Текст книги "Изложение системы мира"

Автор книги: Пьер Лаплас

сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 35 страниц)

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°].

Перед восходом и после захода Солнца, особенно около дня весеннего равноденствия, можно заметить слабое свечение. Это свечение было названо зодиакальным светом. Оно белого цвета и имеет форму веретена, основание которого опирается на солнечный экватор. Таким мы увидели бы очень сжатый сфероид вращения, центр и экватор которого совпадали бы с солнечными. Иногда его длина кажется превышающей угол в 100^g [90°]. Флюид, который отражает нам этот свет, должен быть, чрезвычайно разреженным, так как через него видны звёзды. По наиболее общему мнению, этот флюид – атмосфера Солнца. Но эта атмосфера отнюдь не простирается на такое большое расстояние. В конце этого труда мы предложим некоторые соображения о до сих пор неизвестной причине этого света.

Глава III О ВРЕМЕНИ И ЕГО ИЗМЕРЕНИИ

Время для нас есть впечатление, оставляемое в памяти рядом событий, которые, как мы уверены, протекали последовательно. Для измерения времени удобно использовать движение. Действительно, так как любое тело не может быть одновременно в нескольких местах, оно переходит из одного положения в другое, лишь последовательно проходя через все промежуточные точки. Если в каждой точке описываемого им пути оно движимо одной и той же силой, его движение равномерно, и части этого пути могут измерять время, затраченное на их пробег. Когда в конце каждого качания маятник оказывается в совершенно сходных условиях, продолжительности его колебаний равны, и время может измеряться их числом. Для этого измерения можно также применять обращения небесной сферы, в которых всё представляется постоянным. Но было единодушно принято использовать для этой цели движение Солнца, возвращения которого к меридиану и к одному и тому же равноденствию или солнцестоянию образуют сутки и годы.

В обыденной жизни день – это промежуток времени, протекающий с восхода до захода Солнца, ночь – время, в течение которого Солнце остаётся под горизонтом. Астрономические сутки охватывают всю продолжительность вращения. Это время, заключённое между двумя последовательными полуднями или полуночами. Оно превышает продолжительность одного оборота неба, который образует звёздные сутки. Это происходит потому, что если Солнце пересечёт меридиан одновременно со звездой, на следующие сутки оно возвратится позже из-за своего собственного движения с запада на восток. На протяжении года оно пройдёт через меридиан на один раз меньше, чем звезда. Таким образом, находим, что, если взять за единицу средние астрономические сутки, продолжительность звёздных суток будет 0.99726957.

Астрономические сутки не одинаковы. Две причины порождают их различие – неравенство собственного движения Солнца и наклонность эклиптики. Влияние первой причины очевидно. Так, во время летнего солнцестояния, около которого движение Солнца наиболее медленно, астрономические сутки больше приближаются к звёздным суткам, чем при зимнем солнцестоянии, когда движение Солнца наиболее быстро.

Чтобы понять действие второй причины, надо помнить, что избыток астрономических суток над звёздными обусловливается лишь собственным движением Солнца по отношению к экватору. Если представить себе два больших круга небесной сферы, проведённых через полюсы и концы малой дуги, которую Солнце описывает по эклиптике за одни сутки, дуга экватора, пересекаемая ими, даёт суточное движение Солнца, отнесённое к экватору, и время, затрачиваемое ею для прохождения меридиана, равно избытку астрономических суток над звёздными. Очевидно, что во время равноденствий дуга экватора меньше, чем соответствующая дуга эклиптики, в отношении косинуса угла наклона эклиптики к радиусу. Во время солнцестояний она больше в отношении радиуса к косинусу того же наклона. Следовательно, астрономические сутки уменьшены в первом случае и увеличены во втором.

