттого, что, по особенностямъ глаза наблю¬
дателя, последней ооЬниваетъ блескъ в.с^хъ зв-Ьэдъ боль¬
ше или меньше, чЪкъ въ шкал* звЬэдмахъ велччииъ. Въ
этихъ предположеи!яхъ переходъ отъ шкалы блеска згЬэдъ
сравнения къ шкал'Ь эвЪздиыхъ величниъ производится
помощь» следующей эависимости
5 т ц ытц
5*Ц=
5 тч
» ц : *”<
Для нахождения в1р<зяти4йшихъ значений 1 и
надлехитъ рЪШть эти уравнен1я по способу наименьшихъ
квадратовъ; для этого необходимо сначала составить два
нормальнмхъ уравнен1я:
т И И ,
И + ОЯцт
гдЪ выражения, стсяшя въ квадратныхъ скобкахъ, им+мтъ
Сл-Ьдуюшев эначензе
[а*]-- а,^а<>^с^а*♦•..
[а'] Т а ■» I -* с -• й1 * ■ •
[Ь11 г ^>,1+1Т'1-»кП0-ЬИ1ч+.-
[ат] » <Л1ъ1+Ьтг+Сги3ч-о1ц1ч->..
П • числу уравнен1Й
3»т*мъ рЪшен1в нормальннхъ уравнен!й даетъ намъ наивЪ-
233 -
. и Гат’] - ЙИ
V Н &Т* &] Ы
Когда X ” будут* опред!лены , не трудно уже найти
зв!здную величину переменной. Положим*, что блеск* ея
определен* по данной шкал! величинами
времен* ^1,^,..
Соответственная звездная величиям будут*.'
для времени I ■■
<■) - ■Ч-З 4’1
Подробная правила и порядок* наблюдения перемен¬
ных* зв!здъ, составленныя по поручен!» Русскаго Астрс-
нсмичесиаго Общества С.П. Глазенапом*, помещены в* I
выпуск! "Изв!ст1й Русек. Астр. Общества" , а также в*
книг! "Друзьям* и любителям* астрономии" С.П.Глазенапа.
5- НОВЫЙ ЗВЁЗДЫ.
Бывают* случаи - и довольно часто - что малая те¬
лескопическая зв!зда вдруг* начинает* увеличиваться в*
яркости, становится видимой для простого глаза и, уве¬
личиваясь, иногда превосходит* своею яркостью Юпитера
и Венеру, а зат!мъ, по проиеств!я н!которагс времени
яркость начинает* уменьшаться, зв!зда как* бы потуха¬
ет*.
- 234
Въ отличие отъ перем*нных* эе*зд* так!я зв*здн на¬
зываются новыми. Псявлен!е блестящей новой звЬзды всегда
производило глубокое впечатление на людей. Въ китайских*
л*топиояхъ, у древних* греческих* и римских* писателей и
летописцев* средних* в*ковъ часто встречаются описания
поямен!я новых*, прежде не виденных* зя*зд*. При описа-
н1и говорится, что поел* бсл*е дли мен*е продслжительна-
го блистания звезда исчезала, как* бы потухала, но опи-
сап1я эти часто туманны, так* что трудно отделить истину
отъ неправды.
Первое прекрасное и достоверное описая1е новой звез¬
ды принадлежит* Тихону Браге.
Возвращаясь вечером* П-гс ноября 1572 г домой из*
своей обсерватср!и, Браге былъ поражен* видом* яркой звез¬
ды въ сезв*зд!и Ка.сс1опеи .находившейся въ тс время въ зе¬
нит*. Зная прекрасно зв*здиое небо, Враге не ссми*вался,
что вчера еще этой зв*эдн не было и что замеченная им*
зв-Ьзда новая. Не довЪряя себ*, онъ призвал* знакомых*,
останавливал* прохсжихъ и спрашивал*, видят* ли они так¬
же новую блестящую зв*эду, которая, нич*мъ не отличаясь
но ви*шнрели от* других* зв*зд*. превосходила ихъ по яр¬
кости. Она такъ блистала, что видна была диемъ при пол¬
ном* солнечном* св*т4 и превосходила своим* блеском* Ве¬
неру и Юпитера.
Въ кони* декабря 1572 г ея блескъ начал* уменьшать¬
ся, въ январ* Т573 г зв**дя была 0x06*0 Юпитера, в* ап-
р*л* она уже стала звездой второй величиям, я въ март*
1574 г исчезла ее оставив* никакого видимаго сл*да сво¬
Л 35
его существоваи:я. Астрономической трубы въ то время еще
не было, а потому дальнейшая судьба новой звезды камъ хе-
иэвестиа.
Правда, было определено положен!е новой звезды, но
тяхъ какъ измерения въ тс время были грубы - производи¬
лись съ малой степеиыо тонкости, то поэтому, если около
указанной Тихохомъ Браге точки описать •круге вероятно¬
сти' . въ которому можете заключаться новая звезда 1572
г то этотъ круге схватите несколько телескопическихъ
звезда, к поэтому трудно сказать, которая изъ нихъ есть
наблюденная Тихоконъ Бреге.
Въ октябре 1604 г появилась новая звезда въ созвез¬
дии Змееносца; она блистала, какъ звезда первой величи¬
ны, превосходя по яркости даже Юпитера, однако хе долго
обладала столь зхачителъннмъ блескомъ, постепенно умень¬
шаясь въ блеске, сна исчезла въ начале 1606 г. За нею
также нельзя былс дальше следить, такъ какъ телескопа
еще не было въ рукахъ астрсиомовъ. Новая звезда 1604 г.
была тщательно наблюдаема Фабрицхусомъ, Кеплеромъ и др.
Кеплеръ описалъ ея блистанхе въ особой монографии.
Нсвыя звезды потсмъ были наблюдаемы много разъ, нс
до изобретен:я телескопа онй представляли предметъ про¬
стого любопытства и удивлеи1я.
После изобретен:я телескопа стали заниматься изуче-
н:емъ изменения ихъ блеска, а когда применены были епект-
роскопъ я фотография къ астрономическимъ наблюдем:лмъ,
то удалось раскрыть некоторая явленхя, происходящхя какъ
•• 236
въ самыхъ невыхъ зв'Ьздахъ, такъ и въ ихъ окрестностахъ.
Изъ мовыхъ зв'Ьэдъ самаго послЪдняго времени, къ ,<о-
торымъ быль примбненъ телескопь, фотограф!» и кпеитро-
скопъ, внимания заслуживаетъ звезда 1901 г., вспыхнув¬
шая въ сезв-Ьздхк Переел и открытая 8-го февраля гимнази¬
ст омъ У Киевской гимназии Андреемъ Берисяксмъ, а ни¬
сколькими часами позже Андерсономъ въ ЭдинбургЪ. До II
февраля 1901 г. Новая Персея увеличивалась въ блеск-Ь,
а съ этого дня начала блекнуть; падение шло очень бы¬
стро: въ март! она была 4-й величины, въ апр-Ьл-Ь - 6-й
и находилась на пред1л'Ь зр-Ьн1я. Въ конц! 1902 г. она
была звездой 9-й величины и стала постоянной звездой.
Область Новой Персея была сфотографирована 6-го
февраля - за два дня до псявлен1я звезды - дирежторомъ
обсерватер:и Гсрвардской коллегии въ америманскомъ
Кембридж^ 3. Пикерингомъ, а эатЪмъ ближайшей знимокъ
поел! замеченной вспышки быль сдкланъ 13 февраля; са¬
мым слабым звезды, изображения которыхъ получены на
пластинкахъ, не превосходятъ зв*здъ 11-й или 12-й ве¬
личины. На сними! 13 февраля изображение новой зв*зды
получилось въ вид! расплывчатаго пятка, а на схиих! 6
февраля на 4103* новой звезды ничего хе видно; сл-кдо-
вательио, вспышка Новой Персея произошла въ весьма кс-
ротж1й промежутокъ времени между 6 и 8 февраля, хотя
тонко указать, когда именно, нельзя.
Старались определить параллаксъ Новой Персея, ко
эти попытки хе увенчались успкхомъ; факты показывалтъ,
что параллаксы, хе мехьш1я 0*02, еще могутъ быть опре-
делены; твкъ какъ параллаксъ въ О"ОЙ соответствует!. раз-
стоян1ю въ 164 светсвыхъ гола, то Новая Персея во вслиомъ
случае не ближе этого разстояюя
Гейдельбергскьй астроиомъ Вольфа, спяль фотографию
Новой Персея при четырехчасовсй выдержке чувствительной
пластинки, и, когда онъ проявила ее, оказалось, что но¬
вая звезда окружена свЪтовымт. тумакомъ довольно значи-
тельныхъ размеров!. Это замечательное открыт! е было под¬
тверждено другими снимками. Измеренья положен; я отдель¬
ных! частей туманнагс пятна или свЬтсвыхт сгустковъ обна¬
ружили замечательнее явлен:е туианисе пятно увеличива¬
лось, расширялось аъ своихъ размерахъ; световые узлы уде¬
лялись отъ Новей Персея, какъ отъ центра Если определить
скорость ихъ движения и вычислить, когда они были сколе
самой Новой Персея, то сказывается, что все узлы, во пер-
выхъ, вышли изъ Новой Персея и, во вторыхъ, вышли изъ
нея одновременно и притомъ 7-го февраля. Оказалось воз-
можнымъ определить и линейную скорость движенья св!то-
выхъ узлевъ; оказалось, что узлы удалялись отъ звезда со
скоростью света, те со скоростью ЗООООСкил. въ секунду.
Спектръ Новей Персея оказался оложнымъ, ооотвЬтствую-
щимъ двойному источнику света.
Все это даетъ возможность построить .следующую гипо¬
тезу о причин! вспышки Новой Персея.
Невидимое для насъ светило влетало въ невидимое же
туманное пятно; значительная скорость движенья вызвала
сильное сопротивленье, отъ котораго засветилось газооб¬
разное веществ-о и само светило: и то и другое стало види-
238
мымъ.
Остается однако непонятнымъ, почему световые узлы
удалялись отъ Новой Персон, а затЬмь и быстрота этого дви¬
жется. Очевидно ,въ туманномъ пяти! произошло какое то дви¬
жение сайта, а не вещества.
Ясно, что и съ звездой должно было произойти ийнто
необычное; она сама отъ сильнаго накаливан1я должна была
превратиться зъ газообразное вещество.
И действительно, спектральные наблюдения показали,
что спектръ ея есть опектръ туманмыхъ свйтилъ.
Наблюдаю я новыхъ звйздъ производятся по тймъ же пра-
виламъ, какъ и яаблюдеюя первкйнныхъ зв’Ьздъ.
лвойныя звъалы.
Двойная звйзды - достоян;» новейшей, телескопической
астроном;»: некоторым зв-Ьада, кажущаяся невооруженному
глазу одиночными, въ зрительную трубу оказываются состоя¬
щими изъ двухъ или нйекслькихъ весьма близкихъ между со¬
бою зв’Ьздъ. Так1я звйзды называются двойными, тройными и
вообще сложными звйздами.
Различаются два рода подобныхъ зв’Ьздъ: оптически
двойныя и Физически двойная или сложная зв-Ьзды. Первый
представляются двойными только случайно вслйдств!е тоге,
что обй звйзды находятся приблизительно на едней ЛИН1И съ
нами, между тймъ, какъ на самсмъ дйлй онй находятся на
больщихъ разстояюяхъ одна отъ другой.
Вгорыя действительно близки другъ къ другу и пред-
ставляютъ систвму двухъ или нйсколькихъ солнцъ, которая
«вязаны между собою силою тяготЬн!» и обращаются вокругъ
239
своего общаго центра тяжести по законамъ Кеплера.
Двойныя звЬзды, видимая въ телескопъ, открыты Гали-
леемъ; первый же, кто наблюдалъ двойные звЬзды, быль
Вильямъ Гершель. Онъ думалъ сначала, что это только слу¬
чайное положение двухъ зв’Ьздъ, весьма близкихъ между со¬
бою, иными словами, первоначально снъ считалъ ихъ опти¬
чески двойными звездами, но когда со временемъ онъ сталъ
открывать все бслЬе и бслЬе двойныхъ зв’Ьздъ и въ н!кото-
рнхъ изъ нихъ зам-Ьтилъ движение, указывающее на физиче¬
скую связь, долженствующую существовать между двумя звез¬
дами едкой системы, тогда онъ убедился, что вероятность
существования оптическихъ двойныхъ зв’Ьздъ весьма незна¬
чительна.
ВпоелЬдствьи астрономъ Митчель математически дока-
залъ верность мн!н1я Гершеля. Раэсукден1я Митчоля следу-
ЮЩ1 Н . р
Допустимъ, что звезды распределе¬
ны въ небесномъ пространств! рав¬
номерно, такъ что близость зв’Ьздъ
только оптическая, Пусть до т’-
/ класса включительно имеется все-
1ерт&?. го и зв’Ьздъ.. тогда можетъ бить
всего оптическихъ паръ Пусть ЕК> (черт. 82)
изображавтъ небесную сферу, списанную рад;усомъ, равнымъ
единиц!. Пусть булет-ь А какая нибудь звезда на небесной
сфер!; для того, чтобы другая зв!зда В могла образовать
съ ней оптическую группу съ разстчян^емт. е1 , нужно, что¬
бы она находилась на поверхности сегмента, ограниченнаго
240
малыиъ кругомъ, пписаннкмъ изъ А, какъ изъ полюса, рад1-
усомъ с1 Вероятность V , что две эв-Ьздн будутъ находить¬
ся на поверхности такого сегмента,будетъ равна г.тношеи1ю
поверхности сегмента къ поверхности сферы. Такъ кахъ с1
вообще очень чало, то можно принять поверхность сегмента
за плвцадь круга радиуса с1 ; тогда у выразится въ виде
дг- 7Т.Я1. л1
т Тп Т
аиражаяхй. въ угловой мере, получимъ
Г = ^Яп‘Г
ВЪролтное число (V всЬтъ оптических* двойных* •в'кадъ бу¬
дет*.
с*=
Если м.» Я , то приблчэитвяьнс Ц= 100000 и въ круглых*
чиолахъ
При |3 г 32" - (^ - 32,‘ итакъ, изъ 100000 зв-Ьэдъ оптиче¬
ски двойныхъ, разстоянге между которыми не превышаатъ
32", всего только 32 пары. Посл-Ь Гершеля Василий Яков-
левичъ Струве много лЪтъ занимался кзсл1дован1омъ двой-
нихъ звЪздъ и даже до изв-Ьстной степени поставишь себ-Ь
задачей жизни изучен!е зтой области астроном1и. Его ка-
тнлогъ содержитъ болЬе 264! двойных» звЬздъ и вообще
сложных» састемъ, у которых» наиболее слабо св-йтялп еся
спутники не ниже девятой величины, а наибольшее разстся-
н!е между спутникам» и главной звездой не превышает»
32’.
- 241
Въ настоящее время известно болЬе 10000 двойннхъ
ЗВЬЗДЪ.
Наблюденхя, показывающая, что данная система
двухъ звЬздъ действительно представляешь мгръ, физи¬
чески связанный относительно двухъ зв'Ьздъ, его соста-
вляющихъ, производятся следующим, образомъ.
Пусть А (черт.83) одна
изъ звЬздъ разсматриваемаго на¬
ми >йра, В - первоначальное по¬
ложен 1в звЬзда спутницы (болЬе
слабой по яркости, какъ обыкно-
принимается) въ то время,
мы обратили внимая 1а на
м1ръ. Относительное поло-
двойнахъ зв-Ьздъ принято
венио
когда
этотъ
жен 1в
обозначать такъ: пользуются полярной системой коорди¬
наты, за начало которой принимаюсь главную звЬзду А
и полярную ось иаправляютъ къ сЬверноыу полюсу; раз-
стояние $ между звЬздами внражаютъ въ секундахъ.
Если связь между звЬздами физическая, то наблю-
ден1я показываютъ, что при положен1яхъ звЬздн В, В,
лин1Я, описываемая звЬздой, закручивается около глав¬
ной звЬзды; когда звЬзда опишетъ значительную часть
пути, то можно вычислить ея орбиту.
Если хе связь между звЬздами только оптическая,
то полохен1я ... составляю™ прямую лин1ю.
Изучение двойныхъ звЬздъ представляешь большой
интересъ, такъ какъ физическ1я двойныя звЬэды и толь-
Листъ 16-й. Описательная астроном1я. Проф.
лит. я.якаии «кобя , я. ег. в.п>евЕцяяя *»-*. сяг, -
- 242 -
ко оие даютъ возможность определить массы звездъ. Наи¬
более простая - оптически двойная
звезды, поэтому ихъ
и раз смотришь сначала.
