О видимых движениях небесных тел 3 страница

Глава V

О ПЛАНЕТАХ, ОСОБЕННО О МЕРКУРИИ И ВЕНЕРЕ

Среди бесконечного числа сверкающих точек, которыми усыпан небес­ный свод и которые сохраняют почти постоянное взаимное положение, десять светил, всегда видимых, если они не погружены в солнечные лучи, двигаются по весьма сложным законам, исследование которых составляет одну из основных задач астрономии. Из этих светил, названных планетами, Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были известны еще в самой глубокой древности, так как их можно видеть простым глазом, а Уран, Церера, Паллада, Юнона и Веста своим недавним открытием обязаны телескопам. Две первые из этих планет не отдаляются от Солнца дальше определенных пределов. Другие удаляются на все угловые расстояния. Движения всех этих тел заключены в поясе небесной сферы, на-

званном зодиаком, разделяемом по ширине на две равные части плоскостью эклиптики.

Меркурий никогда не отдаляется от Солнца за пределы 32^g [29°]. Когда он начинает появляться по вечерам, его едва можно различить в лучах вечерней зари. В последующие дни он все больше и больше освобождается от них и, удалившись от Солнца приблизительно на 25^g [23°], снова возвращается к нему. В этом интервале движение Меркурия относительно звезд прямое. Но когда при своем приближении к Солнцу он оказывается от него на расстоянии, не превышающем 20^g [18°], он кажется остановившимся, после чего его движение становится обратным. Затем Меркурий продолжает приближаться к Солнцу и наконец погружается вечером в его лучи. После некоторого периода, когда он невидим, его можно снова заметить утром выходящим из солнечных лучей и удаляющимся от Солнца. Его движение оказывается обратным, как и перед исчезновением, но, отдалившись от Солнца на расстояние в 20^g [18°], он снова останавливается и затем начинает прямое движение; он продолжает удаляться от Солнца до расстояния в 25^g [23°], потом снова приближается к нему и утром погружается в лучи зари, чтобы вскоре снова появиться вечером и повторить такие же явления.

Размах наибольших дигрессий Меркурия, или его самых больших удалений в каждую сторону от Солнца, изменяется в пределах от 18 до 32^g [от 16° до 29°]. Продолжительность этих полных колебаний Меркурия, или возвращений в то же положение относительно Солнца, изменяется соответственно в пределах от 106 до 130 суток. Средняя дуга обратного движения охватывает около 15^g [13°], а средняя продолжительность этого движения равна 33 суткам, но в разные периоды эти значения сильно различаются между собой. В общем движение Меркурия очень сложно и происходит неточно в плоскости эклиптики. Иногда Меркурий отклоняется от нее больше, чем на 5^g [4.°5].

Несомненно, потребовался длинный ряд наблюдений, чтобы распознать идентичность двух светил, которые поочередно были видны утром и вечером удаляющимися или приближающимися к Солнцу. Но так как одно из них никогда не появлялось, пока не исчезало другое, решили, наконец, что это одна и та же планета, совершающая колебания по обе стороны Солнца.

Видимый диаметр Меркурия непостоянен. Его изменения имеют оче­видную связь с положением планеты относительно Солнца и направлением ее движения. Когда она утром погружается в солнечные лучи или появляется вечером, ее диаметр минимален. Когда она исчезает вечером в солнечных лучах или появляется утром, он максимален. Средняя величина видимого диаметра Меркурия равна 21.^сс3 [!"].

Иногда, в промежутке между вечерним исчезновением и утренним по­явлением Меркурия, можно видеть, как он проектируется на солнечный диск в виде черного пятна, движущегося по его хорде. Планету можно узнать по положению или по видимому диаметру, а также по возвратному движению, соответствующему тому, которое она должна иметь. Эти прохождения Меркурия являются настоящими кольцевыми затмениями

Солнца и доказывают нам, что он заимствует свой свет от Солнца. Рас­сматривая Меркурий в сильные телескопы, можно увидеть его фазы, ана­логичные фазам Луны и таким же образом обращенные к Солнцу. Вид этих фаз изменяется в зависимости от положения планеты относительно Солнца и направления ее движения, что проливает яркий свет на свойства ее орбиты.

