Законы Вселенной [2 ed.]

Книга лаконичным и простым языком знакомит с методами исследования, историей астрономии и известным на 1895 год устройст

186 37 51MB

Russian (Old) Pages 173 [190] Year 1895

Report DMCA / Copyright

DOWNLOAD FILE

Законы Вселенной [2 ed.]

Citation preview

' І/f/

іГ

ДОСТУПНАЯ ИЗДАНІЕ

гіМ .

Г . М.

БИБЛИОТЕКА, ПЕНАТОРОСЪ.

а каждой книги (около 2 0 0 стр.) 2 5 к .

Серіа I . - П Р И Р О Д А . 'У.

егулирѵющей и х ъ движенія и заставляющей двигаться вокругъ себя. Что касается спутниковъ Юпитера, массы которыхъ меньше и массы Солнца и массы Юпитера, то они повинуются Солнцу, сопровождая Юпитеръ в ъ его путешествіи во кругъ Солнца и повинуются также Юпитеру, вращаясь вокругъ этой планеты. „Небесная механика11. Небесная механнка беретъ точкой отправленія гипотезу всемірнаго тяготёнія, выводить в с ё слёдствія изъ этого принципа посредством^, громадныхъ вычисленій и такимъ образомъ, на основаніи теоретическнхъ вычисленій, предсказываете всевозможный движѳнія планете солнечной системы, затёмъ обращается к ъ наблюденію и смотрите, согласуются ли предсказываемый явленія съ тёми, которыя мы наблюдаемъ на небё. Эта наука, намёченная Исаакомъ Ныотономъ в ъ его „Принципахъ" дошла до совершанства, бла-

годаря французскими астрономами 18 в ѣ к а . В с ѣ и х ъ теоретически! прѳдсказаніи исполнялись и каждый новый у с п ѣ х ъ былъ новыми подтверждѳніемъ гипотезы Нютона. Гипотеза эта пріобрѣла вѣроятіе, близкое к ъ истине.

Глава VII. Задача о двухъ тѣлахъ. Предварительная задача. Представимъ себ е д в а вещественныхъ шара, составлеиныхъ изъ сферичѳскихъ, концегрическихъ и однородныхъ слоѳвъ. Будешь ли происходить взаимное притяженіе между частицами перваго слоя и частицами второго, гіодъ ними лѳжащаго ? Можно-ли в с ѣ эти частичным силы сложить в ъ одну силу, которая произведетъ такое же дГйствіе, к а к ъ сумма в с ѣ х ъ этихъ отдѣльн ы х ъ притягательнжхъ с и л ъ ? Д а . Ньютонъ, говоря о гипотѳзѣ тяготенія, доказали, что все происходить такъ, к а к ъ будто масса каждаго шара собрана в ъ его центре, т. е., что центры шаровъ притягиваются одинъ к ъ другому, к а к ъ частицы, массы которыхъ равны массами этихъ д в у х ъ шаровъ. Не'бесныя тѣла, к а к ъ это мы увидимъ позже, могутъ быть разсматриваемы к а к ъ составленный изъ сферическихъ, концентр ическихъ и однородныхъ слоевъ. Мы можемъ смело предполагать, что и х ъ масса собрана в ъ н х ъ центре, т. е. смотреть на и х ъ объемъ ІСЭіКЪ

на безконечно малый. Такое представленіе совершенно правильно, такъ к а к ъ величина звёздъ очень мала сравнительно с ъ ихъ взаимными разстояніями. Теоретическая задача. ПредпОложимъ, что в ъ пространстве есть только два небесныхъ тѣла, что оба они находятся вблизи одинъ отъ другого и не испытываютъ никакого внешняго толчка. По взаимному Бритяженію, которое старается сблизить ихъ центры, эти два т е л а будутъ стремиться другъ к ъ другу ; и такъ к а к ъ взаимное притяженіе будетъ сильно увеличиваться по м€ре того, к а к ъ разстояніе между ними будетъ уменьшаться, скорость ихъ движѳнія не будетъ увеличиваться пропорціонально ихъ сближенію, а возрастете съ необыкновенной быстротой. Наконѳцъ, два тела встретятся и столкновеніе заставить и х ъ оттолкнуться другъ отъ друга. Каждое изъ нихъ пробежало-бы часть разстоянія, которое первоначально разделяло его отъ другого. Большее разстояніе было-бы пройдено тѣломъ меньшей величине, такъ какъ пути, пройденные двумя телами должны быть обратно пропорціональны и х ъ массе. Пред став имъ себе, что в ъ пространстве есть только Земля и Солнце, и что эти З В Ё З Д Ы предоставлены самимъ себе, на нихъ не действуете никакая сила, кромё притяженія и оне разделены одна отъ другой тёмъ же разстояніемъ, которое разделяете и х ъ теперь. Земля и Солнце начнутъ стремиться другъ к ъ другу и встретятся черѳзъ 68 дней, при этомъ Земля пройдете в ъ 330 разъ боль-

шій путь нежели Солнце, потому что масса ея в ъ 330 разъ меньше. Е с л и оставить в ъ пространстве только Землю и Луну, безъ первоначальнаго движенія и на томъ же разстояніи, какое пхъ теперь разделяете, эти два тгЬла будутъ стремиться одно к ъ другому и встретятся приблизительно в ъ 4 ' / 2 Дня. Земля, имея массу в ъ 75 разъ большую, чемъ ея спутникъ, пробежите путь в ъ 75 разъ меныпій. Коническія сѣченія. Коническими сечевіями называются кривыя линіи, которыя получаются при пересечении конуса плоскостью. Он.е придуманы последователями Платона, изучались философами александрійской школы, а потомъ последователями картезіанской философіи, ими занимается и теперь высшая геометрія и долго ошЬ будутъ еще ирѳдметомъ интѳресныхъ изысканій. В с е коническія сеченія имеютъ общія свойства : в с е они обладаютъ двумя замечательными точками, называемыми фокусами. Изучая эти кривыя линіи, мы принуждены разделить и х ъ на три рода. Различаютъ, во пѳрвыхъ, овалы, называемые эллипсисами. В ъ С2эедине эллипсиса, на линіи самаго большого поперечника, находятся два фокуса, по одному съ каждой сто|юны центра. В ъ оіругленныхъ эллипсиеахъ эти фокусы очень близко отъ центра и в ъ к р у г е , который представляете собою самый простой эллипсисъ, фокусы сливаются съ центромъ. В ъ эллипсие а х ъ , очень удлиненвыхъ, фокусы, оставаясь на серединной диніи, очень близки к ъ краю.

Коническія сЬченія двухъ другихъ родовъ называются пораболами и гиперболами. Эти кривыя линіи не замкнуты и вѣтви ихъ безконечны. Задача о двухъ тѣлахъ. Представимъ себе теперь на некоторомъ разстояніи два небесныхъ т е л а ; тому изъ нихъ, масса котораго меньше, дадимъ толчекъ в ъ какомъ-нибудь направлѳніи. Каково будетъ движеніе этихъ д в у х ъ тѣлъ ? Эта знаменитая задача о двухъ т е л а х ъ решена Ньютономъ. Посредствомъ легкаго вычисленія можно найти, что центръ тела съ меньшей массой долженъ описать коническое сеченіе, в ъ фокусе котораго будетъ находиться цѳнтръ другого тела, и что эта кривая линія будетъ описана согласно съ законами Кеплера. Наконецъ, если эта кривая линія будетъ эллипсисъ, то тело будетъ вращаться по ней безконечно. Родъ, форма и размерь описаннаго эллипсиса можно найти вычислѳніемъ по числовыми данными задачи. Кометы. В с е известным планеты и ихъ спутники, описываютъ эллипсисы, близкіе к ъ кругу. К а к ъ только этотъ великій геометръ решили задачу о двухъ телахъ, онъ задали себе вопросъ : нетъ-ди в ъ солнечной системе звездъ, которыя описываютъ очень растянутые элипсисы или даже пораболы и гиперболы (см. рис. 2), в ъ фокусѣ которыхъ стояло-бы Солнце ? Ему пришла мысль, что, можешь быть, кометы обладаютъ такими движѳніемъ. Е с л и принять это, то легко объяснялось почему комета, видимая в ъ продолженіе нес-

колькихъ дней, дёлается потомъ невидима : она удаляется по очень удлиненному овалу или по кривой т и н і и с ъ безконечно длинными сторонами. Нужно было подвергнуть это предположеніе контролю наблюденія. Ньютонъ ожидалъ с ъ нетерпёніемъ случая. Этотъ случай вскорѣ ему представился. В ъ 1680 году появилась блестящая комета, которая очень быстро перемещалась между другими звѣздами. Ньютонъ старательно наблюдалъ ее и нашелъ, что действительно она описываете эллипсисъ очень растянутый, фокусъ котораго занимаетъ Солнце, и что комета перемещалась по своей орбите, согласно закону пространствъ, найденному Кеплеромъ. Части орбиты были вычислены и длина этой кривой линіи, благодаря третьему закону Кеплера, позволила Ньютону найти продолжительность обращенія кометы вокругъ Солнца. Онъ узналъ, что эта продолжительность равна 600 л е т е и но его предсказанью эта комета появится в ъ 2280 году. Это было первое такое предсказаніе. Кометы отличаются отъ планете не только формой описываемыхъ ими кривыхъ' линін. Плоскости ихъ орбитъ могутъ иметь сверхъ того различные наклоны. Кроме того, многія кометы двигаются по направленію противоположному движенію планете. Наканецъ, насъ поражаетъ странная форма кометъ : чаще всего оне имеютъ центральное ядро, окруженное блестящей атмосферой, которая составляете вокругъ него к а к ъ бы волосы. Отсюда происходить названіѳ кометы, которое означаете „волосатая

звёзда". Наконецъ, большая часть этихъ странныхъ зв'Ьздъ имѣютъ хвостъ, расположенный со стороны, противоположной Солнцу и слегка скривленный такимъ образомъ, что его край склоняется к ъ тому мѣсту, отъ котораго уходитъ комета. Если комета опнсываетъ гиперболу или пораболу или такой растянутый эллидсисъ, что его другой, далекій отъ насъ, край достигаете области звѣздъ, то эта комета можетъ встретить на своемъ пути какой-нибудь могущественный центръ притяженія и бросить нашу солнечную систему, чтобы вступить в ъ свиту другой, болѣѳ СИЛЬНОЙ, звезды. Но этого не происходить съ теми кометами, которыя описываютъ эллипсисы хотя и удлиненные, но не достнгающіѳ до области звездъ. Эти кометы постоянно вращаются вокругъ Солнца, описывая свой растянутый элипсиеъ, и при каждомъ обороте, который оне делаютъ в ъ одинаковый промежутокъ времени, оне приближаются к ъ Солнцу и к ъ Земле и становятся видимыми намъ на несколько дней. Это — періодическія кометы. Продолжительность неріода и х ъ появленія выводится изъ длины эллипсиса по третьему закону Кеплера. Эта продолжительность для некоторыхъ комете равна 3 годамъ, а для другихъ и очень большому количеству лете. Комета 1844 года возвратится не раньше 100 тысячъ л е т ъ !

ЧАСТЬ ВТОРАЯ. —————® Вѣсъ міровъ. Кометы и ихъ пѳріодическія возвращенія.

Глава VIII. Ньютонъ взвѣшиваетъ міры. Заключенія Ньютона. Задача о д в у х ъ тѣл а х ъ относптельно легка ; но если принять в ъ соображеніе в с ѣ звѣзды солнечной системы и в с ѣ и х ъ взаимныя притяженія, то определить движенія, которыя вытѳкаютъ отъ одновременнаго дѣйотвія этой сложной системы силъ, можно только посредствомъ очень точаыхъ способовъ и очень трудныхъ вычйсленій. Ныотонъ, при всей своей геніальности, остановился предъ трудностями этой задачи. Онъ нашелъ, однако, что взаимныя притяженія т ѣ л ъ солнечнаго міра между собою не позволяютъ системами планетъ и никакой системе спутник о в ъ точно слѣдовать законами Кеплера. Ньютонъ былъ приведенъ к ъ заключенію, что каждая планета имѣетъ массу меньшую, чѣмъ мае-

са Солнца,—и этимъ объясняются результаты наблюденій, показывающіе, что движенія планетъ мало расходятся съ законами Кеплера. Т а к ъ к а к ъ двнженія различныхъ системъспутниковъ также довольно близко согласуются съ законами Кеплера, то Ньютонъ заключилъ, что каждый спутникъ имііетъ массу, гораздо меньшую, чѣмъ планета, вокругъ которой онъ вращается. Но авторъ „Принциповъ" не могъ удовольствоваться неопределенными и неясными результатами. Онъ посвятилъ себя более точнымъ изысканіямъ и скоро былъ вч. состояніи найти точное отношеніе массъ Солнца и известныхъ ему планетъ. Геометры начинали взвѣгиивать міры ! Тяжесть и масса. Взаимныя притяженія, которыя происходить между частицами Земли и всякимъ теломъ, могутъ быть заменены одной силой, имъ равнодействующей. Эта равнодействующая называется силою тяжести, которою в с е частицы тела притягиваются к ъ центру Земли. Д в а тела, предоставленный свободному паденію, принимаютъ одинаковую скорость : если эти т е л а имеюсь одинаковую тяжесть, то и х ъ совершенно одинаковыя движенія производятся одинаковыми силами и, следовательно, оба тѣла имѣютъ одинаковую массу ; мы можемъ безъ всякаго затрудненія обозначить однвмъ и темъ-же числомъ тяжесть и массу тела. Но тяжесть и масса тела—понятая очень различныя : тяжесть есть сила притяженія к ъ Земле, а масса есть количество со-

противленгя дѣйствію силъ. Когда дѣло идетъ не о земномъ тѣлѣ, а о звѣздѣ такой, к а к ъ Солнце, слово тяжесть, собственно говоря, лишено всякаго смысла, и если мы его будемъ употреблять, то к а к ъ сннонимъ массы. Масса Солнца. Займемся отысканіемъ отношенія между массами Солнца и Земли. Сколько пройдетъ шаръ, помещенный на разетояніи 24 тысячи земныхъ радіусовъ отъ Солнца, в ъ первую секунду своего движѳнія к ъ этой звѣздѣ? Отвѣтъ лѳгокъ. Заметимъ сначала, что Земля находится именно на такомъ разстояніи отъ Солнца, и что скорость ея вращенія вок р у г ъ этой звезды равна приблизительно 29 метрамъ в ъ каждую секунду. Можно вычислить, что если-бы остановить на одну минуту Землю и предоставить ее самой себе, она устремилась-бы к ъ Солнцу, ускоряя свое движ е т е и пробегая три миллиметра в ъ первую секунду. По третьему закону Ньютона, то - же произошло-бы со всеми находящимися на земле телами и в ъ частности съ шаромъ, взятымъ для примера. Спросимъ себя теперь, сколько пройдетъ, падая на Землю, шаръ, помещенный на разстояніи 24 тысячи земныхъ радіусовъ отъ Земли, в ъ первую секунду своего паденія ? Если-бы онъ были недалеко отъ поверхности Земли, онъ прошелъ-бы 4 , 9 метровъ ; но если ѳгс перенести на 24 тысячи разъ дальше, это паденіе будетъ гораздо слабее ; его скорость придется разделить на квадратъ 24 тысячи ; она равнялась-бы 0,0000009 ци диметра,

Итакъ, одинъ и тотъ - же шаръ, притягиваемый то Солнцемъ, то Землею, на разотояніи 24 - х ъ тысячъ земныхъ радіусовъ, пробегаете в ъ первомъ случае в ъ первую секунду около 3 миллиметровъ и во второмъ случаѣ—пространство в ъ 0,0000009 миллиметра. Раздѣливъ эти два числа одно на другое, получимъ отношеніе ускореній и, следовательно, отношеніе силъ, происходящихъ отъ массъ Земли и Солнца, а темъ самымъ отношеніѳ массъ Солнца и Земли. Получимъ приблизительно ЗЗОтыслчъ. Это показываете, что масса Солнца приблизительно в ъ 330 тысячъ разъ больше массы Земли. Масса Земли. Чтобы сравнить массу Земнаго шара с ъ массой какого-нибудь земнаго тела, Мичель придумалъ подвергнуть маленьких метадлическій шарикъ нритяжѳнію Земли, измерить эгу силу, а потомъ подверэгнуть тотъже шарикъ притяженію куска свинца определеннаго в е с а . Тогда, сравнивая земное притяженіе (т. е. в е с ъ шарика) с ъ притяженіемъ, которое иопытываетъ этотъ самый шарикъ со стороны к у с к а свинца, нетрудно найти отношеыіе массы Земли к ъ массЬ к у с к а свинца. Этотъ опыте былъ исполненъ Кавендишемъ, потомъ прове]эенъ г. Бели, по просьбе лондонскаго астрономическаго общества. Чтобы определить массу земнаго шара, употребили и другой снособъ. Бугѳ пришла мысль сравнить массу Земли съ массою горы.

измеряя то уклоненіе, которое оказываете притяженіе этой горы на свинцовую проволоку, помѣщенную в ъ ея соседстве. Результатами самыхъ различныхъ определеніи ученые были приведены, ваконецъ, къ тому, что плотность земнаго шара в ъ 5,44 раза больше плотности воды. Зная плотность земли, сравнительно съ водою, можно определить в ѣ с ъ всего земнаго іпара. Мы знаемъ, что радіуоъ земли — 11,964 верстамъ, пли около 13,000 кшгометровъ, т. е. 13,000,000 мет]эовъ. Объемъ шара можно определить (какъ известно изъ геометріи), умноживъ число 3,14 на к у б ъ діаметра и разделивъ на 6. Т . е. объемъ земли будетъ равняться 3,14 X 13,000,000 X X 13,000,000 X 13,000,000 : 6, 3,14 X

2,197,000,000,000,000,000,000

или около 1,149,763,000,000,000,000,000 куб. метровъ ; каждый кубическій метръ воды в е сите 1000 килограмовъ пли одну морскую тонну (— 61 пуду). Если-бы земной шаръ состояли только изъ води, то онъ весидъ-бы 1,149,763,000,000,000,000,000 морскихъ тоннъ. Но плотность земли в ъ 5,44 больше плотности воды, — следовательно в ѣ с ъ земнаго шара равенъ 5,44 X 1,149,763,000,000,000,000,000 тоннъ или 6,254,710,720,000,000,000,000 тоннъ. Это число, конечно, превышаете силу нашего воображенія.

Масса планетъ. Ньютонъ опрѳдѣлилъ массу Юпитера, сравнивая движеніе этой планеты съ движеніемъ одного изъ ея спутниковъ. Тотъже способъ применяется к ъ каждой планете, имеющей спутниковъ. К ъ планетамъ, у которыхъ спутниковъ нетъ, приходится применять другой способъ. Мы видели, что если-бы планеты имели массы такія-жѳ, какъ Солнце, ихъ движенія очень расходились-бы съ законами Кеплера ; если эти движенія мало уклоняются отъ этихъ законовъ, то это потому, что массы планетъ очень малы сравнительно с ъ массою Солнца. Отсюда понятно, что величина этихъ отступленій зависите отъ величины массъ планетъ и, следовательно, по этимъ отклонѳніямъ можно определить и самую массу планетъ. Принимая массу солнца за единицу,получимъ следующую таблицу :

Солнце Меркурій . . . . Венера

Масса.

1 I 4,348,000 1 412,150

324,600

Плотность

ный. тѣлъ.

оэ

Напрязкені тязкести.

Названіе небес-

27,57

1,88

0,52

7,48

0,86

4,92

1

5,44

Марсъ

Масса.

1 2,968,300

1

ІОнитеръ . . . .

1,050

Сатурнъ

3,512

Уранъ Нептунъ Луна

1 1 20,574

1 17,500

1 25,968,000

Плотность.

ами. тѣлъ.

Наиряжеиіо тяжести.

Назианіе небес-

0,38

3,80

2,58

1,28

1,10

0,00

0,88

1,14

0,95

1Д7

0,16

3,27

По этимъ данными можно вычислить в ѣ с ъ любой планеты, зная ея объемъ. О тяжести одного и того-же тѣла на различны хъ планетахъ. Чтобы поднять одно и тоже тѣло, напр., шаръ, житель Юпитера долженъ былъ-бы сделать усиліе почти РЪ 2 , 5 8 раза больше, чѣмъ житель Земли. Масса Юпитера в ъ 809 разъ больше массы Земли, поэтому тело должно было-бы весить в ъ 309 разъ больше, чѣмъ на Земле, если бы величина Юпитера была равна величине Земли, но его радіусъ в ъ 11 разъ больше радіуса Земли, следовательно, шаръ находится в ъ 11 разъ дальше отъ центра Юпитера, чемъ отъ центра

Земли. Мы говорили уже, что в с ё тёла стремятся к ъ центру планеты, на которой находятся, и что этотъ центръ мы должны считать центромъ притяженія. Сила пршгяжеаія обратно пропорціональна квадрату разстоянія, следовательно, отъ различія величины радіусовъ Земли и Юпитера тяжесть шара на Юпитерё будетъ в ъ 121 разъ меньше, чёмъ на Землё, т. е. 1 1 X 1 1 . И т а к ъ , благодаря разницё массъ, в ё с ъ шара в ъ 309 разъ больше, a вслёдствіе разницы радіусовъ в ъ 120 разъ меньше. Отсюда видно, что одно и то-же тёло почти в ъ 2,58 раза тяжелёѳ на поверхности Юпитера, нежели на поверхности Земли. (На стр. 55—56 показано напряженіе тяжести на различныхъ планѳтахъ). Массы пометь. Масса кометъ незначительна. Наблюденіѳ показываете, что когда комета проходите вблизи такой планеты, к а к ъ Юпитеръ, ходъ планеты не испытываете ни малёйшаго измёненія, тогда к а к ъ ходъ кометы измёняется сильно. Много разъ задавали вопросъ, что случилось бы, если бы комета встретилась с ъ Землей? На это легко отвётить. Толчокъ отъ кометы былъ бы не замётенъ, и если такое столкновеніе опасно, то потому, что комета могла бы оставить в ъ нашѳмъ воздухё газы, вредные для здоровья. Возможно-ли такое столкновѳніе ? Вотъ что говорить Лапласъ в ъ своемъ „Изложеніи системы міра": это етолкновеніе хотя и возможно, но мало-вёроятно в ъ теченіѳ одного в ё к а . Такое столкновеніе было-бы случаемъ необыкяовеннымъ, потому что трудно

допустить возможность столкновенія двухъ т ѣ л ъ , столь малыхъ сравнительно с ъ громадностью пространства, в ъ которомъ они движутся -; поэтому такого столкновенія нечего и б о я т ь с я . . . " Но человѣкъ до такой степени склон е н ъ к ъ страху, что в ъ 1773 году в ъ П а риже распространился сильнейшій с т р а х ъ , а оттуда передался и всей Франціи, вследствіе простаго опубликованія статьи, в ъ которой Лаландъ определяли т е изъ наблюдаемыхъ кометъ, которыя наиболее близки к ъ Земле. Заблужденія и с у е в е р і я , напрасный ужасъ и в с е беды, порождаемый невежествомъ, скоро исчезли-бы, если-бы с в е т ъ науки осветилъ умы, охваченные мракомъ. Конечно, в ъ теченіе в е к о в ъ такое столкновеніе возможно. В ъ 1832 году комета Б э л а едва не столкн у л а с ь с ъ Землею. По определеніямъ г г . Ліеса, Гинда и В а л р и в ъ 1861 году Земля была задета хвостомъ большой кометы.

