Чтение онлайн

Чтобы уменьшить видимое движение Солнца, достаточно удалить его от Земли. Но если бы изменение движения Солнца имело одну эту причину и если бы истинная скорость была постоянна, его видимая скорость уменьшилась бы в том же отношении, что и видимый диаметр. Она же уменьшается в отношении, вдвое большем. Значит, при удалении Солнца от Земли в его истинном движений происходит действительное замедление. Совместным действием этого замедления и увеличения расстояния угловое движение Солнца уменьшается пропорционально увеличению квадрата расстояния, так что произведение его на этот квадрат весьма близко к постоянной величине. Все измерения видимого диаметра Солнца и сравнение их с наблюдениями его суточного движения подтверждают этот вывод.

Вообразим прямую, проходящую через центры Солнца и Земли, и назовём её радиусом-вектором Солнца. Легко видеть, что маленький сектор или площадь, описанная радиусом-вектором вокруг Земли в течение суток, пропорциональны произведению квадрата этого вектора на видимое суточное движение Солнца. Следовательно, эта площадь постоянна, и полная площадь, описанная радиусом-вектором, начиная от некоторого неподвижного радиуса, возрастает пропорционально числу суток, протёкших с момента, когда Солнце находилось на этом радиусе. Таким образом, площади, описанные его радиусом-вектором, пропорциональны времени. Такое простое соотношение между движением Солнца и его расстоянием от фокуса его движения должно быть принято как фундаментальный закон его теории, по крайней мере до тех пор, пока наблюдения не вынудят нас его изменить.

Если изо дня в день отмечать положение и длину радиуса-вектора солнечной орбиты и провести кривую, соединяющую концы этих радиусов, то, исходя из предыдущих данных, увидим, что эта кривая несколько вытянута в направлении прямой, проходящей через центр Земли и соединяющей точки наибольшего и наименьшего расстояний до Солнца; подобие её эллипсу породило мысль сравнить эти фигуры между собой, и в результате была установлена их идентичность. Отсюда следовало, что солнечная орбита есть эллипс, в одном из фокусов которого находится центр Земли.

Эллипс — одна из замечательных кривых, известных в древней и современной геометрии под названием конических сечений. Его легко описать, закрепив на двух неподвижных точках, называемых фокусами, концы нити и натянув её скользящим вдоль неё по плоскости остриём. Эллипс, вычерченный этим остриём при его движении, заметно вытянут в направлении прямой, соединяющей фокусы; эта прямая, будучи продолжена в каждую сторону до пересечения с кривой, образует большую ось, длина которой равна длине нити. Малая ось есть прямая, проведённая через центр перпендикулярно большой оси и продолженная с каждой стороны до пересечения с кривой. Расстояние от центра до одного из фокусов есть эксцентриситет эллипса. Если фокусы сведены в одну точку, эллипс превращается в окружность; при удалении их друг от друга он всё более и более удлиняется, и если их взаимное расстояние становится бесконечным, причём расстояние от фокуса до ближайшей вершины кривой остаётся конечным, эллипс становится параболой.

Солнечный эллипс мало отличается от окружности, потому что, как мы уже видели, самое большое расстояние Солнца от Земли отличается от среднего всего на 0.0168 этого расстояния. Этот избыток и есть тот самый эксцентриситет, очень медленное уменьшение которого, едва ощутимое на протяжении одного века, отмечается в наблюдениях.

Чтобы составить точное представление об эллиптическом движении Солнца, вообразим точку, движущуюся равномерно по окружности с центром в центре Земли и с радиусом, равным среднему расстоянию до Солнца. Кроме того, предположим, что эта точка и Солнце вместе выходят из перигея и что угловое движение точки равно среднему угловому движению Солнца. В то время как радиус-вектор точки равномерно вращается вокруг Земли, радиус-вектор Солнца движется неравномерно, всегда образуя с перигейным расстоянием и дугами эллипса секторы, пропорциональные времени. Сперва он опережает радиус-вектор точки л составляет с ним угол, который, достигнув некоторого предела, уменьшается и снова становится равным нулю, когда Солнце находится в своём апогее. В этот момент оба радиуса-вектора совпадают с большой осью. Во второй половине эллипса радиус-вектор точки в свою очередь опережает радиус Солнца и образует с ним углы в точности такие же, какие были в первой половине пути на соответствующих угловых расстояниях от перигея, где он снова совпадает с радиусом-вектором Солнца и большой осью эллипса.

