Изложение системы мира

2. Под небольшими неравенствами во вращении Луны здесь подразумевается так называемая физическая либрация — покачивание Луны относительно направления к Земле наподобие маятника, вызванное тем, что Луна немного удлинена в сторону Земли вследствие застывшей на Луне приливной волны. В результате центр массы Луны смещён примерно на 1 км относительно центра её фигуры, так что Луну можно уподобить маятнику с амплитудой колебаний около 100". При рассмотрении с Земли эти колебания уменьшаются в отношении радиуса Луны к её расстоянию от Земли, т.е. в 220 раз, и вызывают действительные покачивания всего лишь в несколько десятых долей секунды дуги, едва уловимые из наблюдений.

3. Способ определения солнечного параллакса из наблюдений прохождения Венеры по диску Солнца был предложен Галлеем в 1691 г. и впервые применён во время прохождения Венеры в 1761 г., для чего был организован ряд экспедиций в отдалённые страны. Хотя геометрическая сторона этого способа безупречна, наблюдения не оправдали возлагавшихся на них надежд из-за особого явления — дифракции света, вследствие которой оказалось невозможным точно наблюдать момент внутреннего контакта краёв Венеры и Солнца при вступлении Венеры на солнечный диск. Ожидалось, что соответствующий момент можно будет заметить с точностью до немногих секунд, а в действительности ошибки в его определении доходили до 1 м. Это было вызвано тем, что по вступлении Венеры на диск Солнца и при её дальнейшем продвижении тёмный край Венеры ещё продолжал соединяться с краем Солнца тёмной перемычкой, названной «чёрной каплей», что не позволяло заметить момент контакта краёв.

Такие же наблюдения были произведены многочисленными экспедициями в 1769 г. Тщательная обработка наблюдений этих двух прохождений, выполненная в 1835 г. Энке, дала для солнечного параллакса 8."57, тогда как современное значение равно 8."794, что на 2.5% больше.

4. Наблюдая в Петербурге прохождение Венеры в 1761 г., Ломоносов открыл у неё атмосферу.

5. Два спутника Урана были открыты Гершелем в 1787 г., два других — найдены Ласселем в 1851 г. Пятый, ближайший к планете, очень слабый спутник был открыт Койпером в 1948 г.

6. В настоящее время открыто свыше 2300 малых планет; некоторые из них движутся по сильно наклонённым к эклиптике орбитам, наклонности которых достигают 40°.

7. Угол между плоскостью небесного экватора и горизонтом равен 90° - φ, где φ - географическая широта места наблюдения. Поэтому меридианная высота h светила равна его склонению δ + (90°-φ), откуда δ = φ+h-90°.

8. Собственные движения были открыты Галлеем в 1718 г. путём сравнения положений нескольких ярких звёзд из каталога Птолемея в «Альмагесте» с современными. Ныне мы знаем, что все звёзды движутся и эти движения вызваны перемещением самих звёзд в пространстве, к которому присоединяется перспективный эффект движения солнечной системы. У большинства звёзд собственные движения очень малы — меньше 1" в столетие. Самое большое ныне известное собственное движение 10."3 в год имеет слабая звезда 9.5 величины в созвездии Змееносца — звезда Барнарда.

9. Древнейшее дошедшее до нас определение размеров земного шара произведено в III в. до н.э. греко-египетским учёным Эратосфеном путём градусного измерения в Египте. Длина окружности земного меридиана была им определена в 250 000 стадиев, и хотя длина египетского стадия нам известна лишь приближённо, это число довольно близко к истине.

10. В экспедиции на земной экватор участвовали французские академики Бугер, Лакондамин и Годен. Проработав с 1735 по 1742 гг., они измерили в Перу дугу меридиана в 3°7'. Другая экспедиция в составе Мопертюи, Клеро, Цельсиуса и других измерила в 1735—1736 гг. дугу в 58' по долине реки Торнео, пограничной между Швецией и Финляндией.

11. Ныне приняты: сжатие земного эллипсоида ƒ=

a-b

a =

1

298.5 ; полуоси: а = 6 378 140 м, b = 6 356 751 м. В СССР применяются элементы эллипсоида Красовского: а = 6 378 245 м, b = 6 356 863 м, ƒ=

1

298.3 .

12. Проблема определения географической долготы в путешествиях, в частности морских, была в прежние времена одной из основных и трудно решимых. Поскольку местное время определялось из астрономических наблюдений сравнительно просто, вопрос сводился к знанию в определяемом пункте времени начального меридиана, например гринвичского. Для этого служили наблюдения явлений, моменты которых были известны или могли быть вычислены по гринвичскому времени. Таковы были затмения Луны, положения Луны среди звёзд, покрытия звёзд Луною, явления в системе спутников Юпитера, а с изобретением хронометра — хранение гринвичского времени в путешествиях. Каждый из этих способов имел свои ограничения, и их точность была в общем невысокой. Радикальное и точное решение этой знаменитой проблемы дал радиотелеграф, с помощью которого передаются специальные сигналы, приём которых даёт гринвичское время с точностью до тысячных долей секунды.