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

Однако систематические наблюдения лунного диска обнаружили небольшие изменения в его виде: можно заметить, что пятна попеременно то приближаются, то отдаляются от его краёв. Те из них, которые очень близки к краям, исчезают и появляются вновь, совершая периодические колебания, которые были названы либрациями Луны. Чтобы представить себе главные причины этого явления, надо учесть, что лунный диск, видимый из центра Земли, ограничивается окружностью лунного шара, перпендикулярной к лучу зрения. На плоскость этого круга проектируется обращённая к Земле полусфера Луны, внешний вид которой зависит от её вращательного движения. Если бы Луна не имела вращательного движения, её радиус-вектор при каждом лунном обороте описывал бы по её поверхности окружность большого круга, все части которого последовательно представлялись бы нашему зрению. Но в то время как вектор стремится описать эту окружность, лунный шар, вращаясь, всё время с большой точностью возвращает на этот радиус одну и ту же точку своей поверхности и, следовательно, то же полушарие — к Земле. Неравенства в движении Луны приводят к небольшим различиям в её облике. Вращательное движение Луны, не участвуя в этих неравенствах заметным образом, непостоянно относительно радиуса-вектора, который поэтому пересекает лунную поверхность в разных точках. Вследствие этого лунный шар совершает относительно этого радиуса колебания, соответствующие неравенствам своего движения, и попеременно то скрывает, то открывает часть своей поверхности.

Однако лунный шар испытывает ещё другую либрацию, по широте, перпендикулярную описанной. Из-за неё области, расположенные около полюсов вращения Луны, попеременно исчезают и появляются вновь. Чтобы понять сущность этого явления, предположим, что ось вращения перпендикулярна к плоскости эклиптики. Когда Луна будет в своём восходящем узле, оба её полюса будут на южном и северном краях видимого полушария. По мере возвышения над эклиптикой Северный полюс и ближайшие к нему области исчезнут из вида, тогда как области, близкие к Южному полюсу, будут открываться всё больше и больше до того момента, когда светило, достигнув своей самой большой северной широты, начнёт возвращаться к эклиптике. Описанные явления тогда повторяются в обратном порядке. Когда же Луна, достигнув нисходящего узла, затем опустится под эклиптику, у Северного полюса произойдут те же явления, которые имели место у Южного.

Ось вращения Луны не совсем точно перпендикулярна к эклиптике, и её наклон приводит к явлениям, которые можно понять, вообразив, что она движется по самой эклиптике таким образом, что её ось вращения всё время остаётся параллельной самой себе. Ясно, что тогда каждый полюс будет виден на продолжении половины обращения Луны вокруг Земли и не виден во время второй половины, так что области, расположенные очень близко к полюсам, будут попеременно открываться и исчезать.

Наконец, наблюдатель находится не в центре Земли, а на её поверхности, и середину видимого им полушария Луны определяет луч зрения, проведённый от его глаза в центр Луны. Ясно, что вследствие лунного параллакса этот луч в зависимости от высоты этого светила над горизонтом пересекает поверхность Луны в существенно различных точках.

Все эти причины создают только видимую либрацию Луны. Они являются чисто оптическими и нисколько не влияют на её действительное движение. Это движение может, однако, подвергаться небольшим неравенствам, но они едва ощутимы. ²

Иначе обстоит дело с изменениями плоскости лунного экватора. Усердные наблюдения пятен на Луне позволили Доминико Кассини обнаружить, что ось этого экватора вовсе не перпендикулярна к эклиптике, как это предполагали раньше, и что её последовательные положения не в точности параллельны между собой. Этот великий астроном пришёл к следующим результатам, представляющим одно из его самых прекрасных открытий и охватывающим всю астрономическую теорию истинной либрации Луны. Если вообразить первую плоскость, проходящую через центр Луны перпендикулярно её оси вращения и совпадающую с экватором, вторую плоскость, проходящую через тот же центр параллельно эклиптике, и третью плоскость — плоскость лунной орбиты, то если отвлечься от периодических неравенств наклонности и узлов Луны, эти три плоскости постоянно будут иметь общую линию пересечения. Вторая плоскость, расположенная между двумя другими, составляет с первой угол около l.^g67 [1.°50], и с третьей —угол в 5.^g7155 [5.°1440]. Таким образом, пересечения лунного экватора с эклиптикой, или его узлы, всегда совпадают со средними узлами лунной орбиты и, как и они, имеют обратное движение, период которого равен 6793.39108 суток. В этом интервале оба полюса экватора и лунной орбиты описывают небольшие окружности, параллельные эклиптике; при этом её полюс располагается таким образом, что эти три полюса находятся постоянно на большом круге небесной сферы.

На поверхности Луны возвышаются высокие горы. Их тени, падая на равнины, образуют пятна, которые изменяются в зависимости от положения Солнца. На краю освещённой части лунного диска горы представляются в виде зубцов, которые простираются за пределы линии освещения на величину, измерение которой показало, что их высота, по крайней мере, три тысячи метров. По направлению теней было выяснено, что лунная поверхность усеяна глубокими впадинами, похожими на наши моря. Наконец, представляется, что эта поверхность имеет следы вулканических извержений. Возникновения новых пятен и вспышек, много раз наблюдавшихся на тёмной стороне, как будто даже указывают на активную вулканическую деятельность.

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 ещё 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 определённых пределов. Другие удаляются на все угловые расстояния. Движения всех этих тел заключены в поясе небесной сферы, названном 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 всё 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 звёзд прямое. Но когда при своём 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^s [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 неё больше, чем на 5^g [4.°5].