Глава IV

О ЗАКОНАХ ДВИЖЕНИЯ ПЛАНЕТ ВОКРУГ СОЛНЦА

И О ФИГУРЕ ИХ ОРБИТ

Ничего не было бы легче, чем, исходя из предыдущих данных, вычислить положения планет для любого момента, если бы их движения вокруг Солнца были бы круговыми и равномерными. Но они подвержены очень заметным неравенствам, законы которых являются одним из важных предметов астрономии и единственной нитью, могущей привести пас к познанию общих принципов небесных движений. Чтобы распознать эти законы по видимым движениям планет, эти движения надо освободить от эффектов, создаваемых движением Земли, а положения, наблюденные из разных точек земной орбиты, отнести к Солнцу. Следовательно, прежде всего надо определить размеры этой орбиты и законы движения Земли.

В главе II первой книги было сказано, что видимая орбита Солнца есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Земля. Но поскольку в действительности Солнце неподвижно, его следует поместить в фокусе эллипса, а Землю – на его периферии. При этом видимое движение Солнца останется таким же, а чтобы получить положение Земли, видимой из центра Солнца, достаточно изменить положение этого светила на два прямых угла.

Мы видели также, что Солнце кажется движущимся по своей орбите таким образом, что радиус-вектор, соединяющий центры Солнца и Земли, описывает вокруг нее площади, пропорциональные времени, но в действительности эти площади описываются вокруг Солнца. В общем, все, что мы сказали в упомянутой главе об эксцентриситете солнечной орбиты и его изменениях, о положении этой орбиты и движении ее перигея, должно быть применено к земной орбите, с учетом лишь того, что перигелий Земли находится на расстоянии двух прямых углов от перигея Солнца. Узнав таким образом форму земной орбиты, посмотрим, как оказалось возможным определить форму орбит других планет. Для примера возьмем планету Марс, которая, благодаря большому эксцентри­ситету своей орбиты и близости к Земле, очень подходит для открытия законов движения планет.

Орбита Марса и его движение вокруг Солнца были бы известны, если бы для любого момента мы знали угол, который его радиус-вектор составляет с неподвижной прямой, проходящей через центр Солнца, и длину этого радиуса. Чтобы упростить эту задачу, выбирают положения Марса, в которых одна из этих двух величин проявляется отдельно, что бывает почти точно в противостояниях, когда мы видим эту планету в той же точке эклиптики, в какую мы отнесли бы ее, наблюдая из центра Солнца. Разность движений Марса и Земли приводит к тому, что Марс в своих последовательных противостояниях оказывается в разных точках неба. Поэтому, сравнивая между собой большое число наблюденных противостояний Марса, можно открыть закон, связывающий время и угловое движение Марса вокруг Солнца, движение, которое

87

называется гелиоцентрическим. Для этого имеются различные методы, которые упрощаются в настоящем случае, если учесть, что, поскольку главные неравенства Марса неизменно повторяются при каждом его звездном обращении, их совокупность может быть выражена быстро сходящимся рядом синусов углов, кратных его движению, рядом, коэффициенты коего легко определяются с помощью нескольких специально выбранных наблюдений.

Закон, выражающий длину радиуса-вектора Марса, можно получить, сравнивая наблюдения этой планеты вблизи ее квадратур, где этот радиус-вектор представляется нам под самым большим углом. В треугольнике, образованном прямыми, соединяющими центры Земли, Солнца и Марса, непосредственные наблюдения дают угол при Земле. Закон гелиоцентрического движения Марса дает угол при Солнце, а радиус-вектор Марса вычисляется в долях радиуса-вектора Земли, который в свою очередь выражен в долях среднего расстояния от Земли до Солнца. Сравнение большого числа радиусов-векторов, определенных таким способом, позволит выявить закон их изменений, соответствующих углам, образованным ими с неподвижной прямой, и построить фигуру орбиты.

Кеплер, пользуясь очень похожим методом, обнаружил удлиненность орбиты Марса. Ему пришла счастливая мысль сравнить ее фигуру с эллипсом, поместив Солнце в один из его фокусов. Наблюдения Тихо Браге, в точности представляемые эллиптической орбитой, не оставили у него никаких сомнений в достоверности этой гипотезы.