Глава Д . Задача о трехъ тѣлахъ. Движете эллиптическое и тртурбаціи. Вообразимъ два іЧла солнечной системы, изъ кот о р ы х ъ одно движется в о к р у г ъ другаго, напримеръ, Л у н у и Землю. Мы видели, что если бы эти два тела бы ля одни в ъ пространс т в е , центръ Л у н ы описывали бы строгій эллипсисъ, фокусъ котораго занимали бы центръ

Земли ; это движеніе было бы совершенно согласно с ъ законами Кеплера, при каждомъ обращеніп Л у н а описывала - бы точный эллипсисъ. Это совершенно правильное движ е т е , которое произошло-бы по нашей гипотезе, будемъ называть ѳллиптическимъ движеніемъ. Но это эллиптическое движеніе существуѳтъ только в ъ нашемъ воображеніи, потому что Солнце, Юпитеръ, Сатурнъ и другія звѣзды оказываютъ на Л у н у свое вліяніе. Эти вліянія нарушаютъ правильность эллиптическаго движенія и вносятъ неправильности или пертурбаціи. Вычнсленіе и наблюд е т е одинаково показываютъ, что эти неправильности незначительны. Но однако они существуютъ и, следовательно, настоящее движет е Л у н ы вовсе не просто эллиптическое : это волнистая эллиптическая линія. Вычислить движеніе по волнистой линіи для различныхъ планетъ солнечной системы—такова главная задача небесной техники. Опасенія Ньютона. Одинъ изъ вопросовъ, который возникаетъ при этой задаче, часто приходилъ в ъ голову Ньютона. Исправляются ли современемъ эти отклоненія отъ щэавильнаго хода, или, накопляясь в ъ теченіѳ многихъ в е к о в ъ , они прнведутъ в а ш ъ солнечный міръ к ъ неизбежному разрушенію ? Тайна нашей будущей судьбы заключается в ъ законе всемірнаго тяготенія. Вычисленію надлежало раскрыть эту тайну, но математическіе методы были тогда еще очень несовершенны и не позволили Ньютону решить этотъ вопросъ. Ему

оставалось только дѣлать прѳдположенія и онъ остановился на той мысли, что такая слишкомъ запутанная система сидъ, какая действуешь в ъ нашемъ міре, неизбежно должна привести къ хаосу. Авторъ „Принциповъ" умеръ съ темъ убежденіемъ, что открыли неотвратимую грозу, которая нависла надъ міромъ. Эта горькая мысль была наказаніемъ для великаго генія. Задача о трехъ тѣлахъ. Решеніе этой проблемы пертурбацій, котораго не могъ найти Ньютонъ, это угрожающее разрешеніе, слѣдствія котораго едва осмеливались себе представить, было начато опять в ъ 18 столетіи-и доведено до благопріятнаго конца. Это было сделано 5 геометрами : Эйлеромъ, д'Аламберомъ, Клеро, Лагранжемъ и Лапласомъ. Вспомнимъ, в ъ чемъ заключается эта задача. В ъ центре находится неподвижное тело ; вокругъ него вращается другое. Если-бы эти два тела были одни в ъ пространстве, то второе двигалось-бы по правильному эллипсису ; но в с е другія тела солнечной системы действующи на него своей притягательной силой, и эти вліянія, хотя и второстепениыя, изменяютъ правильное эллиптическое движеніе в ъ волнистое. Нужно определить математически это движеніе. Между шЬлами, которыя вліяютъ на эллиптическое дви..сеніе, шредставимъ себе одно, которое вліяетъ нанболёе сильно. Разберемъ случай, г д е правильность эллиптичѳскаго движенія нарушается одной какой-

нибудь звёздой. Получается такнмъ образомъ знаменитая задача о трехъ тѣлахъ, поднятая Ньютономъ. Исторія задачи о трехъ тѣлахъ. Клеро, Эйлеръ и д'Аламберъ рёшили почти в ъ одно и тоже время эту задачу. В ъ трудѣ, удостоенномъ награды Парижской академіей наукъ (1748 г.), Эйлеръ разсматриваетъ пертурбаціи Юпитера и Сатурна, происходящія отъ взаимнаго дёйотвія этихъ планетъ. Съ того-же года Клѳротъ и д'Аламберъ начали изучать движеніе Луны подъ вліяніемъ Земли и Солнца. Результаты, полученные Эйлеромъ, были опровергнуты наблюдевіемъ. Почти в ъ то-же время такая-жѳ судьба постигла и вычисленія Клеро о движѳніи Луны. Эти два астронома, обманутые в ъ свои х ъ ожиданіяхъ, подумали вначалё, что гипотеза всемірнаго тяготёніы не в ё р н а и что в ъ нее нужно ввести поправку. Но не вёрными были только и х ъ вычисленія. Клеро скоро это замѣтилъ : онъ повелъ дальше свои вычнсленія, нашелъ свою ошибку к новые, полученные имъ, результаты были согласны с ъ наблюденіями. Это было болынимъ ообытіемъ в ъ мірё науки, и с ъ этой минуты гипотеза Ньютона воцарилась в ъ ней полновластно.

Глава I Комета Галлея. Галлей. В ъ 1680 году Ньютонъ замётялъ комету, опредёлилъ, что ея движеніе эллиптическое и согласно с ъ законами Кеплера, высчитали ея орбиту и опредёлилъ время ея обращенія в о к р у г ъ Совнца в ъ 600 лётъ. Онъ смоги объявить эту комету періодической и предсказать ея возвращеніѳ в ъ 2280 году. Это предсказаніе на длинный срояъ не возбуждало живаго интереса. К ъ счастью, в ъ 1682 г. показалась новая комета, с ъ которой связано имя Галлея. Этотъ великій астрономъ слёдилъ за ходомъ этой звёзды, опредёлилъ, что ея движеніе эллиптическое, вычислили ея орбиту и пришелъ к ъ заключѳнію, что время ея обращенія равно около 75 л ё т ъ . Это была новая періодичѳская комета, возвраіценіе которой могло быть предсказано с ь извёстной точностью. Галлей опредёлилъ, что комета возвратится к ъ . концу 1758 года или в ъ начадѣ 1759 года. „Когда эта звёзда возвратится, с к а з а л ь онъ, я давно уже буду мертвъ, но я хочу, чтобы потомство помнило, что первое предсказаніе относительно комѳтъ было сдёлано англнчаниномъ". П о в ё р к у , которую скрывало отъ него далекое будущее, Галей пробовали найти в ъ прошѳдшемъ. Но совёту Ньютона, этотъ великій астрономъ пробёжалъ в с ё старинныя

сочиненія, чтобы найти указаніе на кометы, показывавшіяся с ъ самыхъ отдаленныхъ времени. Онъ расположили найденныя кометы в ъ каталоги по порядку, по времени ихъ появленія, и нашелъ одну, которая была похожа на ту, которую онъ наблюдали, не только по виду, но и по орбите. Т а к ъ , онъ находитъ комету, которая была наблюдаема в ъ 1607 году Кеплеромъ и Лонгомонтанусомъ, орбита этой кометы похожа очень на орбиту кометы 1682 года. Идя дальше, онъ находитъ комету 1531 года, которая была та-жѳ самая, потомъ находитъ комету в ъ 1456 году, появленіе которой везде навело ужасъ. Наконецъ, за много в е к о в ъ онъ находитъ кометы 248, 324 и 399 г г . , разделенння промежутками около 75 лѣтъ или два раза большими. Клрро. При приближении 1758 года, комета Галлея ожидалась съ самыми живыми иетересомъ : дѣло шло о провѣрке удивительнаго предоказанія англійскаго астронома. Но, чтобы сделать более важной эту проверку, нужно было предсказать время возвращенія кометы с ъ точностью и строго определить путь, который она должна была совершить. Чтобы достигнуть этой двойной цели, необходимо было сделать длинное вычисленіе. Комета Галлея должна была пройти очень близко отъ Юпитера и Сатурна. В ъ этомъ соседстве ея ходъ долженъ былъ непремѣнно испытать глубокое измененіе, пертурбацію. Нужно было точно вычислить ходъ кометы и его пертурбацію. Клеротъ предприняли это вычис-

лѳніе, чтобы провёрить свое рёшеніѳ задачи о трехъ тёлахъ. При помощи Лаланда, онъ рёшшгь опредёлить пертурбаціи, введенный в ъ ходъ кометы во время ея д в у х ъ послёднихъ обращеній, т. е. в ъ періодъ 150 лётъ. Лаландъ говорить, что Клеро и онъ сидёли надъ этими вычисленіями шесть мѣсяцевъ съ утра до вечера ; эта усиленная работа причинила ему болёзнь, послёдствія которой давали себя чувствовать во всю его послёдующую жизнь ; наконецъ, при помощи еще m-me Лепоте, имъ удалось довести до конца свою работу. 14 ноября 1758 года Клеротъ представляете результаты своихъ вычисленій в ъ академію наѵкъ. Онъ говорить, что Юпитеръ заставить опоздать возвращѳніе кометы на 618 дней, Сатурнъ на 100. Вслёдствіе этого, онъ назначаете на средину апрёля мёсяца 1759 г. переходъ кометы чрѳзъ пѳригелій, т. е. чрезъ то мёсто эллипсиса, которое находится на наименьшемъ разстояніи отъ Солнца. Впрочемъ, Клеро говорите, что онъ можете ошибиться на одинъ мёсяцъ впередъ или назадъ и что хотя вычисленіе велось съ большой точностью, но по краткости времени онъ долженъ былъ пренебречь нёкоторыми второстепенными величинами. Комета перешла в ъ неригѳлій 12 марта. Ошибка Клеро была около одного мёсяца. В ъ этой ошибкё нётъ ничего для насъ удивительнаго ; съ одной стороны, кометы, вслѣдотвіѳ незначительной массы, очень чувствительны к ъ малёйшимъ вліяніямъ, и ихъ пер-

турбаціи очень велики. Кроме того, масса Сатурна была нѳ точно нзвёстна в ъ эту эпоху. Наконецъ, суіцествованіе планеты У р а н а было еще вовсе неизвестно и поэтому вліяніе этой планеты на ходъ кометы Галлея ускользало изъ вычисленія. Появлѳніе в ъ указанное время кометы Галлея было большимъ событіемъ в ъ исторіи науки. Съ этого дня таинственная книга небесъ была открыта для астрономовъ ; и х ъ вычислѳнія диктовали законы звездамъ, с ъ кометъ сброшены таинственные покровы — оне лишились своего свѳ2эхъестественнаго и таинственнаго вліянія на человеческія дела, которое имъ приписывали, и получили только научный интересъ. Н ѣ т ъ более ни напрасныхъ ужасовъ, ни пустыхъ суеверій. Человѣкъ, до т е х ъ поръ подавленный ужасомъ, поднимается в ъ своемъ достоинс т в е : это часъ освобожденія отъ оковъ невежества !

1Т-3

ЧАСТЬ ТРЕТЬЯ. Двизкеніе планетъ и ихъ спутниковъ. •!•

Глава II, Новый путь. Способъ, которыми пользовались геометры для р ё ш е н і я задачи о трѳхъ т ё л а х ъ , б ы л ъ очень несовершенный и неточный. Онъ ие могъ раскрыть намъ всю совокупность измёненій, какія претерпёла наша солнечная система в ъ прошломъ и претерпитъ в ъ будущемъ. Нуженъ былъ новый способъ, который далъ-бы возможность учеными пронпкнуть в ъ безконечность пространства и времени. Эйлѳръ придумали новый способъ, который былъ усовершенствованъ потомъ Лагранжомъ, Лапласомъ, Гамильтономъ, £Гкоби и Делонеи. Трудно в ъ общихъ чѳртахъ разсказать, в ъ чемъ заключается этотъ способъ. Скажемъ только, что онъ позволили раздёлить пертурбаціи на д в ё категоріи : съ одной стороны— пертурбаціи кратковременный, которыя видоизмёняютъ эллиптическое движеніе временно,

и х ъ называюте періодическими пертурбаціями ; с ъ другой стороны—пертурбаціи, которыя остаются долгое время н которыя называются вѣковъгми. Пояснимъ примѣромъ : вообразимъ эллипсисъ, который прошла-бы планета, еолн-бы ея движеніе было неизмѣнно. Н а самомъ дѣлѣ она описываеть очень сложную волнистую кривую лннію, которая, однако, мало отличается отъ эллипсиса. Каждый изгибъ этой кривой линіи в н о с и т е в ъ движеніе планетъ періодическое отклоненіе. Но бываете и т а к ъ , что эллиптическое движеніе испытываете пертурбадію болѣе продолжительную, т а к ъ что эллипсисъ, отъ котораго планета н е с к о л ь к о отклоняется, при каждомъ оборотѣ, можете с ъ у ж и в а т ь с я отъ одного обращенія к ъ другому, сохраняя, однако, свою длину ; это стремленіе эллипсиса удалиться отъ формы к р у г а можете продолжаться сотни вФковъ. Т а к а я пѳртурбація и определяете в е к о в о е отклоненіе движенія отъ нормальнаго эллипти-' ческаго пути.

Глава ІП. Угрожающая катастрофа. Первая опасность, которая угрожаешь солнечной системѣ. Н е внушаютъ-ли эти в е к о в ы я отклоненія, нарушающія на продолжительное время движеніе небѳсныхъ тѣлъ, опасенія за будущность солнечной системы? Примеръ дастъ намъ возможность понять важность это-

го вопроса. Предположишь, что эллипсись, описываемый Землею вокругъ Солнца, растягивается изъ - года - в ъ - годъ и это постоянно продолжается в ъ теченіе многихъ в ѣ к о в ъ ; нашъ земной шаръ можетъ в ъ концё концовъ уйти отъ сдерживающей его силы притяженія Солнца, и Земля, лишенная света и тепла, а следовательно жизни, обратится въ обледенелый трупъ, блуждающій в ъ бездне пространства. Если, напротивъ, предположить, что величина земной орбиты будете постоянно уменьшаться въ теченіѳ безконечнаго ряда летъ,—то нашъ шаръ приблизится к ъ Солнцу, которое будетъ жечь сильнее и сильнее своими лучами, превращая Землю в ъ раскаленную печь, и она в ъ конце концовъ должна будетъ упасть на Солнце. То, что сказано о Земле, относится и ко всемъ планетамъ. Иногда на глубокихъ рек а х ъ мы можемъ видеть плавающіе обломки, уносимые водоворотомъ : описываемые ими круги становятся меньше, движѳніе обломковъ быстрее—и в с ѣ они, одинъ за другимъ, исчезаютъ в ъ глубине пропасти. Позволительно спросить : не есть-ли вся солнечная система одинъ гигантокій вихрь, и в с е эти планеты и спутники, несущіеся съ головокружительной быстротой, не ввѳргнутся-лп в ъ конц е концовъ одна за другой в ъ массу Солнца, служа топливомъ этому громадному очагу? Ньютонъ поставилъ этотъ трудный вопросъ. Честь ответа на него принадлежите Лапласу.

Орбиты планетъ имѣютъ неизмѣнную длину. В ъ 1778 году этотъ великій матеыатикъ показалъ, что длина онисываемыхъ планетами эллипсисовъ всегда одинакова. В ъ 1780 году Лагранжъ доказалъ, что этотъ, найденный Лапласомъ, законъ былъ-бы непоколебимо вѣренъ, даже если-бы орбиты планетъ солнечной системы были очень растянуты. Иуассонъ провѣрилъ и подтвердилъ, нополнивъ работу Лапласа и Лагранжа. Большое отклонение въ движеніяхъ Сатурна и Юпитера. Сначала казалось, что наблюденія противорізчатъ заключеніямъ Лагранжа и Лапласа, — но крайней мѣрѣ, наблюденіянадъ Сатурномъ и Юпитеромъ. Галлей замѣтилъ, что продолжительность обращенія Сатурна увеличивается, тогда к а к ъ у Юпитера она уменьшается. Математики сдѣлали изъ этого ясный выводъ, что длина описанныхъ этими планетами оваловъ, вмѣсто того, чтобы быть постоянной, к а к ъ думали Лагранжъ и Лапласъ, прибавлялась для Сатурна и уменьшалась для Юпитера. Будетъ-ли планета Сатурнъ постоянно удаляться отъ Солнца и должна-ли она в ъ концѣ концовъ оставить солнечную систему, а планета Юпитеръ безлрестанно приближаться къ Солнцу и затѣмъ упасть на него? Почему вычисленіе не предвидело такія глубокія пѳртурбаціи? — В с ѣ эти вопросы очень волновали ученый міръ. Напрасно Эйлеръ н Лагранжъ, отвѣчая на вопросъ Парижской акадѳміи, пробовали найти рѣшеніе : рѣшеніе этого вопро-

са выпало на долю Лапласу. Дапласъ замётялъ прежде всего, что отжошеніе ускоренія Юпитера к ъ замедленію Сатурна выражается той-же числовой величиной, которая получается отъ простаго соотношенія величинъ самихъ планетъ. Изъ этого онъ заключили, что взаимное притяженіе этихъ д в у х ъ звёздъ было единственной причиной т ѣ х ъ важныхъ пертурбацій, которыя найдены Галлеемъ, и онё сводятся к ъ задачё о трехъ тёлахъ. Лапласъ доказали, что Юпитеръ долженъ былъ приблизиться к ъ Солнцу, Сатурнъ-жѳ отъ него удалиться, но что это продолжается 929 л ё т ъ и послё этого начинается обратное измѣненіе хода этихъ планетъ, т. е. Юпитеръ удаляется, а Сатурнъ приближается ; чрезъ 929 лѣтъ начинается опять обратное движѳніѳ. Итакъ, орбиты Юпитера и Сатурна то удлиняются, то укорачиваются поочередно и колеблются в ъ теченіе 1858 лѣтъ около одной опрѳдѣленной средней величины, которая неизмённа. Математический анализъ, такими образомъ, объяснили пертурбаціи Сатурна и Юпитера и в ъ то-же время показали границы измёненія величины орбиты и продолжительность этого измёнѳнія. Отнынё и эти звѣзды подчинены вычислѳніямъ и могутъ себё позволить только пѳріодическія уклоненія отъ нормальнаго пути.

Пава m Прочность солнечной системы. Форма орбитъ. Когда Л а п л а с ъ узналъ, что длина планетныхъ орбитъ неизменна, онъ задалъ в о п р о с ъ , сохраняютъ-ли эти орбиты одинаковую ширину, или, напротивъ, оне мйняютъ свой видъ, принимая то форму соверш е н н ы х ъ к р у г о в ъ , то растягиваются до прям ы х ъ линій. Необходимо в ъ особенности узнать, можетъ-ли сильно уменьшиться ширина орбиты, потому что если-бы это было т а к ъ , то рано или поздно планеты должны упасть на Солнце. В ъ 1784 году Л а п л а с ъ доказалъ, что планетныя орбиты не сохраняютъ в с е г д а одинаковую ширину, что оне иногда закругляются, а иногда растягиваются, но что эти измененія формъ никогда не бываютъ очень значительны и ничуть не нарушаютъ устойчивости солнечвой системы, что, наконецъ, измененія эти происходятъ очень медленно, такъ что и х ъ полный періодъ о х в а т ы в а е т е сотни в е к о в ъ . Періоды времени, в ъ которыя орбиты проходите в с е возможный для нихъ измененія формы, продолжаются не менее 6 0 , 0 0 0 л е т е . Земная орбита постепенно закругляется. Это закругленіе началось 1 1 , 4 0 0 лѣтъ до P . X . и будетъ еще увеличиваться в ъ продолженіе 23000 л е т е , т. е. до 2 5 0 0 0 года после P . X . ; с ъ этой минуты орбита будетъ растягиваться

в ъ продолженіе длиннаго ряда в ѣ к о в ъ , потомъ закруглится снова—и такъ бѳзъ конца. Медленный перемѣщенія плоскостей орбитъ. Плоскости орбитъ теперь немного наклонены к ъ плоскости солнечнаго экватора. Т а к ъ будетъ всегда. Небесная механика показываете, что эти плоскости, хотя и не имѣютъ неітзмѣннаго направлевія, однако, иепытываютъ только очень слабыя, медленный и періодическія колѳбанія. Прочность солнечной системы. Благодаря предшествующимъ результатами, установленными в ъ первый разъ Лапласомъ, прочность солнечной системы доказана и принципъ тяготГнія, который вначалѣ показался причиной безпорядка, напротнвъ, служить гарантіей вечной прочности міроваго механизма. Прочность солнечной системы обязана двумъ обстоятельствами : во-первыхъ, форме орбите, которым в с ѣ мало отличаются отъ круговъ ; во-вторыхъ, слабому наклоненію плоскостей орбитъ однѣхъ к ъ другими. Но по какому чуду эти два обстоятельства существуйте в ъ движеніяхъ в с ѣ х ъ планетъ солнечной системы ? Гипотеза Лапласа о происхожденіи міровъ даетъ объясненіе этому удивительному явленію.

Глава IIV. Колоссальное предпріятіе. Трудности теорги о Лунѣ. Б ы л о , такими образомъ, установлено, что движеніе планетъ в о к р у г ъ Солнца испытнваетъ только періодическія и очень медленныя пеіэтурбацш. Можно-ли принять то-же самое для каждой системы спутниковъ ? И з ъ в с ѣ х ъ системъ спутник о в ъ самая интересная та, которая сопровождаетъ Землю, хотя она состоите только изъ одного с в ё т и д а , т. е. Л у н ы . Любопытно узнать, у й д е т ъ - л и с о в с ё м ъ Л у н а отъ Земли, удаляясь отъ нея постепенно, или, приближаясь к ъ нашей планетё, упадете на нее, или-же, наконецъ, размёры орбиты испытываютъ только очень слабыя и періодическія колѳбанія. К ъ еожалѣнію, вычнсленія относительно двнженій Л у н ы очень запутаны. Л е г к о понять причину этого. Л у н а , повинуясь притяженію нашей земли, описываете в о к р у г ъ нея свою орбиту и в ъ то-же время подчинена вліянію Солнца. В л і я н і е это очень значительно, потому что разстояніе отъ Солнца сравнительно не очень велико, масса Земли очень мала и не можетъ оказывать на Л у н у сильнаго воздёйствія, а потому Л у н а , такъ сказать, слабо защищена отъ д ё й с т в і я Солнца. И з ъ этого с л ё дуетъ, что движеніѳ Л у н ы должно испытывать глубокія кодебанія. Движеніѳ Л у н ы утрачиваетъ простоту эллиптическаго движенія и не можетъ быть изу-

чено иначе, какъ с ъ тельныхъ вычисленій.

