Чтение онлайн

Наблюдая кометы в сильные телескопы в условиях, когда мы должны были бы видеть лишь часть их освещённой полусферы, мы не обнаруживаем у них фаз. Только одна комета 1682 г., как показалось Гевелию и Лаиру, имела фазу. В дальнейшем мы увидим, что массы комет чрезвычайно малы. Диаметры их дисков должны быть очень малыми, и то, что мы называем ядром кометы, состоит, по-видимому, в большей части из более плотных слоёв туманности, которая их окружает. Так, Гершель в очень сильный телескоп сумел разглядеть в ядре кометы 1811 г. яркую точку, которую он с достаточным основанием счёл самим диском кометы. Эти слои всё же очень разрежены, поскольку иногда через них видны звёзды.

Хвосты, которые кометы тянут за собой, по-видимому, состоят из самых летучих молекул, поднятых с их поверхности теплом Солнца и удалённых от неё бесконечно далеко давлением солнечных лучей.22 Это следует из направления этих шлейфов, образованных парами, всегда отнесённых от головы кометы в сторону, противоположную Солнцу, увеличивающихся по мере приближения кометы к этому светилу и достигающих максимума лишь после прохождения перигелия. Так как исключительная малость молекул увеличивает отношение их поверхностей к массам, давление солнечных лучей может сделаться ощутимым и заставить почти каждую молекулу описывать гиперболическую орбиту, в фокусе второй ветви которой находится Солнце. Шлейф из молекул, движущихся по этим кривым от головы кометы, образует светящийся хвост, противолежащий Солнцу и несколько наклонённый в ту сторону, которую комета покидает, двигаясь по своей орбите. Это именно то, что нам показывают наблюдения. Быстрота, с которой увеличиваются эти хвосты, позволяет судить о скорости выделения молекул. Можно понять, что разница в их летучести, величине и плотности должна производить значительные изменения в описываемых ими кривых, а это вносит большое разнообразие в форму, длину и ширину кометных хвостов. Сочетая эти эффекты с теми, которые могут происходить от вращательного движения этих светил, и с иллюзиями годичного параллакса, можно понять причины своеобразных явлений, представляемых туманностями и хвостами комет.

Хотя размеры кометных хвостов достигают многих миллионов мириаметров, 8 они не ослабляют заметно свет наблюдаемых сквозь них звёзд. Следовательно, они чрезвычайно разрежены, и их массы, вероятно, меньше, чем массы самых маленьких гор на Земле; поэтому при встрече с Землёй они не могут произвести никакого заметного действия. Очень вероятно, что они уже много раз обволакивали её, не будучи замеченными. Состояние атмосферы в сильной степени влияет на видимую длину и ширину кометных хвостов. Между тропиками они кажутся гораздо большими, чем в наших странах. Пенгре говорил, что он наблюдал в хвосте кометы 1769 г. звезду, которая очень скоро из него удалилась. Но это кажущееся явление было лишь иллюзией, произведённой лёгкими облаками в нашей атмосфере, достаточно плотными, чтобы задержать слабый свет этого хвоста, но всё же настолько прозрачными, чтобы позволить увидеть гораздо более яркий свет звезды. Невозможно приписать молекулам пара, из которых состоят эти хвосты, такие быстрые колебания, размеры которых превышали бы миллион мириаметров.

Так как количество испаряемых веществ кометы уменьшается с каждым её возвращением к перигелию, после нескольких возвращений они должны полностью рассеяться в пространстве, и тогда комета будет представлять собою только постоянное ядро. Это должно быстрее происходить с кометами, период обращения которых короче. Можно предположить, что комета 1682 г., обращение которой равно лишь 76 годам, до сих пор единственная, у которой подозревалось существование фаз, приближается к этому стабильному состоянию. Если ядро слишком мало, чтобы быть обнаруженным, или, если испаряемого вещества, оставшегося на его поверхности, недостаточно, чтобы сформировать при испарении заметную голову кометы, светило сделается навсегда невидимым. Может быть, в этом причина того, что возвращения комет так редки. Может быть, по этой же причине исчезла для нас комета 1770 г., описавшая во время своего появления эллипс, в котором период обращения равен всего пяти с половиной годам; если эта комета продолжала его описывать, с тех пор она, по крайней мере, семь раз возвращалась к своему перигелию. Наконец, может быть, по этой же причине некоторые кометы, путь которых можно было проследить на небе по элементам их орбит, исчезли раньше, чем этого можно было ожидать.

