Відкриття Урана
П
ротягом
багатьох сторіч астрономи Землі знали
тільки п'ять «блукаючих зірок» —
планет. Англійський астрономВільям
Гершель,
який взявся до реалізації грандіозної
програми упорядкування повного
систематичного каталога зоряного
неба, 13
березня 1781 року
помітив поблизу однієї із зірок
сузір'я Близнят цікавий
об'єкт, що, очевидно, не був зіркою: його
видимі розміри змінювалися залежно від
збільшення телескопа,
а найголовніше — змінювалося його
розташування на небі. Гершель спочатку
вирішив, що відкрив нову комету (його
доповідь на засіданні Королівського
товариства 26
квітня 1781 року
так і називався — «Повідомлення про
комету»), але від кометної гіпотези
незабаром довелося відмовитися. На
подяку Георгу
III,
який призначив Гершеля королівським
астрономом, він запропонував назвати
планету «Георгієвою зіркою», проте, щоб
не порушувати традиційного зв'язку
з міфологією,
було ухвалено назву «Уран».
Перші нечисленні спостереження ще не дозволяли досить точно визначити параметри орбіти нової планети, але, по-перше, кількість цих спостережень (зокрема, у Росії, Франції і Німеччині) швидко збільшувалося, а по-друге, уважне дослідження каталогів минулих спостережень дозволило переконатися, що планета неодноразово фіксувалася і раніше, але її вважали зіркою, що також помітно збільшувало число спостережень.Протягом 30 років після відкриття Урана гострота інтересу до нього то падала, то зростала. Справа в тому, що підвищення точності спостережень виявило загадкові аномалії в русі планети: він то «відставав» від розрахункового, то починав «випереджати» його. Теоретичне пояснення цих аномалій призвело до нового відкриття — відкриттяНептуна.
Проблема стійкості Сонячної системи
Задача оцінки стійкості Сонячної системи - одна з найстаріших якісних задач небесної механіки. Планети Сонячної системи виявляють взаємні збурення, в результаті яких їх еліптичність, орбіти потерпають від вікових, періодичних і змішаних збурень: елементи орбіти в деякій мірі змінюються з часом.
Періодичні збурення зазвичай бувають малі.Так, наприклад, для Меркурія 15", для Венери 30", для Марса 2". Найбільш значної величини сягають довгоперіодичні збурення Сатурна і Юпітера відповідно 48' і 28'. Збурення планет, виражені в лінійній мірі, виявляються досить значними. Наприклад, для Нептуна складають біля 2 млн.км. Періоди збурень також різні. Спостерігаються періоди до декількох сотень років.
Вікові збурення, які викликають найбільший інтерес для еволюції Сонячної системи, ростуть дуже повільно. Наприклад, ексцентриситет орбіти Землі потерпає від вікових збурень, що визначаються за формулою:
е = 0,0167498 – 0,0000426t – 0,000000137t².
t – проміжок часу, що відраховується з 1900р.
За 1р. ексцентриситет змінюється на 0,0000004, за 100р. – 0,0000427.
Однак протягом великих проміжків часу такі збурення могли б привести до суттєвих змін в русі планет.За 10 тис.р. ексцентриситет земної орбіти повинен зменшитись до 0,0134. Аналітичні теорії руху планет можуть досить точно представляти дійсні рухи планет лише протягом визначеного проміжку часу, за межами якого ці теорії стають непридатними.
Велике значення в якісному описі стійкості Сонячної системи належить Лапласу, Лагранжу, Левер’є та ін.. Їхні роботи показали, що елементи орбіт а, е, і планет Сонячної системи не мають чисто вікових збурень, які ростуть з часом.