помощью самыхъ тща-

Спутники Юпитера. Спутники Юпитера не требуютъ такого силънаго математическаго анализа какъ Луна, потому что звѣзда, видоизменяющая ихъ движенія, т . е . Солнце, дальше отъ Юпитера и его спутниковъ, чемъ отъ Земли и Луны. Съ другой стороны, Юоитеръ, благодаря своей большей массе, оказываешь на своихъ спутниковъ сильное действіе, кото2>аго Земля на Луну не оказываетъ. Движенія этихъ спутниковъ были хорошо изучены Лапласомъ, тогда какъ теорія о движеніяхъ Луны до сихъ поръ не полна. Мы уверены, что спутники Юпитера не упадутъ никогда на обитателей этой планеты, тогда, какъ мы не знаемъ, — упадетъ-ли Луна на Землю. Упадетъ-ли когда - нибудь Луна на Землю ? Когда геометры последняго столетія занялись изученіемъ теоріи движенія Луны, они тотчасъ натолкнулись на трудность почти непреодолимую. Съ одной стороны, вычисленіе казалось доказывало, что орбита Луны имеешь неизменную длину. Наблюдѳнія-же, напротивъ, показывали ясно, что продолжительность обращѳнія Луны уменьшается и вследствіе этого ея орбита все более и более укорачивается. Предстояло решить трудный вопросъ : нужно было подвергнуть теорію лунныхъ движеній строгому контролю вычисленій, открыть по многочисленнымъ формулами причину наблюдаемыхъ пертурбацій, основательно изучить

ихъ причину, узнать происходитъ-ли означенная неровность движенія постоянно и решить, такимъ образомъ, упадетъ-ли рано или поздно Луна на Землю. Такова была задача, на которую Французская Академія наукъ обратила вниманіѳ математиковъ. Работы Лапласа (1787 г.). Лапласъ откликнулся на ея призывъ и объяснили ускореніе движенія Л у н ы увеличеніемъ ширины, которую испытываете земная орбита. Известно, что форма этой орбиты еще в ъ продолженіе 24.000 л е т е будетъ закругляться, после чего она снова начнетъ растягиваться, чтобы потомъ начать закругляться снова и такъ безъ конца. Лапласъ доказывалъ, что когда земная орбита закругляется, движеніе Луны должно ускоряться, и оно, наоборотъ, будетъ замедляться, когда земная орбита начнетъ растягиваться. Возможно было предполагать, что ускореніе движенія Л у н ы имело единственной причиной измененіе формы земной орбиты. Нужно было допустить, что движеніе Луны должно попеременно ускоряться и замедляться и, следовательно, что длина ея орбиты должна колебаться около некоторой средней неизменной длины, а потому можно и не бояться падѳнія нашего спутника на Землю. Противорѣчіе продолжается. Решеніе вопроса было, повидимому, удовлетворительно. Ученые были успокоены, публика очень мало заботилась о томъ, что могло случиться чрез'ь несколько милліоновъ л е т е и Араго проела-

влялъ чудеса небесной механики, когда заметили, что ускоревіе дв иже ni я Луны было слишкомъ велико для того, чтобы объясненіе, данное Ланласом'ь, могло считаться в ё р нымъ. Парижская академія наукъ послала призывъ ученьгмъ всего міра заняться рёшѳніемъ вопроса. Были предприняты прекрасныя работы, но вопросъ рЁшенъ не быль. Вычисленге Делонеи. Делонеи в ъ свою очередь попробовали вычислить ускореніе, которое должно испытывать движѳніе Луны вслёдствіѳ измёненія фо]эмы земной OJJÖHTH. 25 агірёля 1859 года онъ сообщили академіи наукъ результаты свонхъ очень сложныхъ вычисленій. Спустя 12 лётъ, Делонеи предприняли свои вычнсленія по другими способами. Результаты этихъ двухъ вычисленій не сошлись съ данными наблюденій. Разсмотрёвъ таблицы древнихъ о времени затмёній, можно ясно доказать, что дёйствительноѳ ускореніе движенія Луны почти в ъ два раза больше того, которое вычислили Делонеи по теоріи Лапласа. Итакъ Луна точно омёялась надъ усиліями математиковъ. Л'апласъ объяснили только половину ея ускоренія. Эта первая половина ускоренія должна перемёниться в ъ 24 тысячи л ё т ъ в ъ замедленіе и не можетъ внушать намъ бѳзпокойства о будущности нашей Земли. Но другая половина этого ускорения хода Луны еще и теперь остается непріятной тайной и,

благодаря ей, в ъ одинъ скверный день поэтическая Л у н а , пожалуй, упадетъ на Землю. Попытки Пюизо. Пюизо задался вопросомъ — не была-ли эта вторая половина ускореннаго движенія Луны результатомъ медленныхъ колебаній плоскости земной орбиты. Было тѣмъ болѣе естественно задать сѳбѣ этотъ вопроси, что во в с ѣ х ъ вычислѳніяхъ небесной механики положеніе плоскости земной орбиты играетъ такую-же роль, к а к ъ и ширина орбиты, ширина, вліяніе которой выяснили Лапласъ. Пюизо, профессоръ небесной механики в ъ Сорбонѣ, ученики и преемники Коши, зналъ лучше воѣхъ насколько в ъ теоріи движѳнія Луны преждевременные выводы могутъ быть опасны. Онъ намѣрѳвался вычислить возможно точное вліяніе колебаній плоскости орбиты на ускореніе движѳнія Луны. Т р у д ъ Пюизо, представленный в ъ академію н а у к и , былъ сообщенъ собранііо ея членовъ Делонѳи в ъ засѣданіи 17 января 1870 г. Вотъ в ъ к а к и х ъ словахъ выражался докладчики : „Мы не будемъ входить в ъ подробности о томъ, к а к ъ авторч. достигъ своей цѣли, мы только скажемъ, что в ъ долгихъ и трудн ы х ъ вычисленіяхъ, которыя онъ сдѣлалъ, чтобы достигнуть своихъ результатовъ, находишь ясность и точность, которыя составляютъ отличительным: черты его работъ. Что-жѳ касается результата, то онъ тотъ-же, к ъ которому онъ пришелъ раньше : измѣненіе поло-

женія плоскости эклептики в ъ пространстве нѳ имеетъ никакого чувствительнаго вліянія на ускореніе движенія Луны. Это заключѳніе, хотя идаетъ отрицательный ответь на вопросъ, имеетъ, однако, большое значеніе и в с ё друзья науки будутъ довольны тёмъ, что сом н ё т е , которое оставалось на этотъ счетъ, совершенно разсёяно. По труду Пюизо, вторая половина ускоренія движенія Луны не можетъ быть объяснена вёковымъ колебаніемъ плоскости земной орбиты. В с е попытки, которыя делали, чтобы найти причину этого ускоренія, были до этого дня безуспешны. Наука еще не отдала отчета объ отступленія х ъ нашей капризной подруги". Заключеніе. На вопросъ : упадѳтъ-ли когда нибудь Луна на Землю ? астрономы даютъ одинъ отвётъ : „мы этого не знаемъ ! "

Глава IV. У р а н ъ. Открытія Галилея. В ъ начале 17-го в е к а Галилей, тогда уже знаменитый, узналъ, что к а к о й - т о голландѳцъ сдѣлалъ инструменте, дающій зренію необыкновенную силу. Тотчасъ онъ принимается за работу и, благодаря терпенію и искусству, изобретаете телескопъ, увеличивающий предметы в ъ тридцать разъ.

Вооруженный этимъ инструментомъ онъ наблюдаѳтъ Л у н у и к ъ великому своему удивлѳнію онъ замгЬчаѳтъ на этой звезде равнины и горы. В с е г д а осторожный в ъ евоихъ наблюденіяхъ, онъ с ъ болыпимъ трудомъ вѣритъ своимъ глазамъ ; но видя, что тѣни горъ Луны мѣняютъ свои места, какъ и тени предметовъ на Земле и то увеличиваются, то уменьшаются, следуя за направленіемъ солнечныхъ лучей, онъ принужденъ былъ поверить очевидности. Галлилей наблюдаетъ потомъ Солнце, приложивши дымчатое стекло к ъ своему телескопу, чтобы ослабить блескъ света. Онъ замечаешь темныя пятна н а блестящемъ диске. В ъ следующее дни онъ удостоверяется, что в с е пятна переместились в ъ одномъ направленіи. Никакого сомне.нія н е т ъ , что Солнце вращается в о к р у г ъ своей оси. 8 января 1610 года Галлилей направляетъ свой телескопъ на планету Юпитеръ. Онъ замечаешь довольно широкій дискъ с ъ серебристымъ блескомъ, пересекаемый темными полосками. Возле, с ъ боку блестятъ невидимыя простымъ глазомъ звезды. В ъ следующую ночь онъ преднринимаетъ опять свои наблюденія. Звезды, которыя онъ наблюдалъ накануне, переменили свои места одне по отношенію к ъ другимъ. Эти звезды были, следовательно, спутники.Вскоре Галилей замГчаетъ Венеру и находить, что эта планета имеешь фазы, к а к ъ и Л у н а . Наконецъ, онъ обращаетъ вниманіѳ на странный видъ Сатурна, который онъ не былъ в ъ соотояніи выяснить. Гюигенсъ скоро пояс-

видъ, что этотъ странный видъ происходите отъ кольца, окружающаго эту планету. Открытія, самыя неожиданныя, слѣдуютъ безпрерывно одно за другюіъ. Иначе и быть не могло : в с ѣ открытія, которыя мы исчислили, должны были слѣдовать быстро, благодаря устройству перваго телескопа. Они сдѣлали популярными имя Галилея, не много прибавляя къ заслугами флорентійскаго философа. Открьгтіе Урана. Открытіе планетъ, невидимыхъ простыми глазомъ, было случайными ; и этими легко объясняется то, что в ъ продолженіи полутораста лѣтъ телескопъ не открыли ни одной изъ этихъ звѣздъ. 1В марта 1781 года Вильямъ Гершель заметили маленькую звѣзду в ъ полѣ своего телескопа. Ему показалось, что она имѣетъ видъ маленькаго диска. Онъ замѣчаѳтъ ея по ложе- . ніе по отношенію сосѣднихъ извѣстныхъ звѣздъ. На другой день онъ ищѳтъ свою звѣзду. Она перемѣнила мѣсто ! Это, значить, блуждающая звѣзда. Планета-ли это ? Гершель даже не задаете собѣ этого вопроса. Онъ сообщаете, что открыли комету. Тотчасъ математики спѣшатъ опредѣлить ея орбиту. И х ъ останавливаете тотъ факте, что удлиненная орбита не давала объясненія наблюдаемыми движѳніямъ звезды. Пробуютъ тогда сдѣлать вычисленія, принимая ея орбиту за обыкновенный эллипсиеъ. Полный успѣхъ. Новая звѣзда была планета. Е й дали имя „ У р а н ъ " .

Планета У р а н ъ была, по крайней мѣрѣ, в ъ 8 0 разъ .больше Земли. Е я орбита была почти кругообразна, немного наклоненна к ъ орбитѣ Земли и почти в ъ два 2>аза больше орбиты Сатурна, которая до сихъ иоръ была самая большая. Движеніе было прямое, т. е. в ъ томъ-же направлении, к а к ъ и у видимыхъ простымъ глазомъ планетъ. Идея Кеплера. Извѣстно, что Кеплеръ былъ направленъ к ъ открытію своего 3-го закона тѣмъ соображеніемъ, что величина орбиты планеты определяете продолжительность ея обращенія. Этотъ великій философъ обладалъ при с в о н х ъ изслѣдованіяхъ яеобыкновеннымъ чутьемъ. Тщательно сравнивая разотоянія планетъ отъ Солнца, онъ пришелъ к ъ очень смѣлому заключенію. Кеплеръ замѣтнлъ, что радіусы орбитъ различныхъ планетъ увеличивались в ъ связи с ъ разстояніемъ планетъ отъ Солнца, но радіусы увеличивались по очень простому закону. Только разстояніе между орбитами М а р с а и Юпитера было сравнительно очень велико и нарушало правильность простаго закона, который былъ примѣнимъ к ъ разстояніямъ орбитъ другихъ планетъ. И з ъ этого К е п л е р ъ заключилъ, что между Марсомъ и Юпитеромъ должна находиться планета, невидимая простымъ глазомъ и неизвестная ; доп у с т и в ъ такую планету, можно было устранить неправильность, вносимую болылимъ разстояніемъ между Марсомъ и Юпитеромъ.

Планеты

Меркурй Воиера Земля Марсъ Юпитеръ Сатурпъ Уранъ Нептунъ

Разстояніѳ планѳтъ отъ Солн-

.5 Я Я S - §

ца—въ верстахъ

o'é S

ы ÎP Е*

ESS

54,210,000 л > 100,080,000.

SES

1,8

Г

139,000,000 ' \ 1,6 211,280,000 ' 725,580,000 > ) 1,326,060,000/

3,4

1,8

) 2,664,630,000/

2

4,175,560,0001

1 , 6

g ^^ Ч « Я 11

g о и

sm в

3

ü

р, œ я

gsj

ч

wSазличныя орбиты. Но в с е эти орбиты должны пройти черезъ точку А . И т а к ъ , каждый обломокъ долженъ періоди чески возвратиться к ъ т о ч к е А ; періодъ для каждой изъ н и х ъ не одинаковъ, потому что онъ зависишь ошь длины описываемой орбиты.

Известны были уже два изъ обломковъ— Церера и Паллада. И х ъ орбиты пересекались в ъ двухъ точкахъ, изъ которыхъ одна была в ъ созвездіи Д е в ы , другая въ созвездіи Кита. Одна изъ этихъ точекъ была точкой А . Ольберъ изъ этого заключили, что если первоначальная планета образовала более, нежели два обломка, что было возможно, то и другіе обломки должны были проходить періодичѳски чрезъ известную точку в ъ созвездіи Д е в ы и чрезъ известную точку созвѣздія Кита. Средство открытія новыхъ міровъ заключалось в ъ томъ, чтобы направить телескопы в ъ одну или другую изъ этихъ точекъ. Теорія Ольбѳра внушала такое доверіе, что, не колеблясь, начали проникать в ъ ненебесныя страны, которыя онъ указали. Эти изысканія не были напрасны. 2-го сентября 1804 года, г. Гардингъ изъ Лилліенталя открыли новую маленькую планету. Е е назвали Юноной. Наконецъ, открытіѳ Весты (29 марта 1807 года) дало гипотезе Ольбера новое подтвержденіе. В ъ продолженіе 4 0 лети не находили ни одной маленькой планеты. Но после открытія Астрѳи г. Эвкэ (8 декабря 1845 г.) число известныхъ планетъ прибавлялось с ъ каждыми годомъ. Ныне это число превышаете 100. В с е орбиты имѣютъ свой средній радіусъ, заключающійся между 2,2 и 3,36. По мненію Леверріе, сумма массъ известныхъ и неизвестяыхъ планетъ, которыя вращаются вокругъ Солнца на разстояніяхъ 2,2 и 3,16 не можете

превосходить Vi массы Земли. Ученый геометръ пришелъ к ъ этому заключенію, наблюдая пертурбаціи, испытаняыя планетою Марсъ. 2-е слѣдствіе. Второе слѣдствіе изъ гипотезы Ольбера то, что обломки самой большой массы должны были слѣдовать по пути первоначальной планеты ; это значить, что они должны были описывать орбиты, мало наклоненный к ъ земной орбитѣ, тогда к а к ъ болѣѳ легкіе обломки устремились по различнаго рода наклоненными орбитами. Это слѣдствіѳ гипотезы Олбера было подтвержено наблюдателями. 3-е сліъдствіе. Наконѳцъ, если гипотеза Ольбера служить выраженіемъ истины, если большая планета разбилась в ъ обломки в ъ очень отдаленное отъ насъ время, катастрофа должна была дать начало и очень маленькими тѣламъ. Эти тѣла самой маленькой массы должны описывать орбиты очень различныя, изъ которыхъ большая часть имѣетъ фокусомъ Солнце. Но вслѣдствіе ихъ малаго размѣра они совсѣмъ не видны в ъ тѳлескопъ. Итакъ, одно изъ слѣдствій гипотезы Ольбера то, что в ъ солнечной системіз должны вращаться невидимые в ъ телескопъ обломки. Съ перваго взгляда кажется, что такое слѣдствіѳ ускользаете отъ контроля наблюдателя, т а к ъ к а к ъ эти мелкія тѣла ускользаютъ отъ самыхъ лучшихъ оптическихъ ннструментовъ ; но надо заметить, что эти маленькія тѣла могутъ при благопріятныхъ условіяхъ заявить о своемъ существованіи. И в ъ самомъ дѣлѣ, они от-

крываются нашимъ глазами в ъ двухъ различныхъ формахъ : 1)въ видѣ падаю щихъ звѣздъ, 2) болидъ и аэролитовъ. Заключеніе. В ъ предшествующими главахъ мы пришли к ъ тому заключению, что солнечная система, по вычисленіямъ Лапласа, не боится катастрофъ. Мы должны теперь заключить, что эта система подвержена, однако, мѣстнымъ случайностями , заслуживающими вниманія, напр., паденію болидъ на наши земной шаръ. Гипотеза Олбера внушаетъ безпокойство особенно за большія планеты. Кто осмѣлится утверждать, что Земля никогда не разлетится в ъ дребезги ? Что-бы ни дѣлали ученые, будущность всегда скрываетъ страшную неизвестность. Никогда истина во всей своей целости не откроется нашему уму. Должны-ли мы поэтому отвернуться отъ своихъ изысканій. Конечно, н е т ъ . „Люди не перестанутъ философствовать даже в ъ ту минуту, когда будетъ рушиться міръ", сказали Э. Р е нанъ. „И я уверенъ, что если наша планета когда-нибудь будетъ жертвою катастрофы, то и в ъ эту страшную минуту найдутся люди, которые посреди разрушенія и хаоса будутъ иметь одну научную мысль и которые, забывая о близкой смерти, будутъ спорить объ общей системе міра".

ЧАСТЬ ЧЕТВЕРТАЯ. Открытіе ->

Нептуна. •••

Глава ІѴІИ. Трудная задача. Элементы Урана. К а к ъ только Вильямъ Гершель открыли планету У р а н ъ (1781 г . ) , астрономы начали наблюдать ея х о д ъ , а математики, запасшись результатами, выведенными астрономами, вычисляли в с ѣ элементы ея орбиты. К ъ сожалѣнію, обращеніе ея продолжается 8 4 года. Астрономы наблюдали только незначительную часть ея орбиты ; математики-же, имѣя в ъ овоемъ распоряжѳши недостаточный наблюденія, могли сделать только не точныя вычисленія. Элементы У р а н а не были хорошо извѣотны. Остроумный методъ. Вмѣсто того, чтобы терпѣливо ожидать, пока будущее принѳсетъ с ъ собою необходимыя наблюденія, т. е. наблюденія, отделенный одни отъ д р у г и х ъ довольно продолжительными временемъ, р е ш и лись обратиться к ъ прошедшему. Т а к ъ и по-

ступили. Планета У р а н ъ в ъ общемъ была настолько хорошо изучена, что возможно было точно начертать ее путь по небу, следить за ея ходомъ в ъ теченіи цЁлаго СТОЛЁТІЯ, которое предшествовало ея открытію. В ъ продолжение этого СТОЛЁТІЯ У р а н ъ не разъ былъ наблюдаемъ на различныхъ мЁстахъ неба и былъ занесенъ в ъ списки неподвижной ЗВЁЗДОЙ. Е с тественно было взять списки, составленные в ъ продолженіе 100 Л Ё Т Ъ и искать в ъ нихъ звезды, поставленныя на начертанной для Урана дорогЁ. Выбрать изъ нихъ такія, которыя в ъ ТЁ дни, когда ихъ наблюдали, занимали МЁсто, назначенное по вычисленію Урану ; наконецъ, выбрать нзъ этихъ послЁднихъ только тЁ, которыя по дальнЁйшимъ наблюденіямъ исчезли (а исчезнуть они должны были, потому что Уранъ передвигался съ мѣста на МЁсто. Этимъ способомъ думали найти в ъ прошломъ положенія У р а н а на различныхъ мЁстахъ его орбиты. И, дЁйствительно, онъ далъ прекрасные результаты — было найдено не менЁе 19-ти наблюденій, сдЁланныхъ в ъ разное время четырьмя различными астрономами. Неудача Бувара. Б у в а р ъ по этимъ данными взялся опредЁлить съ точностью элементы Урана. Онъ думали, получивъ эти элементы, высчитать впереди движенія Урана и составить точныя таблицы для этого движенія. Но съ первыхъ шаговъ онъ остановился предъ непреодолимой трудностью. Соединяя между собою ТЁ точки неба, ГДЁ со времени Гершеля наблюдали У р а н ъ , и которыя были опре-

делены по старыми списками — получалась линія, которая нѳ укладывалась в ъ эллипсисъ. Вѣроятно путь У р а н а былъ разстроенъ вліяніемъ Юпитера и Сатурна и потому его орбита была мало похожа на эллипсисъ. Способъл"Бувара. Б у в а р ъ , предоставляя будущему разъяснить этотъ вопросъ, опредёлилъ элементы Урана по наблюденіямъ, сделанными после Гершеля. Потомъ онъ, руководясь этими неточными данными, составляетъ таблицы движенія Урана. Эти таблицы имели недостатокъ с ъ самаго начала н хотя в ъ нихъ были внесены очень тщательно пертурбаціи вводимыя в ъ ходъ Урана Юпитеромъ и Сатурномъ, темъ не менёе, о в е были приняты съ некоторыми нѳдоверіемъ. В с к о р е , в ъ самомъ д е л е , наблюденіе доказало, что ходъ У р а н а не совпадали с ъ прѳдсказаніями таблицъ. Незнакомая планета. Когда обратили вниманіе на величину и характѳръ отступленій, которыя оказались между результатами, данными наблюдателями, и результатами, даваемыми таблицами, то найденная разница была поразительна. В ъ 1838 г. великій астрономъ Эри доказали, что по его наблюденіямъ У р а н ъ былъ на 60 земныхъ радіусовъ отъ пути, который ему предначертали таблицы Б у в а р а . Это было какъ-разъ разстояніе Земли отъ Л у н ы . Нельзя было допустить, чтобы Б у в а р ъ могъ сделать такія ошибки даже с ъ теми неверными данными, которыя онъ имели в ъ своемъ распоряженіи, г

Но что было еще удивительнее, такъ это то, что, по наблюденіямъ Эрн, У р а н ъ отступали отъ своего эллиптическаго пути, отдаляясь отъ Солнца, тотда к а к ъ действіе в с е х ъ другихъ известяыхъ планетъ должно было его приближать к ъ этой звезде. Это последнее обстоятельство не оставляло никакого сомненія. Можно было объяснить отступленія Урана, только допуская существов а т е другой неизвестной планеты, которая притяженіемъ своими удаляла Уранъ отъ Солнца. Задача. Следующая задача обратила на себя вниманіе математиковъ : даны пертурбации, ввѳденныя в ъ ходъ Урана неизвестной планетой ; нужно определить место этой планеты в ъ данную минуту и элементы ея орбиты. Это следовательно обратный вопроси по небесной механике : вместо того, чтобы искать псртурбацги, произведенный звездой, элементы которой извѣстны, нужно было опредѣлить по извѣстнымь пертурбаціямъ элементы звезды, производящей эти пертурбаціи. В м е сто того, чтобы идти отъ причины к ъ ея проявлѳнію, нужно было по действію определить причину. Леѳеррге. Было не легкой задачей вычислить измёнчивыя положенія звезды по одними-, пѳртурбаціямъ, которыя она вводитъ в ъ солнечную систему. Честь разрешенія этой задачи выпала молодому французскому математику, Леверріѳ. Леверріе уже былъ известенъ замечательными работами по различными вопро-

самъ небесной механики. Сильно понуждаемый Араго, онъ рё.шился пустить в ъ ходъ в с ѣ средства математическаго анализа, чтобы открыть вычисленіемъ ходъ неизвестной планеты по кебу, и тѣмъ указать наблюдателями, гдѣ нужно ее искать. >

Глава I I I . Разборъ задачи Леввррье. Задача Левѳррье не была новой. І-ізвѣстныя, но необъяснимый неправильности, замеченный в ъ движеніи Сатурна, заставили подозревать существованіе У р а н а . Гершѳлю посчастливилось опередить математиковъ и заметить У р а н а в ъ поле своего телескопа ( 1 7 8 1 г . ) , раньше, ч е м ъ они определили вычисленіемъ его положеніе на н е б е , такъ что первая планета, открытая после Ньютона, была предугадана теоріѳй пертурбацій, хотя и не определена с ъ точностью. Тѳорія пертурбацій была недостаточна для отысканія неболыпихъ планетъ. Этому не следуетъ удивляться : разъ масса планеты незначительна, TL ея пертурбационное вліяніѳ на другія планеты не можетъ проявиться резкими следствиями ; ея вліаніе выражается настолько нечувствительными, неощутимыми нарушеніями хода планетъ, что по ними нельзя определить характеръ вліяющаго светила. Но математики скоро доказали свое могущество. Известно, что в ъ 1759 году вреIV"—4

мя прохода кометы Галлея было определено с ъ ошибкой около одного мЁсяца. СлЁдующій проходи совершился в ъ 1835 году. Этотъ разъ, время возвращенія в ъ перигелій было высчитано съ большей точностью и ходъ свЁтила былъ опредЁленъ очень тщательно. Математики утверждади, что прійдетъ день, когда полное изученіе пертурбацій кометы Галлея позволить открыть планеты, которыя скрыты отъ насъ в ъ небесной безднЁ. Точно такой-же была задача, за рЁшеніе которой взялся Леверрье, съ той разницей, что, вмЁсто пертурбаціи кометы Галлея, приходилось ИМЁТЬ ДЁЛО съ пертурбаціями планеты Уранъ. Плоскость орбиты неизвестной планеты. Задача Леверрье, хотя и очень трудная, была болЁе опредЁленна, Ч Ё М Ъ казалось сначала. ЗамЁтимъ прежде всего, что искомая планета, судя по производимыми ею волненіямъ в ъ ходЁ Урана, должна была нмЁтъ значительную массу. Орбиты В С Ё Х Ъ Н З В Ё С Т Н Ы Х Ъ большихъ планетъ находится в ъ одной и тойже плоскости ; можно было предполагать, что орбита искомой планеты была в ъ одной плоскости съ орбитой Урана. Форма этой орбиты. Орбиты В С Ё Х Ъ И З В Ё стныхъ большихъ планетъ почти кругообразны. Можно было допустить тоже самое и по отношенію искомой планеты. И такъ, можно было допустить для перваго вычисленія, что орбита искомой планеты представляла собою круги.