Глава VI О ЗАКОНАХ ДВИЖЕНИЯ СПУТНИКОВ ВОКРУГ ИХ ПЛАНЕТ

В IV главе первой книги мы изложили законы движения спутника Земли. Нам остаётся теперь рассмотреть законы движения спутников Юпитера, Сатурна и Урана.

Если взять за единицу экваториальный полудиаметр Юпитера, предполагаемый равным 56.сс702 [18"37] на среднем расстоянии этой планеты от Солнца, средние расстояния спутников от центра Юпитера и время их звёздного обращения будут:

Среднее расстояние

[в долях экваториального

радиуса планеты]

Время обращения

I спутник

6.04853

1.

d

769137788148

II спутник

9.62347

3.551181017849

III спутник

15.35024

7.154552783970

IV спутник

26.99835

16.688769707084

Продолжительность синодического обращения спутников или промежутков между средними соединениями с Юпитером легко вывести из продолжительности сидерического обращения спутников и Юпитера.23 Сравнивая их средние расстояния с периодами обращения, мы вновь видим великолепное соотношение, которое, как мы уже знаем, существует между периодами обращения планет и их средними расстояниями от Солнца, а именно, что квадраты времён сидерического обращения спутников относятся между собой как кубы их средних расстояний от центра Юпитера.

Частые затмения спутников дали астрономам способ проследить их движение с такой точностью, которую нельзя достигнуть из наблюдений их углового расстояния от Юпитера. Они позволили узнать следующее.

Эллиптичность орбиты первого спутника неощутима. Её плоскость почти совпадает с плоскостью экватора Юпитера, наклон которого к орбите этой планеты равен 4.g4352 [3.°9917].

Эллиптичность орбиты второго спутника также незаметна. Её наклон к плоскости орбиты Юпитера непостоянен, так же как и положение её узлов. Все эти изменения можно приблизительно представить, если предположить, что плоскость орбиты спутника наклонена к плоскости экватора Юпитера на 5152сс [1669"], и придать её узлам в этой плоскости попятное движение с периодом в 30 юлианских лет.

Небольшая эллиптичность наблюдается у орбиты третьего спутника. Ближайший к Юпитеру конец её большой оси, называемый перийовием, имеет прямое, но неравномерное движение. Эксцентриситет орбиты также подвержен очень заметным изменениям. К концу прошлого века уравнение центра было максимально и достигло почти 2458сс [796"]. Затем оно стало уменьшаться и вблизи 1777 г. было минимальным, около 949сс [307"]. Наклон орбиты этого спутника к орбите Юпитера и положение её узлов непостоянны: почти все их изменения можно представить, предположив орбиту спутника наклонной к плоскости экватора Юпитера примерно на 2284сс [740"] и её узлы движущимися в обратном направлении в плоскости экватора с периодом в 142 года. Однако астрономы, определявшие по затмениям этого спутника наклон экватора Юпитера к плоскости его орбиты, постоянно находили его на девять или десять минут меньшим, чем по затмениям первого и второго спутников.

Орбита четвёртого спутника имеет очень заметную эллиптичность. Её перийовий имеет прямое годовое движение около 7959сс [2579"]. Эта орбита наклонена к орбите Юпитера приблизительно на 2.7g [2.°4]. Из-за этого наклона четвёртый спутник часто проходит позади планеты относительно Солнца, не затмеваясь. Со времени открытия спутников и до 1760 г. этот наклон казался постоянным, и годичное движение узлов по орбите Юпитера было прямое, равное 788сс [255"]. Но с 1760 г. наклон увеличился, а годичное движение уменьшилось на заметную величину. Мы ещё вернёмся ко всем этим изменениям после того, как установим их причину.

Независимо от этих изменений спутники подвержены неравенствам, возмущающим их эллиптическое движение и делающим их теорию весьма сложной. Они особенно заметны у трёх первых спутников, движения которых находятся в особенно примечательных соотношениях.

Сравнивая периоды их обращений, мы видим, что период обращения первого спутника равен приблизительно половине периода второго, который в свою очередь близок к половине периода третьего. Таким образом, средние угловые движения этих трёх спутников следуют приблизительно половинной прогрессии. Если бы они точно следовали ей, то среднее движение первого спутника в сумме с удвоенным движением третьего было бы строго равно утроенному движению второго спутника. Но это равенство точнее, чем сама прогрессия, так что его можно рассматривать как точное, отнеся очень малые отклонения от него за счёт ошибок наблюдений. Можно утверждать, что оно сохранится, по крайней мере, в течение длительного ряда веков.