Венера представляет нам такие же явления, как и Меркурий, с той лишь разницей, что ее фазы гораздо более заметны, а колебания больше и продолжительнее. Наибольшие дигрессии Венеры варьируют в пределах от 50 до 53^g [от 45° до 48°], а средняя продолжительность колебаний, или возвращений в исходное положение, относительно Солнца равна 584 суткам. Возвратное движение начинается или кончается, когда планета, приближаясь к Солнцу или удаляясь от него утром, находится на угловом расстоянии около 32s [29°]. Дуга обратного движения близка к 18^g [16°], и его средняя продолжительность равна 42 суткам. Обращение Венеры происходит не строго в плоскости эклиптики, от которой она отклоняется иногда на несколько градусов.

Продолжительности прохождений Венеры по солнечному диску, наб­люденные из очень удаленных друг от друга точек на Земле, сильно раз­личаются между собой по той причине, которая приводит к различной продолжительности одного и того же солнечного затмения в разных странах. Вследствие параллакса этой планеты различные наблюдатели относят ее к разным точкам солнечного диска, и она описывает хорды разной длины. Разность длительностей прохождения Венеры по солнечному диску в 1769 г., наблюденных в Отаити [Таити] в Южном море и в Каянебурге в шведской Лапландии, превысила 15 мин. Эти длительности могут быть определены с большой точностью, их разность дает очень точное значение параллакса Венеры, и, следовательно, ее расстояние от Земли в момент соединения.³ Замечательный закон, который мы изложим в ходе открытий, позволивших его вывести, связывает этот параллакс с параллаксом Солнца и всех планет, что придает наблюдениям этих прохождений большое значение для астрономии. Повторившись с интервалом в 8 лет, прохождения не наступают затем более века, чтобы спова повториться с коротким восьмилетним интервалом, и т.д. Два последних прохождения произошли 5 июня 1761 г. и 3 июня 1769 г.⁴ Астрономы разместились в наиболее благоприятных для наблюдения местах, и из совокупности всех их определений был выведен параллакс Солнца, равный 26.^сс54 [8."60] на среднем расстоянии от Земли. Два ближайших прохождения произойдут 8 декабря 1874 г. и 6 декабря 1882 г.

Большие изменения видимого диаметра Венеры доказывают нам, что ее расстояние от Земли очень сильно меняется. Оно меньше всего в момент прохождения Венеры по Солнцу, когда ее видимый диаметр равен приблизительно 189^сс [61"]. Средняя величина этого диаметра, по определениям Араго, равно 52.^сс173 [16."904].

Движение нескольких пятен на поверхности Венеры позволило Доминико Кассини определить период ее вращения. Он оказался чуть меньше одних суток. Шрётер путем наблюдения ее рогов, а также нескольких све-

тящихся точек около краев ее неосвещенной части подтвердил этот результат вызвавший некоторые сомнения. Он оценил период ее обращения в 0.^d973 и нашел, так же как и Кассини, что экватор Венеры составляет с эклиптикой значительный угол. Наконец, из своих наблюдений он вывел существование очень высоких гор на ее поверхности и по закономерностям ослабления яркости при переходе от освещенной части к темной заключил, что эта планета окружена протяженной атмосферой, преломление которой мало отличается от преломления земной атмосферы. Исключительная трудность обнаружения этих явлений даже в самые сильные телескопы делает их наблюдение в нашем климате весьма сложным. Они заслуживают внимания наблюдателей, расположенных на юге, под небом, благоприятствующим наблюдениям. Но когда зрительные впечатления весьма слабы, очень важно оградить себя от игры воображения, которое может оказать на них большое влияние, так как внутренние образы, по­рожденные им, часто изменяют вид наблюдаемых объектов.

Своей яркостью Венера превосходит все другие планеты и звезды. Иногда она становится настолько яркой, что ее можно видеть среди дня невооруженным глазом. Этот феномен, зависящий от возвращения планеты к тому же положению относительно Солнца, повторяется с интервалом около 19 месяцев, а самая большая яркость наблюдается каждые 8 лет. Хотя это явление довольно частое, оно всегда вызывает удивление необразованных людей, которые по своему легковерному невежеству считают его связанным с наиболее замечательными современными им событиями.