Радіусъ орбиты. Тогда представлялся вопросъ : каковъ радіусъ этой орбиты ? Другими словами, какое разстояніе отделяешь неизвестную планету отъ Солнца ? По характеру пѳртурбацій У р а н а было ясно, что орбита искомой планеты была больше орбиты Урана. Предполагая, что планета, нарушающая правильность хода Урана, была самой близкой к ъ Солнцу, сравнительно съ теми, которыя были дальше У р а н а , законъ Бода выражалъ радіу с ъ ѳя орбиты числомъ 38,6. Но законъ Бода — законъ только эмпирическій, выведенный изъ наблюденій, а не изъ точнаго математическаго вычисленія ; кроме того, ничто не доказывало того допущенія, что между неизвестными планетами, более отдаленными отъ Солнца, чемъ У р а н ъ , искомая планета непременно самая ближайшая к ъ Солнцу, а потому число 38,6 могло быть и не верно. Не трудно понять, какъ молено было найти с ъ точностью разстояніе Солнца отъ неизвестной планеты. Представимъ себе, что орбита отыскиваемой планеты только немного больше орбиты Урана; тогда эта еще неизвестная планета будетъ сильнее действовать в а У р а н ъ , чемъ на Сатурнъ (см. р и с . 1 ) . Если мы предположимъ, что, напротивъ, орбита отыскиваемой планеты очень велика, тогда эта планета будетъ действовать почти столько-же на Сатурна, сколько и на Урана. Ясно, что если искомая планета действуетъ одновременно и на Сатурна, и на У р а н а , то отношеніе между этими двумя действіяын зависитъ отъ радіуоа орби-

ты искомой планеты. Наблюдете давало возможность выяснить это отношеніе, небесная механика могла вычислить этотъ радіусъ, т. е. разстояніе Солнца отъ искомой планеты. Определив'!. это разстояніе, по третьему закону Кеплера можно найти время об]защенія планеты вокругъ Солнца. Мѣсто планеты на небѣ въ опредѣленный день. Р а з ъ движѳніе ИСКОМОЙ планеты было допущено круговыми, то законъ Кеплера требовали, чтобы оно было и равномерно. Зная характеръ описываемой планетою кривой лиши, характеръ ея движенія и продолжительность обращенія, оставалось определить место планеты на ея орбите в ъ данное время. Р е ш н в ъ этотъ последній вопроси, ничего шЬтъ легче, какъ прослѣдить девь за днемъ самый ходъ планеты. Но какъ определить место планеты на ея орбите в ъ данное время? Небесная механика давала возможность разрешить этотъ вопроси! Известно было, что в ъ это время планета нарушала ходъ Урана, удаляя его отъ Солнца. Она была почти на продолженіи прямой лиши, проведенной отъ Солнца к ъ Урану. Ьыла-ли она вполнѣ точно на этой прямой ? Если это такъ, то ея действіе должно было отдалить Урана отъ Солнца, не ускоряя и не замедляя однако, его хода. Еслн-же, напротивъ, планета, вліяющая на его ходъ, при своѳмъ правильномъ двпжѳніи вок р у г ъ Солнца, была немного впереди Урана, то движеніѳ этой последней планеты должно

ускориться, и это ускореніе должно быть тѣмъ больше, чѣмъ больше эта неизвестная планета находилась впереди іфэана. Другими словами, неизвестная планета, притягивая У р а н ъ , точно вела его на буксире. Допустим ъ, наконецъ, что искомая планета была позади Урана, тогда она должна была замедлить движеніе У р а на и вместо того, чтобы вести его на буксире, она делалась тормазомъ. Ясно, что внимательный анализъ пертурбацій Урана указывали точно положеніѳ на небе искомой планеты. Счастливое обстоятельство. Около 1840 г. искомая планета должна была находиться на продолженіи прямой линіи, проведенной отъ Солнца к ъ У р а н у . В ъ силу этого обстоятельства планета У р а н ъ , вместо того, чтобы следовать своей дорогой, отдалилась отъ Солнца, что и дало возможность Эри говорить о существованіп неизвестной планеты. Благодаря этому обстоятельству, узнали, что незнакомая планета была дальше отъ Солнца, чемъ У р а н ъ . Это-жѳ обстоятельство позволяло найти сравнительно легко точное положеніе планеты на ея орбите. Изъ этого нужно заключить, что время, в ъ которое Левѳрріе предприняли решеніе своей задачи, было самое благопріятное. Счастливое положеніе планеты на одной прямой линіи с ъ Ураномъ и Солнцемъ повторится только черезъ 171 годъ.

Глава II, Рѣшеніе Леверріе. Первый трудъ 1845 года. Означивши путь, Который должѳнъ былъ привести к ъ решенію задачи Леверріе, прослѣдимъ шагъ за шагомъ за работой этого великаго математика. Леверріѳ в н а ч а л е рѣшился. принять заключенія свои х ъ прѳдшествѳнниковъ, только съ предварительной проверкой. Т а к ъ , 10 ноября 1845 г . онъ прѳдставилъ в ъ Парижскую Академію нау к ъ трудъ, в ъ которомъ онъ точно определяе т е дёйствія Юпитера и Сатурна на У р а н ъ . Это определеніе было і Т м ъ более трудно, что основные элементы У р а н а не были точно известны. Второй трудъ, 1846 г. 1 Января 1846 г . Леверріе представилъ Академіи второй трудъ, в ъ которомъ онъ доказывадъ, что пертурбаціи У р а н а можно объяснить только допустивши существованье новой планеты, которая, в ъ настоящее время, была почти на продолженіи линіи, протянутой отъ Солнца к ъ У р а н у . До сихъ поръ Леверріе только подтверждалъ заключенія д р у г и х ъ математиковъ. Но его трудъ не ограничился этимъ. Исходя изъ того правила, что орбита новой планеты была наклонена к ъ другнмъ орбитамъ и что ее можно разсматривать к а к ъ к р у г ъ , Леверріе опрѳделилъ р а д і у с ъ этого к р у г а и нашелъ, г д е планета должна была находиться в ъ определенный день. Съ этого времени онъ могъ

ггрослЁдить день за днѳмъ ходи отыскиваемаго свЁтила. Лѳвѳрріѳ сообщили что 1 января 1847 года нѳизвЁстная планета должна бьтла находиться поди 325 градусами геліоцентрической долготы. Третья работа, 1846 г. Этотъ результатъ В М Ё С Т Ё с ъ ттоложеніемъ, что искомая планета должна, была, какъ и другія, двигаться в ъ ЗодіакЁ, былъ достаточенъ для вѳденія точн ы х ъ изысканій наблюдателями. Но Леверріе надЁялся получить результаты еще болЁѳ опредЁленные. Онъ разсматриваетъ орбиту искомой планеты к а к ъ эллипсисъ, и пустивши в ъ ДЁЛО В С Ё средства небесной механики, опредЁляетъ большую ось этого эллипсиса, ея эксдентрпситетъ и мЁсто, занимаемое планетой в ъ данный момѳнтъ. Тогда у него были, слЁдовательно, ВСЁ данныя, чтобы прослЁдить день ото дня ходи искомой планеты. Онъ сообщаете, что 1 января 1847 г. искомая планета должна находиться подъ 326 градусами и 52 минутами геліоцентрической долготы. Небезполезно замЁтить, что новое изслЁдованіе Леверріе опредЁляло, между прочими, и массу этого неизвЁстнаго свЁтила. ВСЁ ЭТИ изысканія и результаты, к ъ которыми они приводятъ, состав ляютъ предмете третьяго труда, прѳдставленнаго в ъ Академію наукъ 31 августа 1846 г. Отжрытіе планеты. 18 сентября 1846 г. Леверріе пишете к ъ Галлю изъ Берлина, прося его направить свой телескопъ в ъ ту часть неба, ГДЁ вычисленіе указываете присутствіе свЁтила. Галль исполняете желаніе своего дру-

г а , и с ъ перваго-же вечера онъ замечаете з в ё з д у восьмой величины, которая с о в с ё м ъ не была помёчена вч> спискахъ (23 сентября). Эта звёзда даже и на одинъ градусъ не отставала отъ мёста, которое указываете теорія искомой планеты. Н а другой день вечеромъ Г а л л ь спёшитъ посмотреть на небо. Звезда переместилась. Направленіе и скорость движенія сходятся съ вычисленіями Левѳрріе. Планета найдена ! Четвертая работа, 1847 г. 5 октября 1847 года Леверріе представили в ъ Академію науки 4-ю работу, в ъ которой онъ определяли положѳніе плоскости орбиты планеты. Бюро долготе дало новой планете названіе „Нептуяъ".

Глава ш Элементы Нептуна. Результаты вычислепія Леверрге невѣрны. К а к ъ только была открыта новая планета Нептунъ, надъ ней были произведены очень тщательный наблюдешя. Д е л о шло о томъ, чтобы узнать с ъ какой точностью Леверріе определили ея элементы. К ъ сожаленію, новая планета, в с л ё д ствіе болыпаго разотояпія, которое ее отделяе т е отъ Солнца, имеете угловое движеніе очень медленное ; *) поэтому, чтобы опредёУгловое движеніе. Всякін кругъ имѣетъ ЗЬО градусовъ. Планета движется по кривой линіи, слѣ-

лить ея элементы оъ некоторою точностью, необходимо было опредѣлить ея места на небе в ъ иромежутокъ несколышхъ летъ. Тогда решили поступить какъ с ъ Ураномъ, т. е. вместо того, чтобы ожидать наблюденій, которыя принесешь далекое будущее, решили обратиться к ъ прошедшему. Съ этой целью г. Адамсъ взялся приблизительно вычислить элементы орбиты Нептуна по прѳжнимъ наблюденіямъ и такимъ образомъ в ъ общемъ определить ходъ планеты в ъ продолжѳніе в е к а , предшествующаго ея открытію. За нимъ последовали по этому пути многіе математики и особенно г. В а л ь к е р ъ при Вашингтонской обсерваторіи. В а л ь к е р ъ высчиталъ приблизительно ноложенія новой планеты в ъ продолженіе пятидесяти лѣтъ. Потомъ онъ пробйжалъ последніе списки в ъ надежде, что Яептунъ былъ наблюдаемъ на различныхъ местахъ своего пути подъ видомъ неподвижной звезды. П о с л е долгихъ изысканій В а л ь к е р ъ пришелъ к ъ выводу, что вычисленія Леверріѳ были далеко не точны. Но открытія Леверріе такъ поражали воображевіе, его вычисденія внушали ученымъ такое доверіе, что долго колебались произнести надъ ними приговоръ. Это колёбаніе объяснялось двумя обстоятельствами : 1) что результатъ г. Валькера противоречилъ закону Вода, и 2) что ошибка Ледовательно, въ каждую единицу времени дѣлаетъ опредѣленное количество градусовъ, а такъ какъ градусами измѣряются углы, то можно сказать, что она проходить уголъ в ъ столько-то градусовъ.

верріе в ъ положеніи планеты на небе была только на одинъ градусъ. Теперь планета наблюдалась около сорока лѣтъ и сомнѣній быть не можетъ. Высчитанные Леверріе элементы признаны неточными. Т а к ъ , законъ Вода указываете, что разстояніѳ Земли отъ Солнца составляете около 3 9 радіусовъ земной орбиты. Леверріе принимали, что это разотояніе не меньше 36 радіусовъ. В ъ самомъ дѣдѣ оно равно 30 радіусамъ. Т а к ъ к а к ъ все держится на вычисленіи, то эта ошибка Левѳрріѳ повлекла за собой новыя ошибки в ъ величинѣ элементовъ Нентуна. Т а к ъ онъ нашелъ для его массы одну дѳвятитысячную часть массы Солнца, вмѣсто одной двадцати-тысячной. Для продолжительности обращенія онъ нашелъ 217 лйтъ, вместо 165. Для угловаго годоваго перемещенія по орбите, онъ получили 1 градусъ 42 минуты, вместо 2 градусовъ 24 минуте. Побочный вопросъ. Здѣсь естественно является такой вопроси : какими образомъ Левер]эіе, получивши совершенно невѣрные результаты объ элементахъ Нептуна, ошибся только на одинъ градусъ о мѣстѣ его нахожденія в ъ его орбитѣ. Это произошло по двумъ причинами. Во-первыхъ, по тому счастливому обстоятельству, о которомъ мы говорили, что в ъ 1840 году планета Яѳшгунъ была почти на протяженіи прямой линіи, идущей отъ Солнца к ъ Урану, и, во-вторыхъ, вслѣдствіѳ большой продолжительности обращенія Урана, который

опнсываетъ вокругъ Солнца уголъ только в ъ 2 градуса 24 минуты в ъ годъ. По причинЁ этихъ двухъ обстоятельствъ, ошибки, сдЁланныя Леверріѳ, не вліяли чувствительно на найденное имъ положеніе планеты. Новый вопросъ. Продолжительное время думали, что Сатур нъ изъ В С Ё Х Ъ планетъ былъ самой отдаленной отъ Солнца. Открытіѳ Урана в ъ К О Н Ц Ё X Y I H столЁтія ИЗМЁНИЛО ЭТО мнѣніе. В ъ свою очередь, У р а н ъ былъ замЁненъ Нептуномъ. Можно задать вопросъ : Н Ё Т Ъ ли в ь солнечной системЁ еще другихъ планетъ, болЁе отдаленныхъ отъ Солнца, нежели Нептѵнъ? Внимательное изученіе движенія Нентуна и главныхъ кометъ можетъ быть позволить открыть новыя планеты, еще затерянныя в ъ глубпнЁ небесъ.

ЧАСТЬ ПЯТАЯ. Форма

планетъ.

Глава ИИ. Форта небесныхъ тѣлъ. Первое представление о задаче. До этой минуты мы разсматривали различена тЁла солнечной системы, к а к ъ лростьтя матеріальныя точки. Е с л и мы хотимъ дать себЪ отчетъ объ и х ъ величинѣ, то немедленно представится воп2эосъ : какова и х ъ форма ? Солнце, похожее обыкновенно на дискъ, имЁетъ сферическую форму, и этотъ шаръ мы можемъ последовательно наблюдать со В С Ё Х Ъ его сторонъ. К ъ тому-же заключенію пришли относительно Л у н ы , хотя ея днскъ обыкновенно не весь освЁщенъ и виденъ цЁлнкомъ только во время поднолунія. Наконеідъ, планеты, вндимыя в ъ телескопъ, НМЁЮТЪ всегда форму дисковъ, но ОНЁ обращаются к ъ намъ поперемЁнно различными сторонами, и мы должны допустить также, что ОНЁ похожи на шары. Земля не составляете, к а к ъ ИЗВЁСТНО, исключенія, и изъ этого слЁдуетъ и то обстоя-

тельство, что в ъ открытомъ мёстё горизонте всегда имёетъ видъ круга. Начиная с ъ Ньютона, пожелали узнать болёе точно форму небесныхъ т ё д ъ . Гораздо ранёе Ньютона предполагали, что небесныя т ё л а когда-то были жидкими. Авторъ „Принцнповъ", желая ігровёрить эту гипотезу и гипотезу притяженія, поотавилъ оебё сдёдующую задачу : допустимъ, что тёла солнечной системы состояли изъ жидкаго вещества, какую форму они должны были принять подъ двойными вліяніемъ—вращенія около своей оси и взаимнаго притяженія между частицами ихъ жидкой массы? К а к ъ замётилъ Лапласъ, эта задача очень трудна потому, что форма набдюдаемаго тёла зависите отъ си.;ъ дёйствующихъ на его частицы, а эти силы, в ъ свою очередь, зависятъ отъ расположенія частицъ, т. е. отъ формы тёла. Ньютонъ приступили к ъ рёшенію этого вопроса в ъ своемъ знаменитомъ еочиненіи „Принципы" и с ъ т ё х ъ поръ самые великіѳ математики, начиная с ъ Клеро и Д'Аламбера до Лежандра, Лапласа и Пуассона, брались за его разрёшеніе. Замѣчательное число. Извёстно, что Земля вращается в о к р у г ъ оси в ъ 24 часа. Мы знаемъ изъ ежедаевнаго опыта, что вращающійся шаръ разбрасываѳтъ во в с ё стороны частицы, не плотно к ъ нему прикрёплѳнныя. Если-бы тёла на поверхности Земли не были связаны ея притяженіемъ, то они бьтлибы отброшены силой вращенія в ъ простран-

ство. Но сила вращенія не можетъ преодолеть силу тяжести : она только уменьшаешь тяжесть в с е х ъ телъ. В ъ особенности чувствительно это уменыненіѳ тяжести у экватора, потому что скорость вращенія Земли вокругъ оси здесь наибольшая. '*) Т'Ьмъ не менее, даже на экваторе, тяжесть тела уменьшается только на Ѵ289 своей величины. Эта дробь составляешь замечательное чпсло, которое играешь большую роль в ъ настоящемъ вопросе, и его Лапласъ изображаешь греческою буквою ©. Если-бы Земля вращалась скорее, величина числа 9 была-бы больше. Е с л и - б ы она вращалась в ъ 17 разъ скорее, тела, помещенный на экваторе, потеряли-бы всю свою тяжесть. Если-бы она вращалась в ъ 20]эазъ скор е е , тёла, помещенный на экваторе были-бы брошены в ъ пространство, океанъ вышелъ-бы изъ береговъ, вода поднялась-бы на воздухъ и образовала-бы вокругъ земнаго шара кольцо, сходное съ темъ, которое окружаете Сатурнъ. Легко высчитать число о для каждой планеты. Это число никогда не бываете велико. *) В ъ самомъ дѣлѣ, экваторъ самый большой кругъвращенія ; параллели къ полюсу все меньше и мень гае. Представимъ себе точки земнаго шара, лежаідія по одному меридіану ; въ 24 часа точка на экваторе опишетъ кругъ, равный экватору, а точки, лежаіція на параллеляхъ, опишутъ круги тѣмъ меньшіе, чѣмъ онѣ ближе къ полюсу. Чѣмъ большее пространство проходитъ тѣло въ одно и тоже время, тѣмъ скорость его больше ; следовательно, точка на экваторе вращается при суточномъ обороте Земли съ на» вболыпей скоростью.

Одяако-же для Юпитера оно достигаете величины '/юРѣгаеніе Ньютона. Ньютонъ заметили, что небесным тѣла, вслѣдствіе ихъ вращенія, должны быть плоскими у полюсовъ, т. е., что радіусъ отъ центра къ полюсу долженъ быть меньше, чѣыъ радіусъ отъ центра к ъ одной изъ точекъ экватора. Разница этихъ радіуоовъ составляете часть экваторіальнаго радіуса и называется сжатіемъ шара. Ньютонъ попробовали определить сжатіе и пришелъ к ъ заключенію, что оно для каждаго небеснаго тѣла составляѳтъ 5 / 4 числа но и онъ основывался

на невЁрныхъ допущеніяхъ, которыя, вггро чемъ, очень упрощали вопросъ. Онъ допустилч>, что центральные слон жидкой планеты были очень плотны п тяжелы, a верхніе очень легки. Это предположеніе было также не допустимо, к а к ъ и прѳдноложеніе Ньютона и результате Гюйгенса былъ поэтому также невЁренъ.

Глава ж Нлеро и его послѣдователи. Что оставалось сделать. Мы сказали, что Ньютонъ и Гюигенсъ, высчитывая сжатіе небесныхъ Т Ё Л Ъ , пришли к ъ ложнымъ выводамъ. Но полученяыя ими числа представляли инте • р е с ъ . В ъ самомъ Д Ё Л Ё , такъ к а к ъ жидкая масса, будучи не однородной, не могла быть одко-же и безконечно плотнее въ центріь, чемъ па поверхности, то ясно, что число, выражающее настоящее сжатіе небесяаго тЁла, должно быть между числомъ, даннымъ Нъютономъ и чисАОмъ, даннымъ Гюигенсомъ т. е. между 5 / 4 и '/а числа о. Поэтому можно утверждать, ПОСЛЁ результатовъ, нолученныхъ Ныотономъ и Гюигенсомъ, что величина сжатія Земли заключается между числами Ѵ697 и ѴазоСловомъ, задача о сжатіи небесныхъ Т Ё Л Ъ была НЁСКОЛЬКО упрощена.

Ньютонъ допѵскалъ, что форма небеоныхъ ТТІЛЧ. представляете собою сплющенный шаръ, т. е. эллипсоидъ вращенія*). Но онъ совсѣмъ не доказалъ своего мнѣнія. В ъ 1737 г. Клеро доказалъ, что небесныя тѣла, предполагаѳмыя однородными, могли имѣть эту форму. Маклоренъ, в ъ работГ, одобренной французской Академіей наукъ, пришелъ к ъ тѣмъжѳ результатамъ, к а к ъ и Клеро (1740 г.) Но эти два математика не доказали, что возможенъ только одгтъ видь эллипсоида. Слѣдоватѳльно, вопросъ еще не былъ окончательно разр ѣ ш е н ъ . Клеро досталась честь дать верное рѣшеніе. В ъ 1731 году 16-ти-лГтній Клеро напечаталъ свой славный трактате о к р и в ы х ъ линія х ъ с ъ двойной кривизной. Появленіе этой книги составляете великое событіе в ъ псторіи математики. Мы уже встрѣчали имя Клеро в ъ вопросѣ о пертурбаціяхъ. Но главныя заслуги этого великаго математика касаются вопроса о формѣ небеоныхъ тѣлъ. Чтобы П2>едставить себГ каігь можно ближе фязическія условія этой задачи, нужно вообразить жидкую массу, по своему виду мало отличающуюся отъ шара и вращающуюся вок р у г ъ оси, проходящей ч|зѳзъ центръ этого шара ; этотъ шаръ состоите изъ концентрическихъ слоевъ, плотность которыхъ постепенно уменьшается отъ центра к ъ пѳриферіы *) Т. е. тѣло, которое получится отъ враіценія растянутаго круга.

