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

109 ВЕНЕРА ПО паръ не проводникъ. Затемъ благодаря немедлен­ яркостей ея фазъ трудно объясняется законами от­ ному сгущешя пара, цепь тока возстановится, и те ражения и, во всякомъ случае, совершенно не по­ хоже на изменения яркостей фазъ луны или Мер­ курия (обладающихъ гористой поверхностью). Это А—автева; заставляетъ думать, что солнечный светъ не проникаетъ въ глубь атмосферы, но отражается отъ L,—саионпд. перв. кон­ облачныхъ массъ, окутывающихъ планету. Не осве­ тура \ щенная солнцемъ часть диска бываетъ часто каисъ I*,—самонндувц!я втор. бы подернута слабымъ с ш т е н ъ , которое по анало­ контура; гии съ такииъ же явлешемъ на луне названо пепельнымъ светомъ. Такъ какъ В. не имеетъ спут­ С—еывооть южв6.\ ника, то объяснеше этому искали въ фосфоресцен­ ции океановъ, или въ элеистрическихъ разрядахъ въ F—искр, разряди нкъ; атмосфере планеты, подобныхъ нашимъ сполохамъ. Яркий серпъ В. простирается иногда больше чемъ I,—первнчв., 1 —вторнчн. обмотка спврадн; на 180°; во время нижняго соединения В. видна каисъ узкое, светлое кольцо; при прохожденпяхъ В. В—батарея аккуыудлточерезъ дискъ солнца около нея заметенъ ореолъ. ровъ; Все эти явления объясняются темъ, что атмосфера планеты весьма плотна и обусловливаете значитель­ Н—прерыватель; ную рефракщ'го (около I ).—Первая оценка времени Р—сввдц. пластинка; вращения планеты на ея оси было сделано Жакомъ Кассини въ 1667 г. Периодъ вращения В. соста­ а—платиновый штнфгк вляете до сихъ поръ одинъ изъ самыхъ спорныхъ вопросовъ наблюдательной астрономии. Все пятна, которыя удавалось раэсмотреть на диске планеты,— же явдешя повторятся снова. Число прерыватй смутны и безформенны. Быть-можете, всего надеж­ получается отъ 1000 до 2000 въ сек. Болыпимъ нее наблюдения Шрётера (1788—93), который оцечисломъ колебаний прерыватель В. отличается отъ ниле обороте В. въ 23 ч. 21 м. изъ периодическихъ другихъ, более медленны», но недостаткомъ его притуплешй роговъ серпа. Почти тотъ же резуль­ является ненадежность въ дййствш и большое по­ тате получилъ Де-Вико изъ большого ряда наблюде­ ний светлыхъ пятенъ на диске. Въ 1890 г. Скпапатребление тока. Н. С, Е. Венера—большая планета, известная уже древ- релли вывелъ, что время вращения В. на оси равно нимъ; по яркости превосходить остальныя планеты времени оборота ея по орбите кругомъ солнца и все звезды; обозначается символомъ $. Въ ряду (225 днямъ), т.-е. что В. обращена всегда одной и планетъ В.—ближайшая къ намъ. Бя орбита лежитъ той же стороной къ солнцу (какъ луна къ земле). внутри орбиты земли, ближе къ солнцу, и потому О значении и причинахъ такого явления см. угловое видимое раэстояше ея отъ солнца для насъ статьи «Небесная Механика», «Приливы». Надо от­ не можетъ превосходить 45°. Въ оппозищи она метить, что результате своихъ наблюдешй Склане бываетъ, а для нея наступаютъ нижни'я или верх- парелли далъ для В. съ гораздо меньшей уверен­ ния соединений, когда планета проходить между ностью, чёмъ для Меркурия. Последний спен;тральземлей и солнцемъ или «за солнцемъ». Планету ныя изеледоватя Белопольскаго въ Пулкове и Ганможно видеть на западе после заката солнца («ве­ скаго на Монблане укаэываютъ, что периоде вра­ черняя звёзда»), или на востоке передъ восходомъ щения В. близокъ къ 24 ч,—Спектръ В. почти со­ солнца («утренняя звезда»). Днемъ ее можно на­ впадаете со спектромъ солнца; лиши поглощения блюдать вблизи солнца (иногда она настолько ярка, атмосферы планеты мало отличаются отъ земныхъ что заметна для невооруженная глаза). Фазы пла­ лишй и довольно слабы; это подтверждаете отраже­ неты (серпъ, полукругъ, полный дискъ) легко за­ ние света отъ верхнихъ слоевъ атмосферы.—Въ метны даже въ слабыя трубы (открыты Галилеемъ эпохи нижняго соединения В., если оно происходить въ 1610 г.). Въ зависимости отъпеременъразстояшя достаточно близко отъ одного изъ узловъ ея ор­ до земли, видимый угловой дпаметръ планеты ме­ биты, планета проектируется для насъ на дискъ няется отъ 11" до 65". Орбита В. весьма близка къ солнца въ виде чернаго кружка: это называется кругу (эксцентриситетъ равенъ 0,007). Плоскость прохождешемъ В. черезъ дискъ солнца. Галлей въ орбиты наклонена къ эклиптике на 3,5°. Сидериче­ 1716 г. указалъ на наблюдения прохождений какъ ский оборотъ («годъ» на В.) 225 дней; синодиче­ на средство определить параллаксъ солнца, т.-е. ский—584 дня. Среднее разстояше В. отъ солнца раэстояше отъ земли до солнца. Въ зависимости 108 милл. клм. (почти въ 1И раза меньше, чемъ отъ расположения орбите В. и земли въ ближайшихъ для земли). Дпаметръ и объемъ В. почти равны тысячелейяхь прохождений наступаютъ парами че­ диаметру и объему земли. Масса В. и ея плот­ резъ 8 летъ одно за другнмъ, итрпчемъ пары разде­ ность около 0,8 земныхъ. Масса В. равна V^ooooo лены периодами въ 130 и 113 лётъ. Последняя (де­ массы солнца. Въ фотометрической шкале звезд­ кабрьская) пара была въ 1874 и 1882 гг.- ближай­ ны хъ величинъ наибольшая яркость В. обозначается шая (июньская) —будетъ въ 2004 и 2012 гг. (см. отрицательной величиной: — 4,3 (см. Величина Параллаксъ).—По предани'ю, ясное поняти'е о тожде­ звездъ). Блескъ планеты меняется въ зависимости стве утренней звезды (ешаерброс. Lucifer) и вечер­ отъ фазы и раэстолшл до земли. Въ X V I I I ст. лю­ ней звезды (е'отгерос, Vesper) принесъ въ Грецию бимой задачей на отыскаше максимума было опре- лишь Пиеагорь отъ египетскихъ жрецовъ. Несо­ д 4 л е т е эпохи наибольшей яркости В. Она насту­ мненно, что тождество было известно въ глубокой п а е м за 36 дней до и черезъ столько же дней древности жителямъ Месопотамш, которые назы­ после нижняго соединенней планеты. Albedo (отра­ вали планету Dil-bat и считали ее посвященной жательная способность) В. чрезвычайно велико богине Иштаръ. Въ греческой астрономш планета (0,76 применительно закона Ламберта и 1,02 при­ носила название Фша<рбро;. Позже это название было менительно закона Ломмель-Зелигера). Иэменеше заменено именемъ божества ('А?роо(ту]. Venus), коа 0