фдТрчесМя лвоДиий. звезда
Уравнея1е прямой АВ следующее:
Пусть будете О
(черт.84) положе¬
ние главной звезды
^-положен1е звез¬
ды спутницы, пря¬
мая АВ изображаете
путь звезды, кото¬
рый и требуется
у=ах+Ь
Для каждой звезды необходимо определить коеффи*
агенты «ий, которые выводятся изъ наблюдений следу-
ющимъ образомъ
Изъ треугольника ЗОС имееыъ:
<;«(■) определяются изъ наблюдений; такимъ образомъ,
для кахдето иаблвден1я имЪемъ х и , и позтому полу¬
чится следующая система уравнений:
343 -
Эту систему решаем* по способу наименьших* ква¬
дратов*; нормальный уравкен1я будут*:
I. нЛ+-аИ - С']]
П. ЬИ*С*‘Ы>‘Й
Эти два уравнен1я даютъ наивЪроятнЪйшя значения
а. и Ь
Этимъ исчерпывается геометрическая сторона вопро¬
са; изложим* теперь динамическую сторону.
Мы имЪли уравнен1е
прямой АВ (черт.85):
у^ах+Ь
Съ динамической сторо¬
ны насъ интересует*
скорость двнхен1я
звезды спутницы въ I
год* и время прохождения на иаиближайпемъ разстояи1и,
что даетъ возможность вычислить параллакс*.
Изъ чертежа ясно, что с. ХОР -»• 90°
гд"Ь 0 Р -Ь А 8 ; далЪе, 0Р= = Ь из С9О“-0^ - Ь 51п в;
отсюда определяем*
Назовем* черв зъ Т. время прохождения звезды че¬
рез* Р-пер1астр1й; пусть въ моментъ звезда находи¬
лась в* Е и пусть Е0^,
ре = ?яп (е-©7
Для каждаго наблюдения известны и О ; мо¬
жем* вычислить, значить, правая часть формулы изв-Ь-
стиа.
Введем* время;
- 244 -
Р Е = (Г- Ъ) или
гд%^и< неизвестный величины,
I- время наблюдения, выраженное въ годахъ и доляхъ
года, напр,, 1908 + некоторая дробь.
При рЪшен1и по способу наимекьшихъ квадратовъ
пришлось бы возводить въ квадратъ больная числа, что
неудобно, поэтому вводятъ величину I' , полагая
1 = 1900 - ; тогда
^(1900 - х ^Яп(0-@рили
^.Т9оо - или
рШэоо- Г. ) -
Въ такомъ виде уравнен1е удобно для решен 1я,такъ
какъ величина р<(1900 - Л ) постоянная, хотя и не¬
известная; обозначимъ эту величину черезъ 2 ;
тогда 2-^ = $1п = С ;
Каждое наблюдение даетъ свое уравненге, и мы
получаемъ систему:
г- $4' -- <;
2’ ■- Ч
г-= Ч
2-?<
Эту систему решаемъ по способу наименьшихъ ква¬
дратовъ; нормальный уравнен1Я будутъ:
I пг^Й']=И
II -2[|'] + (и.[г'’]=-[Гс]
Изъ этихъ уравнен1й опрвделяемъ рс и 2 , а по
нимъ уже легко определить?; , такъ какъ 1900 —
245
и Г. «- 1900 -
Примерь наблюдения оптической двойной звезды.
Эта звезда занесена В. Струве въ каталога подъ
И 634 и обозначается такъ: 2 634 (вс* оптич. двой-
ныя звЪзды обозначаются буквой 2 )
; наблюдения ис-
правлены отъ ошибокъ.
е
о
1825,02 г.
348 31’,2
37’,01
1836,22
350 50,4
33,68
1858,37
354 49,2
26,18
1870,35
358 39,0
22,51
1880,25
2 7,8
20,43
1891,10
9 0,6
16,09
Т904.83
21 27,6
12,28
Вычислить по этимъ даннымъ
а, Ь,
Физическая лвойныя звезды. Какъ ухе говорили,
физическими двойными звездами называются так1я, кото-
рея всл'Ьдствге взаимиаго тяготей!» описываютъ эллип-
тическгя орбиты около общаго центра тяжести, но мы
центръ двихен1я относиыъ къ одной какой-нибудь звйздЪ,
называемой главной. Которую звезду принять за главную
д*ло условное; обыкновенно за главную принимаютъ бо-
Л1е яркую.
Плоскость орбиты эллипса можетъ находиться въ
какомъ - угодно положении относительно глаза наблюда¬
теля; общ1й случай - когда плоскость составляетъ ка¬
кой-нибудь уголъ съ лучомъ зрЪи1я; частные случаи -
когда плоскость орбиты перпендикулярна къ лучу зр*-
Н1я или совпадаетъ съ нимъ. Только въ первомъ ча-
246 -
стномъ слуха! мн вкдимъ действительную орбиту; во
второмъ хе частномъ слуха! (плоскость совпадаете съ
лучомъ эр!н1я) мы видиыъ только проехц!ю орбиты (ав!-
зда описываете прямую лин1ю); точно также и въ об-
щвыъ случа! мы видимъ только проекцию орбиты. Такъ
какъ въ общемъ случа! эллипсъ проектируется въ эл-
липсъ хе, то эллипсе, соответствующей действительной
орбит! звезды, наз. истиннымъ, пооеки1я хе ег о назы-
вае т ся видимымъ.
Пусть 0 (черт. 86) есть глазе наблюдателя;
плоскость орбиты истиннаго эллипса,не перпендикуляр-
наго къ лучу эрВитя^ОГ ; лин1и,
идущая изъ глаза наблюдателя къ
различимые точкамъ эллипса
можно принять за параллельный
лин1и, обраэующ1я поверхность
эллиптичесьаго цилиндра. Прове-
демъ плоскость, перпендикулярную
къ производящимъ этого цилиндра,
которая будетъ перспективной
плоскостью; полученная орбита
будетъ эллиптическая (въ ча-
случа! круговая); въ полученной орбит! глав-
Черт 86.
стномъ
пая звезда можете проектироваться и не въ фокус! эл-
липса.
Одной и той хе проекц!иСВ могутъ соответствовать
два эллипса ММ и М'№ , симметрично расположенные по
отиовенхю къ СВ и,крон! того, беэчисленное множество
Й47 -
эллипсов!, параллельиыхъ NN иММ'
Задача объ определен1И орбиты двойной звезды рас¬
падается на дв* части: I) определить видимый эллипсъ
и 2) перейти оть видимого эллипса къ истинному. Задача
описательной астрояом1и изучить видимый эллипсъ; пере¬
ход! хе отъ видимаго иъ истинному эллипсу - зодена
теоретической астроном1и, поэтому мы этого вопроса ка¬
саться не будемъ.
Обратимъ внимание на видимый эллипсъ.
Наблюден1я даютъ уголъ полохен1я 0 и раэстоян1вр
отнесенные къ различным! временам!.
Откладываем! наблюденные© и въ указанной систе¬
ма координат!, яо въ р'Ьдкихъ только случаях! получаем!
всю кривую; въ большинства случаев! имЪемъ только часть
дуги. Возстановлен1е всей кривой производится или ана¬
литически или графически.
Аналитическ1й метолъ впервые былъ применен! Дх.
Гершелемъ и изв1стенъ подъ его именем!. Онъ заклочает-
ся въ следующем!.
Возьмемъ облай видъ уравнен1я кривой второго по¬
рядка;
Изъ наблюдеи1й будем! имЬть
248
Такимъ образомъ, получимъ столько частныхъ эяа-
чентй для хим
сколько наблюдений. Если только
сделано только 5 наблюден!й, то получимъ пять уравне¬
ний съ пятью неизвестными; въ такомъ случае получимъ
точные коеффиц1енты р, у, . ... Если наблвден!й боль¬
ше, то неизвестные коеффицгенты пригодится вычислять
по способу наииеньшихъ квадратовъ.
Итакъ, имеемъ:
.<зС<*/3^ + уЯп^т^+^+1 = 0,
Изъ этихъ уравненгй ыожемъ определить 3 у, о«ь■
поэтому уравнение эллипса намъ будетъ известно и мы
,01м. + 0,1 ^ + -1 = 0,
можемъ построить эллипсъ по точкамъ.
Такъ, пусть, напримеръ х' ’ 0,1 ; тогда изъ урав
нентя эллипса будеиъ иметь:
+ Ь^'+ О
преобразуя, иаходимъ
ейгь А - 41 у + & ; Б - Ц0|ы. + 0(|4-г|
откуда легко находимъ для у. два зяачен!я; та¬
кими же образомъ находимъ и друг1я точки.
Этотъ методъ имеетъ практически неудобства:
решек1е системы уравнений съ пятью неизвестными очень
затруднительно, ио главное неудобство заключается въ
томъ, что если звезда описала небольшую дугу, то слу¬
чайный ошибки наблюдения имеютъ большое вл1ян!е на
249
результат!., такъ что часто получается не зллипсъ, а
гипербола или парабола или хе невозможный зллипсъ.
Удобеиъ хе этотъ методъ въ томъ случай, если эвйзда
описала большую часть дуги эллипса.
Графический методъ. Задолго до того времени, ко¬
гда звйзда успйетъ описать значительную дугу, мохяо
на глазъ очертить зллипсъ, а затймъ ввести поправку,
и такимъ образомъ дахе за цйлое столйт^е раньше, чймъ
мохетъ быть примйненъ аналитический методъ, изучить
орбиту двойной звйзды.
двй точки эллипса С и В
Возьмемъ опять въ общемъ видй
уравнен1е эллипса:
оС<’-+(5^-+ ^+^х+^ + 1 = 0;
Пусть х = О ; тогда
Если бы намъ удалось рйшить
это уравнен1е относительно^
то мы получили бы два значе-
Н1«у.
(черт. 37),
соответственно
но такъ какъ иоеф-
фиц1еяты и & намъ неизвестны, то мы постараемся ре¬
шить обратную задачу слйдующимъ образомъ. ИзмЬримъ
циркулемъ разстояиья отъ 0 точекъС и 0 начертаяиаго
на глазъ эллипса, то есть и , и по кзвйстяымъ
свойствам! корней жвадратиаго уравнеи1я иайдвмъ^иЬ
Представимъ последнее уравнение въ такомъ видй:
тогда
- 250 -
Положим* теперь г о ; тогда получимъ уравнение
о(х*ч-<Гх*4 - О
Циркулем* можемъ найти х, и ; тогда
и
Х.+=Ч ж - X , откуда <?= -
Итак*, мы определили и 2, ; остается опре¬
делить у , Возьмемъ какую-нибудь точку на нарисован¬
ном* эллипсе и, найдя циркулем* ея координаты, под-
ставиъ въ уравнение эллипса; тогда все будетъ изве¬
стно, кроме у , которое определится въ виде:
е - |+ оэг»*+ Р‘1’1* ^*з+
Наивыгоднейшее определение V будетъ тогда, ко¬
гда ►ноос'п-ггынт-
Этотъ способъ былъ предложен* въ 1889 г. С.П.
Глазенапомъ, который таким* образом* вычислил* 41 ор¬
биту двойной звезды, и вопрос* об* определен1и орбит*
двойных* звезд*, считавшейся до того времени очень
трудным* (служил* темой для магистерских* диссерта¬
нт), сделался совсем* простым*.
Первая двойная звезда, для которой была опреде¬
лена орбита, это
7. ОПРВЯМЕНТК МАССЪ ЛВОЙНЫУЬ ЗВЪЗЛЪ..
По третьему закону Кеплера, обобщенному Ньюто¬
ном*, имеем*:
о;
Хм+т?
где |У1 - масса солнца, принимаемая за единицу, Иг -
масса земли, принимая равной нулю, Г - время оораще-
251 -
н1я земли вокругъ солнца, сС - среднее разстоян;е земли
до солнца, принимаемое за единицу, (VI, и масон
звЪздъ, входящихъ въ двойную систему, - время обра¬
щена ихъ, О, - среднее разстоян1е между ними.
При этихъ обозначен1яхъ выше приведенная формула
принимаетъ видъ:
= О,5 , откуда
Мг =
Для двойннхъ звЪздъ разстоянхе между ними обыкно-
веяно дается въ угловой мЬр-Ь, намъ же нужно его вы¬
числить въ линейныхъ едини-
цахь.
Пусть среднее разстоянхе
между зв-Ьздами Е и /I (черт.
88) въ угловой ьгЬр'Ь будетъ
равно </ ; пусть, далЬе, $
будетъ полохен1е солнца,Т
земли, дГЕ&= р/параллаксъ/
-3 ЕА|ъ им'Ьеяъ:
’ откула
; такъ какъ не превышаетъ 20", то можемъ
а, = Д
а ЕТ5 имЪемъ: й = ^ткуда б - ~
0>
а,--^гзг‘
написать :
Изъ
или л=
Такимъ образомъ
«Г й^&Ы’= ± . Гйг4}
Р-81П1' Г
М.+ Мд, =
и
- 252 -
Такимъ путемъ мы получаемъ только сумму массъ.
Если бы намъ удалось определить прямую лингв, по ко¬
торой несется общ1й центръ тяжести двойной звезды и
положен!е центра тяжести и положен 1е каждой изъ звездъ
въ каждый моментъ, то изъ соот-
ношенгя
Мс - С0
СА
могли бы определить отноыеи1е
массъ, и тогда могли бы опреде¬
лить массу каждой звезды въ от¬
дельности.
Приведемъ несколько массъ (суммъ массъ) двойныхъ
звездъ, при чемъ масса солнца принята за рдиницу -
( Ч) г 4 )
70 Орк|чок,ь
Л СйгъГсцллХ
0,34
0,52
I, 6
2,00
3,24
5, 8
32, 7
8^ СЛОЖНЫЯ ЗВЪЗДЫ. КУЧИ звгздъ. ТУМАННОСТИ.
Кроме двойныхь звездъ, телескопе открываете намъ
тройная, чет верный и т.д. звезды-, называемым вообще
сложными или хратиыми звездами. Сложный звезды пред¬
ставляете также громадный интересе, но наши познаи!я
о кихъ еще весьма ничтожны.
• 253
Какъ на примйръ тройной звезды укахемъ на
5 Сапой; по внЪшкеыу виду она ничего особеннаго не
предотавляетъ: она простая звездочка 5-й величины, но
уже въ небольшой телескопъ она разлагается на двЪ зве¬
зды - 5-й и 6-й величины, отд'Ьлениыя разотоянтемъ въ
5"5; въ 1781 г. В.Гершель замЪтилъ, что главная звезда
Са+ютй сама состоитъ изъ двухъ звйздъ. Три звезды
этой системы обозначены буквами А|ВиС ■ ЗвЬздыДчД
составляютъ отдельную тйсную пару, въ которой звЪзды
разделены угловнмъ раэстояньемъ въ О’,6, третья звез¬
да С отстоитъ отъ пары Л и В на 5*,5. Зв'Ьзды А и В
описываютъ эллипсъ около общаго центра тяжести при¬
близительно въ 59 л-Ьтъ, третья же эв-Ьэда С медленно
движется вокругъ первой пары Д и В и полный оборотъ
соворшаетъ не менЪе какъ въ 600-700 л-Ьтъ.
Движение третьей звйзды С происходить неправиль¬
но и неравномерно. Если на лист! бумаги нарисовать ея
посл'Ьдовательныя положен1я относительно центра тяже¬
сти Д и В , то получится красивая узловая линтя (черт.
.90), одна петля которой описывается въ 17+ л-Ьтъ. 0т-
крыт1е этого любопытнаго факта сдйлано 0.В.Струве и
ОТГ37-С
независимо отъ него Фламыа-
рхоноиъ. Движенье третьей
зв-Ьзды и вообще всей тройной
системы было также изучено
проф. Зелигеромъ въ МонженЪ;
онъ вполнЬ подтвердишь пред-
положен1е 0. В. Струве о суще-
254
ствован^и четвертой звЬэды, вокругъ которой движется
третья видимая звезда
Такимъ образомъ мы имЪемъ передъ собою звЬздную
систолу, состоящую изъ четырехъ звЪздъ; простому
глазу вся система представляется какъ одна звезда,
въ телескопъ малыхъ размЬровъ видна двЬ звЬздн, въ
телескопъ больший. размЬровъ * три звЬэды и, иаконецъ
вычислениями доказывается существование четвертой
эвЪзды.
ЛУЗИ.ЛВШ'» (рис. 6)
р»в. 6.
представляютъ системы,
состояния изъ множе¬
ства звЬздъ, сгруппи-
рованныхъ вмЬстЬ и
связанныхъ между собою
вваимнамъ тяготЬнхемъ.