(поверхности). Ничто не говорите намъ, что небесныя тёла начади затвердѣвать не с ъ центра и нужно было изучить случай, когда тёло начинаете затвердёвать съ центра. В ъ 1743 году, в ъ возрастё 28 лёте, Клеро напечатали свою теорію о формё Земли. Вотъ отзывъ Лапласа объ этомъ замѣчательномъ трудѣ : „Важность в с ѣ х ъ этихъ прекрасныхъ выводовъ и изящество, съ какими они изложены, ставятъ эту работу в ъ рядъ самыхъ лучшихъ произвѳденій по математикё". Таковы заключительные слова подробнаго разбора, сдѣланнаго Лапласомъ. Преемники Клеро. Д'Аламберъ приблизился к ъ рёшенію вопроса с ъ большей общностью, чёмъ Клеро в ъ своихъ „Изыскаяіяхъ о системё міра" (1754—1756). Мы не будемъ представлять исторію прекрасныхъ работъ Лажендра, Лапласа и Пуассона, но ограничимся только тѣмъ, что дадимъ понятіе о результатахъ, к ъ которыми повели эти работы. Вотъ постановка вопроса : жидкая масса мало отличается по формѣ отъ шара ; она состоите изъ кояцентрическихъ однородныхъ слоевъ, плотность которыхъ уменьшается отъ центра к ъ поверхности, слёдуя неизвѣстному закону ; эта масса обращается вокругъ оси, проходящей чрезъ центръ шара ; движеніе совершается медленно, т. е., говоря точно, о для этого шара очень невелико ; масса его можѳтъ имёть внутри плотное ядро. При этихъ услов і я х ъ , спрашивается, какой видъ прійметъ эта жидкая масса?

В о т ъ разргЪшеніе : Жидкая масса должна принять видъ эллипсоида вращенія, сплющеннаго у полюсовъ. Ожатіе шара должно быть между */2 и 5 Д числа Ф. Жидкое вещество, находящееся внутри, должно располагаться в ъ однородные концентричѳскіе слои, разделенные одни отъ другихъ эллипсоидами вращенія. Наконецъ, между эллипсоидами самые болыыіе суть и самые сплющенные. Таковы выводы теоріи. Мы сравнимъ и х ъ с ъ результатами наблюдѳнія.

Глава XXIV. Форма Земли. Теперь слѣдуетъ проверить, подтверждаютъ-ли наблюденія т е выводы, которые вытекаютъ изъ теоріп относительно формы небѳсныхъ т е л ъ . Изъ в с е х ъ этихъ телъ, лучше другихъ поддается этой проверке то, которое мы можемъ проследить во в с ѣ х ъ направленія х ъ , т. е. Земля. В ъ самомъ д е л е , чтобы узнать видъ и измеренія нашего шара, нужно только измерить длнны несколькими дуги меридіана и несколькихъ параллельныхъ круговъ. Эти измеренія могутъ быть произведены только посредствомъ действія, называемаго тріангуляцгей. В ъ правильно произведенной тріангуляціи ошибка не можетъ превышать 5 сентнметровъ на километръ. Длина целой

Франціи извёстна с ъ ошибкой менёѳ 50 мѳтровъ. Этотъ споообъ тріангулядіи придумали математики Пикаръ. Онъ примёнилъ его первый. В ъ 1669 году Пикаръ измёрялъ дугу меридіана, который тянется отъ Аміена до Мальвуазина. Посрѳдствомъ этого измёрѳнія в ъ первый разъ опредёлили съ точностью размёры Земли и вычислили величину орбиты Луны. Это дало возможность Ньютону доказать, что сила, заставляющая Луну вращаться вок р у г ъ Земли, ничто иное, какъ сила, съ которой нашъ спутники притягивается к ъ Землё. Прошло болёе полувёка, и в ъ щэодолженіе этого времени не было сдёлано новаго измёренія. Клеро и Д'Аламберъ опредёлили посредствомъ вкчисленія форму пебесныхъ тёлъ. Нужно было узнать, сходятся-ли и х ъ результаты съ дёйствительностью. Чтобы определить форму Земли, нужно было только измёрить длину дуги меридіана в ъ одинъ градусъ на различныхъ широтахъ. Если длина градуса все увеличивается по мёрё удаленія отъ экватора, то нужно допустить, что Земля сплющена у иолюсовъ. Академія науки, в ъ которой обсуждался этотъ важный вопросъ, совершенно правильно рёшпла, что разница в ъ величинё земныхъ градусовъ, если она действительно существуете, должна проявиться наиболёе ясно щэи сравяенід градусовъ мерндіана у экватора с ь градусами у полюса. Она рёшила послать опытныхъ изслёдователѳц къ Лашгаядію и в ъ Перу.

В ъ 1756 году Бугѳръ, Лакондаминъ и Годенъ отправились мѣрить дугу меридіана в ъ Перу. В ъ тоже время, Клеро, Мопертюи, Камюсъ и Лемо.ннье отправились в ъ Лапландію, чтобы произвести аналогичное измѣре.ніе. Наконедчэ, Гассини де Тюри и Лакаилю было поручено проверить во Францін работу Пикара. Сравнивая результаты этихъ различныхъ измізреній, было очевидно, что Земля сжата у полюсовъ. В ъ 1790 году Деламбру и Мѳшѳню было поручено Учредительными Собраніемъ измерить дугу меридіана между Дюнкирхеномъ н Монтжуи, возле Барселоны. Это измереніе имело целью узнать с ъ точностью размеры нашего шара и избрать новую единицу длины, т. е. метръ. Эта работа была дополнена позже B i o и Араго. Представляешь-ли форма Земли эллипсоидг вращенія ? Изъ в с е х ъ сделанныхъ тріангуляціен измереній следуетъ, что Земля, даже не принимая в ъ разсчетъ горы, не имѣеть точнаго вида эллипсоида вращенія, но несколько приближается к ъ нему. Этотъ результатъ легко было предвидеть. Вычисленіе, навязывающее Земле форму эллипсоида, предполагаетъ, что наши шаръ в ъ ту минуту, когда онъ отвердевали, состояли изъ однородныхъ концѳятрическихъ слоевъ. Но это условіе в ъ действительности существовало не совсемъ строго, потому что в ъ жидкой массе Земли происходили целый рядъ сложныхъ физико - химиче-

екихъ явленій, результатомъ которыхъ, между тгрочимъ, было и образованіе поднятій коры, образованіе горъ. Сжатге Земли. Если Земля не представляете собою эллипсоида вращенія, то невозможно точно определить ея сжатія. Можно только сказать, что сжатіе нашего шара сходно с ъ сжатіемъ эллипсоида, на который она болЁе всего походите. ИзмЁряя по различными способами величину сжатія земнаго шара, пришли к ъ выводу, что оно должно быть немного больше '/зоо-

Глава ІІѴ. Сшатіе Марса. Кажущееся противоречие. Мы можемъ пройти поверхность Земли и измерить ее во В С Ё Х Ъ направленіяхъ и можемъ, следовательно, удостовериться, что наши шаръ, согласно указаніямъ теоріи, имѣетъ форму, близкую к ъ эллипсоиду. С О В С Ё М Ъ иначе приходится поступать, вычисляя сжатіе другихъ планетъ, наприм., Сатурна. В с е , что можно сдЁлать, это наблюдать в ъ зрительную трубу, что диски Сатурна представляете не круги, а овалъ. Можно также посредствомъ наблюденій И З М Ё рить длину и ширину овала, и вывести изъ этихъ двухъ вѳличинъ сжатіе Сатурна. Остается только провЁрить, насколько это сжатіе находится в ъ прѳдЁлахъ, найденныхъ, какъ мы го-

в орили выше, Ньютономъ и Гюигенсомъ. Ожатіе колебалось в ъ этихъ предѣлахъ для в с ѣ х ъ планетъ, за исключеніемъ Марса. Сжатіе этой планеты превосходишь на много предѣдъ, назначенный Ньютономъ и, такимъ образомъ, противорѣчитъ тсоріи матѳматиковъ. Это обстоятельство долго разсматривалось какъ нротиворѣчіѳ съ общепринятыми теоріями и в ъ частности с ъ гипотезой Лапласа о происхождѳніи міровъ, которую мы изложимъ ниже. Но это противорѣчіе мнимое и не трудно объяснить сжатіе Марса посредствомъ очень простой гипотезы. Гипотеза относительно образованія Марса. В с ѣ математики, изучавшіе форму небесныхъ тѣлъ, нашли, что ихъ сжатіѳ должно быть больше числа Гюйгенса и меньше числа Ньютона. В с ѣ допускали, что слои планеты постепенно становятся плотнѣе, начиная с ъ новерхнобти до ея центра. Если-бы плотность поверхностн ы х ъ слоевъ была менѣе средней плотности, то сжатіе должно быть больше числа Гюйгенса и меньше числа Ньютона, но если плотность новерхностныхъ слоевъ была больше средней плотности, то сжатіе должно превосходить число Ньютона. Чтобы объяснить форму Марса, достаточно допустить, что поверхностные слои этой планеты могутъ быть плотнѣе, неашли центральные. Для этого необходимо предположить, что планета Марсъ образовалась не сразу, а в ъ два или нѣсколько пріемовъ, что центральное ядро уже застыло и затвердѣло, а потомъ

масса космической матѳріи, проходя мимо, обрушилась на его поверхность, какъ океанъ лавы. Ясно, что если занимающее наоч^ светило действительно образовалось въ два или несколько пріемовъ, то плотность поверхностныхъ слоевъ можетъ быть большая, нежели среднихъ. Этого допущенія достаточно, чтобы объяснить сжатіе Марса.

Глава XXVI. Кольца Сатурна. Принципъ Лапласа. В с е , что мы сказали о формѣ небесныхъ тѣлъ, относится только к ъ тѣмъ, которыя похожи на шаръ. Это применимо для в с е х ъ тѣлъ солнечной системы кроме колецъ Сатурна, которыми мы и займемся. Извѣстно, что планета Сатурнъ окружена тремя концентрическими кольцами, расположенными в ъ плоскости ея экватора. Состоятъ-ли эти кольца изъ твердаго или жидкаго вещества, или они составлены изъ маленышхъ твердыхъ тѣлъ, астероидовъ, к а к ъ думаютъ с ъ нѣкотораго времени? Лапласъ не можетъ дать отвѣта на этотъ вопросъ, но онъ утверждаете, что вещество колецъ находилось бы в ъ равновесіи независимо отъ его плотности, т. е. если-бы эти кольца были твердыми, они могли-бы расплавиться или превратиться в ъ порошокъ, не измѣнивъ своей настоящей формы.

На чемъ основано это утверждѳніе Лапласа ? Представимъ себЁ, в ъ самомъ Д Ё Л Ё , что кольца сохраняютъ свой видъ, только благодарая тому, что состоятъ изъ твердаго вещества. Тогда на различныя части колецъ ДЁЙСТвовали-бы различныя силы, которыя уравновЁпшвались - бы только сцЁпленіемъ частицъ вещества. Но такъ какъ это сцЁпленіе ИМЁетъ предЁлъ, то кольца должны понемногу разрушиться и отъ нихъ в ъ настоящее время не осталось - бы и слЁда. Съ ними случилось-бы то, что случается съ самыми прочными зданіями : покуда они новы, сопротивленіе матеріаловъ, изъ которыхъ они построены, поддерживаете ихъ в ъ равяовЁсіи, но в ъ КОНЦЁ концовъ, эти матеріалы не выдерживаютъ своей собственной тяжести, постепенно разрушаются и отъ зданія не остается камня на камнЁ. В о т ъ другое соображаніе для подтверждения МНЁНІЯ Л а п л а с а . Е с л и небесный тЁла были вначалЁ жидкими, то кольца Сатурна хот я-бы теперь уже и были твердыми, навЁрное, не всегда были таковыми. Н о в ъ ту минуту, когда они становились твердыми и принимали свою постоянную, опредЁленную форму, и х ъ жидкое вещество, конечно, находилось в ъ этой формЁ в ъ равновЁсіп. И т а к ъ , идея, и з ъ которой нсходилъ Л а п л а с ъ , разсматривая кольца Сатурна, такова : кольца Сатурна могутъ быть разсматриваемы, к а к ъ жидкая масса, находящаяся в ъ раВБОВЁСІИ.

Условіе равновѣсія колецъ. Ияъ предшествующаго принципа Лапласъ вътвелъ заключеніе, что кольца должны обращаться вокругъ планеты, какъ непрерывная цѣпь спутяиковъ, иначе, жидкость, изъ которой они состоятъ, упала-бы на Сатурнъ и залила-бы его. Такова первая мысль Лапласа. Нужно было проверить ее вычисленіемъ. Было известно, что кольца сплющены, но не знали, равномерны-ли они, т. е. имеютъ-ли везде одинаковую толщину. Лапласъ задали себе вопроси: можетъ-ли сплющенное, жидкое кольцо, вращающееся вокругъ Сатурна и имеющее эллиптическое сечѳніе не одинаковой толщины, быть в ъ равновесіи при тройномъ действіи силъ—взаимнаго притяженія собственными частицъ, тяжести этихъ самыхъ молѳкулъ по отеотенію Сатурна (т. е. притяженія Сатурна) и центробежной силы, происходящей отъ вращенія колецъ. Онъ нашелъ, что прп такихъ условіяхъ равновесіе возможно ; изъ условій равновесія онъ выводите скорость движенія кольца и объясняете сплющенность эллиптическнхъ сеченій, которыя в с е сходны, хотя могутъ быть различной величины. Анализъ Лапласа предполагаете, правда, что ширина кольца довольно мала сравнительно съ его радіусомъ, но это условіѳ возможно для колецъ Сатурна. Н е т ъ необходимости входить в ъ подробности этого анализа, чтобы понять, к а к ъ узнали скорость движенія каждаго кольца. В ъ самомъ д е л е , такъ какъ отъ этой скорости за-

виситъ величина центробѣжной силы, то она должна быть такова, чтобы центробѣжная сила частицъ, т. е. сила, с ъ какою онѣ стремятся удаляться отъ Сатурна, равнялась силё и х ъ притяженія къ этой планетѣ, иначе не' было-бы равновѣсія : вещество колѳцъ или отлетѣло-бы отъ Сатурна в ъ пространство, или упало-бы на него. Лапласъ нашелъ, что время обращенія каждаго кольца приблизительно то-же, что и время обращенія спутника, который двигался-бы по кольцу вокругъ Сатурна. Это время обращенія равно приблизительно около четырехъ съ третью часовъ для средняго кольца. Наблюденія Гершеля подтвердили этотъ рѳзультатъ вычисленія.

Глава ІХѴІІ. Перо и телескопъ. Работа Лапласа (1789 г.) Извѣстно, что Солнце сообщаете орбитѣ Луны легкія колебанія. Казалось-бы, что оно должно производить то-же дѣйствіѳ на спутниковъ Сатурна и на его кольца. Наблюденіе доказываете, что этого нѣтъ : кольца и шесть первыхъ спутниковъ Сатурна находятся всѣ в ъ одной и тойже плоскости и эта плоскость не испытываете совсѣмъ колебанія. К а к ъ объяснить этотъ противоречивый факте ? Какая сила не даетъ

проявиться дЁйствію Солнца? Вотъ воиросѣ, который заняли Лапласа. Этотъ велпкій математики, пораженный Т Ё М Ъ обстоятельствомъ, что кольца и шесть первыхъ спутниковъ находятся в ъ одной плоскости, предположили, что плоскость эта есть в ъ то-же время н плоскость экватора планеты. Ему нужно было еще допустить, что Сатурнъ имЁетъ очень быстрое вращательное двйжепіе и ВСЛЁДСТВІѲ этого, сжатіе его шара должно быть значительно. Тотчасъ трудность исчезла. Ясно, что сильно сплющенный шаръ долженъ удерживать кольца и орбиты шести первыхъ спутниковъ в ъ плоскости своего экватора, и что дЁйствіе Солнца В М Ё С Т Ё съ дЁйствіемъ остальныхъ спутниковъ можетъ передвигать плоскость, в ъ которой находятся кольца и орбиты первыхъ шести спутниковъ, В М Ё С Т Ё съ самой плоскостью экватора Сатурна. Эти мысли были выражены Лапласомъ в ъ сочиненіи, огіубликованномъ в ъ фовралЁ 1789 г. В ь ноябрі; мЁсяцЁ того-же года Гершель, благодаря сильному телескопу, доказали, что планета Сатурнъ действительно вращается вок р у г ъ своей оси съ большою скоростью. Итакъ, самый великій наблюдатель новаго времени пришелъ к ъ тЁмъ-же выводами, какіе были предсказаны вычисленіемъ. Кольца находятся въ устойчивомъ равновѣсіи. Каждый знаетъ, что есть два вида равновѣсія : устойчивое равновЁсіе и неустойчивое. ГавновЁсіе тЁла называется устойчивыми, ког-

да гёло принимаете оное прежнее положеніе, какъ-бы мы его ни поставили: наприм., если повысить за одинъ конецъ желѣзный пруте, онъ примете вертикальное положеніе и, какъбы ни выводили его изъ этого положенія, онъ всегда, после нѣсколькихъ размаховъ, к ъ нему возвратится. Напротивъ, равновѣсіе тѣла бываете неустойчивое, когда отклоняя тѣло немного отъ пе^гвоначальнаго его положенія, мы замѣтимъ, что оно не можетъ к ъ нему возвратится само. Такой примѣръ представляете намъ прутъ, поставленный вертикально на горизонтальную площадь : достаточно легкаго толчка, чтобы его свалить. В ъ какомъ равновѣсіи находятся кольца Сатурна? Лапласъ рѣшилъ, что это устойчивое равновѣсіе. В ъ самомъ дёлѣ, кольца, в е роятно, много разъ были выводимы изъ ихъ равновѣсія, потому что малѣйшее обстоятельство, наприыѣръ, проходъ кометы или дёйствіе спутника Сатурна, способно произвести на н н х ъ слабое отклоненіе в ъ сторону. Еслибы равновѣсіе было неустойчивое, кольца не приняли-бж своего прежняго положенія и обрушидись-бы на Сатурнъ. Слѣдствге изъ этою факта. Итакъ, устойчивость равновёсія колецъ Сатурна — факте неоспоримый. Но эта устойчивость равновѣсія колецъ опредёляется некоторыми условіями, и отысканіе этихъ условій посредствомъ математическаго анализа служите опособомъ. для открытія новыхъ подробностей о движеніи этихъ странншхъ тѣлъ. Лапласъ занялся этимъ

вопросомъ. Чтобы хорошо понять результаты, к ъ которыми пришелъ этотъ великій математики, необходимо знать, что в ъ каждомъ тѣлѣ есть одна точка, которую называютъ центромъ тяжести, и что в ъ нѣкоторыхъ тѣлахъ, так н х ъ , какъ кольца, центръ тяжести находится в ъ средине ихъ пустой части. Лапласъ доказали, что каждое кольцо для того, чтобы находиться в ъ устойчивомъ равновесии, должно подчиниться двумъ условіямъ: Во-первыхъ, его толщина должна быть различна въ разныхъ его местахъ или-же при одинаковой толщине кольца его плотность должна быть не одинакова в ъ разныхъ его точк а х ъ . Во-вторыхъ, центръ тяжести кольца не можетъ находиться в ъ центре Сатурна, но долженъ описывать вокругъ него маленькую орбиту со скоростью, равною скорости обращенія самаго кольца. Наблюденія опять подтвердили результаты вычислений Лапласа. Найдено, что кольца не имеютъ одинаковой толщины по длине и х ъ окружности. Потомъ Струве и Бессель очень точнымъ измерѳніемъ установили, что центръ тяжести этнхъ колецъ В2эаіцается вокругъ центра тяжести Сату2>на. Заключенье. К а к ъ ни удивительны эти открытая, есть одна еще более удивительная вещь : это тстъ способъ, какимъ они сделаны. Съ одной стороны, представьте себѣ наблюдателей с ъ гигантскими телескопами, построенными оъ большими издержками ; с ъ другой,-— математика,. пренебрегающаго глядеть на небо

и не имёющаго другого инструмента, кромГ пера. Кто уловитъ раньше секретъ міра Сатурна -наблюдатель или математики ? Кто возьмешь верхъ в ъ этомъ соперничеств!; — наблюдательная астрономія или небесная механика, перо или телескопъ ? Исторія науки намъ отвечаешь : перо !

Глава Ш Ш . Опыты

Плато.

Цринципъ его опытовь. Нельзя говорить о формѣ небесныхъ тѣлъ и не упомянуть о прекрасныхъ опытахъ Плато. Масло легче водьг, но тяжелёе алкоголя. Понятно, что, см-Ьшавъ воду с ъ алкоголемъ в ъ извѣстныхъ пропорціяхъ, можно получить жидкость такого-же удйльнаго в ѣ с а , какъ и масло. Е с л и положить в ъ эту смГсь масло, то вмѣсто того, чтобы плавать на ея поверхности, к а к ъ на поверхности воды, или упасть на дно, к а к ъ масло тонѳтъ в ъ алкоголё, оно остановится по средин!; жидкости. Опыты. Остроумный физикъ изъ Брюсселя сдГлалъ такую смѣсь воды с ъ алкоголемъ ; потомъ онъ осторожно ввелъ масло в ъ средину этой смГси. Масло сомкнулось в ъ шаръ и повисло посреди жидкости. Ш а р ъ имГетъ при этомъ совершенно сферическую форму, какъ это вытекаѳтъ изъ теоріи всемірнаго притяженія.

Г . Плато дѣлаетъ другой опытъ. Онъ устраиваетъ такъ, чтобы сквозь масляный шаръ проходилъ вертикальный железный стержень, и начинаете вертѣть этотъ железный прутъ вокругъ самаго себя, какъ вертѳлъ. Масло, пристающее к ъ железному стержню, благодаря своему прилнпанію к ъ металлу, вертится вместе съ прутомъ. ПІаръ тотчасъ-же сплющивается на своихъ полюсахъ и представляете собою форму, сходную съ формой планеты, такой, напр им., какъ Земля или Венера. Начнемъ вращать железный прутъ быстрее, тогда и шаръ вертится скорее и сплющивается все болѣе н более, что можно предвидеть теоретически, впередъ. Онъ представляете планету съ быстрымъ вращеніѳмъ, какъ Юпитеръ пли Сатурнъ. Когда его заставляютъ вертеться еще сильнее, масло сплющивается еще более и разделяется иногда на две части : ядро, в ъ форме шара, остающееся в ъ центре, и горизонтальное кольцо, окружающее это ядро. Ядро и кольцо вертятся в ъ одномъ направленіи съ железнымъ стержнемъ. Эта маленькая система в ъ маленькомъ виде представляете намъ Сатурна н одно изъ его колецъ. Перестанемъ тогда вертеть железный прутъ. Мало-по-малу ядро и кольцо начнутъ вертеться медленнее ; кольцо уничтожается и соединяется съ масломъ центральнаго ядра. Изъ этого ясно, что кольца Сатурна находятся в ъ равновѣсіи, т. е. не падаютъ на него и ее уходятъ отъ него только благодаря своему вращенію. Иногда, вертя железный прутъ, удавалось заставить масляное

кольцо сорваться. Чаще всего отцепляются только капельки, которыя начинаютъ кружиться в ъ смЁси воды съ алкоголемъ вокругъ желЁзнаго прута. Иногда отцЁпляется кольцо, которое теряетъ равновЁсіѳ и разсыпается в ъ капельки ; эти капли кружатся тогда вокругъ цѳнтральнаго шара, какъ планеты вокругъ Солнца. Заключеніе. Опыты Плато подтвѳрждаютъ Ц Ё Л И К О М Ъ результаты, полученные математиками. Эти опыты показываютъ намъ, какъ Солнце, вращаясь вокругъ самого себя, могло О Т Д Ё Л И Т Ь отъ своей массы планеты, к а к ъ образовали, в ъ свою очередь, планеты своихъ спутниковъ ; такъ планета Сатурнъ в ъ частности окружила себя своими кольцами. Глядя на опытъ Плато, мы какъ-бы присутствуемъ при образованіи солнечной системы, изложенномъ в ъ прекрасной гипотезѣ Лапласа о происхожденіи міра, которую читатель найдетъ ниже.

