Фелькнер И., Астрономия для любознательных людей. 1892

— 501 — брать звѣзду, одень близко къ лунѣ находящуюся; а рав­ нымъ образомъ, устраняется и погрѣшность въ зенитныхъ углахъ, которые здѣсь не надо принимать въ расчетъ. Во всякомъ случаѣ, оба описанные способа служатъ отличнымъ контролемъ другъ другу и должны повторяться, пока р -j- р ', добытые по первому способу, не выйдутъ рав- пнми œ -J- р по второму. Само собою разумѣется, что углы между звѣздою и тѣмъ небеснымъ тѣломъ, коего параллаксъ опредѣляется, должны быть измѣряемы въ плоскости мѣстнаго меридіана, и потому самая удобная для сравненія звѣзда х (фиг. 279) будетъ та, которая проходитъ меридіанъ въ полѣ зрѣнія трубы, оставленной неподвижною послѣ наблюденія луны. Какъ видно изъ прилагаемаго рисунка, лу­ на L и звѣзда х плывутъ по небосклону параллельно экватору; а стрѣлка показы­ ваетъ разстояніе между ними по кругу скло­ неній, величина котораго опредѣляется чи­ сломъ оборотовъ микрометрическаго винта, движущаго нить сс' (стр. 248). Способъ нахожденія параллаксовъ при помощи звѣздъ, столь заманчивъ по про­ стотѣ и независимости отъ главныхъ погрѣшностей, что возбудилъ общее желаніе примѣнять его всюду, гдѣ возмож­ но (то-есть, гдѣ имѣется на-лицо подходящая звѣзда) и въ особенности съ цѣлію опредѣлить разстояніе отъ солнца до земли, которое было необходимо, какъ ключъ для уясненія размѣровъ нашей солнечной системы. Но какъ, спрашивается, этого достигнуть, при разстоя­ ніи, гдѣ параллаксъ измѣряется нѣсколькими секундами; а кромѣ того, звѣздъ на небѣ днемъ не видно вообще, а вбли­ зи солнца и подавно? За невозможностію дѣйствовать прямо, обратились къ пути окольному, разсуждая слѣдующимъ образомъ: Изъ третьяго закона Кеплера и по множеству наблю­ деній, сдѣланныхъ надъ сосѣдними съ землею планетами— Венерою и Марсомъ, были довольно хорошо извѣстны нѣ­ которые элементы ихъ орбитъ. Такъ, ^напримѣръ, знали, что когда Венера находится между землей и солнцемъ, то бли­ жайшее разстояніе ея отъ земли равнялось около 0,27; а до солнца 0,73 радіуса земной орбиты, принятой за единицу сравненія. Кратчайшее разстояніе между Марсомъ и землею слу­ чается, напротивъ, въ эпоху оппозицій, когда Марсъ нахо­ дится въ перигеліи своей орбиты; а земля въ афеліи, при Фиг. 279.