НЪиоторыя звЬздиыя ку¬
чи видны уже не воору¬
жены ымъ* г лаз омъ, йакъ, напримЬръ, плеяды въ созвйз-
Д1и Тельца; въ которыхъ нормальный глазъ раэлнчаетъ
6 звЬздъ, а болЬе зорк1в глаза отъ 7 до 12 звЬздъ,въ
зависимости отъ зоркости глаза. Для близорукихъ пле¬
яды кажутся свЪтовымъ пятномъ. Въ трубу съ объекти-
вомъ въ 41 д. въ этой кучЬ видно ухе 230 звЬздъ, а
съ помощью фотограф!^ ихъ обнаружено въ ней 2326
звЬздъ, изъ которыхъ самыя слабыя принадлежали ше¬
стнадцатому классу.
Плеяды представляютъ совершенно обособленную
группу звЬздъ, связанныхъ между собою общимъ проис-
255
хожденхемъ, общимъ движен1емъ въ небесномъ простран¬
ств* и взаимнымъ тягот*н1вмъ.
Первое точное изм*рен1в относительнаго положви!я
зв*здъ плеядъ было произведено Бесовлемъ. Зат*мъ по¬
добное же опред*лен1в было произведено помощью фото¬
графии Рутерфордомъ, Вольфомъ, Элькиномъ и др.
Изъ сравнен!я вс*хъ этихъ наблюден!й между собою
оказалось, что восемь зв*здочекъ группы ей не принад¬
лежать, а случайно расположена въ томъ же м*ст*; изъ
нихъ шесть лежать далеко за плеядами, а дв* - передъ
ними, такъ какъ у вс*хъ зв*здъ группы одно и то хе соб¬
ственное двихен1е, а у упомянутыхъ восьми зв*здочекъ
оно совершенно другое. Вс* плеяда одушевлена общимъ
движвн1емъ, вс* он* съ одинаковою скоростью несутся въ
безграничной вселенной, а восемь зв*эдочекъ им*ютъ ка¬
ждая собственное, особенное движен!е; очевидно, он* не
принадлежать къ групп*, а представляютъ независимая
отъ нея св*тила,
Въ последнее время въ знаменитой Гарвардской об-
серватор1ж въ американскомъ Кембридж* были изсл*дованы
спектры 40 наибол*е яркихъ плеядъ, и оказалось, что у
38 изъ нихъ совершенно одинакова# спектръ, а у двухъ -
другой; когда же опред*лили положен!е двухъ особенныхъ
зв*здъ, то оказалось, что это именно т* эв*зда, которая
лежать передъ плеядами и которая им*ютъ особенное соб¬
ственное движен1е.
Единство спектра плеядъ указываетъ на общее ихъ
происхождение. Вс* факта, полученные наблюден1ями, какъ
256 -
то: общность движенья, общность спектров*, все это
возможно только въ том* случая, если плеяды создана
изъ одного и того хе вещества и если при ихъ творенья
были одни и тЯ же условья. На это жв указывает* еще
одно важное явленье; это - туманное вещество, окуты¬
вающее вс» группу илеядъ. Первый слЯдъ тумакнаго ве¬
щества въ плеядах* былъ открыт* Темлелем* въ Венецьи
въ 1859 г.; по его описанью, оно занимало простран¬
ство длиною въ 35, а шириною въ 20 минут*. По слабо¬
сти своей оно не могло быть видимо другими астронома¬
ми, не имевшими возможности наблюдать его под* столь
дивным* небом*, каким* является небо Венецьи, вслЯд-
ствье чего открытье Темпеля сначало но признавалось.
ВпослЯдствьж открытье Темнели было подтверждено мно¬
гими наблюдателями, и наконец*, въ 1885 г. братья
Анри ( Неплл| ) в* ПарижА сняли портрет* плеяд*, вы¬
держав* двЯ весьма чувствительный пластинки по три
часа каждую; на пластинках* вполнЯ ясно вырисовалось
туманное пятно Темпеля и, нромЯ того, обнаружено но¬
вое около одной изъ наиболЯе ярких* эвЯздъ плеяд* -
Мии
Туманный пятна. Туманными пятнами называются не
большья пространства на небесном* сводя, который по¬
крыты как* бы легким* и слабо мерцающим* туманом*
различнаго вида и величины; хотя эти пятна имЯют*
чрезвычайно разнообразный вид*, но круглая и эллип¬
тическая формы преобладают*. Величина пятекъ также
различна: отъ нЯсколькхх* секунд* ока доходит* до нЯ-
- 257
сколькихъ градусовъ,
Некоторый иоъ этихъ туманностей въ сильная тру¬
ба разлагается на мельчайшая звЪзды и, следовательно,
представляютъ кучи звЪздъ; друг!я, несмотря ни на
какое увеличение, не разлагаются на звезды и оохраня-
ютъ видъ туманности даже въ самыя сильный трубы. Эти
такъ называемый неразложимая туманности отличаются
отъ звЪэдныхъ кучъ также и въ спектральномъ отноше-
Н1и: спектръ скоплений отдельиыхъ зеЪздъ - сплошной
и раздйленъ темными лин1ями, подобно солнечному
спектру, спектръ же керазложимыхъ туманностей имЪетъ
видъ спектра раскаленныхъ газовъ и по большей части
состоитъ только изъ четырехъ свйтлыхъ лин!й, которая
принадлежать водороду и азоту.
Изъ неразложимыхъ туманностей наиболее замеча¬
тельно туманное пятно въ соэвЪздти 0р1Она (рис. 7).
По красотЪ и величин^ съ нимъ можетъ сравняться только
Миог1е астроно¬
туманное пятно Андромеды.
Рис.7.
49-6.
мы трудились
надъ иэучентемъ
тумалнаго пятна
Ортона; мы им'Ь-
емъ классическте
труды Месье,
Гершелей - отца
и сына, Струве,
Ляпунова, Бонда,
Росса и др. Съ удивительнымъ старан1емъ воспроизводили
оии на бумаг* вс* подробности туманнаго пятна, кото¬
рые имъ удалось наблюдать и измерить.
Въ последнее время пришла на помощь фотография,
которая безошибочно изображаетъ мал*йш1я подробности
этой великой системы небесныхъ м!ровъ. На фотограф1яхъ
ясно обнаруживается спиральное строен1е туманнаго пят¬
на. Въ середин* туманнаго пятна находится Ориона,
которая въ самую незначительную астрономическую трубу
разлагается на четыре эвБздочки, составляющ!я характер¬
ную фигуру трапец1и, всл*дств1е чего она часто назы¬
вается просто "трапещей Ориона". При разсиатриваяьи
туманнаго пятна бросается въ глаза отсутствие св*тя-
щагося вещества вокругъ трапец1и; какъ будто ея звез¬
ды исчерпали все окружающее вещество при своемъ об¬
разовании, и вокругъ нихъ стала пустота. Что зв*здн
трапецти произошли изъ туманности Ориона, къ этому за¬
ключению пришли д-ръ Гигенсъ и его жена изъ спектраль¬
ных* наблюдений. Около другихъ эв*здъ туманнаго пятна
также замечаются пустоты, такъ что кажется несомн*н-
ныиъ, что эти посл*дн1я образовались не случайно:
зв*эды при своемъ образовании поглотили туманное ве¬
щество, котораго около нихъ не стало.
Туманное пятно Андромеды въ самые сильные теле¬
скопы не можетъ быть разложено на отдельный зв*зды и
кажется сплошнымъ съ бол*е яркимъ ядроыъ эллиптическа-
го вида въ середин*. Бондъ, хорошо изучивш!Й пятно,
открылъ въ немъ линейныя пустоты, существовав!е кото-
259
рыхъ было впосл^дств 1и подтверждено фотсграф1ей.
Когда проф. Шейнеръ въ Потсдам^ открнлъ въ спек-
тр-Ь туманности Андромеды темная линхи поглощенхя, по¬
добная линхямъ солнечнаго спектра, тогда стало ясно,
что туманность состоитъ не изъ гаэообразнагс веще¬
ства, а изъ скопленхя гроыадхгЬйшаго числа звЬздъ
солнечнаго типа. Система находится такъ далеко отъ
наоъ, что мы не видимъ отД"Ьльныхъ звездъ; иль блескъ
сливается и производить впсчатлЪнхе непрерывнаго
СВЕТОВОГО СХЯН1Я,
Истинные размеры туманности Андромеды намъ не¬
известны, такъ какъ неизвестно разстоянхе до кея.Если
однако, предположить, что туманность лежитъ на та-
комъ же раастоякхи, на какомъ лежать отдалениЬйихя
звезды, до которыхъ разстоянхе удалось определить,
то оказывается, что радхусъ туманности въ 162000 разъ
больше радхуса земной орбиты, равнагс 149 мил.-кил.
9. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ,
Если въ ясную безлухгную ночь смотр'Ьть на небо,
то легко заметить беловатую светящуюся полосу, какъ
бы опоясывающую наше звЪздное небо, и носядую, какъ
каждому известно, название "Миечнаго пути*. Полоса
эта разделяется въ одяомъ мЪстЬ на дв1х болЬе узкхя
полосы, который, пройдя некоторое пространство па¬
раллельно другъ другу, снова соединяются въ одну
общую полосу.
То, что глаэъ наблюдателя прйкимаетъ въ вид-Ь
260
неопределеннаго мерцан!я света, въ ограниченной из¬
вестной границей части неба, то въ сильные телеско¬
пы распадается ха неисчислимое множество мельчайшихъ
звездъ; следовательно, Мвечный путь представляете
звездное скопище огромныхъ разнеровъ.
Чемъ сильнее телескопъ, на темъ большее количе¬
ство звездъ разлагаете онъ видимый въ поле его зре-
Н1я тумане млечнаго пути.
Некоторый части Млечнаго пути отличаются осо-
бымъ изобил1емъ звезде, друг1я места более бедны
звездами; такъ, напримеръ, въ такъ называемыхъ -
"Уголькыхъ мешкахъ* совсемъ не видно звездъ, такъ
что эти места представляйте повидимому, какъ бы пу¬
стоты въ системе Млечнаго пути, который не заняты
звездами.
Изученге истиннаго строен1я Млечнаго пути со¬
ставляете вековую задачу астрономии. Со времени
В. Гершеля и до настоящихъ дней не прерывается ряде
самыхъ блестящихъ и ве высшей степени оригииальиыхъ
изыскан!# объ истинномъ строен1и Млечнаго пути. За¬
дача представляетъ затруднен1е въ томъ отношении,что
наблюдатель вечно видите звездное скоплен1е съ одхой
точки, и при томъ не вполне выгодно расположенной въ
смысле разрешения вопроса, а именно, наблюдатель на¬
ходится въ середине Млечнаго пути. Если бы окъ нахо¬
дился вне его, то вопросе, интерисующтй астрономовъ,
а именно, представляете ли Млечный путь перспективное
или действительное скопление звездъ, разрешался бы
- 26 Т
легко.
Изъ гипотезъ объ истииноыъ строен1и Млечнаго пу¬
ти сначала преобладали гипотезы о перспективномъ
скоплен1и зв'Ьздъ вдоль пояса Млечнаго пути, затЬмъ
ок! были отвергнуты, и ихъ мЬсто заняли гипотезы объ
истинкомъ скоплен1и зв'Ьздъ, иыЬющемъ форму кольца,
состоящего изъ звЬздъ.
Случайный наблюден1я, подтвердиып1я эту гипоте¬
зу, произведены, съ одной сторона просто глаэомъ, съ
другой - самой крошечной фотографической камерой.
Просто глазомъ замечены и зарисованы мельчайшая
детали въ очертан1яхъ, какъ-то: пустоты, свЬтовыя
сгущеная, полосы и пр., которая не могутъ быть объ¬
яснены, если мы остановимся на первой гипотезЬ, имен¬
но, на перспективномъ строен1и Млечнаго пути. Для
объяснения видимыхъ пустотъ, а ихъ не малое количе¬
ство, пришлось бы допустить, что въ небесномъ простран¬
ств! существуютъ коническ1я пустоты, вершины кото-
рнхъ совпадаютъ съ глаэомъ наблюдателя, а отверсткя
направлены на мЬста видимызъ пустотъ Млечнаго пути;
другого объяснения быть не можетъ; оно же является
настолько маловЬроятнымъ, что отвергается безъ вся-
каго коле бан 1 я.
Фотографическая наблюдения, еще болЬе утвердив¬
шая гипотезу о колоцевомъ строен 1и Млечнаго пути,
произведены америкаяокииъ астрономомъ Бернердомъ;
онъ получилъ фотографии Млечнаго пути помощью кро¬
шечной фотографической камеры съ объективоыъ въ 11
- 262
дюйма.
Па пластинкахъ, кромЬ зв'Ьздъ, отпечаталось изо¬
бражайте многихъ туманныхъ пятенъ, свЬтовое вещество
которыхъ окутываетъ цЪлыя области Млечнаго пути.
ТО.-ИГРЫ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ,
А). Планеты,
Нужно заметить, что мтры солнечной системы изу¬
чены гораздо лучше, чЬыъ т-Ь отдаленные свЬтила, съ
которыми мы познакомились въ предыдущихъ главахъ;
съ достаточной точностью известны ихъ объемы, плот¬
ности, элементы движения и пр.
Приведемъ числовых данныя, относящаяся къ пла¬
не тамъ и къ солнцу.
Спеднгй Д1ам. Сжа— Масса Ускорен,
дьаметръ въкил.тге Плотность сил.тяж.
0,37
4800
0
70000'00"
I
0,87
0,44
2- ■ 0,95
12100
0
"ГЛ 1150
0,95
0,80
б"- I
12756
2&Г 32^000
I
I
<У ■ 0,53
4- П,07
6770
0
I
■3093500
,1 ,
0,81
0,38
141300
1047,9
0,23
2,25
9,31
у.. 3,92
4,38
1
I
118800
т
1530
I
0,12
0,89
50000
9
54000
I
0,25
0,91
62200
9
Т4400
0,Т4
1,56
0. 10844
1.383200
0
I
0,25
27,62
263
Время обра-Звезд.обор.Сред.разст Наклон
щенгя во- въ средн, отъ солнцаЭксцен-орб. къ
кругъ оси.
сутк.
йГот. ТР‘
58 0,2056
108 0,0068
экл.
О
7 0
о ,
3 24
г-
88 (?)
224 (?)
87,97
224,70
0,39
0,72
5-.
23 56 4
365,26
I
149 0,0168
о’о’
<Г..
24 37 23
686,98
1,52
226 0,0933
а >
I 51
9 55 34
4332,59
5,20
773 0,0482
0 >
I 18
V
10 16
10759,24
9,54
1418 0,0561
а >
а 29
У
?
30688,39
19,18
2851 0,0464
0 1
0 46
п
Г
60181,11
35,05
4467 0,0090
I 46 ’
О- 25 - 27
Скажемъ теперь несколько слове о каждой изъ
планете въ отдельности,
Меркуртй. какъ видно изъ приведенныхъ числовыхъ
данныхъ, наименьшая изъ всехъ такъ называемыхъ боль-
шихъ планетъ; Меркур1й имеетъ наиболее эксцентричную
орбиту и наибольшей наклонъ последней къ эклиптике.
Такъ какъ Иеркургй никогда не отходитъ далее 29°отъ
солнца, то онъ после заката солнца или передъ его
восходомъ всегда находится вблизи сакаго горизнта,
и потому въ редкихъ только случаяхъ можетъ быть ви-
димъ невоорухеннымъ глазомъ. Меркурий имеетъ фазы,
подобный фазамъ луны. Время оборота вокругъ оси въ
выше приведенной таблице обозначено 88 дней со зна-
комъ вопроса, и вотъ почему.
Уже больше, чемъ сто летъ тому наэадъ, Шретеръ
и другие наблюдатели заметили на Меркур)и пятна и
полосы, который невидимому, не меняюгъ взаимнаго по-
264
лохенхя и по всей вероятности принадлежать къ по¬
верхности планеты. Наблюдатели замечали, что пятна
на Меркур!и появлялись каждый день всегда въ одиомъ
и томъ же положении относительно края диска или со¬
ответствующей фазы, а такъ какъ наблюден1я надъ
Меркур^емъ въ прежнее время должны были произво¬
диться со слабыми телескопами, которые не давали
отчетливыхъ изображений, и при томъ почти въ одни
и те хе часы дня, именно въ сумерки - въ перьодъ
видимости - и такъ какъ въ вти промежутки пятна
Меркурия представляли одинъ и тотъ же видъ, то от¬
сюда и выводили заключен!е, что Меркурий движется
приблизительно съ такой же скоростью вокругъ оси,
какъ и земля, то есть совершаетъ полный оборотъ
прибоиэительно въ 24 часа. Скхапарелли, который
наблюдалъ полосы Иеркурхя въ течение одного и того
же периода его видимости въ различное время дня,от-
крнлъ поразительный фактъ, что планета представляетъ
всегда одну и ту хе картину, следовательно, обраще¬
на къ солнцу всегда одной и той же стороной, подобно
тому, какъ луна къ земле, такъ что пергодъ обращения
вокругъ оси совпадаетъ съ перходомъ обращен!я во¬
кругъ солнца. Эти хе выводы подтверждаетъ и Лауэль,
наблюдавш1й пятна Меркурия при благопр 1ятныхъ усло-
В1яхъ. Нужно однако отметить, что вопросъ окончатель
но не рЪшенъ, такъ какъ пятнав ообще неясны», и на¬
блюдать ихъ можно съ большими трудомъ.