IV—5

ЧАСТЬ ШЕСТАЯ. Вращѳніе

Земли.

Глава I U I Полюсы Земли. Возможный переворотъ. Небесныя тѣла, перемещаясь в ъ пространств!;, должны, по закону механики, вращаться в ъ тоже время вок р у г ъ своей осн. Мы приступимъ к ъ изученію этого вращенія, избравши, конечно, прнмѣромъ земной шаръ. Земля вращается в ъ теченіе сутокъ вокругъ воображаемой нами линіи, проходящей черезъ центръ земнаго шара ; оконечности этой воображаемой линіи составляютъ полюсы. Это вращеніе вокругъ оси совершается Землею в ъ 24 часа ; благодаря ему, происходите смѣна дня и ночи. Всегда-ли доходитъ до однѣхъ и тѣхъ-жѳ точекъ земной поверхности эта воображаемая линія, вокругъ которой происходишь суточное вращеніе нашего шара,—или, другими словами, неподвижны-ли концы оси, или-же полюсы перемещаются на земной по-

верхности? Предположнмъ, что полюсы могутъ переместиться замѣтнымъ образомъ на поверхности Земли, — напр., что северный полюсъ можетъ перейти на то место, г д е теперь находится Парижъ,—тогда на умѣренныя страны должны нахлынуть полярные льды. Значительное перемёщеніе полюса имело-бы страшный последствія. В ъ самомъ д е л е , к а к ъ мы говорили, н а ш ъ земной шаръ сплющенъ и поперечникъ его экватора больше оси, идущей отъ севѳрнаго к ъ южному полюсу. ІІредположимъ, что полюсы могутъ значительно переместиться и в ъ тѳчѳніе в е к о в ъ одинъ изъ нихъ оказался-бы вблизи Парижа. Сообразно этому земной шаръ должѳнъ былъ-бы изменить форму : онъ началъ-бы сплющиваться в ъ Париже и в ъ антиподе этого города. Безъ сомнѣнія, благодаря сопротивленію твердая часть нашего шара сохранила-бы, можетъ быть, свою форму в ъ продолженіе некотораго времени, но океаны тогда должны будутъ принять новый видъ равновесія, переместиться и поглотить большую часть городовъ, находящихся теперь у т е х ъ местъ, куда переместился бы экваторъ. Можно даже утверждать, что твѳрдыя части нашего шара, которыя сохранили-бы свою форму только благодаря своей твердости, тоже испытывали-бы постоянные перевороты. Безсиліе географги. Съ перваго взгляда кажется, что поставленный нами вопросъ относится к ъ географіи. В ъ самомъ делѣ, географы определяютъ широту того или другаго города,

которая, к а к ъ известно, зависите оте того мѣста, г д е находятся полюсы в ъ данную минуту. Очевидно, что если полюсы передвигаются, то географы различныхъ в е к о в ъ должны были находить различныя цифры для широты одного и того-же города. К ъ сожаленію, географія обладаетъ точными определеніями только съ недавняго времени и точно известна только широта месте, которая определялась в ъ новейшее время. Поэтому мы не могли-бы найти в ъ географіи разности в ъ определеніяхъ широтъ, происходящей отъ перемещенія полюсовъ. Небесная механика пришла къ заключенію, что земные полюсы не могутъ значительно перемещаться. Бычисленгя Лапласа и Пуассона. Этотъ вопросъ механики былъ разобранъ Лапласомъ и Пуассономъ. Эти два геометра взяли точкой отправленія для своей работы два факта, известныхъ изъ наблюденія, а именно следующие : 1) что Земля сплющена в ъ двухъ мѣстахъ діаметрально противоположныхъ ; 2) что нынешніе полюсы очень близки отъ этихъ месте. Они пришли к ъ тому заключенію, что полюсы не могли и не могутъ сойти значительно съ и х ъ нынешняго положенія. Пуансо. Итакъ, съ начала нашего в е к а математики знали, что нашей земле не грозите опасности отъ пѳремещенія полюсовъ. Тѣмъ не менее, они не могли этнмъ удовлетвориться. Съ точки зренія чистой науки вопросъ не могъ считаться совершенно решеннымъ до

поръ, пока нѳ узнали точно, неподвижны ли полюсы или если они подвижны, то насколько. П у а н с о доказали, что каждый полюсь описываетъ каждый день вокругъ совершенно неподвижной точки нашего шара окружность, радіусъ которой не болѣѳ нѣсколькихъ сантиметровъ. ТЁХЪ

Глава XXX. Продолжительность звѣзднаго дня. Интересный вопросъ. Изъ астрономическихъ наблюденій слЁдуетъ, что вращеніе Земли вокругъ своей оси почти совершенно равномерно, т. е. что перемЁна ея скорости в ъ 2—3 СТОЛЁТІЯ очень незамЁтна. Т Ё М Ъ не менЁе это измЁненіе скорости, какъ-бы оно незначительно ни было, накопляясь в ъ продолженіе многихъ в Ё к о в ъ , можетъ сдЁлаться значительными. Действительно, астрономы принимаютъ за единицу времени продолжительность З В Ё З Д наго дня, т. е. время, употребляемое Землею на свое вращеніѳ вокругъ оси. Имъ важно знать с ъ большой точностью ТЁ перемЁны которыми подвержена эта продолжительность обращенія, принятая ими за единицу времени. Но не одни астрономы заинтересованы в ъ этомъ вопросѣ. ІІредположимъ, в ъ самомъ Д Ё Л Ё , что достаточно 5 0 В Ё К О В Ъ , чтобы внести в ъ скорость обращенія Земли ощутительную разницу. Можетъ случиться, что эта скорость

значительно изменится по истеченіи милліона в ѣ к о в ъ , тогда и продолжительность дня совершенно изменится ; такое измененіе былобы роковымъ для обитателей нашей планеты. Что случилось-бы, если-бъ день былъ в ъ тридцать разъ короче нынѣшняго ? B e b тѣла жаркаго и умЬренныхъ поясовъ, прочно связанные съ Землею, полетѣли-бы в ъ пространство в ъ восточномъ направлѳніи (съ запада на востокъ вращается Земля) и стали-бы вращаться рядомъ съ Землею к а к ъ спутники ; животныя, принужденныя укрыться в ъ полярныхъ странахъ, погибли-бы тамъ отъ голода и холода ; наконецъ, моря, приближаясь болѣе и болЬе къ экватору, отдЬлились-бы, конечно, в ъ видѣ кольца, которое стало-бы вращаться вокругъ нашего шара, какъ вращаются кольца вокругъ Сатурна. И если-бы Земля стала вращаться все скоpbe и скорѣе, а продолжительность дня постоянно уменьшаться, континенты сами собою были-бы опустошены этимъ вращеніемъ и нагиъ шаръ превратился-бы въ пыль. Отвѣтъ небесной механики. Изъ этого видно, что важно знать, можетъ-лн в ъ продолжѳніе періода нѣсколькихъ вѣковъ продолжительность дня измениться рЬшительнымъ образомъ. Небесная механика ответила на этотъ вопросъ : Лапласъ и Пуассонъ признали, что в ъ силу всемірнаго тяготѣнія продолжительность дня не можетъ чувствительно измениться.

Астрономическая повѣрка. Наблюдательная астрономія, не приводя к ъ точными, результ а т а м ^ позволяете, однако, повёрять заключенія небесной механики. И вотъ какимъ образомъ. Астрономическія наблюденія находятъ, какова средняя скорость Луны по ея орбитё в ъ то время, к а к ъ Земля вращается вокругъ своей оси, т. е. во время звёзднаго нынёшняго дня. С ъ другой стороны, гречѳскія и арабскія лётописи намъ говорятъ,каковъ былъ средний ходъ Л у н ы в ъ теченіе звѣзднаго дня в ъ то время. Сравнивая эти данныя можно придти к ъ убёжденію, что в ъ продолженіе двухъ тысячъ л ё т ъ продолжительность звёзднаго дня не нзмёнилась ощутительными образомъ, или, другими словами, двадцать в ё к о в ъ протекло безъ значительнаго измёненія скорости вращенія нашей Земли.

Глава Ш І , Замѣчаніе Делонеи. Ррагценіе Земли замедляется. Когда Лапласъ н Пуассонъ доказывали, что продолженіе звёзднаго дня не измёняется, они предположили для своихъ изслёдовавій, что нашъ шаръ твердъ и видъ его не измёняется, но в ъ дёйствительности онъ в ъ большей части своей покрыть океанами, приливы и отливы которыхъ измёняютъ безпреетанно его форму. Мы докажемъ, что періодическое волненіе водъ океана

уменьшаете скорость вращенія Земли, а следовательно прибавляете продолжительность дня и ночи. Мы знаѳмъ, что Луна оказываете притяжѳніе на Землю. Твердыя части Земли неподатливы и могутъ противустоять этому притяженію ; водяныя массы океановъ, наоборотъ, поддаются этому ігритяжѳнію ж громадной волной следуютъ за Луною. Луна притягиваете воду и отъ этого происходятъ приливы, о которыхъ мы поговоримъ подробнее в ъ книге объ „Океанахъ" (изданіе нашей Общедоступной библіотѳки). Можно себе представить, что когда Луна находится на высшей точке неба, т. е. проходите чрезъ меридіанъ места, она находится какъ разъпротивъ этого места и, следовательно, ея притяженіе в ъ эту минуту наивысшее ; оказывается, что высота прилива идете за ходомъ Луны и несколько запаздываете. Это запаздываніѳ происходите отъ трѳнія массъ воды о дно, берега и между собою. Итакъ, жидкая выпуклость прилива находится каждую минуту не в ъ томъ месте земнаго шара, где Луна находится на мер и діане, но немного на востоке отъ этого места. Изъ этого следуете, что Луна, притягивая эту волну прилива, задерживаете вращеніѳ Земли и уменьшаете ея скорость. Делонеи выяснилъ, что д е і с т в і ѳ , производимое приливами и отливами не остается совершенно безъ последствій, но что оно вліяетъ на скорость вращенія земли и на продолжительность сутокъ, которыя увеличиваются на

одну секунду каждыя сто тысячъ лѣтъ. Т а к ъ какъ это замедленіе скорости вращенія Земли очень ничтожно,то продолжительность сутокъ не перемЁнилась ни на одну минуту с ъ Т Ё Х Ъ поръ, какъ на нашемъ шарѣ живутъ существа, называемый людьми. Делонеи, кромѣ того, замѣтилъ, что если Луна притягиваете жидкую оболочку нашего шара, то обратно и она сама притягивается этими волнами прилива. Эти послЁднія притяженія ускоряешь движеніе Луны н а ея орбитЁ и уменьшаютъ размЁры этой орбиты. Этимъ уменьшеніемъ можно объяснить ускореніѳ движенія Луны, которое заставляетъ математиковъ бояться паденія нашего спутника на Землю. Чтобы тамъ ни было, мы видимъ, что явленіе приливовъ и отливовъ вызываете, к а к ъ необходимый С Л Ё Д ствія, три слѣдующихъ явленія : 1) вращеніе Земли мало-по-малу замедляется такимъ образомъ, что продолжительность дня увеличивается на одну секунду в ъ каждыя 100 тысячъ лѣтъ ; 2) Л у н а движется быстрЁе и быстрѣе по своей орбитѣ ; 3) размѣры этой кривой линии уменьшаются безпрестанно. Что готовить намъ судьба. Легко предвиД Ё Т Ь , что случидось-бы, если-бы воды океана сохранили безконечное время свою подвижность. Земля и Л у н а , изъ которыхъ первая вращается в о к р у г ъ своей оси в ъ одинъ день, тогда к а к ъ другая описываете свою полную орбиту в ъ 27 дней, кончили-бы Т Ё М Ъ , ЧТО пошли с ъ одной скоростью. Если-бы этотъ моменте пришелъ, Л у н а была-бы с ъ утра до ве-

чера на мѳридіанѣ одного и того-же места, такъ что она вздымала-бы океанъ постоянно по этому меридіану. Однимъ словомъ, не былобы больше пѳріодическихъ прилиеовъ и отливовъ. Продолжительность сутокъ пересталабы увеличиваться и продолжительность вращенія Луны перестала-бы уменьшаться. Наконецъ, нашъ спутникъ, сохраняя отныне неизменную орбиту, пересталъ-бы приближаться к ъ Земле и не грозилъ-бы ей своимъ паденіемъ. Но в ъ этомъ мало вероятія. В ъ самомъ д е л е , продолжительность враіценія нашей Земли не можетъ сравняться съ продолжительностью обращенія Луны, такъ какъ это возможно только по истеченіи многихъ милліоновъ в е ковъ. Однако, прежде чемъ пройдетъ такой громадный періодъ времени, теплота Солнца значительно уменьшится, земля охладится, океаны превратятся в ъ сплошную массу льда, прекратятся приливы, а съ этимъ и нарушенія, производимый ими в ъ движеніяхъ Земли и Луны. Холодъ возстановитъ порядокъ в ъ нашемъ подлунномъ міре. Природа устанавливаешь порядокъ по-своему. Великіе политики очень малы в ъ сравненіи съ нею !

Глава Ш И . Скорость охлажденія Земли и Солнца. Земля теряетъ теплоту. Думая объ удивительномъ равновесіи солнечной системы, при-

ходишь к ъ заключенію, что живымъ существами, населяющими наши шаръ не грозятъ міровыя катастрофы ; жизни на земле можетъ грозить только охлажденіе земнаго шара, она можетъ быть уничтожена только холодомъ. Интересно узнать, какова скорость охлаждения Земли п Солнца. Известно, что подъ Землей на известной глубине температура остается одинаковой в ъ продолженіе целаго года. Известно также, что эта температура, не изменяющаяся по временами года, изменяется съ глубиной :. она увеличивается на одинъ градусъ стоградуснаго термометра чрезъ каждые 30 метровъ глубины. Ясно, что такое повышеніе температуры съ глубиною не можетъ происходить отъ солнечнаго нагреванія. Нагреваніе солнечными лучами распространяется на незначительную глубину, дальше которой оно не ндетъ. Если внутренняя теплота земли отъ центра к ъ поверхности постепенно падаетъ, то изъ этого нужно заключить, что земной шаръ постепенно охлаждается, теряѳтъ не только получаемую отъ Солнца теплоту в ъ холодное пространство міра, но и часть своей собственной. Большинство математиковъ и физнковъ полагаетъ, что эта потеря тепла постоянная. Они думаютъ, что Земля, сначала раскаленная и жидкая, потомъ охладилась и затвердела на своей поверхности, сохраннвъ в ъ своихъ нЬдрахъ огромное количество теплоты. Эта первоначальная теплота теряется в ъ пространс т в е чрезъ наружные слои Земли.

Предсказаніе Бюффона. Значите льна-ли эта потеря теплоты? Бюффонъ думалъ, что она огромна и что во Франціи теплота, которая выходите изъ внутренности Земли, смотря по времени года, отъ двадцати девяти до четырехъ сотъ разъ болёѳ той, которую мы получаемъ отъ Солнца. Онъ изъ этого заключили, что солнечная теплота только в ъ незначительной степени способствуетъ поддержанію жизни на нашемъ земномъ шарё, что жизнь поддерживается теплотой, выходящей изъ Земли и теряющейся в ъ пространств!}, проходя чрезъ поверхностные слои,—и что эта теплота должна истощиться в ъ короткій сравнительно срокъ, а следовательно нашъ шаръ приблюкаѳтся к ъ близкому и неизбежному замѳрзанію. Бычисленіе Фурье. Фурье показалъ, что возможно высчитать количество теряемой Землею теплоты в ъ данное время. Нужно только принять за оонованіе тотъ фактъ, что температура глубокихъ пластовъ Земли увеличивается на одинъ градусъ стоградуснаго термометра чрезъ каждые 30 мѳтровъ в ъ глубину. Основываясь на этомъ, этотъ ученый доказалъ, что количество теряемой Землею теплоты очень незначительно и что внутренняя теплота Земли повышаете температуру почвы на одну тридцатую часть градуса стоградуснаго термометра сравнительно съ той температурой, какая была-бы, если-бы внутренней теплоты не было и Земля нагрѣвалась только Солнцемъ. Скорость охлажденія Солнца. Твердо установлено, следовательно, что Земля теряете

свою теплоту очень медленно и что температура наружныхъ слоевъ Земли происходить почти исключительно отъ солнечной теплоты. Итакъ, только Солнце поддерживаете жизнь на земномъ шарЁ. Покуда эта звЁзда будетъ проливать теплоту на нашу Землю, намъ нечего бояться замерзанія нашей планеты. Но З В Ё З Д Ы охлаждаются и тухнуть. Ни одна изъ этихъ З В Ё З Д Ъ не можетъ избЁгнуть этого роковаго удЁла. Когда произойдете это роковое событіе, которое поведете за собою обледЁненіе Земли? Небесная механика дастъ намъотвЁтъ на этотъ вопросъ. Т а к ъ к а к ъ теплота, благодЁтельное вліяніе которой мы чувствуемъ, идете почти исключительно отъ Солнца, всякое уменыпеніѳ лучезарной силы этой З В Ё З Д Ы ведете за собою умѳныпеніе температуры Земли. Но всякое пон и ж е т е температуры ведѳтъ за собою уменьшеніе объема тЁла, потому что тЁла отъ тепла распигряются, а отъ холода сокращаются. Пониженіе температуры нашего шара должно сопровождаться уменыненіѳмъ его размЁровъ, а слЁдовательно, по закону механики, скорость его вращенія должна увеличиться. Мы изъ этого видимъ, что ослабленіе солнечныхъ лучей должно проявляться ускореніемъ вращенія Земли. Мы В И Д Ё Л И выше, что в ъ продолженіѳ двухъ тысячъ Л Ё Т Ъ скорость вращения Земли не измЁнилась замЁтнымъ образомъ. Мы обязаны поэтому заключить, что в ъ продолженіѳ этого долгаго періода сила солнѳчнаго лучеиспусканія чувствительно не ИЗМЁНИ-

лась. Итакъ, наше Солнце не даетъ еще ггризнаковъ истощенія, и средняя температура Земли едва измгЪняется отъ одного в е к а до /другаго. По мнѣнію Лапласа, эта температура не понизилась даже на сотую часть градусе стоградуснаго термометра в ъ продолжевіе і в у х ъ тысячъ л е т ъ ! . . . Итакъ, предполагая, чт« милліонъ годовъ протекло отъ эпохи первобытнаго человека, температура нашего шаране понизилась даже на пять градусовъ стоградусваго термометра с ъ этой отдаленной эпЬхи.

Враіценіе Луны. В с е , что говорилось о вращеніи земли, одинаково применимо ко всемъ планетамъ солнечной системы. Но Луна представляешь весьма необыкновенную особенность. Известно, что Луна описываешь свою орбиту вокругъ Земли приблизительно в ъ двадцать семь дней. Она вращается около своей оси по тому-же направленно, и что замечательно, продолжительность ея обращенія вокругъ Земли равна продолжительности обращенія вокругъ оси, такъ что Луна всегда намъ показываешь одну только свою сторону. Это легко заметить, сравнивая древнія карты Луны съ новейшими фотографіями. Трудно допустить, чтобы это равенство вращевія Луны вокругъ оси и вокругъ Земли было случайнымъ. Нужно най-

\ ти нричину этого явлѳнія, что и сдѣлалъ Лагранжъ. Объясненіе Лагранжа. Масса Л у н ы прежде была жидкой. К а к ъ Луна подымаете наши океавы и производите приливы и отливы, такъ и Земля подымала жидкую массу Луны и производила приливы и отливы на жидкой поверхности нашего спутника. Невозможно допустить, чтобы вращеніе Луны вокругъ своей оси гродолжалось ровно столько времени, сколько требуется на ея обращеніе вокругъ Земли, т. е. 27 дней. Можно допустить только двѣ гипотезы : вращеніе вокругъ оси продолжалось менее или более вращенія вокругъ Земли Возьмемъ первое предположеніе. Е с л и вращеніе вокругъ оси скорее, нежели вращеніе вокругъ Земли, то жидкая выпуклость прилива, поднятаго Землею в ъ лунной массе, вместо того, чтобы быть по средине наблюдаемаго нами диска Луны, несколько отставала-бы, была-бы немного направо,—и притяженіе Земли но эту выпуклость стремилось замедлить кругсвращеніе Луны, продолжительность вращения: Л у н ы в о к р у г ъ оси стремилось сравняться съ продолжительностью ея обращенія вокругъ нашего шара. Возьмемъ обратную гипотезу. Луна вращается медленнее вокругъ оси, чѣмъ вокругъ Земли ; тогда жидкая выпуклость волны луннаго прилива была немного налево отъ середины Луны, шла быстрее ея вращѳнія и притяженіѳ Земли на эту выпуклость стремилось ускорить вращеніѳ Луны. Итакъ, продолжи-

тельноеть круговращенія Луны на своей оси шло-бы, прибавляясь и стремясь сдёлаіься одинаковой с ъ продолжительностью сбраценія нашего спутника вокругъ Земли. Резулітатъ тотъ-жѳ при обоихъ предположеніяхъ. Прѳдставимъ себё теперь, что когда Л у н а отделилась отъ Земли, продолжительность ея вращенія мало отличалось отъ продолжительности ея обращенія вокругъ Земли, т. е. 27 дней. По истеченіи многихъ в ё к о в ъ продолжительность обрагценія вокругъ оси и в ф р у г ъ Земли сравнялись. Съ этой минуты Луні всегда поворачивала одну и ту-же сторону к ъ Землё, ея жидкая выпуклость была всѳгца посреди ея диска. Другими словами, не было больше на Л у н ё приливовъ и отливовъ.Тогда масса Луны, постепенно остывая, сдёхалась вязкой и потомъ затвердёла, сохраняя вздутіѳ прилива посреди диска, который к ъ нажъ обраіценъ, и посреди диска, который OHS ирячетъ отъ насъ съ обратной стороны.

ЧАСТЬ СЕДЬМАЯ.