Глава VI

О МАРСЕ

Обе рассмотренные нами планеты кажутся сопровождающими Солнце в качестве его спутников, и их среднее движение вокруг Земли такое же, как у него. Другие планеты удаляются от Солнца на любые угловые расстояния, но их движения имеют такие соотношения с солнечным, которые не позволяют сомневаться в его влиянии на эти движения.

Марс представляется нам движущимся вокруг Земли с запада на восток. Средняя продолжительность его сидерического обращения очень близка к 687 суткам, а синодического обращения, или его возвращения в начальное положение относительно Солнца, – к 780 суткам. Движение его крайне неравномерно. Когда мы начинаем видеть его по утрам выходящим из солнечных лучей, это движение прямое и наиболее быстрое. Затем оно понемному замедляется и, когда планета находится от Солнца на расстоянии 152^s [137°], становится равным нулю. Далее оно меняется на обратное, и его скорость возрастает до момента противостояния Марса с Солнцем. Скорость эта, достигнув максимума, начинает уменьшаться и становится равной нулю, когда Марс, приближаясь к Солнцу, оказывается от него на угловом расстоянии в 152^g [137°]. Обратное движение продолжается в течение 73 суток, за которые Марс описывает обратную

дугу около 18^g [16°]. Затем движение снова становится прямым, планета продолжает свое приближение к Солнцу и наконец вечером погружается в его лучи. Эти своеобразные явления возобновляются при каждом противостоянии Марса с довольно большими отклонениями в протяженности и продолжительности обратного движения.

Марс движется не строго в плоскости эклиптики и иногда отклоняется от нее на несколько градусов. Изменения его видимого диаметра очень велики. Па среднем расстоянии до планеты он равен 19.^сс40 [6."29] и увеличивается по мере приближения к противостоянию, достигая 56.^ес43 [18."08]. В это время параллакс Марса становится ощутимым и делается примерно вдвое больше солнечного. Тот же закон, который связывает параллаксы Солнца и Венеры, равным образом имеет место для параллаксов Солнца и Марса, и наблюдения этого последнего уже позволили узнать приближенное значение параллакса Солнца раньше, чем произошли последние прохождения Венеры по диску Солнца, позволившие определить этот параллакс с большей точностью.

Можно заметить, что диск Марса изменяет свою форму и делается овальным в зависимости от положения относительно Солнца. Его фазы доказывают, что он получает свой свет от Солнца. Пятна, наблюдаемые на его поверхности, позволили определить, что он вращается с запада на восток с периодом в 1.02733 суток вокруг оси, наклоненной на 66.^g33 [59.°70] к эклиптике. Его диаметр, измеренный в направлении полюсов, немного меньше, чем в направлении экватора. По измерениям Лраго, эти диаметры относятся как 189 к 194, причем величина диаметра, приведенная выше, является средней из них.

Глава VII

О ЮПИТЕРЕ И ЕГО СПУТНИКАХ

Юпитер движется с запада на восток с периодом, очень близким к 4332.6 суток. Продолжительность его синодического обращения около 399 суток. Он подвержен неравенствам, подобным неравенствам Марса. Перед противостоянием этой планеты Солнцу, когда она удалена от него на угловое расстояние около 128^s [115°], ее движение делается обратным, убыстряется до момента противостояния, затем постепенно замедляется до нуля и снова делается прямым, когда планета, приближаясь к Солнцу, отстоит от него на 128^g [115^е]. Длительность обратного движения составляет 121 сутки, а дуга этого движения равна ll^g [10°]. Однако в протяженности и продолжительности обратных движений Юпитера существуют значительные вариации. Движение этой планеты происходит не строго в плоскости эклиптики, от которой она отклоняется иногда на 3 или 4^g.

На поверхности Юпитера наблюдается несколько темных полос, па­раллельных между собой и плоскости эклиптики. Наблюдаются еще и другие пятна, движение которых позволило установить вращение этой планеты с запада на восток вокруг оси, почти перпендикулярной эклип-

тике, с периодом в 0.41377 суток. Изменения некоторых из этих пятен и заметные различия в продолжительности вращения, выведенные из их движения, наводят на мысль, что они не жестко связаны с Юпитером. Представляется, что это облака, переносимые ветром с разными скоростями в очень неспокойной атмосфере.