Венера - красивейшая и наиболее блестящая изъ
265
вс*хъ звйздъ на небесномъ сводЪ; она блеститъ иногда
такъ ярко, что бросаетъ замЪтную тЪнь. Венеру иногда
можно видЪть невооруженны!», глазомъ даже при полномъ
солнечною. блескЪ.
о
Венера отходитъ отъ солнца до 48 и потому по¬
ел! заката соляДа или до его восхода видна >®пр од олже-
нхе нЪсколькихъ часовъ. Такъ какъ она появляется
первой на неб-Ь поел! заката или исчезаетъ последней
передъ его восходомъ, то она получила назван1е утрен¬
ней и вечерней звезды. Она имЪетъ фазы, какъ и Мер-
кур!й.
Такъ какъ пятна, который наблюдались на планетъ,
представляютъ неопределенный очертаюя и наблюдаются
съ большимъ трудоыъ вслЪдств1е яркости планеты, тЪмъ
болЪе, что, вероятно, Венера окружена значительнымъ
и плотнымъ слоемъ атмосферы, то вопросъ о пер1одЪ
вращен!я вокругъ оси для Венеры является еще менЪе
рЪшеннымъ, чЪмъ для Меркур1я. Скиапарелли находить,
что Венера также обращена къ солнцу одной и той же
стороной и поэтому перьодъ обращен1Я вокругъ оси
совпадаетъ съ пер1одомъ обращен!я вокругъ солнца, то
есть равенъ 224дн. . Лауэль и Белопольский пришли къ
заключению, что пергодъ этотъ нисколько меньше, чЪмъ
224 ДН,
Маосъ. с!яющ1й красноватымъ цвйтомъ, изученъ го¬
раздо лучше Венеры и Меркур1я. Это первая по порядку
иэъ тЪхъ планетъ, которым могутъ находиться въ любомъ
положен!и относительно солнца и, слЪдовательно, мо-
- 266
гутъ быть видимы на ночномъ небй. Во время противо¬
стояли съ солнцемъ Марсъ настолько приближается къ
намъ, что его поверхность можетъ быть довольно под¬
робно изучена; въ этой области много трудился Скиа¬
парелли, который составилъ довольно подробную карту
поверхности этой планеты. На полюсахъ Карса видны
два бйлыхъ пятна, который увеличиваются и уменьшают*
ся въ зависимости отъ положения ихъ относительно соли
ца . Кроый того, на МарсЬ видны разный другая пятна,
вслйдств1е прозрачной атмосферы достаточно рйзко
очерченный; положения и очертанИ ихъ не изменяются,
такъ что весьма точно можно определить время обра¬
щения вокругъ оси. Марсъ имйетъ двухъ, чрезвычайно
малыхъ спутниковъ, которые были открыты въ 1677 г.
Асафомъ Холлемъ ( 'НоД-) въ Вашингтонй при по¬
мощи самаго большого въ то время рефрактора, и полу¬
чили впоелйдств1и назван!е Фобоса и Деймоса.
Марсъ въ это время былъ въ необыкновенно бла-
гопртятномъ положении для насъ, повторяющимся только
черезъ 15 лйтъ, а именно, онъ находился въ великомъ
противостоянии, то-есть Марсъ находился ближе всего
къ землй, а земля дальше всего отъ солнца.
Нужно заметить, что уже давно отыскивали одного
или нйсколькихъ спутниковъ Марса. Земля имйетъ одну
луну, у Юпитера въ то время были известны четыре
спутника; такъ какъ въ то время вообще любили зани¬
маться игрою въ числа, то было естественно предполо¬
жить, что Марсъ имйетъ двй луны; это мнйн1е выска-
267
залъ еще Кеплеръ. Въ 1726 г. Свифтъ въ своемъ энамени-
томъ фантастическомъ произведенья “Путешеств1е Гулливе¬
ра' разсказнваетъ о народа, который открылъ две луны
Марса; ближайшая луна отстояла отъ планеты на 3 ел
поперечника, дальнейшая на 5 поперечниковъ; время об¬
ращения ближайпаго спутника - 10 часовъ, второго -
121 часовъ. На самомъ деле разстоянье второй луны Мар¬
са какъ разъ такое, какое Свифтъ далъ для перваго
спутника, созданнаго въ своей фантазии. Времена обра¬
щенья спутниковъ - 7 ч. 41 м.ц.301 ч.
Понятно, что открытье Холля вызвало сенсацью.
Ближайш1й спутникъ - Фобосъ - дьаметръ котораго
не превосходить 8 к!т. , отстоитъ отъ центра Марса ме¬
нее чемъ на 2,8 его рад. и обращается вокругъ него
въ 7 ч. 41 м., то есть слишкомъ втрое скорее, чемъ
Марсъ вокругъ своей оси. Вследствье этого Фобосъ, въ
противолохность всемъ светиламъ, перегоняя суточное
вращенье планеты, восходить на западе и заходить на во¬
стоке.
Второй спутникъ - Деймосъ - отстоитъ отъ планеты
на 6,9 ея рад1уса и совершаетъ оборотъ вокругъ планеты
въ 301 часа; дьаметръ его не превосходить 91 Дт
Вследствье своей малости эти спутники даютъ воз¬
можность определить массу Марса съ большой точностью.
Юпитепъ наибольшая изъ всехъ планетъ, имеете видь
яркой звезды несколько хелтоватаго цвета. Ось вращенья
Юпитера почти перпендикулярна къ плоскости его движенья
вокругъ солнца. Пятна на Юпитере образуютъ по обе сто¬
268
роны экватора полосы, параллельный экватору; въ иаибо
лее сильные телескопы эти полосы представляютъ па¬
раллельные ряды облаковъ. Полосы эти довольно быстро
изменяются и иногда въ несколько часовъ принимаютъ
совсемь другая очертания, Пер1одъ обращен!ы Юпитера
вокругъ оси хорошо извЪстенъ, но представляете оообен-
0
иость: экватор!альная область заключенная между 10
северной и южной широты Юпитера, вращается въ течен1е
9 ч. 50 м., вся же остальная область въ течение 9 ч.
55 м. 34 с. . Нечто подобное мы видели у солнца,толь¬
ко тамъ пер!одъ изменяется непрерывно, здесь же име¬
ются перерывы.
Юпитеръ окруженъ восемью спутниками, изъ которыхъ
четыре были открыты Галилеемъ въ 1610 г. вследъ за
изобретен1емъ имъ зрительной трубы. Галилей назвалъ
ихъ въ честь своего покровителя Козьмы II Медичи
звездами Медичеевъ, но это назван1е не распространи¬
лось, и въ настоящее время ихъ обозначаютъ римскими
цифрами: I, II, III, IX, соответственно ихъ разстоя-
Н1ю отъ планеты. Пятый спутникъ, чрезвычайно малый и
находящейся въ непосредствекномъ соседстве съ плане¬
той , быль открыть въ 1892 г. Бернердомъ ( ВолпялоС )
съ помощью тридцати шести дюймоваго рефрактора Лик-
кской обсерватории; хотя этотъ спутникъ и находится
ближе всего къ планете, но во избежание путаницы его
обозначаютъ цифрой X. Остальные три спутника - фо¬
тографические.
Самый большой изъ всехъ спутниковъ - III. Дви-
269 -
жвн1в спутников* происходит* почти по кругам* в* пло¬
скости экватора планвтн; при своемъ движении спутни¬
ки часто попадают* въ тень планеты и затмеваются ею.
Затыен1я спутников* Юпитера дают* средство определять
географическая долготы мест* на земной поверхности.
Сатурн* - удивительнейшая жзъ всех* планетъ
вследствие!--системы колецъ, его окружающей. На поверх¬
ности планеты замечаются несколько полос*, который
параллельны ея экватору. Пер1одъ обращен1я вокругъ
оси известен* только с* некоторым* приближением*,
так* как* только изредка можно видеть на планете ка¬
кую-нибудь отметинку, которая при этом* скоро исче¬
зает*.
Сатурн* окружен* десятью телескопическими и
двумя фотографическими спутниками. Телескопическ1в
спутники, за исключен1вмъ самаго отдаленнаго, враща¬
ются вокруг* него въ плоскости экватора; орбита са-
а >
маго отдаленнаго наклонена къ экватору на 9 30 .
Ближайше спутник* отстоитъ отъ центра Сатурна на
3^1 его рад1уса, наиболее отдаленный на 59,6 раз.
Наибольш1й из* них* - шестой (Титан*), наимеиьштй -
седьмой (Гипер1онъ) Два новейших* спутника-фотограф
Кольцо Сатурна было замечено еще Галилеем*, но
онъ принялъ его за два спутника, такъ близко стоящ1е
къ планете, что почти касаются ее. Только Гюйгенс*
впервые распознал*, что имеет* пред* собою кольцо.
Въ настоящее время почти въ каждый телескопъ
средней силы можно видеть не только кольцо со свобод-
270
нымъ шаром* внутри его, но ясно также можно различить
темную лин1ю, разделяющую кольцо Сатурна на два кон¬
центрических* кольца. Эта лингя называется делен:ем*
или щелью Кассини по имени открывшего ее изсл-бдовате-
ля.
Ниже мы приводим* размеры сатурновой системы по
измерен1ямъ В. и 0. Струве.
Килом,
Секунды
А Р- вяешн 1 й рад 1ус*
внешняго кольца
139400
20",05
(ЗР-внутренней "
и «
121900
17, 65
СР-внешней рад:усъ
внутренняго ’
119500
17, 30
ОР- внутренн1й "
и и
99800
13, 00
рР- экватор 1альный
"-Сатурна ”
62100
9, 00
АВ-ширина внешняго
кольца
16600
2, 40
СО- " внутренняго "
29700
4, 30
ВС - " щели
3100
0, 45
ДО „ обоих* светлых* колец*
46600
6, 70
0р-удален1е внутренняго от* Сатурна
27600
4, 00
Гипотеза о строен1и кольца первый разъ была
высказана Лапласом*. Онъ говорить, что кольцо не мо¬
жет* быть твердым* по следующим* соображении*: если
допустить, что кольцо твердое, какъ спутники, то по
27 Г
III закону Кеплера скорость въ движении будетъ такъ
различна, что, какъ показывают* математические выклад
ки, кольцо, если даже допустить, что око изъ твердой
стали, должно разлетаться.
Что кольцо должно быть жидкиыъ, ЛаПласъ не до¬
казал*, ко въ его попытка доказать это Максвелль и
Гирнъ нашли ошибку; если исправить эту ошибку, то
для жидкаго кольца также получается отрицан1е устой¬
чивости. Если даже допустить, что кольцо жидкое, то
при той температурь, которая темь существует*, око
обратилось бы въ твердое и, значить, должно было бы
разлететься. и Ковалевская показали, что
устойчивое равновйсхе возможно только при существова¬
вши отдельныхъ твердыхъ частичекъ. Проверить этихъ
теоретических* выводов* въ телескоп* нельзя; един¬
ственный путь для проверки - спектральный анализ*, и
вот* Белопольский и Кемпбель взялись за разрешекхе во¬
проса и пришли къ тождественным* выводам*, а именно,
что кольцо Сатурна имеет* метеорное строен1е.
Почему мы видим* такъ резко границы и почему су¬
ществует* пустоты?
Въ "Небесной механике" доказывается, что если два
тйла съ налой массой вращаются вокругъ третьяго такъ,
что ихъ движенья соизмеримы, то не может* быть устой-
чиваго равновесия, и одно тЪло притянется, а другое
оттолкнется. Вследств1в этого частицы кольца, находя¬
щийся въ пустоте Кассини, тяготея к* спутникам* или
притянутся, или отолкнутсж, и таким* образомъ получат¬
272
ся рЪзк1я границы и пустота Кассини. Должка существо¬
вать область съ иаименьшимъ количествомъ частицъ -
это такъ называемая область Бонда.
Все это даетъ несомнЪиное доказательство метеорна-
го строен1я кольца. Къ этому можно прибавить, что самъ
Сатурнъ виденъ сквозь кольцо, а также звезды.
Уранъ. открытый въ 1781 г. В.Гершелемъ, еще мо¬
жетъ быть виденъ невооруженнымъ глазомъ, какъ звезда
6-й величины. О вращательномъ движан1и Урана мы не
знаемъ ничего положительиаго, но судя по движен1ю спут-
никовъ, оно должно быть обратное. Уранъ окруженъ четырь
мя спутниками, движенТе которыхъ обратное и орбиты
о
которыхъ наклонены къ орбитЪ планеты на 80
Непттнъ - самая отдаленная изъ всЪхъ извЪстныхъ
планетъ и уже не виденъ невооруженнымъ глазомъ; онъ
имЪатъ одного спутника, который обращается вокругъ не¬
го въ обратномъ направлении и въ плоскости, наклонен-
о
ной къ орбита Нептуна на 35 .
Малыя планеты. Еще Кеплеръ, разсматривая средн1я
разстоянья планетъ отъ солнца, который онъ опредйлилъ
на основаяХи своихъ захоновъ, эамЪтилъ что между Мар-
сомъ и Юпитероыъ, им-Ьется громадный, нич-Ьмъ незанятый
проыежутокъ. Если выразить эти разстолихя круглыми
числами въ десятыхъ доляхъ раэстоянТя земли до солнца,
то получится слЬдующ1й рядъ: Меркургй - 4, Венера - 7,
Земля - ТО, Марсъ - 15, Юпитеръ - 52, Сатурнъ - 95;
зд'ксь сразу бросаетря въ глаза скачекъ 15-52, и по¬
тому Кеплеръ вмсказалъ предположен^, что между Кар-
273 -
сомы и Юпитеромъ должно существовать светило, пока
для насъ невидимое.
Въ 1800 г. въ Лилтентал! собрались шестеро
зам'Ьчатвльныгь ученыхъ и образовали общество для
разыскания неизв!стной еще планеты. Они разделили
зодгакальннй поясъ на 24 части, распредЬливъ ихъ
между равнымъ числомъ наблюдателей.
ГИацпи изъ Палермо принадлежалъ къ числу чле-
новъ общества, составившегося для отыскан1я планеты
Вечерсмъ 1-го января 1801 г. внимая!е этого астроно¬
ма было привлечено небольшой звездочкой въ оозв-ЬздЬ:
Тельца, которой не оказалось въ иэвЪстномъ каталог!
неподвижныхъ звЪздъ. Въ сл!дующ1в дни онъ увид'клъ,
что наблюдаемая зв!зда перемещается, откуда онъ за-
ключилъ, что имЬетъ д-Ьло съ однимъ изъ членовъ сол¬
нечной системы, но оставалось невыяснениимъ, есть
ли это планета или же комета безъ косы. Наблюдаемая
зв!зда весною исчезла въ лучахъ солнца.
Л'Ьтомъ этимъ вопросомъ занялся Гауссъ, въ то
время еще юноша, мало известный, онъ придумалъ новый
методы для опред!лвн1я планетныхъ орбиты по весьма
немногимъ и весьма близко другъ за другомъ сл!до-
вавшимъ наблюден1ямъ, и приложилъ этоты методы къ
определен!» орбиты светила, наблюденнаго ГПацци.
Гауссы опред'Ьлилъ м!сто искомой планеты, напра-
вилъ на эту точку телескопы, и въ пол! зр!н1я, за-
мерцалъ новый ьпръ.. Планета эта названа была Церерою:
Листы 18-й. Описательная астроном’я, Проф.
/1ИТ. Л И КОН НИКО ВЯ, П- С1 Б- ГРЕ Б Е ЦК Л Й ^9-Ь Л Л Р '
274
разстоян1е ея при вышаприведенныхъ обозначентяхъ
выражает ся числомъ 28. Вскоре поел* этого были от¬
крыты еще 3 планеты: Паллада, Юнона и Веста, послЪ
чего прошло почти сорокъ лЪтъ, прежде чЪмъ найдеяъ
быль пятый астероидъ - Астрея,
Открытие мвлыхъ планетъ шло такимъ образомъ.
Въ пер!одъ отъ Т801 г.-1845 г.открыто 5 мал.планетъ
1847 -
1850
идя я
1851
1855
' 24
Я
я
1856
1860
" 25
я
я
1861
1865
" 23
я
я
1866
1870
’ 27
я
я
1871
1875
" 45
я
я
1876
1880
" 62
я
я
1881
1890
’ 83
я
я
1891
1900
’ 157
(фот
путемъ)
1901
-
1908
" 151
я
Я
Орбиты первмхъ малнхъ планетъ пересЬкаются въ одной
точк4,что дало возможность Ольберсувысказать гипо¬
тезу, что ыалыя планеты - суть осколки одной когда-
то существовавшей большой плане ты .(Гипотеза отвергнута.)