Чтобы иметь средние сутки, независимые от этих причин, воображают второе Солнце, двигающееся равномерно по эклиптике и пересекающее большую ось солнечной орбиты всегда одновременно с истинным Солнцем, что исключает неравенство собственного движения Солнца. Затем исключают влияние наклонности эклиптики, вообразив третье Солнце, проходящее через точки равноденствия в те же моменты, что и второе Солнце, и движущееся по экватору таким образом, что угловые расстояния двух этих воображаемых светил от точки весеннего равноденствия остаются постоянно одинаковыми. Интервал времени, заключённый между двумя последовательными прохождениями этого третьего Солнца через меридиан, образует средние астрономические сутки. Среднее время измеряется числом этих возвращений, а истинное время – числом возвращений к меридиану истинного Солнца. Дуга экватора, заключённая между двумя меридианами, проведёнными через центры истинного и третьего Солнца, выраженная во времени, считая один полный оборот за сутки, называется уравнением времени.

Сутки делятся на 24 часа и начинаются в полночь. Час разделён на 60 минут, минута – на 60 секунд, секунда – на 60 терций и т.д. Но деление суток на 10 часов, часа на 100 минут, минуты на 100 секунд гораздо удобнее в астрономии, и мы примем его в настоящей работе.

Второе Солнце, которое мы вообразили, своими прохождениями через экватор и тропики определяет средние равноденствия и солнцестояния. Промежуток времени между его возвращениями к тому же равноденствию или к тому же солнцестоянию образует тропический год, величина которого в настоящее время равна 365.^d2422419. Наблюдения показали, что Солнце затрачивает больше времени на возвращение к одним и тем же звёздам. Это есть звёздный год, который длиннее тропического года на 0.^d014119. Таким образом, точки равноденствия движутся вспять по эклиптике, в направлении, обратном собственному движению Солнца, и в этом движении каждый год они проходят дугу, равную среднему движению этого светила за время 0.^d014119, т.е. 154.^сс63 [50."1]. В разные века это движение не совсем одинаково, из-за чего немного изменяется длина тропического года: теперь она приблизительно на 13^c [11^s] короче, чем во времена Гиппарха.

Начинать год следует с одного из равноденствий или солнцестояний. Если начать год с летнего солнцестояния или осеннего равноденствия, то одни и те же занятия и работы разделились бы на две части и распределились бы на два последовательных года. Это было бы неудобно, подобно тому, как согласно древнему обычаю астрономов, сутки начинались в полдень. Представляется, что весеннее равноденствие – время возрождения природы, должно бы быть и моментом возобновления года; столь же естественно начинать его с зимнего солнцестояния, которое в древности праздновалось как эпоха возрождения Солнца и которое под полюсом является серединой великой ночи года.

Если бы гражданский год был постоянно равен 365 суткам, его начало всегда предваряло бы начало истинного тропического года, и оно проходило бы вспять все сезоны за период около 1508 лет. Но такой год, некогда применявшийся в Египте, лишает календарь удобства относить месяцы и праздники к одним и тем же временам года и отмечать сроки, важные для сельского хозяйства.

Можно было бы сохранить это ценное для сельских жителей преимущество, рассматривая начало года как астрономическое явление, фиксируемое путём вычислений в полночь, предшествующую солнцестоянию или равноденствию. Именно так было сделано во Франции в конце прошлого века. Но в этом случае високосные годы, или годы в 366 суток, включались бы по очень сложному закону, и было бы трудно разложить какое-нибудь число лет на дни, что вносило бы путаницу в историю и хронологию. Кроме того, начало года, которое всегда необходимо знать заранее, становилось бы не точно определяемым и спорным в случае, когда оно приближалось бы к полночи на величину, меньшую, чем ошибка солнечных таблиц. Наконец, порядок високосных годов был бы различным на разных меридианах, что создавало бы препятствие для весьма желательного принятия разными народами одного и того же календаря. В самом деле, видя, что каждый народ считает географические долготы от своей главной обсерватории, можно ли поверить, что все они согласятся, чтобы начало года считалось от одного общего меридиана? Следовательно, здесь надо отступить от природы и прибегнуть к искусственному, но регулярному и удобному методу включения високосных годов. Самый простой из них – это метод, введённый Юлием Цезарем в римском календаре. Он состоит во включении високосного года раз в каждые четыре года. Однако если даже краткий срок жизни достаточен, чтобы ощутимо отодвинуть начало счета египетских лет от солнцестояния или равноденствия, то нужно всего несколько веков, чтобы осуществилось такое же отклонение начала счета юлианских лет. Это делает необходимым более сложный способ включения.

