Изложение системы мира
Шрифт:
Эти светила не все движутся в одном направлении, как планеты. Одни из них имеют прямое истинное движение, другие — обратное. Наклоны их орбит не заключены, как у планет, в узкую зону. Они являют собой всё разнообразие наклонов — от орбиты, лежащей в плоскости эклиптики, до орбиты, ей перпендикулярной.
Когда комета появляется снова, её узнают по соответствию элементов её орбиты элементам уже наблюдённой кометы. Если перигельное расстояние, положение перигелия и узлов и наклонность орбиты приблизительно те же, то очень вероятно, что появившаяся комета есть именно та, которую уже ранее наблюдали, и что после удаления на расстояние, где комета была невидимой, она возвращается на участок орбиты, близкий к Солнцу. Так как периоды обращения комет очень велики, и эти светила наблюдались достаточно тщательно лишь в течение последних двух веков, к настоящему времени точно известны периоды обращения только двух
Орбита одной кометы в 1818 г. имела элементы, столь близкие к элементам кометы, наблюдавшейся в 1805 г., что был сделан вывод об их идентичности, но это дало бы короткий период обращения, равный 13 годам, если только не было промежуточного возвращения кометы к своему перигелию. Однако г-н Энке путём исследования многочисленных наблюдений этого светила, выполненных в 1818 и 1819 гг., выяснил, что её период ещё короче и близок к 1203 суткам. Он заключил, что она должна вновь появиться в 1822 г. и, чтобы облегчить наблюдателям возможность её нахождения, вычислил положения этой кометы на каждый день её будущего появления. Южные склонения кометы делали её наблюдение в Европе в это появление почти невозможным. К счастью, комету опознал г-н Рюмкер, искусный наблюдатель, привлечённый в Новую Голландию генералом Брисбейном, губернатором Ботани-Бея, который, сам являясь прекрасным наблюдателем, способствовал успехам астрономии своим деятельным и просвещённым участием. Г-н Рюмкер наблюдал комету каждый день с 2 по 23 июня 1822 г., и её наблюдённые положения так хорошо согласовывались с вычисленными г-ном Энке, что не должно оставаться никаких сомнений в её возвращении, предсказанном г-ном Энке.
Туманность, которая почти всегда окружает комету, по-видимому, состоит из паров, поднимающихся с её поверхности под влиянием солнечного тепла. В самом деле, понятно, что сильный жар, испытываемый кометами в перигелии, должен разрежать материю, сгущённую холодом, в который они погружены в афелии. Этот жар непомерно велик для комет, у которых перигельное расстояние очень мало. Так, комета 1680 г. была в своём перигелии в 166 раз ближе к Солнцу, чем Земля, и, следовательно, должна была испытывать воздействие жара в 27 500 раз большего, чем тот, что Солнце передаёт Земле, если, как всё заставляет предполагать, солнечное тепло пропорционально интенсивности его света. Этот великий жар, гораздо больший, чем мы в состоянии произвести, испарил бы, по всей вероятности, большинство земных веществ.
Наблюдая кометы в сильные телескопы в условиях, когда мы должны были бы видеть лишь часть их освещённой полусферы, мы не обнаруживаем у них фаз. Только одна комета 1682 г., как показалось Гевелию и Лаиру, имела фазу. В дальнейшем мы увидим, что массы комет чрезвычайно малы. Диаметры их дисков должны быть очень малыми, и то, что мы называем ядром кометы, состоит, по-видимому, в большей части из более плотных слоёв туманности, которая их окружает. Так, Гершель в очень сильный телескоп сумел разглядеть в ядре кометы 1811 г. яркую точку, которую он с достаточным основанием счёл самим диском кометы. Эти слои всё же очень разрежены, поскольку иногда через них видны звёзды.