Массы астероидовъ такъ малы, что если бы число
ихъ было на ЮОО больше, ч*мъ сколько ихъ известно
въ настоящее время, то и тогда сумма массъ ихъ бы¬
ла бы въ 4000 разъ меньше массы земли.
Наклонность орбитъ малыхъ планетъ къ зклипти-
о
К% у многихъ^превосходитъ 10 , а у Паллады даже до-
ходитъ до 35 .
- 275
Есть планеты, который находятся очень близко
отъ Юпитера и Марса; Кирквудъ зам'Ьтилъ, что асте-
роидовъ не имеется въ тЪхъ ыЪстахъ, гдЪ пер1одъ дви-
хен1я долженъ составлять Ъ, 3 , пергодовъ
движения Марса и Юпитера, тге. гди пер1одъ число
соизмеримое съ пер1одомъ Юпитера и Марса.
Въ 1895 г. докторъ Витъ въ Берлина, директора
Урании, открылъ малую планету, порагивиую его бы¬
стротой своего движения. Когда была опред-кленв орби¬
та этой планеты, названной Эротомъ, то оказалось,
что часть ея выходить за орбиту Марса и лежитъ бли¬
же къ зеюгЬ, ч-Ьмъ орбита Марса, Эта планета очень
удобна для 0предЪлен1я разстоян!я земли до солнца
(определения солнечнаго параллакса).
Б. Кометы.
Кометы по большей части представляются въ ви-
д± обширной, бол’Ье или менЬе блестящей, но не ясно
ограниченной массы св'Ьта, называемой головою, обык¬
новенно болЪе яркой въ центра . Среднее светлое яд¬
ро походитъ на звЪзду или яркую туманность.
Отъ головы въ направлен;и, всегда противополсж-
номъ солнцу, идутъ расходящаяся полосы свЪта, кото¬
рый расширяются и блйднъютъ по м!ръ удаленья отъ
головы, Этотъ придатокъ-коса или хвостъ кометы -
им-бетъ иногда огромную величину; такъ, напр. коса
кометы 371-го года до Р.Хр , по Аристотелю, прости¬
ралась на 60° , а коса кометы 1618 года до Р.Хр, иьгЬ-
ла длину не менйе 104 .
- 276 -
Впрочем! коса не составляет! существенной
принадлежности кометы. Мног1я, весьма ярк!я коме¬
ты имели короткая косы, а нЬкоторыя являлись и
безъ косъ. Съ другой стороны, являлись кометы съ
нисколькими косами. Косы кометъ большею частью
принимаютъ криволинейную форму.
Число кометъ, который были наблюдаемы или о
которыхъ сохранились предангя, простирается до ни¬
скольких! сотенъ, Но принимая во внимавге, что до
изобрйтен1я телескопа замечались только так1я ко¬
мета, который бросались прямо въ глаза, что съ той
поры ежегодно открывается одно или два подобных!
гЬла, - нельзя не допустить, что истинное число
ихъ несравненно больше.
Мног1я кометы ускользают! отъ вниманхя пото¬
му, что весь путь ихъ заключается въ той части не¬
ба, которая для сйвернаго полушария бывает! надъ
горизонтом! днемъ. При таком! условии комета мо¬
жетъ быть видима только въ рйдкомъ случай полнаго
солнечнаго затмен1я.
Впрочемъ, некоторый кометы были такъ ярки,
что ихъ можно было видйть даже днемъ; таковы были
кометы годовъ: 1402, 1532 и 1843.
Маленькая кометы, которыя видны лишь въ тру¬
бы, самыя многочисленный; он! часто бываютъ безъ
хвоста и представляются въ вид* круглой, нисколь¬
ко вытянутой туманной массы, болйе сгущенной къ
центру, гдй, впрочемъ, не замечается ядра или чего
Й77
похохаго на твердое т*ло.
Это ясно обнаружилось въ комет* 1847 г., кото5
рая, проходя черезъ зв*зду, нисколько не уменьшила
св*та последней, между т*мъ какъ подобная же зв*зда
совершенно исчеэаетъ въ легкомъ туман* надъ поверх¬
ностью земли,
Некоторый изъ кометъ бываютъ видимы лишь нисколь¬
ко дней, друг1я - нисколько м*сяцевъ. Одна комета
им*етъ видимое движен1е прямое, другая - обратное,
третья совершаетъ весьма неправильный извилистый
путь. Он* не находятся, подобно планетамъ въ одной
части неба, но пересЬкаютъ его по вс*мъ направле-
Н1ЯМЪ.
Замечательно также изм*нен1е величины кометъ
въ продолжение того времени, когда он* бываютъ види¬
мы’; тогда он* появляются сначала въ вид* бл*дннхъ и
медленно движущихся т*лъ съ маленькимъ хвостомъ или
безъ него, но потомъ ускоряюсь свое движение, увели¬
чиваются и испускаютъ изъ себя тотъ придатокъ, дли¬
на и яркость котораго возрастаютъ вм*ст* съ прибли-
жентемъ къ солнцу до т*хъ поръ, пока комета не ис-
чезнетъ въ его лучахъ. Черезъ н*сколько времени он*
снова появляются съ другой стороны солнца и удаля¬
ются отъ него сперва быстр*е, а потомъ все медлен-
н*е. Въ перигел!и кометы являются во всеыъ своемъ
блеск*, и косы ихъ достигаютъ наибольшей длины. По
м*р* удаления отъ солнца движение кометъ замедляет¬
ся хвостъ ихъ меркнетъ или поглощает ся головою, ко¬
ЭТ8 -
торая постепенно все бЛ'КднЪетъ и наконяцъ скрывает¬
ся, въ больиинств'Ь случаевъ, навсегда.
Теор1я тяготЪн1я дала ключъ къ объяснен!»
этихъ движений. Ньютонъ, доказавъ, что т$ло, обра¬
щающееся вокругъ солнца, можетъ описывать всякое
ионическое сЬчегие, тотчасъ же замЪтилъ приложи¬
мость общихъ законовъ и къ кометнымъ орбитамъ.
Наблюдая комету 1680-го года, которая была
чрезвычайно близко отъ солнца (на разстоян!и,мень-
шемъ его д!аметра), Ньютонъ пров'Ьрилъ свою
теорш и нашелъ, что эта комета описываетъ около
солнца, какъ фокуса, эллипсъ съ такимъ большимъ
эксцентриситетомъ, что этотъ эллипсъ весьма мало
отличается отъ параболы. Такая орбита представляла
видимое движен1е кометы на всемъ протяжении ея
наблюдаемаго пути столь же удовлетворительно, какъ
орбиты планетъ.
Съ этой поры стало извЪстнымъ, что движения
кометъ и планетъ подчиняются общимъ эаконамъ и что
первая отличаются отъ вторнхъ только чрезмерной
длиной своихъ эллипсовъ, отсутствгемъ всякаго пре¬
дала въ наклонен!и плоскостей ихъ орбитъ къ плоско¬
сти эклиптики и недостатномъ общаго направленгя въ
ихъ движении.
Определен!е положения и разийрсвъ эллиптиче¬
ской или параболической орбиты, представляющей
движение данной кометы, соотавляетъ чисто геометри¬
ческую задачу.
279
Положен]э плоскости орбиты определяется отно¬
сительно ПОЛОЖ0Н1Я ПЛОСКОСТИ ЭКЛИПТИКИ; ЛИН1Я пе-
рвсЪчетя плоскости орбиты съ плоскостью эклиптики
называется линхею узловъ. а точки пересечения не¬
бесной сферы съ линхей узловъ называются узлами;
та точка, гдЪ комета изъ части своей орбиты, лежа¬
щей къ югу отъ эклиптики, переходить въ часть, ле¬
жащую къ сЬвору отъ нея, называется васхоляшимъ
уэломъ, а противоположная - нисхолящимъ.
Элементами кометныхъ орбитъ называются всЬ гЬ
величины, который вполнЪ опредйляютъ движеяхе коме¬
ты, и посредствомъ которыхъ можно для любого дан-
наго момента - прошедшаго или будущего - определить
ея положение въ небесномъ пр ост ран ст вЪ.
Къ злемеятамъ кометныхъ орбитъ относятся:
а) геометрические. зависните отъ положения въ
пространств^ - долгота вссходящаго угла Я , уголъ
наклонения плоскости орбиты къ плоскости эклиптики
I , долгота перигелхял,длина большей полуоси о-
и величина эксцентриситета е ;
б) линаиическхе. зависящхе отъ движенхя - вре¬
мя прохожденхя черезъ перигелий.
Такимъ образомъ, нужно определить 6 элементовъ;
если же орбита параболическая, ю в : I считается
изв'Ьстныыъ, и остаются только пять элементовъ, что
значительно упрощаетъ вычисленхя.
Въ 1797 г. Ольберсъ подарилъ наукЬ весьма про¬
стой способъ для опред'Ьленхя кометныхъ орбитъ по
• 280 -
тремъ полнымъ наблюдвн1ямъ надъ прямыми восхождв-
н!ями и склоненьями кометы и времени, въ которое
они ед-кланы.
По большей части оказывается, что движение ко-
метъ изображается удовлетворительно параболическими
орбитами, то-есть эллипсами, большья оси которыхъ
безконечны или, по крайней мкр к такъ длинны, что
при вычислении положений кометъ во все время, пока
онк бываютъ видны, незаметно ощутительной погрешно¬
сти, въ предположении, что ось эллипса безконечна.
Парабола служить какъ бы предкломъ между эл-
липсомъ и гиперболой. Комета, описывая эллипсъ,
какъ бы ни была длинна его ось, должна, удалившись
отъ солнца, снова возвратиться къ нему по истеченья
извкстнаго перьода времени, если не помкшаютъ тому
возмущенья, Между ткмъ, въ случай гиперболической
орбиты, комета, пройдя черезъ перигел1й, уже не
возвращается въ сферу нашихъ наблюденья, но уходить
въ друг!я системы. До сихъ поръ еще не доказано,
чтобы какая-либо комета действительно описывала
гиперболу, хотя и полагали, что кометы 1721-го и
1818-го годовъ двигались по такого рода кривой.
Кометы, которая появляются черезъ определенные
промежутки времени, называются пер!одическими. Въ
настоящее время достоверно известно около 27 такихъ
кометъ. Изъ нихъ только комета Галлея въ наиболь-
шемъ ея удаленья отъ солнца выходить за пределы ор¬
биты Нептуна; проч!я же далеко не доотигаютъ даже
- 281 -
орбиты Сатурна.
Все эти кометы наблюдались въ различный эпохи,
но для некоторыхъ кометъ периоды обращен1я обнима-
ютъ столет!я и даже тысячелЪт1я; такъ комета 1811
года совершаетъ свой полный оборот г. въ 300 лЪтъ.
Так1в огромные пер1оды, конечно, не могутъ быть
определены съ большой точностью, и потому о воз¬
вращении кометы мы не можемъ знать ничего полохи-
тельнаго. Сверхъ того, кометы, проходя близъ боль-
шихъ светилъ, могутъ претерпеть столь сильное воз-
мущен1е въ своихъ элементахъ, что изменять свои
эллиптическ1в пути на параболические или гиперболи¬
ческие .
Разсмтримъ замечательнейшая ихъ пер1одическихъ
кометъ.
Комета Галлея открыта Галлеемъ въ Англхи въ
августе 1682 г.; она быстро увеличивалась въ сво-
емъ блеске, развернула роскошную косу, но также
быстро поблекла и исчезла, будучи наблюдаема всего
26 дней.
Галлею первому принадлежишь трудъ составлен1я
каталога кометъ (еще до открыт!я кометы 1682-го
года), появившихся и наблюденныхъ до него, въ этомъ
каталоге заключается не только списокъ когда-либо
появившихся кометъ, но и элементы ихъ орбитъ.
Въ истор1и астрономхи комета Галлея играетъ
видную роль: она первая комета, д.те которой уста¬
новлена периодичность; пер1одъ ея - 76,29 летъ;
28Й -
ближайшее появление въ 1910 г.
Кома та Энке съ пер1одомъ въ 3$ года. Комета
эта отмрыта Каролиною Гершель, сестрой великаго
астронома В.Гершеля, 7-го ноября 1795-го года, но
известна въ наук! подъ именемъ кометы Энке, прило¬
жившего много труда къ изучен1Ю движенхя этой коме¬
ты.
ВпослЪдств1и комета была наблюдаема Понсомъ
въ 1805 и 1818 годахъ.
Изучая движение кометы, Энке замйтилъ особен¬
ное, въ высшей степени интересное явление, выражаю¬
щееся въ томъ, что пер1одъ обращен1я съ каждымъ ея
появлен1емъ уменьшается чего, въ сущности, не долж¬
но быть. При уменьшен1и пер1ода обращен1я уменьша¬
ется и большая полуось орбиты (по III закону Кеп¬
лера) и, слЬдовательно, уменьшаются всЬ размеры ор¬
биты. Если перходъ обращения, а вмЪст'Ь съ нимъ и
размеры эллипса будутъ постоянно уменьшаться, то не
дойдетъ ли уменьшение до того, что комета наконецъ
упадетъ на солнце? Изучение этого вопроса повело къ
уяснен!ю причинъ уменьшен1я периода обращения коме¬
ты Энке, - предмета въ высшей степени интереснаго,
которымъ занимались многие астрономы, главн'Ьйшимъ
же образомъ самъ Энке. Онъ пришелъ къ тому заключе-
Я1ю, что причина кроется въ сопротивлен1и движеигю
кометы той среды, которая наполняетъ пространство
нашей солнечной системы. Само собой разумеется, что
среда эта весьма разреженная и ей придали название
ЙВЗ -
эфира на томъ основании, что если действительно
существует! въ пространстве некоторое вещество, то
оно должно быть настолько же разрЪжено, какъ эфиръ
по понятГямъ древнихъ.
Такииъ образомъ особенность, представляемая
движеньем! кометы Энке, невидимому была удовлетво¬
рительно объяснена, и ученые вначале были склонны
видЪть въ ускоренья ея возвращенья къ перигелью
фактическое доказательство существованье эфира, но
другья перьодическья кометы не представляютъ въ
своемъ движенья ничего подобнаго. Новейшья изыска¬
нья академика Баклунда, директора Пулковской обсер-
ваторьи, приводятъ къ заключенью, что причина умень¬
шенья перьода кометы Энке кроется въ возмущеньях!
планетъ, который вначале не были приняты въ расчетъ
надлежащимъ образомъ, но окончательно этотъ вопросъ
не разрешен!.
Комета Лекселя, открытая Мессье въ 1770 г. ,
пришла въ солнечную систему двигаясь по весьма вы¬
тянутому эллипсу, приближающемуся къ параболе;
пройдя близко около Юпитера, она подъ вльяньемъ
возмущающаго действья последняго она получила резко
очерченный эллипсъ съ перьодомъ въ 5,6 летъ. Во
время удаленья отъ солнца она опять встретила Юпи¬
тера и подъ возмуп^ющимъ действьем! его стала дви¬
гаться, какъ показываютъ вычисленья, по гиперболе,
такъ что навсегда ушла изъ нашей солнечной системы.
Комета Бьела. Эта слабая комета, откры-
- 284 -
тая 27-го февраля 1826-го года австр1йскимъ ма10-
ромъ В1ела заняла выдающееся место въ науке, благо¬
даря удивительным. явленьямъ, въ ней происшедшимъ.
Появившись какъ одинокое, обособленное светило, она
зат’Ьмъ раздвоилась и исчезла; когда снова она встре¬
тилась намъ, .то приняла уже другой видъ: она пред¬
ставилась въ виде дождя падающихъ звЬздъ.
Вкратце истор!я ея следующая.
После открытая кометы Б1ела были вычислены
элементы ея орбиты и определенъ ее пер1одъ, который
оказался равннмъ 61 г, Въ 1832 г. комета появилась
опять и была наблюдаема, но ничего особеннаго въ
своемъ вяешнемъ виде комета не представила, Следую¬
щее приближение состоялось въ 1839 г., но въ этомъ
году комета все время оставалась въ лучахъ солнца
и вследствие этого не могла быть видима,
При следующемъ появлен1и въ ноябре 1845 г.че-
р»зъ мйсяцъ после ея открытая она представила заме¬
чательное явление, она раздвоилась и была названа
"кометами-близнецами", Фактъ раздвоения былъ открнтъ
въ Америке; въ Европе объ этомъ узнали только въ
январе 1846-го года.
Когда "кометы-близнецы" скрылись, самъ собою
напрашивался рядъ вопросовъ:
Г) когда произошло дроблен1е кометы? 2) какая
причина раздвоен!я кометы - есть ли это следств1е
внешнихъ причинъ или внутреннихъ, какъ, напримеръ,
взрыва?