В XI в. персы придумали способ, замечательный по своей точности и простоте. Он состоит в том, чтобы делать високосным годом каждый четвёртый год семь раз подряд, а восьмой раз изменять лишь пятый год. Это предполагает длину тропического года равной 365^d8/33, т.е. только на 0.^d0001823 больше года, определяемого из наблюдений. В результате понадобилось бы множество веков, чтобы заметно сместить начало гражданского года. Способ включения дней в григорианском календаре несколько менее точен, но позволяет проще переводить годы и века в дни, что является одним из главных назначений календаря. Он состоит в том, чтобы считать високосным каждый четвёртый год, исключая его в конце каждого века, кроме каждого четвёртого столетия. Длина такого года равна 365^d97/400, или 365.^d242500, что на 0.0002581 длиннее истинного года. Но если, следуя аналогии такого способа, исключать ещё один високосный год каждые четыре тысячи лет, что сократит их число до 969 за этот интервал времени, длина года будет 365^d969/4000, или 365.^d24225; это так приближает его к длине 365.^d2422419, определённой из наблюдений, что можно пренебречь их разностью, учитывая неточность наблюдений длины года, которая к тому же не совсем постоянна.

Деление года на 12 месяцев – очень древнее и почти повсеместное. Некоторые народы положили месяцы одинаковыми и равными 30 дням. Эти народы дополняют год необходимым числом дней. Другие народы распределяют весь год на 12 месяцев, делая их неодинаковыми. Система тридцатидневных месяцев естественно приводит к их делению на три декады. Такое деление облегчает нахождение в любой момент числа месяца. Но в конце года дополнительные дни нарушают порядок событий, связанных с разными днями декады, что требует введения неудобных административных мер. Это затруднение устраняется введением короткого периода, независимо от месяцев в году. Такова неделя, которая с глубокой древности, где теряется её происхождение, в течение веков без перерыва была принята у людей, входя в сменяющие друг друга календари разных народов. Очень примечательно, что на всей Земле она оказывается одинаковой как по названиям её дней, установленным по наиболее древней астрономической системе, так и по их соответствию одним и тем же физическим моментам. Быть может, это самый древний и самый неоспоримый памятник человеческих знаний: он, по-видимому, указывает на общий источник их распространения. Но астрономическая система, служащая его основанием, доказывает несовершенство человеческих знаний в этом общем источнике.

При реформе григорианского календаря за начало года было бы легко принять зимнее солнцестояние, что позволило бы совместить начало каждого сезона с началом месяца. Было бы также легко сделать более равномерной продолжительность месяцев, установив 29 дней в феврале обычных годов и 30 дней в високосные годы, остальные месяцы попеременно – в 31 и 30 дней. Было бы удобно обозначать их по порядковому номеру. Исправив, как было сказано, принятый способ включения високосных годов, мы получили бы григорианский календарь, не оставляющий желать почти ничего лучшего. Но следует ли придавать ему такую степень совершенства? Мне кажется, что в результате мы не получили бы достаточных выгод, могущих компенсировать затруднения, вводимые подобным изменением в наши привычки, в наши сношения с другими народами и в хронологию, уже и так слишком осложнённую множеством различных эр. Если принять во внимание, что этот календарь теперь является календарём почти всех народов Европы и Америки и что потребовалось два века и всё влияние религии, чтобы обеспечить ему эту универсальность, мы почувствуем, как важно сохранить ему такое ценное преимущество, даже за счёт совершенства, не затрагивающего его основных черт, так как главное назначение календаря – дать простой способ привязывать события к последовательности дней и лёгким способом включения фиксировать в одном и том же сезоне начало года – условия, хорошо выполняющиеся в григорианском календаре.