После Венеры Юпитер самая яркая планета; иногда он даже превосходит ее блеском. Его видимый диаметр увеличивается до максимума во время противостояний и доходит до 141.^сс6 [45."9]. Среднее же его значение в направлении экватора равно 113.^сс4 [36/'7]. Однако он неодинаков во всех направлениях. Планета заметно сжата у своих полюсов вращения, и путем очень точных измерений Араго нашел, что ее диаметр в направлении полюсов относится к экваториальному диаметру как 167 к 177.

Вокруг Юпитера наблюдаются четыре маленьких светила, которые его постоянно сопровождают. Их взаимное расположение непрерывно меняется, они как бы раскачиваются в обе стороны от планеты, и по полным протяженностям этих качаний определяют их порядок, называя первым тот из спутников, у которого размах качания наименьший. Иногда можно видеть, как они проходят по диску Юпитера и отбрасывают на него свою тень, которая описывает на этом диске хорду. Это говорит о том, что Юпитер и его спутники – непрозрачные тела, освещаемые Солнцем. Становясь между Солнцем и Юпитером, своими тенями спутники создают на этой планете настоящие затмения Солнца, вполне похожие на те, которые создает Луна на Земле.

Тень, которую Юпитер отбрасывает позади себя (относительно Солнца), объясняет другой феномен, являемый спутниками. Часто можно видеть, что они исчезают несмотря на то, что до диска планеты еще далеко. Третий и четвертый иногда появляются вновь по ту же сторону от этого диска. Эти исчезновения полностью похожи на затмения Луны, и сопровождающие их обстоятельства не оставляют в этом никакого сомнения. Исчезновение спутников происходит всегда со стороны диска Юпитера, противоположной Солнцу и, следовательно, с той стороны, где находится отбрасываемый им конус тени. Они затмеваются ближе к диску Юпитера, когда планета находится ближе к своему противостоянию. Наконец, длительность их затмений в точности соответствует времени, которое они должны затратить для пересечения теневого конуса. Следовательно, спутники обращаются с запада на восток вокруг этой планеты.

Наблюдения затмений спутников дают наиболее верный способ изучения их движений. Сравнивая затмения, разделенные большими промежутками времени и наблюденные вблизи противостояния планеты, с высокой точностью получают сидерический и синодический периоды обращении спутников вокруг Юпитера. Таким путем было найдено, что движение спутников Юпитера почти круговое и равномерное. Так как эта гипотеза приблизительно удовлетворяет затмениям, в которых мы видим эту планету в одинаковых положениях относительно Солнца, в любое время можно предопределить положение спутников, видимое из центра Юпитера.

Отсюда вытекает простой и довольно точный метод сравнения между собой расстояний от Юпитера и Солнца до Земли, метод, которого не хватало древним астрономам. Так как параллакс Юпитера неощутим даже при точности современных наблюдений и в то время, когда он ближе всего к нам, они судили о его отдаленности только по продолжительности обращения, полагая более удаленными планеты, имеющие более длительный период обращения.

Предположим, что была наблюдена полная продолжительность затмения третьего спутника. В середине затмения спутник, видимый из центра Юпитера, находился весьма точно в противостоянии с Солнцем. Его положение среди звезд, видимое из этого центра и легко выводимое т движения Юпитера и его спутников, было тем же, что и положение центра Юпитера, видимого из центра Солнца. Непосредственное наблюдение или известное нам движение Солнца дают положение Земли, видимой из центра этого светила. Таким образом, из треугольника, образованного прямыми, соединяющими центры Солнца, Юпитера и Земли, получим угол яри Солнце. Непосредственное измерение дает нам угол при Земле, что позволяет получить на момент середины затмения расстояния по прямой от Юпитера до Земли и Солнца в долях расстояния от Солнца до Земли. Таким способом было найдено, что когда видимый диаметр Юпитера равен И3.^сс4 [З6."7], он находится, по крайней мере, в пять раз дальше от нас, чем Солнце. На таком же расстоянии диаметр Земли был бы виден под углом лишь в 10.^сс4 f3."4]. Значит, объем Юпитера, по крайней мере, в тысячу раз больше объема Земли.