- 285 -
3) что будетъ съ кометами - близнецами въ будущетеъ,
то-есть,будетъ ли разстоян1в между ними постепенно
увеличиваться или же кометы будутъ обращаться около
общаге центра тяжести, двигаясь въ то хе время во¬
кругъ солнца? ВсЬ эти вопросы тогда не им'Ьли отве¬
та, такъ какъ фактъ дроблен1я кометы наблюдался
впервые и поракалъ своей необычайностью, а поэтому
астрономы съ нетерпЬн1емъ ждали новаго появлен1я
кометъ-блиэнецовъ" въ 1852 г. Въ 1852 г, " кометы •
близнецы" представляли удивительное измЪнвн1е свое¬
го блеска: то одна изъ нихъ была ярче, то другая;
раэстоян!е между ними увеличилось. Изм^нен1е бле¬
ска затрудняло точное изучение ихъ движея1я, такъ
что явилась некоторая неопред-бленность при сравне¬
нии наблюдений 1846-го г. съ наблюден!ями 1852 г.,
и главный вопросъ о причин^ дробленая кометы остал¬
ся безъ ответа. Въ 1859 г. кометъ не удалось ви-
дЬть всл^Ьдств^е невыгодного положен1я относительно
солнца, такъ какъ во время своего приближения къ
землЪ онЪ оставались въ лучахъ солнца. Пришлось
ждать 1877-го г. За трудную работу - предсказать
точнее положение кометъ при новомъ появлен1и въ
1866 г, взялся Юрьевский проф. Клауэенъ. Кометы
разыскивались на указаиномъ Клаузеномъ ьЛст'Ь, но
тщетно: оиЬ не были видны. Кометы пропали и вмЬсто
разр’Ьшен1я вопросовъ явился новый неожиданный во¬
просъ: куда делись кометы?
Орбита кометы Б1ела пересЬкаетъ земную орбиту
- 286 -
въ той точи*, где земля бываетъ ежегодно 27-го
ноября по нов. стилю; следовательно, если комета
вступить въ эту точку 27-го ноября, то произойдетъ
встреча земли съ остатками кометы. Въ 1872 г. ожи¬
далось вступление остатковъ кометы въ указанную
точку пересеченТя орбитъ земли и кометы 27-го ноя¬
бря. Въ этотъ день въ обоихъ полушар1яхъ падающая
звезды сыпались съ неба въ такоиъ изобилии, что на¬
блюдатели не успевали ихъ сосчитывать.
Явлен1е было названо звезднымъ дождемъ. За¬
рисованные пути падающихъ звездъ все выходили изъ
одной точки, лежавшей въ созвездии Андромеды.,
Произведенными расчетами доказано, что если
бы комета была видна, то она именно появилась бы
въ той самой точке; такимъ образомъ не было сомне¬
ния, что наблюденный падающ1я звезды являлись
остатками кометы Ыела и что земля погрузилась въ
метеорный потокъ, образовавшийся изъ кометы.
Обращен!е кометы Б тела вокругъ солнца несколь¬
ко превышаетъ 61 летъ; двойной обороте несколько
пре вышае тъ 13 летъ. Вследств1е этого можно было
предполагать, что черезъ два оборота, то-есть въ
1885 г., когда 27-го ноября земля вступить въ точ¬
ку пересечения орбитъ, она снова встретится съ
остатками кометы Ыела, вытянувшимися въ довольно
длинный метеорный потокъ, что действительно и опра¬
вдалось: 27 (15) н. во всемъ северномъ полушарти
можно было наблюдать необычайное количество падаю-
- 287 -
ЩИХЪ ЗВ'ЬЗДЪ.
СлЬдующая встрЬча съ потокомъ могла произойти
въ 1898 г., ио ухе такого обильного потока, какъ
въ предыдущихъ встрЬчахъ, не наблюдалось. ВЬроятио,
метеорный потокъ перемЬстился по орбитЬ и прошелъ
черезъ земную орбиту до или послЬ 27-го ноября.
Итакъ, комета, бывшая одинокою, раздвоилась и
исчезла, - исчезла для насъ оттого, что разложилась
въ метеорный потокъ и стала невидимою. Земля встре¬
тилась съ потокомъ 27-го ноября 1872 и 1885 годовъ
и въ это время наблюдались сильные звЪздные дожди.
Комета Докати, (рис. 8) открытая Донати 2-го
1юня 1858 года, достигла такого блеска и величины,
какого не запомнятъ астрономы: столь блестящей ко¬
меты въ историческая времена никто не видалъ.Хвостъ,
Рис. 8 •
или коса, кометы
Донати охватывалъ
' 0
♦
дугу въ 65 ; коме
ж
тою можно было
любоваться съ кон¬
/
ца августа до на-
Ж
| чала декабря.
I Комета Донати вы¬
л
кинула двЬ косы:
одну почти пря-
нелинейную, состоявшую изъ полого конуса, ограничен-
к&го отчетливыми свЬтовыми краями, и другую изог¬
нутую и имевшую форму громедиЬйшаго опахала, Тща¬
- 288 ■
тельно зариоованныя очертания косъ кометы Донати
дали впосл,Ьдств1и материал* для изучения причинъ
и порядка ихъ образован!я.
Физическое строен!е и причины дроблен!я
коме тъ■
Кометы обладаютъ громаднымъ объемомъ и ничтож¬
ной массой. Плотность и масса кометъ такъ малы,что
французы называютъ кометы ' Хей т,1е^а " -
"видимое ничто,гтакъ какъ кометы не производясь ни¬
какого замЬтнаго ВЛ1ЯН1Я на двихен1е планетъ, встре¬
чающихся на ихъ пути. Когда кометы закрывайте звез¬
ды, то лучи света,какъ мы уже упоминали, проходятъ,
нисколько не изменяясь. Если допустить газообразное
строен1е кометъ, то оне должны были бы поглощать
светъ, но этого не наблюдается.
Самое вероятное предположен1е о фиэическомъ
строении кометъ, что кометы состоять изъ мелкихъ
частицъ материи, какъ кольцо Сатурна. Предположивъ
такое частичное строение кометъ, разсмотримъ меха¬
ническое действие движен1я кометъ вокругъ солнца.
Подъ действ1емъ притяжен1я солнца частицы ко¬
меты стремятся отделиться друге отъ друга, вслЪд-
ств!е чего при приближении къ солнцу комета должна
различаться на составная части и темь более, ч1мъ
чаще она проходить около солнца и чемъ ближе про¬
ходить къ нему, если не предположить только, что
взаимное притяженте частицъ более разлагающей силы
солнца, но последнее мало вероятно. Въ самомъ Д'Ьл'Ь,
299
представимъ себ4, что въ афел:и орбиты въ видЪ
чрезвычйно растянутаго
эллипса, находится и'Ькото-
рый объемъ, .чапримЬръ, сфе-
роидъ к’. (черт. 92) въ ко-
тороиъ помещается масса от-
дЪльныхъ твердыхъ космиче-
скихъ частицъ, составляю¬
щих'» комету.
Изъ всехъ частицъ сфе¬
роида самый ближайше я
къ солнцу
«сходиться аъ
ленныя въ
будутъ
Ь ; ясно, что первый
о. , а самая отда-
частицы описываютъ
меньштй зллипсъ, и подвергаясь
большой притягателт-
ной сил!; солнца, должны двигаться быстрее частицъ
К , обходящихъ солнце по внешнему эллипсу, боль¬
шему, ч'Ь.мъ внутренней, въ пер^одъ времени яТ.
Положимъ, что пертодъ обращенья частицъ (о. ) на
д5(Т меньше Т . Тогда спустя одинъ оборотъ,
частица ( «• ) (для простоты беремъ одну частицу)
опередить частицу ( !з ) на всего пути; череэъ
500 оборотовъ частицы разойдутся на разстоянье Д1а-
ме тра орбиты, а черезъ 1000 оборотовъ пойдутъ снова
некоторое время параллельно другъ другу, въ то вре-
ся какъ всЬ другая частицы сфероида |ъ въ силу твхъ
же причинъ будутъ занимать различный промежуточный
положения на орбит!, кометы, такъ что сфероидъ посте¬
пенно удлиняется я переходить изъ К въ формул, К^ТС, ,
Листъ 19-й. Описательная астроном1я.
ЛИТ Я ИКОН Н И К 0 8Я, П. СТ 8 ГРЕ1ЕЦКАЯ М-, Н9-(> СПб. _ Т"— - —
290
пока отдельный частицы, его составляющ1я, не ра¬
зобьются настолько, что расположатся на протяже-
Н1и всей орбиты, образуя собою эллиптическое оже¬
релье вокругъ солнца. Когда эти частицы влетаютъ
въ нашу атмосферу, мы видишь падающая звбзды.
Предположим!,, что въ комет-6 имеются два цен¬
тра тягот6н1я, къ которым* тяготбнге больше раз¬
лагающей силы солнца. Въ этомъ случай комета раз¬
делится, а каждая полученная часть будетъ существо¬
вать отдельно и подвергаться вышеописаннымъ вл1я-
Н1ямъ, то-есть перейдетъ въ метеорный потокъ, что
и случилось съ кометой Втела.
Комета эта вытягивается, разстоян1я между
частицами увеличиваются, и поэтому видимый блескъ
слабее; въ конц* концовъ комета обратится въ мете¬
орный потокъ.
Бразильский астреномъ Л1э открылъ въ 1861 г.
двойную комету, а комета 1889 г. почти на глазах*
астрономовъ раздробилась на 4 части. Такимъ образомъ
теоретическая разсужденхя подтверждаются наблюде¬
ниями .
Косы кометъ,
Вопросъ о природ* и причин* образован!я комет¬
ных* иосъ эанималъ величайшее умы.
Начиная съ Кеплера, было высказано много ги¬
потез* о строенги кометъ и ихъ косъ, однако первое
обстоятельное послбдованте по этому вопросу принад¬
лежит* доктору Ольберсу, который въ мемуарахъ о
29 Т
большой кометы 18П г. высказалъ гипотезу объ от¬
талкивательной силЬ солнца, какъ причина, произво¬
дящей эти дивные придатки кометъ. Поел! Ольберса
мпог1е астрономы, какъ, наприк'Ьръ, Бессель и Цел-
льнерь, занимались тбмъ хе вопроеомъ, но особое
развит!» онъ получилъ въ последнее время въ тру-
дахъ 9.А. Бредихина. Сущность его изсл-Ьдован1й ми
и приводииъ ниже.
Наблюден1я показываютъ, что коса кометы -
1) лежитъ всегда въ одной плоскости съ орбитой;
2) направлена всегда въ сторону, противоположную
солнцу и 3) обращена выпуклостью въ сторону движе-
Н1Я.
Такъ какъ вс! плоскости кометннхъ орбитъ про-
ходятъ черезъ солнце, то центръ солнца является
единственной точкой, общей всЬмъ кометнымъ орбитамъ,
и, следовательно, если образование косы вызывается
д^йств1емъ какой-нибудь внешней силы, то она можетъ
лежать только въ общей точкЬ кометныхъ орбитъ - въ
центра солнца,
Такъ какъ косы кометъ направлены всегда въ
сторону, противоположную солнцу, то нЬтъ сомнЪнхя,
что вещество отталкивается какою-то силою. Если
бы сила была притягательная съ коеффицгентомъ, рав-
нымъ ныотонханскому, то частицы двигались бы по
той-же орбит'Ь; если бы была притягательная сила съ
коеффиц1ентомъ, большимъ ньютонханскаго, то частицы
двигались бы внутри кометпой орбиты, но этого ни¬
293
когда не наблюдается Вещество, составляющее косу
кометы,не представляетъ одного ц-Ьлаго съ головою и
ядромъ кометы, а выбрасывается изъ ядра и затЬмъ
летитъ въ небесномъ пр ос транств^. Подобное явлен1е
им’Ьемъ на землЬ: дымъ паровоза не составляетъ н-Ь-
что не раздельное съ машиной, а по выходЪ изъ тру¬
бы движется независимо отъ нея.
Если примемъ ньютоньанскув силу притяженья,
действующую на единицЬ разстоян!я, за единицу, то
вообще для всякаго разстоянья эта сила выразится
черезъ гдЪ у- есть разстоянье между разсматри-
ваемыми частицами. Если же на частицу д-Ьйствуетъ
кромЬ ньютоньанской силы притяженья еще какая-ни¬
будь отталкивательная сила рл. , подчиняющаяся так¬
же закону квадрата разстояньй, то частица будетъ
находиться подъ вльяньемъ силы, равной разности
первыхъ двухъ, то есть подъ вльяньемъ силы
Если ^и< | , то Т - > о и общьй результатъ
будетъ притягательный, частицы будутъ притягивать¬
ся. Если уь =. 4, то I - рь =0 и частицы будутъ
двигаться подъ дЬйствьемъ только инерцьи - прямо¬
линейно и равномерно. Если О I, то |-рл.<0
и частицы будутъ двигаться подъ д^йствьемь оттал¬
кивательной силы
Разсмотрииъ механическую причину образованья
кометныхъ косъ.
Пусть кометная орбита представляется парабо-
293
лой, по которой движется
комета въ направленья
ДВС (черт.93).
Скорость движенья бу-
детъ увеличиваться съ
приближеньемъ къ пери-
гелью и досгигаетъ
т«Х|^пи^тг1 о. ВЪ пери-
гельи.. Пусть рь г I;
тогда въ точкахъ А,0,
С, ^...отделятся частицы,
которая по закону инер¬
цьи будутъ двигаться
по касательной прямо¬
линейно и равномерно,
при чемъ частицы, от¬
делившаяся въ В будутъ
двигаться скорее, чЬмъ отделившаяся въ А , отде¬
ляет ьяся въ С скорее, чемъ въ В и т.д. , такъ какъ
скорость движенья частицъ возрастаете съ приблихе-
ньемъ къ перигелью,
Если соединимъ синхроническья частицы, то и
получимъ косы, которыя будутъ выпуклы и будутъ ле¬
жать вне орбиты.. При дальнейшеыъ движенья не полу¬
чится симметрьи, и коса
ный на чертеже,
Если предположить,
объяснить происхожденье
детъ более выпуклой
будетъ иметь видъ, показан
что I, то и тогда можно
косы, только последняя бу-
294
Сопоставивъ наблюден 1я надъ нисколькими коме¬
тами, въ положен^ косъ которыхъ замечалась оттал¬
кивательная сила солнца, Бредихинъ открылъ три ти¬
па кометныхъ косъ.
Къ первому типу принадлежать кометы съ прямо¬
линейными косами, направленными почти по рад1усу -
вектору въ сторону, противоположную солнцу. Вто¬
рой типъ составляютъ кокеты съ длинными, искривлен¬
ными хвостами, составляющими съ рад1усомъ - векто-
о
ромъ уголь въ 45 . Наконецъ третей типъ составляютъ
кометы съ короткими и бол'Ье искривленными косами,
ч’Ьмъ кометы второго типа.
Такимъ образомъ, если отъ извЪстнаго типа от¬
талкивательной силы эависитъ известная форма косы
кометы, то, обратно, по формЪ косы можно судить о
величин^ или тип'Ь отталкивательной силы, которая
въ нЬкоторыхв единицахь выражаете* следующими чи¬
слами :
I типъ 12,0
II типъ
III типъ
2,0
1,7
1,0
0,9
■0,5
0,4
0,3
0,29
<0,28
Бредихинъ не входить въ раземотр^нте сущности
- 295 -
этой силы. О природЪ отталкивательной силы Пелль-
неръ первый внсказалъ следующую гипотезу. Онъ го-
воритъ, что всл-Ьдствье особой атмосферы кометъ,
возникающей оттого, что кометы переходить изъ об¬
ластей, находящихся въ различных^ услов!яхъ - изъ
далекихъ пространствъ въ близк1я къ солнцу - (пла¬
неты приблизительно въ одинаковыхъ услов!яхъ), воз-
никаютъ электрическья силы, при чемъ ул. зависитъ
отъ массы кометъ: молекулы большего вЪса будутъ от¬
талкиваться съ меньшей скоростью, а молекулы бол'Ье
лечк1я получать большую скорость. Если мы сопоста*
вимъ атомные вЪса водорода и углерода съ отталки¬
вательной силой перваго и второго типа, то мы уви-
димъ, что силы обратнопропорц1ональны атомнамъ вЬ-
самъ эткхъ элементовъ; атомный вЪсъ же.гЬза обратно
пропорц1оналенъ сил-Ь третьяго типа. Словомъ, про¬
изведение атомнаго в-Ьса на величину силы есть ве¬
личина постоянная (по Целльнеру).