Глава Ш І Ѵ . Предвареніе равнодѳнствія. Земля вращается вокругъ Солнца ; ея ось наклонена к ъ плоскости эклиптики на 66'/ г градусовъ. При своѳмъ вращеніи, поэтому, Земля подставляетъ Солнцу попеременно то одно, то другое полушаріе—сѣвѳрное или южное : отъ этого происходить (смЁна временъ года. Если-бы ось не была наклонена, а была перпендикулярна к ъ эклиптикЁ, то на всЁхъ точкахъ орбиты каждое МЁСТО на ЗемлЁ одинаково освЁщалось-бы Солнцемъ и не былобы СМЁНЫ временъ года. При существующемъ наклонЁ оси 10-го іюня Земля наибольше наклонена к ъ Солнцу такъ, что СолнцЁ стоить в ъ зенитЁ, т. е. лучи его падаютъ ОТВЁСНО, на тропикЁ Козерога. Земля в ъ это время занимаете на орбитЁ МЁСТО в ъ К О Н Ц Ё большой оси эллипсиса. Н а оси эллипсиса лежать 3 замЁчательныхъ точки : посрѳдинѣ центръ и с ъ д в у х ъ его сторонъ по одному фокусу. Одинъ фокусъ занимаѳтъ Солнце. Солнце, та-

кимъ образомъ, несколько ближе к ъ одному концу оси эллипсиса, чѣмъ к ъ другому. ТонК/â/ S Si эллипсисе ближайшая к ъ фокусу, занимаемому Солнцемъ, называется периіелгемъ, а точка более удаленная называется афеліемь. 10-го іюня Земля проходите чрезъ Афелій и ндѳтъ к ъ Перигелію, где будетъ 10 декабря. В ъ Пѳригеліе Земля подставляетъ Солнцу преимущественно южное полушаріе и 10 декабря Солнце свѣтитъ отвесно, находится в ъ зените на тропике Р а к а . Такимъ образомъ, плоскость эклиптики 10 іюня пересѣкаетъ северный тропикъ, а 10 декабря южный тропикъ. За этотъ промежутокъ времени Солнце будетъ находиться в ъ зените последовательно во в с е х ъ мѣстахъ между тропиками и 9 сентября оно будетъ в ъ зените на экваторе, т. е. одинаково будетъ нагрѣвать какъ северное, такъ и южное полушаріе. Это время осенняго равноденствгя. В ъ эту пору плоскость эклиптики пересекаетъ экваторъ, а Земля занимаете конецъ малой оси эллипсиса. 10-го декабря,— время зимняго солнцестоянія,—-Земля пройдете Ііеригедій, Солнце будетъ въ зените на тропике Р а к а и повернете назадъ к ъ тропику Козерога. 9 марта будетъ весеннее равноденствіе, Солнце будетъ в ъ зените на экваторе и пойдете к ъ летнему солацестоянію—къ Афелию. Солнце бываете в ъ зените между тропиками ; крайняя точка на Земле, куда лучн его падаютъ отвѣстно—на с е в е р е тропикъ Козерога на 2 3 ^ ° с е в . широты и на юге тропикъ Р а к а на 23 1 /» 0 южной широты. Ясно, что оба

солнцестоянія и оба равноденствія должны происходить в ъ точно определенное время,но для этого необходимо, чтобы ось Земли не изменяла своего направленія в ъ пространстве. Представимъ себе положеніе Земли в ъ моменте весенняго равноденствія. Что будетъ, если мы в ъ эту минуту нзменимъ направленіе земной оси? Напр., пусть южный конецъ оси останется неподвижными, а северный мы повернемъ на четверть круга к ъ Солнцу, тогда к ъ Солнцу будетъ обращено северное полушаріе, Солнце будетъ в ъ зените на северномъ троп и к е , а не на экваторе, будетъ солнцестояніе, а не равноденствіе. Если мы повернемъ еще на четвѳ]эть круга, то ось будете занимать положеніе совершенно обіэатное тому, какое она занимала во время весенняго равноденствія, т. е. будетъ осеннее равноденствіѳ ; если повернемъ еще на четверть круга, то северный конецъ оси будетъ направленъвъ сторону отъ Солнца, а Земля подставите ему свое южное полушаріе и будетъ находиться в ъ положеніи зимняго солнцестоянія. Следовательно, если южная оконечность оси будете неподвижна, а северная опишете к р у г ъ , то на Земле сменятся в с е времена года на одной и той-жѳ точке орбиты. Вернемся к ъ равноденствію. Когда мы повернули северный конецъ оси на J / 4 круга къ Солнцу, настало летнее солнцестояніе вместо весенняго равноденствія ; следовательно, при такомъ положѳніи оси равнодѳнствіе должно

было наступить раньше за */4 года, т. е. когда Земля была в ъ зимнемъ солнцестояніи. Такимъ образомъ, если ось Земли изменяете свое положеніе в ъ пространстве, если ѳя сЁверный конецъ описываете к р у г ъ , то в ъ связи съ этимъ время равеоденствія будетъ меняться. Сейчасъ мы увидимъ, что действительно это такъ и бываете — и это называется предтреніемъ равноденствия. Ось міра. Земля вращается вокругъ своей оси ; вслѣдствіѳ этого намъ кажется, что вокругъ нашего земнаго шара вращаются З В Ё З ДЫ и солнце ; Земля вращается съ запада на востокъ ; Солнце и З В Ё З Д Ы ИМЁЮТ'Ь видимое движеніе в ъ обратную сторону, съ востока на западъ. Наибольший кругъ на небѣ должны описывать Т Ё З В Ё З Д Ы , которыя находятся противъ экватора, a наименыній ТЁ, которыя ближе к ъ полюсамъ ; звЁзда, находящаяся противъ неподвижнаго полюса, должна всегда оставаться на М Ё С Т Ё , быть центромъ, вокругъ котораго В С Ё остальныя ЗВЁЗДЫ совершаютъ свой кажущійся путь в ъ теченіѳ сутокъ. Противъ сЁвернаго полюса на небЁ должна находиться одна неподвижная точка,—на этомъ МЁСТЁ находится полярная звѣзда в ъ Х В О С Т Ё Малой МедвЁдицы, а противъ южнаго полюса другая неподвижная точка. Следовательно, если-бы мы протянули земную ось к ъ небесному своду, она образовала-бы ось вокругъ которой, какъ намъ кажется, вращаются в ъ течѳніѳ сутокъ ВСЁ небесный свЁтила. Эта воображаемая динія, одднъ конецъ которой бу-

детъ, примѣрно, проходить чрезъ Полярную звѣзду, и будетъ называться осью міра, вокругъ которой происходите кажущееся движ е т е звездъ. Если земная ось не изменяете своего направленія въ пространстве, то концы оси міра будутъ всегда на о д н и х ъ и т е х ъ же местахъ веба, если-жѳ земная ось изменяете свое направленіе, какъ мы предположили, говоря о предвареніи равноденствія, то на небе центръ, вокругъ котораго в с е звезды описываютъ свои суточные круги, также будетъ изменять свое положеніе ; другими словами, если-бы ось міра могла оставлять на н е б е следъ, она вачертила-бы какую-то линію на его звездномъ фоне. Действительно, оказывается, что конецъ оси міра описываете на небе некоторую кривую линію, т. е. цѳнтръ, в о к р у г ъ котораго происходить суточное движ е т е звездъ, изменяете свое положевіе на небе и описываешь некоторую кривую. Такимъ образомъ, ось Земли не сохраняете неизменными свое направлѳніе в ъ пространстве, а ея скверный конецъ описываетъ нѣкоторую кривую. Цвиженіе волчка. Если вы наблюдали сильно пущенный волчекъ, то вы должны были заметить, что онъ можетъ иметь несколько движеній : во-первыхъ, вокругъ оси и, вовторыхъ поступательное. Но кроме того вы могли заметить, что обыкновенно верхній конецъ его стержня описываете некоторый к р у г ъ , тогда к а к ъ нижній конецъ, на которомъ волчекъ вращается, остается неподвижными. Зѳм-

ля подобно волчку вращается вокругъ своей оси, имѣетъ движеніе вокругъ солнца и, кроме того, ея ось, к а к ъ стержень волчка, севернымъ своимъ концомъ описываетъ в ъ пространстве кругъ, Это нзмененіе направленія земной оси в ъ пространстве и служить причиной предваренія равноденствія, которое было открыто еще великимъ древнимъ астрономомъ Гиппархомъ. Перемѣщеніе небесныхъ полюсовъ, т. е. концовъ оси міра. Чтобы точно определить перемещеніе небесныхъ полюсовъ на небе, необходимо избрать для сргавненія какую-нибудь неподвижную точку. Известно, что плоскость земной орбиты испытываете только очень медленный и незначительный колебанія. Если сравнить ея положеніѳ чрезъ сто л е т е , то ея новое положеніе составите съ прежнпмъ уголъ менее одной минуты ; поэтому можно принимать, что иоложеніе плоскости земной орбиты неизменно. Если возстановить перпендикуляръ к ъ этой плоскости и мысленно провести его к ъ небу, то мы получимъ на небе д в е точки, которыя можно считать неподвижными. Эти точки называются полюсами земной орбиты. Наблюденіе показываете, что небесный полюсь, т. е. конецъ оси міра, перемещается между звездами и описываете вокругъ этой неподвижной точки к р у г ъ в ъ теченіе 26 тысячъ л е т е . Звезды, находящіяся на этомъ к р у г е , называются полярными звѣздами. Со времени Гипгіарха (т. е. отъ 127 г. до P. X . )

небесный полюсъ не описалъ еще и 1 / 1 3 части своего к р у г а . Ооъясненіе Ньютона. Известно, что земной шаръ сжатъ по оси и растянуть по экватору. Проведѳмъ чрезъ экваторъ плоскость — она будетъ называться экваторіальнои. Солнце будетъ находиться на прододженіи этой плоскости только во время равноденствія — 9 марта и 9 сентября, т. е. только в ъ это время на экваторе Солнце будетъ в ъ зените. Во всякое-же друтое время Солнце не будетъ находиться в ъ плоскости экватора. В ъ сентябре и марте экваторіальное расширеніе Земли (соответствующее сжатію у полюсовъ) направлено к ъ Солнцу ; во всякое - же другое время Солнце находится выше или ниже этого расширенія, и солнечное притяжѳніе стремится какъ-бы приподнять пли опустить экваторіальную плоскость, чтобы поставить опять экваториальное расширеніе противъ Солнца. Эта плоскость действительно несколько изменяете свое направленіе, а вместе съ нею и ось Земли, которая всегда перпендикулярна экваторіальной плоскости. Отсюда происходите и перемещѳніе міровыхъ полюсовъ, которые находятся . на продолженін земной оси. Если - бы Земля имела видъ шара, какой придаюъ обыкновенно глобусамъ, Солнце всегда одинаково притягивало-бы ее и не стремилось-бы переместить ея экваторіальную плоскость. Если-бы Земля, будучи сжата по оси и расширена по экватору, какъ она есть, вращалась до орбите, плоскость которой сов-

падала-бы сь плоскостью экватора, то Солнце всегда одинаково дѣйствовало-бы на экваторіальнее расширеніѳ и не только не нзмѣнялобы направленія плоскости экватора, но отаралось-бы поддержать это направленіе неизмѣннымъ. В ъ томъ и другомъ случаѣ, небесные полюсы были-бы неподвижны. Не было - бы предваренія равноденствій. Открытге Брад лея. Англійскій астрономъ Брадлей открылъ в ъ 1748 году особое явленіе нутаціи. Вотъ в ъ чемъ оно заключается : К р у г ъ , который описываетъ небесный полюсъ, не правильный, — онъ изрѣзанъ точно фестонами. Небесный полюсъ проходитъ каждый такой фестонъ за 18 лѣтъ неравномѣрнымъ движеніемъ. Какая сила производитъ явленіе нѵтаціи? Замѣтимъ, что Луна должна вліять на уклоненія оси Земли, к,акъ и Солнце, хотя менЁе ощутительно. Дѣйствіе Солнца производитъ предвареніе равноденствія, a дѣйствіе Луны вводитъ в ъ предвареніе равноденствія ту періодическую неравность, которую мы назвали нутаціей.

ЧАСТЬ ВОСЬМАЯ. 8

Глава XXIV, С в ѣ т ъ. Теорія истечения. Глядя на окружающий міръ, невольно задаешься вопросомъ : что такое свѣтъ, благодаря которому мы видимъ окружающіѳ предметы, который наполняете вселенную жизнью и прелестью ? Ньютонъ допускалъ, что светяіціяся тѣла испускаютъ отъ себя по всѣмъ направлѳніямъ и по прямой линіи частички особаго вещества, одаренным большой скоростью ; столкновеніе этихъ частичекъ съ нашимъ органомъ зрѣяія производите, по его мнѣнію, ощущеніе свѣта. Это и составляетъ основное ноложѳніѳ гипотезы истечеигя. Эта тѳорія бѳзсильна для объясненія явлѳній, изученныхъ новейшей наукой. Она даже находится в ъ явномъ противоречіи съ некоторыми изъ нихъ и потому теперь совсемъ оставлена. Теоргя волнообразнаю движенгя. Существуе т е теперь другая теорія света, придуманная Гюигенсомъ, всѣми принятая и нзвёстная подъ названіемъ meopiu волнообразнаю движенгя эфира.

Но, чтобы дать о ней представленіе, мы предварительно напомнимъ некоторые факты изъ области звуковъ. Каждый звукъ производится дрожаніемъ какого-нибудь тела. Это можно доказать самыми обыкновенными фактами : вспомнимъ, что простое дрожаніе струнъ даетъ звуки самыхъ различныхъ тоновъ ; тоже можно сказать о дрожаніи стѣнокъ колокола, камертона и проч. Эти вибрацін передаются в ъ среду окружающаго воздуха, воды или твердыхъ тізлъ. OHÜ передаются также перепонке нашего у х а , оттуда оконечностямъ слуховыхъ нервовъ и это даѳтъ намъ понятіе о звуке. З в у к ъ не передается чрезъ пустоту. Физика это доказываете безспорными опытами. Итакъ, если-бы небесныя тѣла сталкивались, если-бы в ъ небесномъ пространстве происходили перевороты и колоссальныя разрушѳнія мы не услыхали-бы никакого шума, потому что наша атмосфера доходитъ только до 60 - ти километровъ, а выше этого небесное пространство лишено воздуха. Теперь доказано, что теплота производится движеніемъ частицъ нагретыхъ телъ, а свете—вибраціями частицъ светящагося тела, равно к а к ъ звукъ производится дрожаніѳмъ звучащихъ т е л ъ . Эта аналогія между такими различными явленіями, какъ с в е т е , теплота н звукъ, вносить в ъ новейшую физику ученіе о единствѣ физическшъ силъ — т. е., что различный физическія силы по существу своему сходны п представляютъ различныя проявеленія одной и той-же причины. Но не следуете думать,

что аналогія между звукомъ и свѣтомъ совершенно полная; мы укажемъ на два болынихъ различія. Во-первыхъ, колебанія звучащихъ тѣлъ сравнительно медленны и размахъ колебаній сравнительно великъ, тогда какъ колебанія частицъ светящихся тѣлъ очень быстры и ихъ размахи очень не велики. Во-вторыхъ, звукъ не передается чрезъ пространство, лишенное воздуха, теплота и свѣтъ проходятъ к ъ намъ отъ Солнца чрѳзъ небесныя пространства. Но если эти колебанія, производящія тепло и свѣтъ, передаются намъ чрезъ небесныя пространства, то нужно допустить что эти пространства наполнены какимъ - нибудь веществомъ, которое передаете такія колебанія. Допустнмъ, что всюду в ъ природѣ распространено безконечно тонкое и легкое вещество, которое н называютъ эфиромъ. Явлѳнія свѣта и теплоты находятъ для себя прекрасное объясненіе, какъ только мы начнемъ разсматривать и х ъ какъ колебательное, волнообразное движеніе этого лѳгкаго; к а к ъ говорятъ, невѣсомаіо вещества, наполняющаго пространство. Система волнообразныхъ движеній. Совершенно понятно, что этотъ эѳиръ, если онъ существуете, долженъ оказывать сопротивленіе движенію планетъ. Лапласъ задался вопросомъ, каково дѣйствіе эѳира на ходъ небеон ы х ъ т ѣ л ъ ? Онъ нашелъ, что эѳиръ долженъ уменьшать величину орбите планетъ солнечной системы и время ихъ обращенія, т. е. ускорять ихъ ходъ. Онъ призналъ также, что

это двойное дЁйствіе эѳира должно быть особенно чувствительно для движеній Луны. Поэтому поводу сдѣлаѳмъ два замѣчанія. Первое, что дѣйствіе эѳира могло быть отчасти причиною т ѣ х ъ неправильностей движений Л у ны, только одна половина которыхъ объяснена Лапласомъ. Второе, вопреки законами притяженія, вопреки вычпеленіямъ Лагранжа, Лапласа, Пауссона, эѳиръ, наполняющій пространство, препятствуя движѳнію планетъ, мало-по-малу, незамЁтно, уменьшаете орбиты ихъ и приближаете тЁла солнечной системы безпрестанно к ъ Солнцу. Эфиръ и кометы. Мы В И Д Ё Л И , что гипотеза волнообразныхъ движеній разсматриваетъ С В Ё Т Ъ , какъ колебательное, волнообразное движ е т е и допускаете, что пространство наполнено эфиромъ, который служите проводникомъ свѣтовыхъ колебаній, доходящихъ до насъ отъ небѳсныхъ С В Ё Т И Л Ъ . Мы В И Д Ё Л И , что. существованіѳ этого эфира должно ускорять движеніе планетъ, в ъ особѳнности Луны. Небесная механика представляете средство проверить эти вліянія эфира на ходъ небесныхъ Т Ё Л Ъ . К ъ сожалѣнію, теорія движеній Луны представляетъ столько трудностей, что пертурбаціи, прѳтерпЁваемыя этой ЗВЁЗДОЙ, еще не ВПОЛНЁ изучены. Прійдѳтъ день, конечно, когда нашъ спутники не сможетъ скрыть ничего отъ математическаго анализа. Если тогда вычислѳніе покажете, что вторая половина ускоренія Луны не можетъ быть объяснена принципомъ всемірнаго при-

тяженія, то будетъ естественно отнести эту пертурбацію к ъ существованію в ъ міровомъ пространстве среды протнводействующаго эфира, распространеннаго между планетными пространствами и чрезъ это самое существованіе эфира и система волнообразнаго движенія получитъ блестящее подтвержденіѳ. Но солнечная система намъ представляете тела, которыя еще лучше, нежели Луна, способны выяснить присутствіе в ъ между-планетныхъ пространствахъ противодействующей среды : это кометы. Эти звезды дагЬютъ массу очень легкую, такъ что эфиръ, считаемый почти невесомымъ, долженъ все-таки стеснять ихъ движенія. Следовательно, если гипотеза о существовании эфира и волнообразныхъ движеній в ъ міровомъ пространстве справедлива, то продолжительность обращенія комете доллсна, независимо отъ всякой другой пертурбаціонной причины, иметь стрѳмленіе уменьшиться. Что говоритъ намъ по этому поводу исторія комете? Комета Энке. В ъ 1818 г. Понсъ открылъ невидимую простымъ глазомъ комету. Профессоръ Энке, изъ Берлина, вычислилъ ея элементы и с ъ удивленіемъ заметилъ, что ея орбита представляете эллипсисъ довольно ограниченный и вследствіе этого, продолжительность ея обращенія равна, приблизительно, тремъ годамъ. Эта новая звезда очевидно была кометой и по незначительности своей массы, и потому, что ускользала отъ телескопа во время части своего пути. Но съ

другой стороны, ея незначительная орбита придавала ей сходство съ планетами и позволяла вычислить очень точно ея пертурбаціи. К а к ъ только элементы кометы Энке были узнаны, принялись просматривать списки звёздъ, чтобы узнать не была-ли она наблюдаема раньше. Ольбѳръ показалъ, что наблюдавшаяся в ъ 1795 году комета была именно комета Энке, также к а к ъ и комета, наблюдавшаяся в ъ 1786 году, элементы которой не были высчитаны потому, что ее наблюдали только два раза. В с к о р е нашли слѣды послѣднихъ десяти появленій кометы. Тогда профессоръ Энке, оспаривая в с ѣ эти прѳжнія наблюденія, былъ приведешь к ъ удивительному открытію, что длина орбиты в ъ продолженіи обращенія безпрѳстанно уменьшалась. Можно-ли было отнести эти важныя пертурбаціи ея хода к ъ дѣйотвію планетъ? Небесная механика могла рѣшить этотъ вопросъ. Математики принялись за работу и скоро выяснили, что причиною уменьшенія орбиты планеты была не сила притяженія со стороны сос-Ьднпхъ планетъ. Т а кимъ образомъ, были приведены к ъ допущенію существованія в ъ міровомъ пространств!} противодѣйствующей среды, могущей затруднять движеніе кометы, но слишкомъ слабой, чтобы произвести ощутительное дѣйствіе на движенія планетъ и ихъ спутннковъ. Новыя трудности. Дѣло шло о томъ, чтобы узнать, объяснитъ-лн эта гипотеза в с ѣ особеноети движѳнія комѳтъ. Для этого нужно было ждать новыхъ данныхъ. Комета наблю-

далась в ъ 1822 году, в ъ южномъ полушаріи Земли. Полученныя наблюденія не согласовались съ гипотезой о противодействующей однородной среде. Это противоречіе наблюденія и гипотезы не замедлило выразиться еще более ясно и при наблюденіяхъ в ъ 1828 — 1 8 2 9 г г . , когда движеніе кометы Энке сделалось настоящей загадкой. Тогда начали подозревать причину уклонений, замеченныхъ между наблюденіемъ и теоріей. Орбита Юпитера и орбита кометы Энке почти встречаются, такъ что в ъ некоторый періодъ времени эти две звезды находятся очень близко одна къ другой. Это обстоятельство и существовало действительно отъ 1828 до- 1829 года, такъ что впродолженіе этого періода планета Юпитеръ имела сильное пертурбаціонное действіе на комету Энке. Это действіе было высчитано обычными пріемами небесной механики. Оказалось, действительно, что одного вліянія Юпитера недостаточно для объясненія уклоненія в ъ двнженіи кометы Энке, и для и х ъ объясненія необходимо было допустить существованіе задерживающей среды.

ЧАСТЬ ДЕВЯТАЯ. ®

Глава XXXVI. Происхождение міровъ. Туманныя звѣздьг. ИзвЁстно, что туман.ныя представляются нашими глазами в ъ виДЁ бЁлыхъ пятѳнъ, нѳбольшихъ и разнообразныхъ по формЁ. Первое туманное пятно было найдено в ъ ПОЯСЁ СОЗВЁЗДІЯ Андромеды. Оно было открыто в ъ 1612 году Оимономъ Маріусомъ. Этотъ астрономъ сравниваетъ его С В Ё Т Ъ со СВЁЧѲЙ, видимой чрезъ роговую пластинку. В ъ 1656 г. Гюдгенсъ замѣтилъ большую туманную звЁзду в ъ созвЁздіи Оріона, онъ опредЁлилъ ея МЁСТО И описали ея прнмЁты довольно поэтично. „Мы охотно дзгмаемъ, говорить онъ, что видимъ в ъ небЁ отвѳрстіе, которое даетъ понятіе о странЁ болѣѳ блестящей". Туманность Оріона зѳленоватаго цвѣта, занимаете огромное пространство неба и, судя по рисунками, сдЁланнымъ с ъ нея в ъ различное время, неоднократно мЁняла свою форму. В ъ X V I I I вЁкЁ Лакайль открыли большое число туманныхъ З В Ё З Д Ъ во время своего ііутешествія к ъ Мыесу Доброй Надежды. ОдЗВЁЗДЫ

нако, в ъ 1784 году пхъ было известно только 103. Знаменитый Вилліамъ Гершель напечаталъ в ъ 1786 году в ъ Философскнхъ Запискахъ списокъ тысячи туманныхъ звѣздъ. Спустя три года, к ъ большому удивленію ученыхъ, онъ напечаталъ такой-же пространный каталогъ, какъ и первый. Наконецъ, в ъ 1802 году онъ указалъ еще 500 туманныхъ звѣздъ. Два разряда туманныхъ звѣздъ. Казалось, что эти туманный звѣзды были обширныя скопленія звѣздъ, разсыпанныя по небу. В ъ самомъ дѣлѣ, по мѣрѣ того, к а к ъ Гершель улотреблялъ для наблюденія болѣе сильные телескопы, онъ приходилъ к ъ заключенію, что большинство туманныхъ пятенъ были только группы звГздъ ; если-же нѣкоторыя изъ нихъ сохраняютъ свой облачный видъ, такъ это потому, что наши инструменты еще несовершенны. Но Гершель ошибался. Уже Лакайль объявилъ противное мнѣніе и скоро Гершель узналъ свою ошибку. Новыя открытая оправдали догадки Лакайля. В ъ самомъ дѣлѣ, рассматривая в ъ спектроскопе различныя туманныя звезды, находятъ, что одне изъ нихъ даютъ непрерывный спекторъ, тогда к а к ъ другія даютъ спектръ прерванный, составленный толысо изъ некоторыхъ блестящихъ полооокъ, которыя обозначаютъ газообразньтя тела. Итакъ, есть два рода туманныхъ звездъ. Одне состоять изъ скопленія звездъ : таковъ Млечный путь, к ъ которому относится и наше Солнце со своими планетами ; но остальныя ІѴ-6

туманности — настоящія облака, скошгеніѳ паровъ. Это небесныя тѣла, которыя предоставляютъ астрономамъ для изученія совсѣмъ особаго рода свойства. Оаѣ одни заслуживаютъ названія туманныхъ звѣздъ. Образованіе міровъ. Туманный звѣзды имѣютъ различный видъ. Онѣ представляютъ, по выраженію Араго, в с ѣ виды облаковъ, терзаемыхъ вѣтромъ (рис. 3), нѣкоторыя изъ нихъ



• - Vi.Д./ V • .- •• .:• ..'«-ІХЛЧ,-' : ' "

•••.. . i

У'



'.?.-.. '."•-• • VS.1' % V. ; : с" ц. ' - .J&y. л- % . i•.tV і l. ÇM 'л'ДЩ: M 'i' i à i V ' -": • Ж Л ••'. > — • y • ./''. 'M/ " • .;• ДІ ; .