Совокупность ста лет образует век – самый длинный период, применяемый до сих пор при измерении времени, так как самые древние известные нам явления ещё не требуют более длинных периодов.

Глава IV О ДВИЖЕНИЯХ ЛУНЫ, ЕЁ ФАЗАХ И ЗАТМЕНИЯХ

Среди всех небесных тел после Солнца нас более всего интересует Луна, фазы которой дают нам такое замечательное подразделение времени, что оно первоначально применялось всеми народами. Как и Солнце, Луна имеет собственное движение с запада на восток. В начале этого столетия продолжительность её обращения относительно звёзд была равна 27.^d321661423. Эта продолжительность не всегда одинакова, и сравнение новейших наблюдений с древними бесспорно доказывает ускорение среднего движения Луны. Это ускорение, ещё мало ощутимое со времён самого древнего из известных нам затмений, увеличивается с течением времени. Но будет ли оно увеличиваться непрерывно или остановится с тем, чтобы перейти в замедление? Это можно определить только после многих веков наблюдений. К счастью, открытие причин ускорения, опережая время, позволило нам узнать, что оно имеет периодический характер. В начале века среднее угловое расстояние Луны от точки весеннего равноденствия, отсчитанное от этого равноденствия в направлении её собственного движения, в полночь среднего времени в Королевской обсерватории Парижа было равно 124.^g01321 [111.°61189].

Луна движется по эллиптической орбите, в одном из фокусов которой находится Земля. Радиус-вектор Луны описывает вокруг этой точки площади, почти пропорциональные времени. Если принять среднее расстояние Луны от Земли за единицу, то эксцентриситет её эллипса равен 0.0548442, что даёт самое большое уравнение центра, равное 6.^g9854 [6.°2869]. Оно представляется неизменным.

Движение лунного перигея прямое, т.е. оно направлено в сторону собственного движения Солнца. В начале века продолжительность сидерического обращения лунного перигея была равна 3232.^d575343, а его среднее угловое расстояние от точки весеннего равноденствия составляло 295.^g68037 [266.°11233]. Его движение неравномерно: оно замедляется, в то время как движение Луны ускоряется.

Законы эллиптического движения ещё далеки от того, чтобы точно представлять наблюдения Луны: её движения подвержены большому числу неравенств, имеющих очевидное отношение к положению Солнца. Мы укажем на три главных из них.

Наибольшее и первое, которое было обнаружено, носит название эвекции. Это неравенство в своём максимуме доходит до l.^g4907 [1.°3416] и пропорционально синусу двойного углового расстояния Луны от Солнца без углового расстояния Луны в перигее. В противостояниях и в соединениях Луны с Солнцем оно смешивается с уравнением центра, постоянно его уменьшая. По этой причине древние астрономы, которые определяли элементы лунной теории только с помощью затмений и с целью предсказания этих явлений, получали меньшее уравнение центра Луны, чем действительное, на полную величину эвекции.

В лунном движении наблюдается ещё одно большое неравенство, исчезающее при соединениях и противостояниях Луны и Солнца, а также в точках, где эти два светила отдалены друг от друга на четверть окружности. В своём максимуме оно достигает 0.^g6611 [0.°5950], когда расстояние между ними равно 50^g [45°]; отсюда следует, что это неравенство пропорционально синусу двойного расстояния Луны от Солнца. Это неравенство, называемое вариацией и исчезающее во время затмений, не могло быть обнаружено при наблюдении этих явлений.

Наконец, движение Луны убыстряется, когда замедляется движение Солнца, и наоборот. Отсюда вытекает неравенство, известное под названием годичного уравнения, закон которого в точности таков же, как закон движения центра Солнца, но с обратным знаком. Это неравенство, достигающее в максимуме 0.^g2074 [0.°1867], при затмениях смешивается с уравнением центра Солнца, и при вычислении момента этого явления безразлично, рассматривать ли эти два уравнения по отдельности или исключить годичное уравнение из лунной теории и увеличить на такую же величину уравнение движения центра Солнца. По этой же причине древние астрономы преувеличивали эксцентриситет солнечной орбиты, как они преуменьшали по причине эвекции эксцентриситет лунной орбиты.