Полагая, что для косъ перваго типа, состояще¬
го изъ частицъ водорода, сила ул = Т2, мы можемъ
эту силу вычислить и для другихъ элементовъ по ихъ
атомному в'Ьсу. Следующая таблица содержитъ величи¬
ны этихъ силъ для нЬкоторыхъ изъ болЪе распростра-
ненныхъ элементовъ.
- 296 -
Элементы, Атомн.вЪо.
Элементы.
Атомн.в'Ьс.
н.
I
12,0
,4
32
0,4
Ь
7
I,'?
а
36
0,3
С
12
1,0
11, С«
40
0,3
N
14
0,9
Ге.Со.Л»
57
0,2
0
16
0,8
Си
64
0,2
24
0,5
(друг1е)
100-200
0,1
р
31
0,4
Что на
основан 1и
этой
гипоте эы
можно пред
ВИ-
Л*ть?
1) Пусть ядро кометы состоитъ изъ разнородная
вещества, тогда каждое вещество будетъ образовывать
косу по своей кривой; такимъ обраэомъ, одна, комета
можетъ им'Ьть косы различныхъ типовъ. Такимъ при-
мЬромъ является комета Донати (см. выше).
2) Одно вещество, какъ самое легкое, можетъ
совсЬмъ выделиться, а изъ бол'Ье тяжелаго можетъ
образоваться хвостъ второго типа, а затЪмъ, по
окончательномъ отд-Ьленти второго вещества, мо¬
жетъ получиться и хвостъ тротьяго типа,
Такой примЬръ представляетъ комета Т902 г.
3) По формЬ косы данной кометы можно опреде¬
лить величину отталкивательной силы, а по послед¬
ней вещество, изъ котораго состоитъ коса.
Иэсл‘Ьдован1я опектроскопомъ показали, что въ
действительности кометы перваго типа состоять изъ
водорода и гел1я, а второго типа изъ углеводородовъ.
Астрономы говорить, что изученте кометныхъ
297
хвостовъ мохетъ открыть так1я тайны неба, о кото¬
рыхъ раньше и не подозревали.
В) Падают я звезды.
Если въ ясную, безлунную ночь всматриваться
въ звездное небо, то довольно часто можно видеть,
какъ на небе вдругъ появляется небольшая звездочка,
промелькнетъ и исчеэнетъ безследно. Так1я звезды
называются падающими звездами; оне по большей ча¬
сти очень слабы, видны только въ теченте одной
или двухъ секундъ и обыкновенно описываютъ на небе
лишь небольшую дугу, но иногда между ними встреча¬
ются и более светлыя, не уступающая по яркости
Юпитеру или Венере; иногда оне оставляютъ на не¬
бе за собою огненный следъ или разрываются на части
Изучить явленте падающихъ звездъ удалось толь¬
ко въ последнее время; еше въ ХУ1П столет1и не име¬
ли никакого понятая о падающихъ звездахъ и причисля¬
ли ихъ къ явлвн^ямъ метеорологическимъ. Даже въ
середине ХТХ ст. явление не было хорошо изучено, и
только съ семидесятыхъ годовъ прощлаго столет1я при
рода падающихъ звезда получаетъ научное освещенге.
Приступая къ изучению падающихъ звездъ, прежде
всего нужно решить вопросъ, на какой высоте надъ
поверхностью земли происходить ихъ полетъ.
Первая попытка определить эту высоту была сде¬
лана въ 1801 г. двумя студентами геттингенскаго
университета, учениками знаменитаго Гаусса, Бран-
298
десомъ и Бенценбергомъ; съ хорошо сверенными ча¬
сами они для наблюден 1я выбрали два места, полохе-
Н1в которыхъ было хорошо известно, а такие известно
было и разстояяге между ними. Каждый наблюдалъ ви¬
димый путь падающей звезды и записывалъ время на¬
блюден^, такъ что можно было судить, наблюдалась
ли одна и та же звезда или нбтъ. По даннымъ о вре¬
мени наблюден1я и по координатамъ, напримеръ, на¬
чала пути падающей звезды можно вычислить ея азиму¬
ты въ обоихъ местахъ и видимыя высоты, а по этиыъ
даннымъ легко определить и высоту отъ земной поверх¬
ности. Такого рода наблюден!я показали, что блестя¬
щая падающ!я звезды появляются на высоте отъ 50 до
200 километровъ надъ поверхностью земли, то-есть
въ самыхъ верхнихъ слояхъ атмосферы, где воздухъ
долженъ быть въ состоянии крайняго разрежен1я.
Это были первня наблюдения до 1833 г. , когда
проф. Ольмстедъ въ первый разъ нарисовалъ на звезд¬
ной карте пути падающихъ звездъ, наблюдонныхъ имъ
12-го ноября новаго стиле. Получился весьма любо¬
пытный результаты все пути падающихъ звездъ каза¬
лись выходящими изъ одной и той хе точки, или,
вернее, изъ одной и той хе площадки.
Точка или место , изъ которыхъ кажутся выхо¬
дящими пути падающихъ звездъ, называется точкою
пал1ап1и или пал1антомъ: радтантъ остается непод-
вихнымъ среди звездъ и вместе съ ними участвуешь въ
видимомъ суточномъ вращен1и неба; это явление слу¬
299
жит* весьма убедительным* доказательством* небеснаго
происхожденья падающихъ звезда..
На это же указывает* и следующее обстоятельство.
Съ различных* м!ст* земной поверхности, какъ бы да¬
леко они не лежали одно отъ другого, радьантъ всегда
усматривается въ одной и той же точк! на небесном*
свод!. Если бы падающ1я зв!зды были земного происхо¬
жденья, то нхъ радьаятъ усматривался бы съ разных*
точек* земли въ различных* местах* небесной сферы.
Расхожденье вс!хъ видимых* путей падающих*
зв!здъ отъ одной и той же точки является следствьем*
перспективнаго вльянья. Если разсматривать ряд* па¬
раллельных* линьй, то будетъ казаться, что вс! он!
сходятся гд!-то вдали, въ одной и той же исчезающей
точк!, которая и есть ничто иное, какъ радьантъ.
Наприм!ръ, рельсы жел!зной дороги, линьи галлереи и
т.п. кажутся нам* какъ бы сходящимися въ одной точ-
к!. Этой точк! художники дают* названье центра перс¬
пективы. Точно то же самое им!етъ и при наблюденья
полета падающихъ зв!здъ.
Существованье радьанта дает* нам*, сл!дователь-
но, право сд!лать заключенье, что падающья зв!зды
одного и того хе рад!анта движутся въ пространств!
по линьямъ, параллельным* между собою; он!, следо¬
вательно .движутся группами, несутся в* простран¬
ств! кучею, роем*, как* пчелы. Совокупность падаю¬
щихъ эв!здъ, имеющих* общьй рад(антъ, принято назы¬
вать роем* или потоком*..
300
Одинъ потокъ отличается отъ друго, во-порвыхъ,
положен!еыъ своего рад1анта на небесной сферЬ, а
во-вторыхъ, временепъ появлен1я, и, въ-третьихъ,
количествомъ падающихъ звЬздъ или напряжен1емъ.
Въ зависимости отъ положения радианта на не¬
бесной сферЬ принято называть падающ!я звезды про-
изводнымъ именемъ отъ того созвЬзд1я, среди котора-
го лежитъ рад!антъ, НаприиЬръ, рад!антъ знаменита-
го августовскаго потока лежитъ въ созвЬздги Персея
(около [В Рглл«1 ); падаюпйя звезды называются пер-
схдами. Падающхя звЬэды перваго ноябрьскаго потока
(13-14 ноября новаго стиля) имЬютъ радхантъ въ со-
звЬзд1и Льва ( ) и называются Леонидами, а вто¬
рого (27 ноября новаго стиля) - въ созвЬзд1и Андро¬
меды и называются андромедидами и т.д.
Скорость падающихъ звездъ Наблюдая вели¬
чину дуги, описываемой падающей звездой и продол¬
жительность ея полета и вычисляя разстоянхе звезды
до наблюдателя, можно было бы определить скорость
полета падающихъ зв'Ьздъ, но дЬло въ томъ, что по-
летъ падающихъ звЬздъ совершается съ такой большой
быстротой, что определить сколько-нибудь точно
продолжительность полета такимъ способомъ является
невозможнымъ; поэтому надо изыскать другой способъ
для опредЬлентя скорости падающихъ звЬздъ.
<к- Однако, на основании упомянутаго способа мож¬
но произвести приблизительную оценку скорости;при-
близительная оцЬнка показываетъ, что скорость эта
- 301 -
кыхъ и догоняющих* падающихъ
*
космическая
Для опредЬлен1я истинной величины скорости па¬
дающихъ зв'Ьздъ Сюапарелли избрал* очень остроум¬
ный способъ, который основан* на счет* числа встрЬч
зв'Ьздъ.
Пусть плоскость эк¬
липтики находится въ
плоскости черт.94
Т - центръ земли,
й - солнце; пусть
сЬверный полюсъ зем¬
ли обращен* въ сто¬
рону читателя;стрЬл-
ками изображены вра¬
щательное и поступательное движен1е земли Въ точкЬ
а. будетъ полдень, въ точкЬ Ь в час. вечера, С-
г.олночь, а <1 - 6 ч. утра; ясно, что та точка, въ
которой считается 6 часовъ утра, идетъ впереди, а
точка, въ которой 6 час. вечера, идетъ позади,
промежуточный точки занимают* промежутоныя положе¬
ний.
Допустим*, что падающая звезды неподвижны и
земля движется въ пространств*,наполненном* падаю¬
щими звЬздами; тогда въ точкЬ а. будетъ наблюдать¬
ся много падающихъ звЬздъ, а въ точкЬ <1 совсЬмъ
ихъ не будетъ, такъ какъ наблюдатель будетъ защи¬
щен* отъ потока звЬздъ тЬломъ земли.
Если же падающая звЬзды движутся по всЬм* на-
ЗОЙ
правлен^ямъ, то въ томъ случай, когда скорость па¬
дающихъ звйэдъ будетъ меньше скорости земли, то на
впереди идущей части земли будетъ много падающихъ
зв’Ьздъ, а на позади идущей не будетъ ихъ, такъ какъ
падающ1я звезды не догонять земли. Когда же ско¬
рость падающихъ зв’Ьздъ будетъ больше скорости зем¬
ли, тогда падаюпця звйзды будутъ наблюдаться всюду,
но только наибольшее число ихъ должно быть на впе¬
реди идущей части, что на самомъ д^лй и наблюдается.
Скиапарелли воспользовался наблюдениями фран¬
цуз с наго часовыхъ дЬлъ мастера Кувье-Гравье. По-
сл’ЬдШй жилъ въ окрестностяхъ Парижа и по вечерамъ
и ночамъ считалъ число пролетавшихъ падающихъ зв’Ьздъ,
за что часто подвергался даже насм’Ьшкамъ. Его на¬
блюденья, а также наблюдения В.Шмидта въ Аеинахъ
показали, что число падаюихъ зв’Ьздъ правильно воэ-
растаетъ до 5 часовъ утра, а отъ 5 до 6 оно какъ
будто уменьшается, что объясняется тймъ обстоятель-
ствомъ, что утренняя заря мйшаетъ наблюдентямъ,
вслЬдств1е чего подъ утро видны только самыя ярк1я
зв-Ьзды, слабыя же ускользаютъ отъ наблюдателя.
Ниже мы приводииъ таблицу числа падающихъ
зв’Ьздъ въ разные часы.
Часы.
Число пад.
зв’Ьздъ въ
I ч.
Часы.
Число пад.зв’Ьздъ
въ I ч.
5-6 в.
4,2
12-1 ч.у.
14,1
6-7 ’
5,3
1-2 "
16,3
7-8 "
5,7
2-3 "
17,9
8-9 ’
6-7
3-4 ’
18,2
303 -
9-10 "
7,9
4-5 18,8
10-П ’
9,5
5-6 Т4.9
11-12 "
11,6
Утренняя заря
Основываясь
на зтихъ
числахъ, Скиапарелли
шелъ къ заключай!», ио скорость падающихъ зв’Ьздъ въ
1,4 раза больше скорости земли, а т.к. скорость дви-
хен1я земли равна 29 килом, въ секунду, то скорость
падающихъ зв’Ьздъ дос тигаетъ значения 39.1,4 = 40,6
килом, ига, въ круглись числахъ 41 километра въ
секунду.
Как1я отсюда сзЬдств1я?
При встрЬчЬ падающихъ зв’Ьздъ съ землею ихъ от¬
носительная скорость равна 29 + 4Т = 70 кил. ; ха-
ковая скорость въ ТОО разъ больше скорости артилле-
р1йскаго снаряда.
Такъ какъ при не очень зие.чительныхъ скоростяхъ
еопротивлен1е воздуха пропорционально квадрату ско¬
рости движущегося тЬла, то относя ту же величину со-
противлен!я и къ падающииъ звЬэдамъ, найдемъ, что
сопротивлен1в, испытываемое им? , въ ТОООО разъ боль¬
ше того, какое приходится испытывать артиллер1йско-
му снаряду. Если послЬднхй нагревается, положимъ,
на ТО* - беремъ скромную цифру - то падающая звЬзда
не только нагрЪется.но накалится и при томъ въ ма¬
лую долю секунды. Накаливание происходить въ верх-
нихъ слояхъ атмосферы, при самомъ вступлении въ нее
падающей звЬзды, при чемъ вмЬст’Ь съ накаливая1вмъ
прекращается движение падающей эвЬзды: она какъ бы
- 304 -
ударяется о воздухъ и при удар! накаливается. Такъ
какъ сначала накаливается ея наружная оболочка и
при томъ очень быстро и всл'бдствте малой тепло-
проводности твердыхъ тЪлъ теплота, приобретенная
наружной поверхностью, не можетъ быть немедленно
же передана внутреннимъ частямъ падающей звезды,
то расширившаяся отъ накаливания наружная оболочка
вызываотъ во всомъ тЪлЪ значительный натяжен1я,
вслЪдотв1е которыхъ оно разрывается на мельчайш1я
части. Если падающая эвЬда небольшая, то она можетъ
превратиться въ паръ, такъ сказать, сгорать и въ ви
д'Ь пыли достичь земли Можно утвердать, что подъ
утро ни одна эв’Ьзда въ твердомъ состоянии не дости-
гаетъ земли.
Иначе произойдетъ явление,, если падающая звезда
влетитъ въ атмосферу земли, догоняя посл'Ьднюю, то
ость въ вечернге часы. Тогда относительная скорость
падающей звезды будетъ всего около 41-29 - 12 кил.
Ясно, что сопротивление встречаемое въ воздухЬ ве¬
чернею падающею звездою, догоняющей землю, будетъ
во столько разъ меньше сопротивления, встр'Ьчаемаго
о
утренней звездой, во сколько 12 меньше 70 , то-
есть въ 34 раза.
Поэтому, если утреннтя падающ1я звезды встр'Ь-
чаютъ столь значительное сопротивлен1в, что разле¬
таются въ прахъ или превращаются въ газообразное
состоян1е, то вечерняя падающая звезды, встречая
сопротивлен1е въ 34 раза меньшее, могутъ глубже
305
проникнуть въ воздушный пкеанъ и даже упасть на зем¬
лю въ целости или въ кускахъ, на которые разлетаются
первоначально падающая эвЪзды.
Встречая меньшее сопротивленье, вечернья падающья
звезды меньше накаливаются; всл-Ьдствье этого выд-Ьле-
Н1е изъ нихъ газообразныхъ веществъ происходитъ мед¬
леннее, и если падающая звезда им'Ьетъ больше разьгЬ-
ры, то она окружается сияющей атмосферою. Такья падаю
щья звезды, окруженный ореоломъ и сопровождающаяся
иногда шумомъ, называются болидами. Упавшья
на землю камни называются различнымъ образомъ: чаще
всего метеоритами, зат^мъ аэролитами, сидеритами или
уранолитами, они бываютъ весьма различныхъ раэм'кровъ
отъ камней вЪсомъ въ нисколько граммовъ до глыбъ въ
нисколько десятковъ килограммовъ. По своему составу
и строенью они также представляютъ большое разнообра¬
зие.
Вспомнимъ, что падающья звезды видны только тог¬
да, когда онЬ влетаютъ въ нашу атмосферу, такъ какъ
въ эго время онЪ вспыхиваютъ, блестятъ и разлетаются
въ прахъ; до вспышки же сьгЬ не видны
Естественно возникаетъ вопросъ: какъ и гд'б онь
движутся до встречи съ землею?
НесомнЬнно, что онб должны подчиняться закону
всемьрнаго тяготенья и двигаться вокругъ солнца по
законамъ Келлера, т.-е< описывать эллипсъ, въ одномъ
изъ фокусовъ котораго находится солнце. Эллиптиче-
Листъ 20-й. Описательная астрономия.
ЛИТ. л. ИКОННИКОВ*. Л СТ 6-ГРЕ5СЦКЛЯ ТЛ, ИО-6 . СПК
306.
