Фелькнер И., Астрономия для любознательных людей. 1892

574 — Если притяженіе между частицами значительно, то, ра­ зумѣется, столь большая разница скоростей вызоветъ огром­ ное треніе, при чемъ внѣшніе элементы кольца, получивъ отъ внутреннихъ увеличеніе линейной скорости, оторвутся отъ общей массы и улетятъ въ пространство; въ то время, какъ внутренніе, потерявъ ее, упадутъ на планету. Слѣдо­ вательно, притяженіе частицъ есть въ сущности стремленіе сдѣлать кольцо сплошнымъ и влечетъ за собою его разру­ шеніе. Но въ результатѣ получится совершенно другое, думалъ Кантъ, когда вообразить кольцо Сатурна состоящимъ изъ множества концентрическихъ колецъ, раздѣленныхъ проме­ жутками такой величины, чтобъ притяженіе частицъ поте­ ряло значеніе, сравнительно разницы скоростей; а самыя кольца на столько узкими, чтобъ сила сцѣпленія между ихъ частицами превышала эту разность. Тогда каждое кольцо будетъ вращаться совершенно независимо, какъ будто дру­ гихъ колецъ нѣтъ и кромѣ того, само по себѣ представитъ не вереницу спутниковъ, на подобіе кучи саранчи, летящей въ перегонку другъ съ другомъ, а нѣчто въ родѣ ободьевъ ма хового колеса, гдѣ всѣ элементы обладаютъ одною общею угловою скоростью. Зная силу сцѣпленія между частицами, легко вычислить какъ потребную величину промежутковъ, такъ и ширину колецъ, которая, въ виду разрѣженности паровъ, не должна быть значительна. Судить, на сколько удачно придумана эта гипотеза, весьма трудно, но, во всякомъ случаѣ, открытіе промежут­ ковъ въ тѣлѣ кольца даетъ ей большую достовѣрность. Кантъ не оставилъ безъ вниманія и послѣдняго любо­ пытнаго вопроса о кольцѣ Сатурна, а именно: почему та­ кого кольца у другихъ планетъ нѣтъ. Разрѣшеніе задачи онъ нашелъ въ способѣ образованія кольца не непосредственно изъ планетной туманности, когда центральное сгущеніе представляло лишь зародышъ планеты, а изъ послѣднихъ паровъ, выдѣляемыхъ планетою, когда она охлаждалась, то-есть достигла такой зрѣлости, что уже вращалась около наклоненной къ орбитѣ оси и потому могла передать восходящимъ съ ея поверхности парамъ различ­ ныя скорости, изъ коихъ наибольшая соотвѣтствовала эква­ торіальному поясу планеты. Пары останавливались тамъ, гдѣ центробѣжная сила уравновѣшивалась съ притяженіемъ, а скорость обусловли­ вала круговую орбиту.