Угол, на который радиус-вектор Солнца опережает радиус-вектор точки, называется уравнением центра. Его максимум был равен 2.g13807 [1.°92426] в начале этого века, т.е. в полночь, начинающую 1 января 1801 г. Он уменьшается приблизительно на 53сс [17"] в столетие. Угловое движение точки вокруг Земли выводится из продолжительности оборота Солнца по своей орбите. Прибавив к этому движению уравнение центра, получим угловое движение Солнца. Вывод этого уравнения представляет интересную проблему анализа, которая может быть разрешена только путём приближений. Но малость эксцентриситета солнечной орбиты приводит к очень быстро сходящимся рядам, которые легко свести в таблицы.

Большая ось солнечного эллипса не закреплена на небе. По отношению к звёздам она имеет годичное движение около 36сс [12"], направленное в ту же сторону, что и движение Солнца.

Солнечная орбита заметно приближается к экватору. Столетнее уменьшение наклонности эклиптики к плоскости этого большого круга можно оценить в 148сс [48"].

Эллиптическое движение Солнца ещё не соответствует в точности современным наблюдениям. Однако их высокая точность позволила обнаружить небольшие неравенства, законы которых оказалось почти невозможным вывести из одних наблюдений. Таким образом, эти неравенства относятся к той ветви астрономии, которая исходит от причин к явлениям и которая будет предметом исследований четвёртой книги.

Расстояние от Солнца до Земли во все времена интересовало наблюдателей. Они пробовали его определить всеми способами, какие им последовательно указывала астрономия. Наиболее естественным и простым является тот, который геометры используют для определения расстояния до земных предметов. Из двух концов известной базы наблюдают углы, которые составляют с ней направления на предмет и, вычтя их сумму из двух прямых углов, получают угол, образованный этими направлениями при их встрече. С этим углом, называемым параллаксом предмета, легко получить расстояния от предмета до концов базы. Применяя этот метод при исследовании Солнца, надо выбрать самую длинную базу, которую можно иметь на Земле.

Представим себе двух наблюдателей, расположенных на одном меридиане и наблюдающих в полдень расстояние центра Солнца от Северного полюса. Разность двух наблюдённых расстояний будет равна углу, под которым из этого центра была бы видна прямая, соединяющая наблюдателей. Разность высот полюса даёт эту прямую в долях земного радиуса. Поэтому будет легко вывести угол, под которым из центра Солнца был бы виден полудиаметр Земли. Этот угол есть горизонтальный параллакс Солнца, но он слишком мал и не может быть с точностью определён таким способом, дающим лишь представление о том, что Солнце удалено, по меньшей мере, на девять тысяч земных диаметров. В дальнейшем мы увидим, что астрономические открытия дали нам способы, позволяющие определять параллакс со значительно большей точностью, и что теперь, известна его величина, весьма близкая к 26.сс54 [8."6] при среднем расстоянии от Земли. Отсюда следует, что это расстояние равно 23984 земным радиусам.

На поверхности Солнца наблюдаются чёрные пятна неправильной и изменяющейся формы. Иногда они многочисленны и очень обширны: наблюдались пятна размером в четыре—пять раз больше Земли. Иногда, но редко, в течение нескольких лет Солнце выглядит чистым, без пятен. Часто солнечные пятна окружены полутенью, которая в свою очередь окружена областями, более яркими, чем остальная поверхность Солнца; в этих ярких областях видно, как пятна формируются и исчезают. Природа пятен пока неизвестна, но они позволили нам узнать об одном замечательном явлении — вращении Солнца. Помимо изменений положений и величины пятен, можно различить их регулярное движение, в точности такое, какое было бы у соответствующих точек на поверхности Солнца, если предположить, что это светило вращается вокруг оси, почти перпендикулярной к эклиптике, в направлении своего движения вокруг Земли. Из последовательных наблюдений пятен было выведено, что продолжительность одного полного оборота Солнца равна приблизительно двадцати пяти с половиной суткам и что солнечный экватор наклонён на 81/3 градов [7.°5] к плоскости эклиптики.

Большие солнечные пятна почти всегда расположены в зоне поверхности Солнца, ширина которой, измеренная по солнечному меридиану, не превышает 34g [31°] в обе стороны от его экватора. Однако их наблюдали и на расстоянии 44g [40°].

Перед восходом и после захода Солнца, особенно около дня весеннего равноденствия, можно заметить слабое свечение. Это свечение было названо зодиакальным светом. Оно белого цвета и имеет форму веретена, основание которого опирается на солнечный экватор. Таким мы увидели бы очень сжатый сфероид вращения, центр и экватор которого совпадали бы с солнечными. Иногда его длина кажется превышающей угол в 100g [90°]. Флюид, который отражает нам этот свет, должен быть, чрезвычайно разреженным, так как через него видны звёзды. По наиболее общему мнению, этот флюид — атмосфера Солнца. Но эта атмосфера отнюдь не простирается на такое большое расстояние. В конце этого труда мы предложим некоторые соображения о до сих пор неизвестной причине этого света.