Видимые диаметры спутников Юпитера столь малы, что нельзя точно измерить их величины. Были сделаны попытки оценить размеры спутников через время, затрачиваемое ими для проникновения в тень планеты. Но наблюдения дают большие расхождения в оценках из-за разницы в силе телескопов и в зрении наблюдателей, из-за различий в состоянии атмосферы, в высоте спутников над горизонтом, в их видимом расстоянии от Юпитера и в обращенных к нам полусферах. Сравнение блеска спутников не зависит от первых четырех из указанных причин, которые лишь пропорционально изменяют их светимость. Поэтому оно может дать нам сведения о возвращении пятен, которое вызывается вращением этих тел, и, следовательно, о самом этом движении. Гершель, занимавшийся этими тонкими исследованиями, обнаружил, что спутники попеременно превосходят друг друга по яркости, – обстоятельство, очень подходящее для суждения о максимуме и минимуме их светимости. Сравнивая эти максимумы и минимумы с взаимными положениями этих светил, он нашел, что они вращаются вокруг самих себя как Луна, за время, равное продолжительности их оборота вокруг Юпитера. Для четвертого спутника этот результат был уже ранее получен Маральди по расположению одного и того же пятна, наблюдавшегося во время его прохождений по диску. Большая отдаленность небесных тел ослабляет явления, представляемые их поверхностью, до такой степени, что сводит их к очень малым изменениям светимости, которые ускользают от первого взгляда, и только долгие упражнения в наблюдениях такого рода делают их замет-

ными. Поэтому не следует применять этот способ, на который так сильно влияет воображение, иначе как с исключительной осмотрительностью, чтобы не ошибиться относительно существования этих изменений и не впасть в заблуждение, рассуждая о причинах, от которых они зависят.

Глава VIII

О САТУРНЕ, О ЕГО СПУТНИКАХ И ЕГО КОЛЬЦЕ

Сатурн движется с запада на восток с периодом в 10 759 суток. Про­должительность его синодического обращения равна 378 суткам. Его движение, происходящее очень близко к плоскости эклиптики, подчинено неравенствам, похожим на неравенства в движениях Марса и Юпитера. Его движение делается обратным или перестает им быть, когда планета перед или после противостояния находится на удалении от Солнца в 121^g [109°]. Длительность обратного движения около 139 суток, а длина пути приблизительно равна I^s [6°]. В момент противостояния видимый диаметр Сатурна максимален, а его средняя величина близка к 50^ес [16"].

В системе мира Сатурн представляется уникальным в своем роде. Часто его можно увидеть посредине между двумя маленькими телами, которые кажутся примыкающими к нему; их форма и размеры очень изменчивы. Иногда они превращаются в кольцо, которое кажется окружающим планету, в другое время они полностью исчезают, и тогда Сатурн выглядит круглым, как и другие планеты. Тщательно следя за этими странными видоизменениями и сопоставляя их с положениями Сатурна относительно Солнца и Земли, Гюйгенс обнаружил, что они вызываются широким и тонким кольцом, окружающим Сатурн и всюду отделенным от него. Это кольцо, наклоненное под углом 31.^g85 [28.°67] к плоскости эклиптики, с Земли видно всегда только наклонно в виде эллипса, самая большая ширина которого равна приблизительно половине длины. Эллипс суживается все больше и больше по мере того, как луч зрения, проведенный от Сатурна к Земле, опускается к плоскости кольца, причем его задняя дуга наконец скрывается за планетой, а передняя сливается с ней. Но его тень, проектирующаяся па диск Сатурна, образует темную полосу, которая видна в сильные телескопы, и доказывает, что Сатурн и его кольцо – непрозрачные тела, освещаемые Солнцем. Тогда можно различить лишь части кольца, выступающие с каждой стороны Сатурна. Толщина этих частей постепенно уменьшается, и они наконец исчезают, когда Земля оказывается в плоскости кольца, толщина которого слишком мала, чтобы ее можно было увидеть. Кольцо исчезает еще в том случае, когда Солнце, оказавшись в его плоскости, освещает его только с ребра. Оно продолжает быть невидимым, пока его плоскость проходит между Солнцем и Землей, и появляется снова только тогда, когда в силу взаимных движений Сатурна и Солнца Земля и Солнце оказываются по одну сторону от той плоскости.