Хвосты, которые кометы тянут за собой, по-видимому, состоят из самых летучих молекул, поднятых с их поверхности теплом Солнца и удалённых от неё бесконечно далеко давлением солнечных лучей.22 Это следует из направления этих шлейфов, образованных парами, всегда отнесённых от головы кометы в сторону, противоположную Солнцу, увеличивающихся по мере приближения кометы к этому светилу и достигающих максимума лишь после прохождения перигелия. Так как исключительная малость молекул увеличивает отношение их поверхностей к массам, давление солнечных лучей может сделаться ощутимым и заставить почти каждую молекулу описывать гиперболическую орбиту, в фокусе второй ветви которой находится Солнце. Шлейф из молекул, движущихся по этим кривым от головы кометы, образует светящийся хвост, противолежащий Солнцу и несколько наклонённый
Хотя размеры кометных хвостов достигают многих миллионов мириаметров, 8 они не ослабляют заметно свет наблюдаемых сквозь них звёзд. Следовательно, они чрезвычайно разрежены, и их массы, вероятно, меньше, чем массы самых маленьких гор на Земле; поэтому при встрече с Землёй они не могут произвести никакого заметного действия. Очень вероятно, что они уже много раз обволакивали её, не будучи замеченными. Состояние атмосферы в сильной степени влияет на видимую длину и ширину кометных хвостов. Между тропиками они кажутся гораздо большими, чем в наших странах. Пенгре говорил, что он наблюдал в хвосте кометы 1769 г. звезду, которая очень скоро из него удалилась. Но это кажущееся явление было лишь иллюзией, произведённой лёгкими облаками в нашей атмосфере, достаточно плотными, чтобы задержать слабый свет этого хвоста, но всё же настолько прозрачными, чтобы позволить увидеть гораздо более яркий свет звезды. Невозможно приписать молекулам пара, из которых состоят эти хвосты, такие быстрые колебания, размеры которых превышали бы миллион мириаметров.
Так как количество испаряемых веществ кометы уменьшается с каждым её возвращением к перигелию, после нескольких возвращений они должны полностью рассеяться в пространстве, и тогда комета будет представлять собою только постоянное ядро. Это должно быстрее происходить с кометами, период обращения которых короче. Можно предположить, что комета 1682 г., обращение которой равно лишь 76 годам, до сих пор единственная, у которой подозревалось существование фаз, приближается к этому стабильному состоянию. Если ядро слишком мало, чтобы быть обнаруженным, или, если испаряемого вещества, оставшегося на его поверхности, недостаточно, чтобы сформировать при испарении заметную голову кометы, светило сделается навсегда невидимым. Может быть, в этом причина того, что возвращения комет так редки. Может быть, по этой же причине исчезла для нас комета 1770 г., описавшая во время своего появления эллипс, в котором период обращения равен всего пяти с половиной годам; если эта комета продолжала его описывать, с тех пор она, по крайней мере, семь раз возвращалась к своему перигелию. Наконец, может быть, по этой же причине некоторые кометы, путь которых можно было проследить на небе по элементам их орбит, исчезли раньше, чем этого можно было ожидать.
Глава VI О ЗАКОНАХ ДВИЖЕНИЯ СПУТНИКОВ ВОКРУГ ИХ ПЛАНЕТ
В IV главе первой книги мы изложили законы движения спутника Земли. Нам остаётся теперь рассмотреть законы движения спутников Юпитера, Сатурна и Урана.
Если взять за единицу экваториальный полудиаметр Юпитера, предполагаемый равным 56.сс702 [18"37] на среднем расстоянии этой планеты от Солнца, средние расстояния спутников от центра Юпитера и время их звёздного обращения будут:
Среднее расстояние
[в долях экваториального
радиуса планеты]
Время обращения
I спутник
6.04853
1.
d
769137788148
II спутник
9.62347
3.551181017849
III спутник
15.35024
7.154552783970
IV спутник
26.99835
16.688769707084
Продолжительность синодического обращения спутников или промежутков между средними соединениями с Юпитером легко вывести из продолжительности сидерического обращения спутников и Юпитера.23 Сравнивая их средние расстояния с периодами обращения, мы вновь видим великолепное соотношение, которое, как мы уже знаем, существует между периодами обращения планет и их средними расстояниями от Солнца, а именно, что квадраты времён сидерического обращения спутников относятся между собой как кубы их средних расстояний от центра Юпитера.