Эта орбита наклонена на 5.^g7185 [5.°1466] к эклиптике. Точки её пересечения с ней, называемые узлами, не зафиксированы на небе: они имеют попятное, т.е. противоположное лунному, движение, которое легко обнаружить по последовательности звёзд, встречаемых Луной при пересечении ею эклиптики. Восходящим узлом называют тот, в котором Луна поднимается над эклиптикой в сторону Северного полюса, а нисходящим тот, в котором она опускается под эклиптику, к Южному полюсу. Продолжительность сидерического оборота узлов в начале века была равна 6793.^d39108, и среднее расстояние восходящего узла от точки весеннего равноденствия было 15^g.46117 [13.°91505]. Но движение узлов замедляется от века к веку. Оно подвержено нескольким неравенствам, из которых самое большое пропорционально синусу двойного расстояния Луны от Солнца и в максимуме достигает l.^g8102 [1.°6292]. Наклонность орбиты – также переменная величина. Самое большое её неравенство, которое в максимуме достигает 0.^g1627 [0.°1464], пропорционально косинусу того же угла, от которого зависит неравенство движения узлов, но средняя наклонность в разные века представляется постоянной, несмотря на вековые изменения плоскости эклиптики.

Лунная орбита и, вообще, орбиты Солнца и всех небесных тел не более реальны, чем параболы, описываемые снарядами на поверхности Земли. Чтобы представить движение тела в пространстве, воображают линию, проведённую через все последовательные положения его центра. Эта линия и есть его орбита, неизменная или изменяющаяся плоскость которой проходит через два последовательных положения тела и через точку, принимаемую нами за центр этого движения.

Вместо того, чтобы так рассматривать движение тела, можно мысленно проектировать его на неподвижную плоскость и определять его проекцию и высоту над этой плоскостью. Этот очень простой способ применяется астрономами в таблицах движения небесных тел.

Видимый диаметр Луны изменяется аналогично изменению лунного движения: на самом большом расстоянии от Земли он равен 5438^сс [1762"], а при самом малом составляет 6207^сс [2011"].

Те же способы определения, при которых благодаря своей малости ускользнул солнечный параллакс, дали средний параллакс Луны, равный 10 661^сс [3421"8]. На таком расстоянии, на котором это светило видно нам под углом 5823^сс [1886"7], Земля была бы видна под углом 21 332^сс [6911."6]; следовательно, отношение их диаметров равно отношению этих чисел или почти трём одиннадцатым, и объём лунного шара в сорок девять раз меньше земного.

Лунные фазы – одно из наиболее впечатляющих небесных явлений. Выходя вечером из солнечных лучей, Луна появляется в виде узкого серпа, который увеличивается по мере её удаления от Солнца и делается полным светящимся кругом во время противостояния с этим светилом. Когда она снова приближается к нему, её фазы уменьшаются, так же как они возрастали раньше, до тех пор, пока она не погрузится утром в солнечные лучи. Серп Луны, постоянно обращённый выпуклостью к Солнцу, несомненно указывает, что она заимствует его свет, и закон изменения её фаз, ширина которых увеличивается почти точно пропорционально синусу-верзусу углового расстояния Луны от Солнца, доказывает, что она имеет сферическую форму.

Возвращение фаз зависит от избытка движения Луны над движением Солнца, избытка, который называют синодическим лунным движением. Продолжительность синодического обращения этого светила, или период его средних соединений, в настоящее время равен 29.530588716 суток, что почти точно относится к тропическому году как 19 к 235, т.е. 19 солнечных лет заключают около 235 лунных месяцев.