ск16 пути падающей звбэды и земли очевидно должны пе¬
ресекаться, иначе падающая звезда не могла бы влетать
®ъ земную атмосферу и мы ея не увид'Ьли бы. То, что
относится до одной падающей звезды, относится до
всЬхъ составляющих! одинъ и тотъ же потокъ. Двигаясь
такимъ образомъ, рой встречается съ землею; тогда зем
ля погружается въ него, и въ земную атмосферу влетаг
етъ часть составляющих! его падающихъ зв'Ьздъ; онб
движутся по параллельным! линхямъ, и вслЬдстЕие это¬
го намъ кажется, какъ будто веб пути игъ исходят!
изъ одной и той же тччки.
Определить размеры эллипса, описываемаго тЬмь
?или другим! роемъ падающихъ зв'Ьздъ, нельзя непосред-
^ственно изъ наблюдений, такъ какъ для этого нужно
знать весьма точно величину скорости движения падаю¬
щихъ зв'Ьздъ, но можно воспользоваться третьимъ зако¬
ном! Кеплера, по которому кубы среднихъ разстоян!й
свбтилъ отъ солнца пропорц1ональны квадратам! вре¬
мен! ихъ полных! обращений вокруг! солнца.
Наблюден1я, произведенный изъ года въ годъ надъ
числомъ падающихъ зв'Ьздъ, относящихся къ одному и
тому же потоку, обнаруживают! рбэко бросающуюся въ
глаза периодичность, Наприм'Ьръ, число леонидъ было
необычайно велико въ слбдующхе года: 1799, 1833 и
1866, а по свидетельству индбицевъ, сообщивших! о
своихъ воспоминаниях! Гумбольдту, и раньше, именно
в! 1766 г.; такимъ образомъ, въ 100 лбтъ три эвбэд. -
307.
ныхъ дождя; очевидно, пер1одъ ихъ появлен1я равенъ
33,3 г.
Периодичность появления леонидъ указываетъ, что
он* не распределены равномерно вдоль орбиты, а движут¬
ся роемъ, съ которымъ земля.встретилась въ перечислен
ные Годы, рой леонидъ, двигаясь вокругъ солнца, совер-
шаетъ полное обращен1е въ 33,3 г.
Зная пер1одъ обращения и, мы на ос новая 1И 111 зак.
Кеплера, мохемъ написать:
- А’
Т1 ‘ а’
где А - среднее разстоянхе роя падающихъ отъ солнца
(большая полуось эллипса), Т - время обращен!я зем¬
ли вокругъ солнца « Т г., Л - среднее разстоян1в зем¬
ли до солнца, которое примемъ за единицу, тогда
Л-^гё
Для леонидъ II « 33,3 г., и А = х/03,3)1 -
- 10,35, т.-е. большая полуось равна ТО,35 радтусамъ
земной орбиты.
Въ главе о кометахъ мы познакомились съ явлен!емъ
дроблен1я кометъ на части и узнали, что каждая комета,
въ конце концовъ должна разложиться въ потокъ падаю¬
щихъ зв*здъ.
Если бы мы нашли среди кометъ такую, которая
имела бы точно так1е хе элементы, какъ и у метеорнаго
потока, то мы вывели бы заключен1е, что комета эта
им*етъ физическую связь по своему происхожден!Ю съ
этимъ потокомъ, или наоборотъ. Если комета перес*ка-
етъ земную орбиту въ той же точке, что и метеорный
308.
потоке, другими словами, если у кометы и у метеорна-
го потока одни и т! же элементы, то мы заключаешь,
что комета и потоке обращаются вокругъ солнца по од¬
ной и той хе орбита и неразрывно связаны между со¬
бою.
Подобную комету открылъ Темпель въ 1866 году;
сходство элементовъ ея орбиты съ элементами орбиты
леонидъ съ несомн'Ьнностью указываетъ, что рой лео-
нидъ движется по орбит! кометы 1866 года, открытой
Темпеломъ.
Нисколько мен'йе совершенное сходство замечено
между роемъ перевидь и кометою 186Й года открытою
Свифтомъ и Тетлемъ въ Соединенныхъ Штатахъ.
Персеиды представляютъ потоке, напряженность ко-
тораго изъ года въ годъ остается почти одинаковою,
и только весьма тщательный наблюдения въ смыслЪ опре
д-Ьлея1я числа падающихъ звЪздъ могутъ со временемъ
дать матер^алъ для точнаго опред'Ьленгя пер!ода об¬
ращения роя перевидь вокругъ Солнца.
Третей поразительный прим-Ьръ движен1я кометы
вдоль орбиты роя падающихъ звЪздъ представляетъ ко¬
мета, Б1ела, разсмотр1нная нами въ глав* о кометахъ.
Упомянемъ еще объ изслЪдован1Яхъ 3. А. Бредихина
о "неподвихныхъ* или сложныхъ рад;антахъ. Неподвиж¬
ные рад1анты до 8. А. Бредихина составляли загад¬
ку; 6. А. Бредихинъ доказалъ, что неподвижные ра¬
дианты составляются изъ н4сколькихъ или многихъ от-
дЪльныхъ потоковъ падающихъ звЬздъ; ихъ орбиты такъ
309.
расположены, что большя оси почти совпадаютъ съ пло¬
скостью эклиптики. Неподвижные радганты лежатъ или
около полюса эклиптики, или около полюса м1ра.
Постоянное падение на землю падающихъ эвездъ, не-
бесныхъ камней большаго или меньшаго размера, нако-
нецъ, космической пыли, - все это увеличиваетъ объемъ
и массу земли: она непрерывно растетъ. Правда, для пе
р!ода времени, охватывающаго жизнь одного человека
этотъ ростъ незам'Ьтенъ и не можетъ быть иэмеренъ, но
для перходовъ, охватывающихъ века и тысячелетия, онъ
долженъ быть зам-Ьтенъ.
II 3 О Д 1 А КА Л Ь НЫ Й СВЪТЪ.
Нс коре после заката солнца каждый ясный вечеръ
вескою и осенью передъ солнечнымъ восходомъ можно ви¬
деть конусъ света, который тянется по небу, придержи¬
ваясь направлен1я эклиптики. Этотъ светъ, не резко
ограниченный и бледный, особенно въ налпихъ широтахъ,
но видимый явственно въ южныхъ странахъ, называется
эод1акальнымъ светом ъ. Видимое
угловое разстоян1е его вершины отъ солнца изменяется
оо оо
отъ 40 до 90 , а ширина основан 1я отъ 8 до 30 .
Открыт 1е его приписываютъ Чайльдрею въ 1569 году, хо¬
тя есть основание думать, что это явление было изве¬
стно еще древнимъ.
Наиболее вероятная причина этого явления заключа¬
ется въ томъ, что землю окружаетъ кольцо, подобное
310.
кольцу Сатурна и состоящее изъ мелкихъ космическихъ
частицъ, который двигаются около земли по закону тя-
Г0Т4Н1Я.
Частицы эти настолько мелки, что мы ихъ не ви-
димъ, а видимъ только свЪтъ солнца, отраженный ими.
Наблюдения показали, что спектръ зод1акальнаго сва¬
та постояненъ и тождественъ со спектромъ ослабленна-
го солнечнаго св^та, и въ немъ не зам'Ьчаетс^ ника»
нихъ характерныхъ лин1й.
Эти данный говорить въ пользу вышеприведеннаго
предполохентя.
Съ другой стороны, однако, отблеекъ, наблюдаемый
всегда въ той части неба, которая лежитъ противъ
солнца, не можетъ быть объясненъ этой гипотезой.
5Й. ГИПОТЕЗЫ « 1 Р 0 3 Д А Н I Я,
Гипотезъ о творении мтровъ или такъ называемыхъ
космогоническихъ гипотезъ довольно много, такъ какъ
построить гипотезу сравнительно легко, но трудно от¬
нестись къ ней критически.
Наиболыпимъ усп-Ъхомъ въ XIX столЬНи пользова¬
лась такъ называемая небулярные ги¬
потезы КантаиЛапласа, хотя въ
сущности гипотеза Канта отличается отъ гипотезы Лап¬
ласа. Кантъ высказалъ свою гипотезу раньше Лапласа,
а именно въ 1755 году (анонимно)ивъ 1796 году Лап-
ласъ независимо отъ Кайта высказалъ свою гипотезу.
Кантъ и Лапласъ обратили свое выиманте, во-пер-
311.
выхъ, на то, что все планеты вращаются въ плоскостях!
почти совпадающих!., и, во-вторыхъ, что все планеты
и все ихъ спутники, въ То время известные, движутся
отъ запада къ востоку (прямымъ движен1емъ) и вращают¬
ся около оси въ томъ же направлении.
Отсюда они вывели заключен1в, что подобное совла¬
дея 1е не можетъ быть разсматриваемо, какъ дело про¬
стой случайности. Тутъ и кончаются общ1я черты гипо¬
тезы Канта и гипотезы Лапласа.
Кантъ предполагает!, что первоначально ве¬
щество было въ газообразном! состояли и распределя¬
лось въ плоскости эклиптики; вся эта масса вещества
им4ла прямое движен1е около геометрическаго центра.
ВслЪдств1в охлаждения вещество начало сгущаться коль
цеобраэно, а зат’ймъ вещество каждаго кольца образо¬
вало планету.
д а п л а с ъ говорить, что вое вещество, быв¬
шее сначала въ газообразном! состояли, соединилось
вслЪдствте охлааден1я въ одно светило - солнце; ско¬
рость вращательнаго движенгя была такъ велика, что
отделилось жидкое кольцо, которое затЪмъ образовало
планету. При дальнейшем! охлажден1и опять должно бы¬
ло отделиться отъ солнца кольцо, образовавшее плане¬
ту и т. д. Въ свою очередь и планета могла отделить
кольцо, примером! чего служить Сатурнъ..
Лапласъ пытался математически определить вероят¬
ность своей гипотезы; въ то время было известно 7
планетъ, солям и 7 спутниковъ т,- е. 15 светилъ сол-
312.
нзчной системы. Лапласъ говорилъ, что можно спорить
милл10нъ противъ одного, что именно такъ шло обраэо-
ваи!в мхровъ, и его гипотеза д-Ьйс твите льно не проти¬
воречила тогдашнимъ знаньямъ о членахъ солнечной си¬
стемы.
Но съ дальнейшими открат1ями качали встречаться
противоречия; оказалось, что не веЬ планеты вращают¬
ся почти въ одной плоекости;н4история изъ малыхъ
о
планетъ им-Ьютъ наклонъ до 43 иъ плоскости эклипти¬
ки.
Если представить, что планета отделяется отъ
солнца, то по третьему закону Кеплера солнце должно
вращаться скорее около своей оси, чЬмъ планета во¬
кругъ солнца; это подтверждается на Меркурии, Вепе-
рЪ, ЗемлЪ, ЛунЪ, МарсЬ и др. планетахъ. Но мы. ви¬
дели, что спутника Марса «обосъ обращается вокругъ
Марса въ 7ч. 41 м., а Марсъ вокругъ своей оси въ
24 ч. 37 и.; это противоречить гипотез^ Лапласа.
Спутники Урана и Нептуна находятся не въ плоско¬
сти эклиптики, а орбиты ихъ наклонены къ плоскости
о
эклиптики подъ углами, превышающими 90 , такъ что,
если емотрЪть съ полюса эклиптики, то ихъ движение
будетъ слЬва на право, т.-е. обратное.
Наконецъ, кольцо Сатурна оказалось ни жидкимъ,
ни твердымъ и ни газообраэнымъ, а состоящимъ изъ
твердыхъ частицъ; это тоже служить не доказатель-
ствомъ, а противорЪч1емъ гипотезЪ Лапласа.
Обратное движенте противоречить также и гипоте¬
313.
з"Ь Канта.
Наконецъ, на основан 1и накопившихся фактовъ вы-
еказалъ Фай ) свою гипотезу.
По предположен!ю Фая, все вещество находилось
первоначально въ газообраэномъ состоянии, одущевлен-
номъ движен!емъ; всякая частица никла одну и ту хе
угловую скорость, какъ будто бы было твердое тъло.
ТяготЪнте въ подоб.чомъ случай пропорционально ра¬
диусу /въ центръ тяготев равно нулю/. Итакъ, сила
тягот-Ьнтя выражается формулой
Лу
Линейная скорость вращательнаго движел!Я тоже про*
порц!опальна силй и рад 1 усу.
рыд-Ьлимъ мысленно кольцо матер!и, изъ котораго
постепенно образовались планеты (реально это кольцо
не существуетъ). Если возь-
мемъ двй точки А и С
(чертежъ 95) , находящаяся
по обй стороны планеты (та-
К1Я точки всегда можно пред
ставить) и допустимъ, что
онЪ соединяются въ планету,
то, такъ какъ С инЬетъ
большую линейную скорость,
чйиъ А , С опередитъ пла¬
нету и ударится въ течкЪ а
а А ототанетъ и ударится въ точкй Ь , такииъ об¬
разомъ , получи тс я пара силъ, которая будетъ вращать
314.
планету прямымъ движенхемъ; тоже произойдетъ съ каж¬
дой парей частицъ, и такимъ образомъ планета получить
прямое движение.
Отсюда выводъ, что планеты съ прямымъ движен1вмъ
образовались до образования солнца, т.- е. въ то вре¬
мя, когда быль только геометрическ1й центръ.
Переходимъ теперь къ гипотез* съ реальными коль¬
цами и существующимъ солнцемъ.
Тогда уже каждая частица будетъ подчиняться сил*
тягот*н1я, вырающейся формулой
В
и следовать третьему закону Кеплера, т.-е. съ уда-
лен1емъ частицы отъ центра линейная скорость будетъ
уменьшаться.
Беремъ въ разсмотр*н1е опять
дв* частицы А и С .соеди¬
няющаяся въ планету; такъ
какъ линейная скорость А бу¬
детъ больше, ч*мъ линейная
скорость С , то теперь уже
/\ опередить планету М и
ударится въ , а С уда¬
рится въ 6 . Тоже произой-
детъ съ каждой парой частицъ; результатомъ будетъ
обратное движен1в планеты.
Все сказанное относится и къ спутникамъ.
Фай говорить, что вс* планеты до Сатурна вклю¬
чительно образовались до образовала солнца; Уранъ
315.
и его спутники образовались въ промежуточномъ со-
СТОЯН1И, когда действовала сила
Спутники Нептуна образовались тогда, когда уже
сформировалось солнце.
Наблюдения движет й планетъ и ихъ спутниковъ не
противоречить этому.
К О Н К Ц Ъ .
316.
0ГЛАВЛЕН1Е.
Стр.
Введение 2
Часть I.
1. Координаты небесных,. светил* 6
2. Вид* и величина земли 14
3. Красен 1е земли 23
4. Видимое движен1е солнца 42
5. Луна, ея фазы 49
6. Солнечный и лунныя эатмен1я 58
7. Различные обороты или месяцы луны . . 67
8. Видимым движет я планетъ 76
9. Система м!ра Птоломея 80
10. Система М1ра Коперника 89
11. Параллакс* звездъ 98
12. Годовая аберрация зв’Ьздъ ПО
13. Аберрац1я суточная и солнечная .... 121
14. Открытая Галилея 123
15. Законы Кеплера 131
16. Закон* всем1рнаго тяготея 142
17. Приливы и отливы 150
18. Прецессия ....... 157
19. Возмущенгя планетных* орбитъ .... 166
20. Открытие Нептуна 170
21. Определение масс* небесных* тЬлъ . . 173
317.
Часть Ц.
Стр.
!. Солнце и явлон1я,на немъ происходя -
щ1я 179
2. Неподвижный звезды 199
3. Перем±иныя звезды 212
4. 1’етодъ Аргеландера для наблюденья
перем’Ьнныхъ зв’Ьздъ 825
5. Новыя звЬзды 233
6. Двойныя эвЬзды 238
7. Определенье массъ двойныхъ зв’Ьздъ . , 250
8- Сложный зв’Ьзды, кучи зв’Ьздъ, туман¬
ности 252
9. Млечный путь 259
10. Мьры молненной системы 262
1/ Планеты . . 262
Б/ Кометы 275
в/ Падающья зв’Ьзды 297
11. Зод1анальный свЬтъ ......... 309
12. Гипотезы м1розданья 310
- 318 -
ВАЖНЬЙШЯ ИЗЪ ЗЛЮТЕННЫХЬ ОПЕЧАТОКЪ.
Стр.
61
С трока
Напечатано:
Должно быть:
□5 ЛЗ ГО ЬЗ —I
о СО оо м — -о
О Ф» ГО Н-1 м
6 сверху
13
2 снизу
14 » . »
64+
На черт. 92 у сфероида К пропущены буквы:наверху Ъ,
внизу СС
I сверху сЬвренными сверенным
I
лруго
другого.