Так как плоскость кольца встречается с солнечной орбитой в каждый полупериод обращения Сатурна, исчезновение и появление кольца повторяются приблизительно через каждые 15 лет, но часто при разных обстоятельствах. В одном и том же году могут случиться два появления л два исчезновения кольца, но никогда больше.

Во время исчезновения кольца его ребро отражает к нам солнечный свет, но он слишком слаб, чтобы быть заметным. Однако понятно, что для его наблюдения достаточно увеличить силу телескопов. Именно это сделал Гершель: он не переставал видеть его, в то время как оно было невидимым для других наблюдателей.

Наклонность кольца к эклиптике измеряется наибольшим раскрытием видимого нами эллипса. Положение его узлов на плоскости эклиптики легко выводится из положения Сатурна, когда появление или исчезновение кольца зависит от встречи его плоскости с Землей. Все явления такого рода, происходящие при одинаковых сидерических положениях узлов, обусловлены этой встречей. Другие происходят при встрече этой плоскости с Солнцем. Поэтому по положению Сатурна в моменты, когда кольцо появляется или исчезает, можно определить, зависит ли это от встречи его плоскости с Солнцем или с Землей. Когда эта плоскость проходит через Солнце, положение узлов дает положение Сатурна, видимого из центра Солнца, и тогда можно определить расстояние по прямой от Сатурна до Земли так, как определяется расстояние до Юпитера с помощью наблюдения затмений его спутников. В треугольнике, образованном тремя прямыми, соединяющими центры Солнца, Сатурна и Земли, имеем углы при Земле и Солнце, откуда легко вывести расстояние от Солнца до Сатурна в долях радиуса солнечной орбиты. Таким способом находим, что Сатурн, когда его видимый диаметр равен 50^сс [16"], приблизительно в девять с половиной раз дальше от нас, чем Солнце.

Видимый диаметр кольца при среднем расстоянии до планеты, по точным измерениям Араго, равен И8.^сс58 [38."42]. Видимая ширина кольца 17.^сс858 [5."786]. Его поверхность не сплошная. Черная концентрическая полоса разделяет его на две части, которые, по-видимому, образуют два разных кольца, из которых внешнее уже внутреннего. Несколько черных полос, замеченных некоторыми наблюдателями, как будто даже указывают на большее число этих колец. Наблюдение нескольких блестящих точек на кольце позволило Гершелю узнать, что оно вращается с запада на восток с периодом в 0.437 суток вокруг осп, пер­пендикулярной его плоскости и проходящей через центр Сатурна.

Вокруг этой планеты видны семь спутников, движущихся с запада на восток по почти круговым орбитам. Шесть первых движутся почти в плоскости кольца. Орбита седьмого ближе к плоскости эклиптики. Когда этот спутник находится к востоку от Сатурна, его яркость ослабляется настолько, что он делается едва различимым. Это может происходить только из-за пятен, покрывающих ту полусферу, которая обращена к нам. Но для постоянного повторения этого явления при том же положении необходимо, чтобы этот спутник, похожий в этом на Луну и па спутники Юпитера, вращался вокруг своей оси за время, равное его об-

ращению вокруг Сатурна. Таким образом, равенство продолжительности вращения и обращения представляется общим законом движения спутников.

Диаметры Сатурна не равны между собой: тот, который перпендикулярен плоскости кольца.по крайней мере на 1/11 короче диаметра, лежащего б его плоскости. Сравнивая это сжатие с сжатием Юпитера, можно с большой долей вероятности заключить, что Сатурн быстро вращается вокруг меньшего из своих диаметров и что кольцо движется в плоскости его экватора. Гершель подтвердил этот вывод путем непосредственных наблюдений, которые показали, что вращение Сатурна, как и все движения планетной системы, направлено с запада на восток, и продолжительность одного оборота равна 0.428 суток, что мало отличается от времени вращения Юпитера. Замечательно, что время оборота этих двух самых больших планет почти одинаково, оно меньше половины суток, тогда как меньшие планеты вращаются с периодом, очень близким к одним суткам.