У'--:, д с у ^ д f 'А

. ..

.'

.

1

-, ' � . .

-Л . :

'

.

-

\

Рис. 3.

представляютъ блестящія ядра. Не составляютъ-ли эти ядра центры лритяженія, вокругъ которыхъ мало-по-малу сгущались газообразныя частицы ? Не присутотвуемъ-ли мы при образованіи новыхъ міровъ? Эта идея долго преследовала умъ астрономовъ. Гершелю удалось рѣпшть этотъ вопросъ. Этотъ знаменитый ученый наблюдалъ

туманное пятно в ъ оозвѣздіи Оріона отъ 1783 до 1811 г. Онъ узналъ, что оно переменяете свой видъ. В ъ 1811 году Гѳршѳль, не колеблясь, писалъ в ъ Философскихъ Запискахъ : „Я доказалъ измененія туманныхъ з в е з д ъ " . Гершѳль действительно доказалъ п х ъ . Космогеническая гипотеза Лапласа. Туманный звезды, сгущаясь, образовываютъ яовжя системы, подобный солнечной. Поэтому натурально можно допустить, что солнечная система, часть которой мы соетавляѳмъ, была вначале огромнымъ собраніемъ паровъ. Два закона механики. Когда мы едемъ в ъ экипаже по дороге, измоченной дождемъ, то замЬчаѳмъ, что при ѵскореніи движенія, колеса бросаютъ комки грязи по направленно своего движенія. Этимъ обыкновенными фактомъ доказываюсь истину общаго закона механики, который можно выразить следующими образомъ : когда тело вращается вокругъ своей оси съ достаточной скоростію и его частицы связаны с ъ ними не особенно крепко, то оне отцепляются и отбрасываются далеко по напр а в л е н ^ движенія. Таково первое правило. В о т ъ второе : Когда тѣло движется в ъ пространстве, следуя по своему пути, оно вращаетс я п вокругъ себя. Таковы движенія бомбы, которая вылетаете изъ пушки, движенія брошеннаго камня и проч. Изложеніегипотезы Лапласа. Представимъ себ е теперь в ъ пространстве огромную туманную

звЁзду, которая кружится вокругъ самой себя. Эта масса парсвъ теряетъ теплоту во ВСЁ направления холоднаго иространства и остывае т е . Физика насъ учитъ, что это охлажденіе приводить к ъ сгущенію. Масса сжимается и уменьшается в ъ объѳмЁ. Но тогда по закону механики, вращеніе нашей туманной З В Ё З Д Ы становится все скорЁе и скорЁе. И, к а к ъ колесо экипажа, вращаясь скорЁе и скорЁе, начинаете бросать брызги, наша туманная З В Ё З да бросаете в ъ пространство части своего вещества. Что станетстя с ъ туманной ЗВЁЗДОЙ и оторванными отъ нея частями? Она будетъ солнцемъ, а оторванные осколки будутъ планетами. Постоянно притягиваемые центральными ядромъ, Солнцемъ, по законами Ньютона, эти осколки не могутъ ни удалиться отъ него по причинЁ его притяженія, ни упасть на него, в ъ силу толчка, который они получили. Они должны, по закону механики, описать эллипсисъ, в ъ которомъ ядро занимаете МЁСТО фокуса. КромЁ этого, каждая изъ нихъ должна описывать свой эллипсисъ всегда в ъ одномъ направленіи, никогда не останавливаясь. Получимъ систему Т Ё Л Ъ , сходную с ъ системой нашвхъ планетъ, описывающнхъ свои эллиптическія орбиты вокругъ солнца. Но эти тЁла представляютъ собою скопленіе паровъ, настоящія туманный З В Ё З Д Ы . К а к ъ бомба, вылетающая изъ пушки, эти туманный З В Ё З Д Ы , пробЁгая свой путь, вращаются и около самихъ себя. К а к ъ и главная З В Ё З -

да, которая и х ъ породила, эти второстепенный звѣзды охлаждаются в ъ свою очередь, сокращаются в ъ объемё и, следовательно, начинаютъ вращаться скорАе ; тогда и онѣ будутъ бросать в ъ пространство осколки своей массы. Эти осколки станутъ и х ь спутниками, которые будутъ олѣдовать за планетой в ъ ея ходѣ и будутъ описывать эллігасисъ вокругъ нея, к а к ъ она в о к р у г ъ своего Солнца. Такимъ образомъ, Земля вьгдѣлнла изъ себя Луну, которая и вращается вокругъ нея. В ъ такомъ простомъ видй Лапласъ представилъ образованіе солнечной системы.

Глава XXXVII. Проверка гипотезы Лапласа. Масса и объемъ Солнца. Чтобы оцѣннть научное значѳніѳ гипотезы Лапласа, необходимо проверить слѣдствія, которыя изъ нея вытѳкаютъ. Но его гппотѳзѣ планеты—только осколки Солнца. К а к ъ ни странно кажется это заключение с ъ перваго раза, оно очень естественно, когда вспомаимъ, что Солнце гораздо больше планетъ по объему и массй. Вспомаимъ нѣкоторыя числа. Масса самаго Солнца в ъ 600 разъ больше массы в с ѣ х ъ планетъ, взятыхъ вмѣсгѣ. Объемъ этой звезды в ъ 1300 тысячъ разъ больше объема Земли Одннъ учитель изъ г. Анжѳра, желая дать свонмъ ученикамъ наглядное представленіе объ

отношеніи, которое существуете между величиною Солнца и величиною Земли, И М Ё Л Ъ терпЁніе сосчитать число зеренъ, содержащихся в ъ 1 литрЁ. Такими образомъ онъ убЁдился, что 1300 тысячъ хлѣбныхъ зеренъ составляй т е объемъ в ъ 14 декалитровъ. Онъ велЁлъ положить в ъ залЁ кучу в ъ 14 декалитровъ хлЁбныхъ зеренъ и, положпвъ одно зерно на свой столъ, сказали своими слушателями : „Вотъ— Солнце, а вотъ—Земля". Свойство щмвыхъ линій, описываемыхь планетами. Разсматривая задачу о двухъ тѣлахъ, мы пришли к ъ выводу, что ВСЁ свЁтила, которыя вращаются вокругъ Солнца, должны описывать одну изъ трехъ кривыхъ линій втораго разряда. Но солнечная система представляете намъ ту замЁчательную особенность, что только кометы описЫваютъ одну изъ трехъ круговыхъ линііі втораго разряда не вполнЁопредЁленно, тогда к а к ъ планеты ВСЁ ОПИсываютъ эллипсисы, a бодьшія изъ нихъ имЁютъ почти кругообразныя орбиты. Лапласъ объясняете эту особенность посредствомъ своей гипотезы. Онъ предполагаете, что вещество, отдЁлившееся отъ первичной туманной звЁздът, образовало вначалЁ кольца—и эти кольца, разорвавшись, образовали планеты. Объясненіе Лапласа совершенно согласуется съ законами механики и подтверждаетс я фактами. Такими образомъ нЁкоторыя кольца, оторвавшіяся отъ планеты Сатурнъ, благодаря НЁ-

которыми, совершенно особенными условіямъ равновізсія, сохранили свою первоначальную форму. Производя опытъ, Плато часто удается оторвать отъ шарика масла вращающееся кольцо (см. рис. 4), которое почти тотчасъже разсынается и обращается в ъ вихрь маленькихъ гаариковъ.

Рис. 4.

Ш

Направленіе дваженгй солнечной системы. Т а к ъ к&къ Солвце врахцается вокругъ самого себя в ъ прямомъ направленіи, планеты, которыя изъ него образовались, должны вращаться въ томъ-же направлении. Сверхъ того, плоскости планетныхъ орбитъ должны приблизительно находиться въ плоскости солвечнаго экватора. Т а к ъ какъ Юиитеръ вращается вок р у г ъ своей оси в ъ прямомъ направленіи, то и спутники этой планеты должны идти в ъ томъ-же прямомъ направлении. Сверхъ этого, плоскости орбитъ этихъ спутниковъ должны быть только немного наклонены к ъ плоскости экватора Юпитера.

Эти факты, предусмотренные теоріей, подтверждены наблюденіемъ. Однако, есть исключенія. Некоторыя кометы имеютъ обратное движ е т е , которое трудно примиряется съ гипотезой Лапласа. Эту аномалію объясняли темъ, что кометы вошли в ъ нашу систему извнё после ея образовавія. Эти блуждающія звезды, вероятно, отстали отъ притяжѳнія какихъ-нибудь другихъ звездъ, чтобы увеличить собою свиту Солнца. Свойство кривыхъ линій, описываемыхъ кометами, повидимому, оправдываешь это объяснѳніе. В ъ последнее время открыли нѣкоторое число очень неболыпихъ планетъ, или астероидовъ, которые имеютъ также обратное движ е т е . Это открытіе особенно обратило на себя вниманіе потому, что оно, казалось, противоречило гипотезе Лапласа. Вотъ что' писали Джонъ Гершель : „Какъ совместить обратное движѳніе этихъ астѳроидовъ вокругъ Солнца съ гипотезой о туманной звездѣ ? Мы предоставляемъ это объяененіе защитниками этой гипотезы"... По мнѣнію Леверріе, эти новые астероиды вошли в ъ солнечную систему позлее, какъ и в с е . кометы съ обратными движеніемъ. Но планета У р а н ъ представляешь намъ более серьезным несогласія съ теоріей Лапласа : спутники ея имеютъ обратное движеніе. Однако, нельзя допустить, что эти спутники были введены извне в ъ солнечную систему. Попробуемъ дать правдопо-

добное объясненіе этому факту. Если планета У р а н ъ вращается около себя самой въ обратномъ направленіи, то совершенно естественно, что и ея спутники идутъ также в ъ обратномъ направленін. Остается доказать, что планеты, получившіяся, по теоріи Лапласа, изъ колецъ первичной туманной звѣзды, могутъ вращаться около себя самихъ, однѣ въ прямомъ направленіи, другія—въ обратномъ. Разсмотримъ кольцо, вращающееся вок р у г ъ Солнца в ъ прямомъ направлѳніи. Если вещество этого кольца, не будучи твердымъ, имѣетъ некоторую плотность, то оно вращаетс я к а к ъ одно цФлое и, следовательно, наружнъгя части кольца описываютъ в ъ тоже время болъгиій путь, нежели внутрепнія части. При этихъ условіяхъ, если это кольцо образуѳтъ планету, ясно, что эта планета будетъ вращаться около себя самой в ъ прямомъ направленіи. Напротивъ, представимъ себе другое кольцо, вращающееся вокругъ Солнца тоже в ъ прямомъ направленіи, к а к ь и предыдущее, но состоящее еще изъ очень жидкой матѳріи. Наружная часть п внутренняя часть конца не будутъ вращаться одинаково. Внутренняя часть будетъ имѣть большую скорость. В ъ томъ случаѣ, если кольцо разорвется, то образуетс я планета, вращающаяся около своей оси в ъ обратномъ направленіи и можетъ образовать возле себя спутниковъ съ обратнымъ движеніемъ. Посмотримъ, подтверждается-ли это фактами. Солнечная туманная звез сначала огромеыхъ размЬровъ ; потомъ она

мало-по-малу сжалась, В Ы Д Ё Л Я Я послЁдовательно кольца—одно менЁе другаго, изъ которнхъ образовались планеты. Изъ этого слЁдуетъ, что чѣмъ болЁе планета отдалена отъ Солнца, Т Ё М Ъ она старЁе, такъ какъ раньше образовалась. Съ другой стороны, чЁмъ она старѣе, Т Ё М Ъ вещество, изъ котораго она образовалась, было ;ВЪ моментъ ея образованія бодЁѳ жидкимъ, тонкими,,—а изъ этого слЁдуетъ, что обратнъгя движенія должны быть у спутниковъ планетъ, отдалевныхъ отъ Солнца, и они должны быть прямыми для спутниковъ планетъ, болЁе приближенныхъ к ъ этой звЁзДЁ. Изысканіе доказываете, что обратные спутники есть у Урана, Нептуна, т. е. у планетъ самътхъ отдаленныхъ отъ Солнца. Форма планетъ. Е с л и гипотеза Лапласа вЁрна, то планеты были прежде жидкими. СЛЁдовательно, О Н Ё должны В М Ё Т Ь форму сплющеннаго шара, близкую к ъ эллипсоиду, к а к ъ и есть в ъ дЁйствительности. Мы изложили доказательства и возраженія геометровъ, которыя представлялись за и противъ гипотезы Лапласа. Спросимъ теперь геологовъ, химиковъ и физиковъ. Геологи. Большинство геологовъ думаете, что Земля была прежде раскаленной жидкой массой, и что даже теперь еще остались МЁетами очаги этого первичнаго жидко-расплавленнаго вещества. СлЁдовательно, связь и согласіе, которыя существуютъ между теоріей геологовъ и гипотезой Лапласа, такъ ясны, что безполезно на нее указыв&ть.

Химики. Спектральный анализъ доставилъ новое доказательство гипотезе Лапласа. Если Земля только осколокъ, оторванный отъ Солнца, эти два вебесныхъ тѣла должны ИМІІТЬ одинаковый химическіп составъ. Посредотвомъ спектроскопа определили хпмическій составъ Солнца. В ъ этой з в е з д е нашли железо, свивецъ, известь, однимъ словомъ, большинство веществъ, входящихъ в ъ составъ вашего земнаго шара. Такимъ образомъ, новый способъ анализа, открывая пространное поле изыскаыіямъ химіи, имѣлъ возможность дать гипотезе Лапласа великолепное подтвержденіе. Физики. Вспомнвмъ, наконецъ, объ опыт а х ъ П л а т о : масляный шарикъ, вращающійся в ъ смеси воды съ алкоголемъ, кольца, отделяющаяся отъ шарика, капельки, образуюіціяся изъ колецъ. Масляная масса в ъ центре представляете вамъ Солнце, капельки, которыя вращаются в о к р у г ъ , изображаютъ планеты. Что - же касается иервоначальваго шарика, который порождаете эту маленькую солнечную систему, то онъ ничто иное, какъ туманная звезда Лапласа.

Глава Ш Ѵ Ш .

Заключеніе. Мы представили самые важные результаты, полученные математиками. В ъ этихъ ве-

ликихъ открытіяхъ удивительна та скорость, в ъ которой онѣ совершались. Раньше Ньютона небо, казалось, ревниво оберегало свои тайны. Но какъ только этотъ великій умъ возвѣстилъ свою плодотворную гипотезу, нау к а иямѣншіа свою фпзіономію. Планеты, кометы, спутники—все свѣтила солнечной системы—должны были описывать кривыя линіи втораго разряда. Оне движутся и ихъ движеніе даетъ намъ знать о ихъ массе ; оне вращаются и ихъ вращеніе даетъ величину и х ъ сжатія. И х ъ отклоненія отъ правильнаго пути подчинены правильными законами. Появляется Дапласъ и доказываете, что планеты испытываютъ только періодическія отклоненія, и не внѵшаютъ безпокойства за будущность солнечной системы ; полюсы навсегда неподвижны на поверхности нашего шара ; сутки имеютъ одинаковую продолжительность, моря должны оставаться вЬчно въ свонхъ берегахъ. Наконецъ, учеными открыты невидимые міры : Лапласъ выяснили особенности Сатурна и Леверріе открыли существованіе Нептуна. Итакъ, хотя небесная механика появилась на с в е т и еще очень недавно, но уже открыла намъ большую часть тайнъ солнечной системы. Скоро, конечно, вследъ за астрономіей, она завладеете міромъ звездъ. Она в з в е сите различный Солнца и установите ихъ ходъ. Но нельзя предсказать будущаго науки. Моя задача окончена. Я разсмотрелъ основы и выводы небесной механики. Я хотели поставить читателя лицомъ к ъ лицу съ научной правдой.

Необъятность вселенной, гармонія міровъ, ничтожество человека, затеряннаго в ъ пространств!), сила его разума, который с ъ у МЁЛЪ перешагнуть непроходимыя пропасти, в с ѣ эти великія картины, которыя намъ открыв а е т е наука, производясь на меня глубокое впечатлЁніе. Счастйивъ тОтъ, кто стоя на лучезарн ы х ъ высотахъ, гдЁ премудрость выстроила свой храмъ, можетъ оттуда С Л Ё Д И Т Ь за движеніѳмъ міровъ, за жизнью вселенной ; его умъ и сердце должны быть чужды суетныхъ стремленій, мелкой злобы и зависти. Дивная гармонія міра вселяетъ стремленіе перенести т у же гарыонію и в ъ нашу обыденную жизнь.

ОГІАВЛЖІЕ. Предисловіе



СТР.

3

Ч а с т ь первая : В с е л е н н а я . Солнечная с и с т е м а и з а к о н ы , управляющіе ею. Г Л А В А I . Вселенная 5 ГЛАВА П . Солнечная система 1 3 ГЛАВА Ш . Кеплеръ 22 Г Л А В А I V . Законы Ныотона 3 0 Г Л А В А V . Галилей 3 3 Г Л А В А V I . Гипотеза всеіірнаго тяготѣнія 40 Г Л А В А VII. Задача о двухъ тѣлахъ 44 Ч а с т ь вторая : В ѣ с ъ міровъ. Кометы и ихъ періодичеекія возвращенія. Г Л А В А VIII. Ныотонъ взвѣшиваетъ міры 50 ГЛАВА I X . Задача о трехъ тѣлахъ 5 8 Г Л А В А X. Комета Галлея 62 Ч а с т ь третья : Двиіиеніе планетъ и ихъ спутниновъ. Глава X I . Новый путь 66 Г Л А В А XII. Угрожающая катастрофа 67 ГЛАВА Х Ш . Прочность солнечной системы 71 ГЛАВА X I V . Колоссальное нредпріятіе 7 3 Г Л А В А X V . Уранъ 78 Г Л А В А XVI. Церера 83 Г Л А В А XVII. Паллада 8 7 ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА

Ч а с т ь ч е т в е р т а я : Отнрытіе Нептуна. Трудная задача XIX. Разборъ задачи Левѳррье XX. Рѣшеніе Леверрье X X I . Элементы Нептуна

XVIII.

9 3 9 7 1 0 2 1 0 4

ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА

Ч а с т ь п я т а я : Форма п л а н е т ъ , XXII. Форма небѳсныхъ тѣлъ XXIII. Клеро и его послѣдователи XX1Y. Форма Земли XXV. Сжатіе Марса XXVI. Кольца Сатурна XXVII. Перо Н телескопъ XXVIII. Опыты Плато

OTP.

1 0 8

112 115 1 1 8

1 2 0 1 2 8 127

ГЛАВА

Ч а с т ь ш е с т а я : Вращеніе З е м л и . XXIX. Полюсы Земли 1 3 0 XXX. Продолжительность звѣзднаго дня 133 XXXI. Замѣчаніе Деланеи 1 3 5 XXXII. Скорость оыаждепія Земли и Солнца. . . . 1 3 8 Х Х Х Ш . Странное явленіе 142

ГЛАВА

Часть седьмая. XXXIV. Предвареніе равнодепствія . . •

ГЛАВА

X X X V . Свѣтъ

ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА ГЛАВА

145

Часть восьмая. Часть девятая. XXXVI. Происхожденіе ніровъ Глава XXXVII. Провѣрка гипотезы Лапласа Глава XXXVIII. Заключеніе

ГЛАВА

153 1 6 0

165 171

ОПЕЧАТКА.

Напечатано:

Стр. 13, строка 3 сверху — 1 3 , 0 0 0

Должно

читать

1,300 тыс.

ИЗДАНІЯ Г. M. ПВКАТОРОСЪ.

ОБЩЕДОСТУПНАЯ БИБЛІОТЕКА.

Цѣна каждой книги (до 2 0 0 стран.) 2 5 коп. (безъ пересылки)

ф



Намъ кажется излищнимъ распространяться о важности научныхъ познаній для каждаго. Наука, кромѣ непосредственной пользы, которую намъ приносить, уводитъ насъ в ъ міръ самыхъ чистыхъ интересовъ, расширяетъ нашъ умственный горизонтъ и, давая возможность постигать окружаюіцій насъ міръ, наполняетъ нашу жизнь особой пре іестью. Это старыя истины. Мы поставили е е б ѣ цѣлью д а т ь читателю с ъ средними образованіемъ возможность с о с т а в и т ь з а небольшія деньги библіотену по в с ѣ м ъ о т р а с л я м и знанія. Общедоступная библіотека р а с п а д а е т с я на н ѣ с к о л ы ю серій. С Е Р І Я I обнимаетъ явленія Природы и состоитъ изъ отдѣльныхъ книгъ (до 200 стр. малаго формата). Каждая книга посвящена какому-нибудь отдѣльному ряду явлѳній. какъ можно видѣть изъ вышедшихъ книгъ:

Поступили въ продажу :

№ 1. Физическая г е о г р а ф і я — п о соч.Гейке и Иностранцеву (съ рис.) № 2. Міръ ш и в о т н ы х ъ — п о Борегару (съ рис.) (№3. Явленія в ъ а т м о с ф е р ѣ ( М е т е о р о л о г і я ) — п о К. Фламмаріону, Воейкову, Лачинову и др. (съ рис.) №4. Законы Вселенной ( А с т р о н о м і я ) — п о соч. Амига (съ рис).

Готовятся къ печати :

Міръ р а е т е н і й - п о Жерардеиу, Бекетову, Томе (съ рис.) Х и м і я — п о Менделѣеву (съ рис.) Человѣкоподобныя обезьяны, Геологія, Суша и Море, Прошлое нашей земли. Физика, Климаты земного ш а р а , Н а с ѣ н о м ы я и проч. Ч

Кромѣ первой серги намѣчены и готовятся къ печати: С Е Р І Я II. Ч е л о в ѣ к ъ . Анатомія и физіологія человѣка. Первобытный яеловѣкъ. Человѣяескія расы. С Е Р І Я III. Исторія религій. Магометанство Конфуціанство. Религіп Ивдіи и буддизмъ. Зороастра. н пр. С Е Р І Я IV. Исторія и теорія литературы. СЕРІЯ

V. Исторія.

С Е Р І Я VI. И с к у с с т в о и его исторія. Цѣна каждой отдѣльной книги 2 5 к., безъ ne ресылки. С ъ требованіями о б р а щ а т ь с я О д е с с а , Малый пер., д . 8 .

к ъ M. Ш а п с о в и ч у ,

=а@с=

И. А. К Р Ы Л О В Ъ . Полное собраніе

б а с е н ъ и избранны» м ѣ с т а его сочиненій

съ

и біографіей. Біографія В . Н. Петровскимъ,

портретомъ

изъ прочихъ составлена

подъ редакціею проф. А. И. Кирпичнинова.

Цѣна 4 0 к., с ъ перѳс. 5 0 к.