Изложение системы мира

Угол, на который радиус-вектор Солнца опережает радиус-вектор точки, называется уравнением центра. Его максимум был равен 2.^g13807 [1.°92426] в начале этого века, т.е. в полночь, начинающую 1 января 1801 г. Он уменьшается приблизительно на 53^сс [17"] в столетие. Угловое движение точки вокруг Земли выводится из продолжительности оборота Солнца по своей орбите. Прибавив к этому движению уравнение центра, получим угловое движение Солнца. Вывод этого уравнения представляет интересную проблему анализа, которая может быть разрешена только путём приближений. Но малость эксцентриситета солнечной орбиты приводит к очень быстро сходящимся рядам, которые легко свести в таблицы.

Большая ось солнечного эллипса не закреплена на небе. По отношению к звёздам она имеет годичное движение около 36^сс [12"], направленное в ту же сторону, что и движение Солнца.

Солнечная орбита заметно приближается к экватору. Столетнее уменьшение наклонности эклиптики к плоскости этого большого круга можно оценить в 148^сс [48"].

Эллиптическое движение Солнца ещё не соответствует в точности современным наблюдениям. Однако их высокая точность позволила обнаружить небольшие неравенства, законы которых оказалось почти невозможным вывести из одних наблюдений. Таким образом, эти неравенства относятся к той ветви астрономии, которая исходит от причин к явлениям и которая будет предметом исследований четвёртой книги.

Расстояние от Солнца до Земли во все времена интересовало наблюдателей. Они пробовали его определить всеми способами, какие им последовательно указывала астрономия. Наиболее естественным и простым является тот, который геометры используют для определения расстояния до земных предметов. Из двух концов известной базы наблюдают углы, которые составляют с ней направления на предмет и, вычтя их сумму из двух прямых углов, получают угол, образованный этими направлениями при их встрече. С этим углом, называемым параллаксом предмета, легко получить расстояния от предмета до концов базы. Применяя этот метод при исследовании Солнца, надо выбрать самую длинную базу, которую можно иметь на Земле.

Представим себе двух наблюдателей, расположенных на одном меридиане и наблюдающих в полдень расстояние центра Солнца от Северного полюса. Разность двух наблюдённых расстояний будет равна углу, под которым из этого центра была бы видна прямая, соединяющая наблюдателей. Разность высот полюса даёт эту прямую в долях земного радиуса. Поэтому будет легко вывести угол, под которым из центра Солнца был бы виден полудиаметр Земли. Этот угол есть горизонтальный параллакс Солнца, но он слишком мал и не может быть с точностью определён таким способом, дающим лишь представление о том, что Солнце удалено, по меньшей мере, на девять тысяч земных диаметров. В дальнейшем мы увидим, что астрономические открытия дали нам способы, позволяющие определять параллакс со значительно большей точностью, и что теперь, известна его величина, весьма близкая к 26.^сс54 [8."6] при среднем расстоянии от Земли. Отсюда следует, что это расстояние равно 23984 земным радиусам.

На поверхности Солнца наблюдаются чёрные пятна неправильной и изменяющейся формы. Иногда они многочисленны и очень обширны: наблюдались пятна размером в четыре—пять раз больше Земли. Иногда, но редко, в течение нескольких лет Солнце выглядит чистым, без пятен. Часто солнечные пятна окружены полутенью, которая в свою очередь окружена областями, более яркими, чем остальная поверхность Солнца; в этих ярких областях видно, как пятна формируются и исчезают. Природа пятен пока неизвестна, но они позволили нам узнать об одном замечательном явлении — вращении Солнца. Помимо изменений положений и величины пятен, можно различить их регулярное движение, в точности такое, какое было бы у соответствующих точек на поверхности Солнца, если предположить, что это светило вращается вокруг оси, почти перпендикулярной к эклиптике, в направлении своего движения вокруг Земли. Из последовательных наблюдений пятен было выведено, что продолжительность одного полного оборота Солнца равна приблизительно двадцати пяти с половиной суткам и что солнечный экватор наклонён на 8¹/₃ градов [7.°5] к плоскости эклиптики.

Большие солнечные пятна почти всегда расположены в зоне поверхности Солнца, ширина которой, измеренная по солнечному меридиану, не превышает 34^g [31°] в обе стороны от его экватора. Однако их наблюдали и на расстоянии 44^g [40°].