Гершель наблюдал еще на поверхности Сатурна пять полос, прибли­зительно параллельных его экватору.

Глава IX

ОБ УРАНЕ И ЕГО СПУТНИКАХ

Планета Уран из-за своей малости ускользнула от древних астроно­мов. Флемстид в конце позапрошлого века, Майер и Лемонье в прошлом веке уже наблюдали ее как маленькую звезду. Но только в 1781 г. Гершель обнаружил ее движение, и немного позже, тщательно следя за этим светилом, установили, что это настоящая планета. Как Марс, Юпитер и Сатурн, Уран движется с запада па восток вокруг Земли. Время его сидерического обращения около 30 687 суток. Его движение, которое происходит весьма близко к плоскости эклиптики, становится попятным, когда перед противостоянием планета находится на расстоянии 115^г [104°] от Солнца. Оно перестает быть таким, когда после противостояния планета, приближаясь к Солнцу, удалена от него не более чем на 115^g [104^е]. Продолжительность обратного движения около 151 суток, и дуга его равна 4§.

Если судить об удаленности Урана по медленности его движения. он должен быть на границе планетной системы. Его видимый диаметр очень мал и едва достигает 12^сс [4"]. По наблюдениям Гершеля, вокруг него движутся шесть спутников по почти круговым орбитам, приблизительно перпендикулярным к плоскости эклиптики. Чтобы их обнаружить, необходимы очень сильные телескопы. Только два из них – второй и четвертый – были опознаны другими наблюдателями. Опубликованные Гершелем наблюдения над остальными четырьмя спутниками слишком малочисленны, чтобы определить элементы их орбит и даже бесспорно подтвердить их существование.⁵

Глава X

О ТЕЛЕСКОПИЧЕСКИХ ПЛАНЕТАХ ЦЕРЕРЕ,

ПАЛЛАДЕ, ЮНОНЕ И ВЕСТЕ

Эти четыре планеты так малы, что их можно увидеть только в сильные телескопы. Первый день этого века замечателен открытием планеты Цереры, сделанным Пиацци в Палермо. Паллада была обнаружена в 1802 г. Ольберсом, Юнону в 1803 г. открыл Хардинг и, наконец, в 1807 г. Ольберс заметил Весту. Как и у других планет, движение этих светил происходит с запада на восток; они также движутся попеременно в прямом и обратном направлениях, но недостаточность времени, прошедшего с их открытия, не позволяет с точностью установить продолжительность их обращения и законы движения. Известно только, что периоды их сидерических обращений близки между собой и у первых трех приблизительно равны 4 годам с двумя третями, а продолжительность обращения Весты представляется на год более короткой.

Паллада может удаляться от плоскости эклиптики гораздо больше, чем планеты, известные с древности, и чтобы охватить это отклонение, надо значительно расширить Зодиак.⁶

Глава XI

О ДВИЖЕНИИ ПЛАНЕТ ВОКРУГ СОЛНЦА

Если бы человек ограничился лишь собиранием фактов, наука была бы только их бесплодным перечнем, и никогда не смог бы он познать великие законы природы. Сравнивая факты между собой, постигая их взаимоотношения и восходя таким путем ко все более и более обширным явлениям, он наконец пришел к открытию этих законов, запечатленных в их самых разнообразных проявлениях. Раскрываясь, природа показала человеку небольшое число причин, рождающих множество наблюдавшихся им явлений, и он смог определить, что еще они должны произвести. Когда он убедился, что ничто не нарушает связь причин и их проявлений, он обратил взгляды в будущее, и перед его взором предстали те явления, которые природа произведет со временем.

До сих пор только в теории системы мира после длинного ряда счастливых усилий человеческий разум поднялся до такой высоты. Первая гипотеза, придуманная для объяснения видимых планетных движений, оказалась только несовершенным эскизом этой теории. Но искусным образом представив видимые явления, она сделала их доступными для расчетов, и мы увидим, что, подвергнувшись изменениям, которые одно за другим диктовались наблюдениями, она превратилась в истинную систему мира.

Самое замечательное из того, что являют нам движения планет, – это смена их прямых и обратных движений, которая может быть только результатом сложения двух движений, попеременно то совпадающих, то

Дата добавления: 2015-07-02