Сизигиями называются те точки лунной орбиты, в которых Луна находится в соединениях или противостояниях с Солнцем. В первом случае мы имеем новолуние, во втором – полнолуние. Квадратуры – те точки, в которых Луна отдалена от Солнца на 100^g [90°] или 300^g [270°], считая по направлению её собственного движения. В этих точках, которые называются первой и второй четвертью Луны, мы видим половину её освещённой полусферы. Строго говоря, мы видим немного больше, так как в тот момент, когда нам открывается точно половина Луны, её расстояние от Солнца немного меньше 100^g [90°]. В этот момент, который определяется тем, что линия, разделяющая освещённую и тёмную полусферы Луны, представляется прямой, луч, проведённый от наблюдателя к центру Луны, перпендикулярен к линии, соединяющей центры Луны и Солнца. Таким образом, в треугольнике, образованном прямыми, соединяющими эти центры и глаз наблюдателя, угол при Луне прямой, а наблюдение даёт угол при наблюдателе. Это позволяет определить расстояние от Солнца до Земли в долях расстояния от Земли до Луны. Трудность точного определения момента, в который мы видим половину освещённого диска Луны, делает этот метод неточным. Однако именно благодаря ему были получены первые представления об огромном объёме Солнца и большом расстоянии от него до Земли.

Объяснение лунных фаз приводит к истолкованию затмений – предмета ужаса в непросвещённые века и любопытства народов всех времён. Луна может затмеваться только тогда, когда непрозрачное тело лишает её солнечного света, и очевидно, что это тело – Земля, поскольку затмения Луны происходят только во время её противостояний, т.е. тогда, когда Земля находится между Луной и Солнцем. Земной шар отбрасывает позади себя относительно Солнца конус тени, ось которого совпадает с прямой, соединяющей центры Солнца и Земли; он кончается в точке, в которой видимые диаметры этих двух тел были бы одинаковы. Эти диаметры, видимые из центра Луны во время её противостояния ‘ и на среднем расстоянии, приблизительно равны 5920^сс [1918"] у Солнца и 21322^сс [6908"] – у Земли. Таким образом, длина конуса земной тени, по крайней мере, в три с половиной раза больше, чем расстояние от Луны до Земли, а его ширина в точках, где он пересекается Луной, близка к восьми третям лунного диаметра. Поэтому если бы плоскость лунной орбиты совпадала с плоскостью эклиптики, Луна затмевалась бы при каждом противостоянии с Солнцем. Но вследствие наклона этих плоскостей во время противостояний Луна часто оказывается приподнятой выше или опущенной ниже конуса земной тени и попадает в него только тогда, когда она близка к узлам своей орбиты. Если весь её диск погружается в земную тень – затмение Луны полное. Оно называется частным, если этот диск заходит в тень только своей частью, и можно понять, что степень близости Луны к узлам своей орбиты во время противостояний даёт всё разнообразие вида наблюдаемых затмений.

Каждая точка Луны перед своим затмением последовательно теряет свет от разных частей солнечного диска. Поэтому её яркость уменьшается постепенно и исчезает в момент попадания в земную тень. Пространство, в котором происходит это уменьшение яркости, названо полутенью, и ширина его равна диаметру Солнца, видимому из центра Земли.

Средняя продолжительность обращения Солнца относительно узла лунной орбиты равна 346.^d619851. Она относится к синодическому периоду обращения Луны почти в точности, как 223 к 19. Таким образом, по истечении периода в 223 лунных месяца Луна и Солнце вновь оказываются в таком же положении относительно узла лунной орбиты. Поэтому и затмения должны повторяться почти в таком же порядке. Это даёт простой способ их предсказания, который использовали древние астрономы. Однако неравенства в движениях Солнца и Луны должны производить ощутимые изменения. Кроме того, возвращение этих двух светил к начальному положению по отношению к узлу в интервале 223 месяцев происходит не точно. Из-за этого отклонения со временем изменяется порядок затмений, наблюдаемых в одном из таких периодов.

Круглая форма земной тени при лунных затмениях привела первых астрономов к мысли о почти сферической фигуре Земли. В дальнейшем мы увидим, что усовершенствованная теория Луны дала, может быть, самый точный способ определения сжатия Земли.

