* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

157 АСТРОНОМЫ 158 положение планетъ съ точностью, которая превос­ ходила точность методовъ наблюдешй. Тяготите объясняло но только плапетныя движешя, которыя все же и раньше, хотя только эмпирически, укла­ дывались въ сравнительно кратшя формулы, но и движете кометъ, которымъ еще незадолго передъ тЬмъ приписывалась свободная воля, а впоследствш имъ же объяснено и относительное движете двойныхъ звездъ. Законъ тягогЬшя привелъ къ открыто новыхъ ТТ>ЛЪ въ солнечной систем?! и въ звт>здномъ Mip't. Помимо этихъ, сравни­ тельно практическихъ, результатовъ, главное зна­ чеше принципа Ньютона состоитъ въ томъ, что онъ доказалъ общность, единство порядка во вселенной, строгую причинность самыхъ запутанныхъ на видъ явлешй. До сихъ поръ законъ тяготъшя служить примъромъ обобщения, охватывающаго сразу безконечную область фактовъ въ одной простой, строгой математической формуле. После формулировки закона Ньютона А. стала ме­ ханикой неба вместо того,.чтобы быть только гео­ метрией его. Кромъ; объяснения движешй светилъ въ ихъ орбптахъ, пзъ того же закона Ньютонъ (1642— 1727) вывелъ и фигуру небесныхъ тйлъ, показавъ, что сжале земли можетъ быть определено изъ Teopin тяготъшя. Онъ объяснилъ приливы и отливы, открылъ причину прецессш. Велите результаты Ньютона, составившие эру въ А., изложены въ его «Philosophiae naturalis principia mathematical (1687), Мнопя отдъльныя прпложешя Teopin тягогвшя по необходимости должны были долго оста­ ваться въ весьма несовершенномъ вид*. Но позднейший открьшя только подтверждали Teopiro Ньютона u расширяли кругъ ея прнложешй. Этому способствовали *и новые успехи наблюдательной А. Флэмстидъ, первый директоръ построенной въ 1675 г. Гриничской обсерватории, произвелъ гро­ мадное количество чрезвычайно точныхъ наблю­ дешй и далъ несколько новыхъ методовъ. Преемншсъ Флэмстида, Галлей (1656—1742), еще более известеиъ своими теоретическими изысканиями н обшир­ ными наблюдениями. Между прочимъ, онъ временно поселился на острове св. Елены для того, чтобы составить каталогъ южныхъ звездъ. Для определешя параллакса (разстояшл) солнца, трудной и важней­ шей задачи А., Галлей укаэалъ новый методъ—на­ блюдете прохождетй Венеры передъ дискомъ солнца. Онъ же первый решился предсказать воз­ вращение кометы (носящей его имя): комета 1681 г., по его вычпслешямъ, должна была возвратиться въ 1759 г.—и это предсказаше дей­ ствительно оправдалось. Предпрннлвъ обшпрныя наблюдения надъ луною, Галлей при сравненш древнихъ наблюдешй съ новейшими открылъ знаменитое ускореше средняго движешя луны, долго составлявшее неразрешимую загадку. А н т я дала еще одного астронома, открыла котораго въ науке имели громадное значеше. Брадлей (1692— 1762), открывший аберрацию света, первый далъ истин­ ное доказательство поступательнаго движешя землп около солнца. Уклонешя видимыхъ месть звездъ отъ среднихъ онъ объяснилъ сочеташемъ скорости света со скоростью земли въ ея орбите. Уже до Брадлея мнопе астрономы X V I I и X V I I I столелй (Пикаръ, Флэмстидъ, Кассини) находили л ъ . наиэ^дигемыхъ положешяхъ звездъ-невязки, имевппя годичный периодъ. Попытки объяснить ихъ параллаксомь звездъ были неудачны. Между темъ, существоваше параллактическихъ перемещенШ звездъ т р е б о в а ­ л о с ь гипотезой Коперника; кажущееся OTcyTCTBie ихъ составляло больное мёсто его Teopin, такъ какъ ни онъ самъ, ни