Изложение системы мира - Лаплас Пьер Симон (бесплатные онлайн книги читаем полные .TXT) 📗

Несомненно, потребовался длинный ряд наблюдений, чтобы распознать идентичность двух светил, которые поочерёдно 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 её движения. Когда она утром погружается в солнечные лучи или появляется вечером, её диаметр минимален. Когда она исчезает вечером в солнечных лучах или появляется утром, он максимален. Средняя величина видимого диаметра Меркурия равна 21.^сс3 [7"].

Иногда, в промежутке между вечерним исчезновением и утренним появлением Меркурия, можно видеть, как он проектируется на солнечный диск в виде чёрного 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 обращённые к Солнцу. Вид этих фаз изменяется в зависимости от положения планеты относительно Солнца и направления её движения, что проливает яркий свет на свойства её орбиты.

Венера представляет нам такие же явления, как и Меркурий, с той лишь разницей, что её 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, пли 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 32^g [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, наблюдённые из очень удалённых 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 её к разным точкам солнечного диска, и она описывает хорды разной длины. Разность длительностей прохождения Венеры по солнечному диску в 1769 г., наблюдённых 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 даёт очень точное значение параллакса Венеры, и, следовательно, её 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 придаёт наблюдениям этих прохождений большое значение для астрономии. Повторившись с интервалом в 8 лет, прохождения не наступают затем более века, чтобы снова 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 её расстояние от Земли очень сильно меняется. Оно меньше всего в момент прохождения Венеры по Солнцу, когда её 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 её вращения. Он оказался чуть меньше одних суток. Шрётер путём наблюдения её рогов, а также нескольких светящихся точек около краёв её неосвещённой части подтвердил этот результат вызвавший некоторые сомнения. Он оценил период её обращения в 0.^d973 и нашёл, так же как и Кассини, что экватор Венеры составляет с эклиптикой значительный угол. Наконец, из своих наблюдений он вывел существование очень высоких гор на её поверхности и по закономерностям ослабления яркости при переходе от освещённой части к тёмной заключил, что эта планета окружена протяжённой 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, порождённые им, часто изменяют вид наблюдаемых объектов.

Своей яркостью Венера превосходит все другие планеты и звёзды. Иногда она становится настолько яркой, что её можно видеть среди дня невооружённым 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 понемногу замедляется и, когда планета находится от Солнца на расстоянии 152^g [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 своё приближение к Солнцу и наконец вечером погружается в его лучи. Эти своеобразные явления возобновляются при каждом противостоянии Марса с довольно большими отклонениями в протяжённости и продолжительности обратного движения.

Марс движется не строго в плоскости эклиптики и иногда отклоняется от неё на несколько градусов. Изменения его видимого диаметра очень велики. На среднем расстоянии до планеты он равен 19.^сс40 [6"29] и увеличивается по мере приближения к противостоянию, достигая 56.^сс43 [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 приближённое значение параллакса Солнца раньше, чем произошли последние прохождения Венеры по диску Солнца, позволившие определить этот параллакс с большей точностью.