Соединения Солнца и Луны, когда она располагается между Солнцем и Землёй и закрывает от нас солнечный свет, доставляют единственную возможность наблюдать солнечные затмения. Хотя Луна несравненно меньше Солнца, она находится достаточно близко от Земли, чтобы её видимый диаметр мало отличался от солнечного. Вследствие изменения этих диаметров случается даже, что они попеременно превосходят один другого. Представим себе, что центры Солнца и Луны находятся на одной прямой с глазом наблюдателя и он видит затмение Солнца. Если видимый диаметр Луны превосходит солнечный, затмение будет полным, но если он меньше солнечного, наблюдатель увидит светящееся кольцо, образованное той частью Солнца, которая не перекрывается диском Луны, и в этом случае затмение будет кольцеобразным. Если, наконец, центр Луны не находится на прямой, соединяющей глаз наблюдателя и центр Солнца, Луна сможет затмить только часть солнечного диска, и затмение будет частным. Итак, вариации расстояний Солнца и Луны от центра Земли и расстояний Луны от узлов её орбиты в момент соединений приводят к очень большому разнообразию солнечных затмений. К этому прибавляется ещё возвышение Луны над горизонтом, которое изменяет её видимый диаметр и вследствие влияния лунного параллакса может увеличить или уменьшить видимое расстояние центров Солнца и Луны так, что один из двух удалённых друг от друга наблюдателей может видеть солнечное затмение, которое не увидит другой. В этом солнечные затмения отличаются от лунных, которые одинаковы для всех точек Земли, где это светило находится над горизонтом.

Часто можно видеть, как тень, падающая от тучи, уносимой ветром, быстро пробегая по холмам и равнинам, закрывает от настигнутых ею зрителей вид Солнца, которым наслаждаются находящиеся вне её пределов. Это точный образ полного солнечного затмения, во время которого вокруг лунного диска заметна корона из слабого света, представляющая собой, вероятно, атмосферу Солнца, так как по своей протяжённости она не может соответствовать лунной атмосфере, поскольку последняя, как в этом убедились по затмениям Солнца и звёзд, почти неощутима.

Атмосфера, которую можно представить себе вокруг Луны, отклоняет световые лучи к её центру, и если, как это должно быть, атмосферные слои становятся более разреженными с высотой, эти лучи, проникая в неё, отклоняются всё больше и больше и образуют кривую, вогнутую к лунной поверхности. Поэтому наблюдатель, находящийся на Луне, перестал бы видеть светило, только спустившись ниже своего горизонта на угол, называемый горизонтальной рефракцией. Лучи, излучаемые этим светилом, видимым на горизонте, коснувшись поверхности Луны, продолжают свой путь, описывая кривую, похожую на ту, по которой они пришли. Следовательно, второй наблюдатель, расположенный относительно светила позади Луны, всё же увидел бы его вследствие отклонения луча в лунной атмосфере. Диаметр Луны из-за рефракции в её атмосфере заметно не увеличивается; звезда затмевается этим светилом несколько позже, чем она затмилась бы при отсутствии атмосферы. По этой же причине она раньше выходит из затмения. Таким образом, лунная атмосфера оказывает влияние главным образом на продолжительность затмений Солнца и звёзд Луной. Однако точные и многократные наблюдения позволили лишь едва заподозрить это влияние, и было установлено, что на поверхности Луны горизонтальная рефракция не превышает 5^cc [1"6]. На Земле эта рефракция, по крайней мере, в тысячу раз больше. Таким образом, лунная атмосфера, если она существует, обладает исключительной разреженностью, превосходящей достигаемую нами с помощью лучших пневматических насосов. Отсюда мы должны сделать вывод, что никакие из земных животных не могли бы дышать и жить на Луне и что если она всё же обитаема, то только животными совсем другого рода. Имеется основание думать, что на поверхности Луны всё твёрдое, так как в большие телескопы она представляется безводным телом, на котором, как полагают, замечена деятельность вулканов и даже их извержения.

Бугер экспериментально нашёл, что свет полной Луны приблизительно в триста тысяч раз слабее солнечного. Этим объясняется, почему лунный свет, собранный в фокусе самых больших зеркал, не производит сколько-нибудь заметного действия на термометр.