его последователи не имели ни малейшаго представления о масштабе звездныхъ разстояшй и не знали, что задача определе­ шя параллакса звездъ совершенно недоступна для несовершенныхъ инструментальныхъ средствъ. (Эту задачу решилъ впервые лишь Бессель, въ половине X I X вёка). Вскоре Брадлей убедился, что одна аберрация недостаточна для полнаго совпадешя теоpin съ результатами наблюдешй; уклонешя возра­ стали въ течевие 9 летъ, после чего стали убы­ вать въ т е ч е т е следующихъ 9 летъ. Это совпадаете съ перпэдомъ движения узловъ орбиты луны, и Брадлей объяснилъ его нутащей—неболыпимъ колебашемъ земной оси, происходящимъ отъ притягательнаго действия луны на экваториальную выпуклость земли. Открыло аберращи и нутации придало астрономическимъ изыскашямъ большую ТОЧНОСТЬ. Около ТОГО же времени удалось установить существование собственныхъ двпжетй звёздь, открытыхъ впервыо Галлеемъ для Cuipiyca. Арктура и Альдебарана. Въ серединё X V I I I в. Тобиасъ Майеръ составилъ уже целый каталогъ собственныхъ движеипй 56 звездъ. Для определешя параллакса солнца, по­ средствомъ пзмерешя параллаксовъ Марса н Ве­ неры изъ одновременныхъ наблюдешй этихъ пла­ нете въ двухъ отдаленныхъ точкахъ земной поверх­ ности, Лакайль (1713—1762) отправился на мысъ Доброй Надежды. Онъ составилъ тамъ, исроме того, каталогъ южныхъ звездъ, измерилъ дугу мерид!ана и произвелъ рядъ наблюдешй надъ луною, одновременно съ наблюдениями Лалаиида, нахо­ дившегося въ Берлине. Первые ахроматпчес1ие телескопы, построенные Доллондомъ въ 1757 г.; точные хронометры, изготовленные Гаррисономъ въ 1758 г., снова повысили въ значительной степени точность астрономическихъ наблюдений.— Законъ Ньютона не былъ принять сразу. Требова­ лось большое развило математическаго анализа, прежде чемъ изъ этого saicoua можно было выве­ сти кашя-нпбудь новыя следствия помимо техъ, которыя получилъ самъ Ньютонъ. Teopin тяготе­ ния считалась многими не чемъ инымъ, какъ более ИЛИ менее вероятною гипотезой. Только съ поло­ вины X V I I I столетия явилась полная уверенность въ общности ньютонова закона. Ньютонъ поихазалъ, что, если два тела движутся въ пространстве, .и на нихъ не действуюте никакиЯ иныя силы, кроме взаимнаго притлжешя, обратно пропорцюнальнаго квадрату разстояшя между телами, оба тела бу­ дутъ описывать около своего общаго центра тяжести эллипсы, прпчемъ площади, описанныя въ равный времена, равны. Прилагая эту Teopiro къ солнечной системе, мы немедленно наталкиваемся на болышя затруднешя, такъ какъ имеемъ здесь дело не съ двумя только тяготеющими одно къ другому телами, а со многими взаимно притягивающимися планетами, вследслпо чего ни одна планета не описываете въ точности того эллипса, который по­ лучился бы, если бы единственнымъ притягательнымъ центром^ въ нашей системе было солнце. Правда, масса солнца во много разъ превосходите каждую планету въ отдельности и дажо всё въ совокупности; поэтому уклонешя планете отъ эллиптическаго пути и не очень велики, однако, они все же весьма заметны. Между темъ, математиче­ ский анализъ не въ силахъ рёшить въ общемъ виде задачу объ орбите тела, движущегося подъ влиЯшемъ несколькихъ прптягательныхъ телъ. Въ не­ которыхъ частныхъ случаяхъ, почти въ чистомъ виде встречающихся въ природе, есть воэмолсность найти сравнительно простое приближенное решение этой задачи. Taicb, напр., земля, луна и солнце составляютъ совокупность трехъ телъ, на