b000000914

в ВВЕДЕНШ.' пврвчйщгь,, большую И адалую ось. На большой оси находдтеж двѣ точавагѵ (фокусы);, онгѣ-вт, равномъ- разстоянш оі^^ ередини эллипсиса или точки, пере- сѣченія обѣихъ осей. Иагорбитѣ (пути): каждой планеты солнце (или цент- ральное тѣл-о) ст, опта въ одромъ изъ Фокусовъ;. разстояніе солнца отъ цен- тра эллипсиса называется эксцентрицнтетомъ. Если планета свершаетъ свой путь вокругъ солнца, то ея разстоянія отъ него на обѣихъ крайнихъ точ- ка-хгь большой оси будутъ наибольшее и наименьшее^ пермг&ш (Регіііеііию) точка блиягайшаго разс,тоянія планеты отъ солнца;, афёлгИ — самое большое разѳтояніе- планеты отъ солнца. Положеніе плоскости, на которой лежитъ эллиптичеОЕІй путь планеты, опредѣляется угломъ, который она; составляетъ съ плоскостью пути; земнаго шара. Сила, дѣйствуюш;ая въ этихъ движеніяхъ, та самая, которую мы видимъ при паденіи тѣлъ на- землю, т. е. сила при- Тігясенія или сила тяготѣнія. Законъ ея, открытый Ньютономъ, очень простъ; всѣ тѣла притягиваютъ друі^ъ друга; это притяженіе во столько разъ силь- нѣе, во сісолько болѣе масса тѣлъ; наоборвтъ, оно уменьшается пропорціо- нально квадратамъ разстояній между точками, т. е. если два тѣла находят- ся въ извѣствомъ разстояній. между собою, и это разстояніе удвоится, то притяженіе одного тѣла: къ другому уменьшится не вдвое, но въ четыре раза; есди разстояніе утроится,, то притяженіе будетъ составлять '/3.3 или Уэ прежняго И; т. ді ВліакЪі чтобы, опредѣлить силу; притяженія. одного небеснаго тѣла нъ другому^^ необходимо знать массу того тѣла, которое произвѳдитъ притлже- ніе, И' разстояніе того тѣла; на которое оно > производится. Оба- эти данийш' вмѣстѣ опредѣляютъ пути планетъ, движущихся вокругъ солнца- и время ихъ обращенія: вокругъ него. Ж наоборотъ; если» извѣотна орбита; плане- ты, разстояніе ея отъ солнца, и время ея; обращенія вонругъ него — т-о носредствомъ обратнаго заключенія; можно опредѣлить массу солнца; Дви- женіе планеты вокругъ солнца, опредѣляется двумя' силами: силою приФЛ" женія солнца и центробѣіжною силою тѣлі;. последняя состоитъ въ томъ, что планета стремится по тому направленію, которое получила, т. е. по ка*- сательной къ той точкѣ кривой линіи, на которой она находится. Об® въ одно время дѣйствующія силы опредѣляютъ путь планеты по кривой ли- ніи, Одна центробѣжная сила увлекла, бы планету вдоль по прямой лтііи; одна сила нритяженія привлекла бы плдкету къ самому солнцу. НЪ въ дѣйствительностн этого нѣтъ.. У перигелія (при ближайшемъ разстояній планеты отъ соліща) сила притяженія дѣйетвуетъ всего сильнѣё; при этомъ также скорость пути, всего болѣе; у аФелія (при наи<5ольшемъ разе ^гояніи планеты отъ солнца) обѣ: силы: дѣйствуютъ всего слабѣб. Следовательно отъ пирегелія къ аФелію скорость двиясенія планеты уменьніаетсяі а- яа об- ратномъ пути увеличивается. Слѣдовательно планеты дои}Еутся на своемъ путиі неравномѣрно, однако постоянно въ одинаковое продолженіе времени. Планета, ближайшая къ солнцу, движется всего скорѣе; чѣмъ далѣ*? отъ (;олнца планета, тѣмъ медленнѣе она движется. Ближайшая планета кмѣетъ самый короткій. годъ, самая отдаленная планета шіѣетФ самый^ долгій' Годъ. Поэтому разстояніемъ планетъ о]^^едѣляѳтся ихъ врешя обращенія вок ругъ