Перигелием называют конец большой осп эллипсов, находящийся ближе к Солнцу, а афелием – более отдаленный ее конец. В перигелии угловая скорость Марса относительно Солнца самая большая. Затем, по мере удлинения радиуса-вектора, она уменьшается и становится самой малой в афелии. Сравнивая эту скорость со степенями радиуса-вектора, находим, что она обратна квадрату его длины, так что произведение суточного гелиоцентрического движения Марса на квадрат его радиуса-вектора всегда одинаково. Это произведение равно удвоенному малому сектору, описываемому ежедневно радиусом-вектором вокруг Солнца. Площадь, описываемая им, начиная от неподвижной прямой, проходящей через центр Солнца, увеличивается в зависимости от числа суток, прошедших с тех пор, когда планета была на этой прямой. Поэтому площади, описанные радиусом-вектором Марса, пропорциональны времени.

Эти законы движения Марса, открытые Кеплером, будучи тождественны законам видимого движения Солнца, описанным во II главе первой книги, в равной степени применимы к движению Земли. Естественно было распространить их и на другие планеты. Итак, Кеплер установил как фундаментальные законы движения этих тел два нижеследующих закона, подтвержденных всеми наблюдениями:

орбиты планет суть эллипсы, в одном из фокусов которых находится центр Солнца;

площади, описываемые вокруг этого центра радиусом-вектором планет, пропорциональны времени, затраченному на их описание.

88

Этих законов достаточно для определения движения планет вокруг Солнца. Но для каждой планеты нужно знать семь величин, называемых элементами эллиптического движения. Пять из этих элементов, относящихся к эллиптическому движению, таковы: 1) продолжительность звездного обращения; 2) большая полуось орбиты, или среднее расстояние планеты от Солнца; 3) эксцентриситет, от которого зависит самое большое уравнение центра; 4) средняя долгота планеты на данную эпоху; 5) долгота перигелия на ту же эпоху. Два других элемента относятся к положению орбиты: 1) долгота в данную эпоху узлов орбиты, или тех точек, где она пересекается с плоскостью, за которую обычно принимают эклиптику; 2) наклон орбиты к этой плоскости.

Итак, для семи планет, известных к началу нашего века, надо опре­делить сорок девять элементов… Кеплер долго искал соотношение между этими периодами и расстояниями. После большого числа попыток, проводившихся в течение семнадцати лет, он наконец установил, что:

квадраты периодов обращения планет относятся как кубы больших осей их орбит.

Таковы законы движения планет, законы фундаментальные, которые изменили облик астрономии и привели к открытию всемирного тяготения.

Планетные эллипсы не остаются неизменными. Их большие оси пред­ставляются всегда одними и теми же. Но их эксцентриситеты, наклонности к постоянной плоскости, положения их узлов и перигелиев подвержены изменениям, которые, как будто, до сих пор возрастают пропорционально времени. Эти изменения, которые становятся заметными только по прошествии ряда веков, получили название вековых неравенств. Нет никакого сомнения в их существовании. Но современные наблюдения недостаточно отдалены друг от друга, а древние – недостаточно точны, чтобы точно определить эти вековые неравенства.

Замечены еще периодические неравенства, возмущающие эллиптические движения планет. Так, у Земли оно немного изменено, поскольку, как мы уже видели, видимое эллиптическое движение Солнца кажется нам измененным. Но эти неравенства особенно заметны у двух больших планет – Юпитера и Сатурна. Сравнивая современные наблюдения с древними, астрономы заметили уменьшение периода обращения у Юпитера и увеличение его у Сатурна. Сравнение современных наблюдений между собой дает противоположный результат, что, по-видимому, указывает на присутствие в движениях этих планет больших неравенств с очень длинными периодами. В прошлом веке продолжительность обращения Сатурна казалась различной в зависимости от точек орбиты, от которых отсчитывали его движение. Возвращения планеты были более быстрыми в весенних равноденствиях, чем в осенних. Наконец, движе-

89

ния Юпитера и Сатурна испытывают доходящие до нескольких минут неравенства, которые, по-видимому, зависят от положения этих планет как относительно друг друга, так и относительно их перигелиев.

Итак, все говорит о том, что в планетной системе, независимо от главной причины, приводящей планеты в движение по эллиптическим

90

орбитам вокруг Солнца, существуют еще особые причины, возмущающие их движения и изменяющие с течением времени элементы их эллипсов.

Пока нельзя с достаточной точностью получить элементы орбит недавно открытых четырех малых планет: время, в течение которого их наблюдали, еще слишком мало. Кроме того, значительные возмущения, испытываемые ими, еще не определены. Вот эллиптические элементы, которые до сих пор удовлетворяют наблюдениям, но которые не следует рассматривать иначе, как первый вклад в теорию этих планет.