Фелькнер И., Астрономия для любознательных людей. 1892

— 575 — Не трудно вычислить это разстояніе, положимъ В, когда извѣстенъ радіусъ планеты, положимъ г , экваторіальная скорость ея, положимъ ѵ, и тяжесть на ея поверхности, зависящей отъ массы, положимъ д. Притяженіе планеты на разстояніи В обратно пропор­ ціонально квадратамъ радіусовъ и выражается формулою г2 О В 2 сохраненіи ими скорости ѵ , будетъ Изъ равенства Центробѣжная сила паровъ, при томъ же разстояніи и ѵ2 В ихъ получимъ: № В г В Г Ѵ ‘ Г ' ~ Ѵ ‘ г ,.2 V 2 г'2 9 В ~~ Я ’ или д ѵ2 раздѣляя на г , = пли = — , Л г В, д I или, написавъ иначе: - • ~ \ ѵ2 . г Значитъ, разстояніе отъ центра планеты до кольца от­ носится къ радіусу ея, какъ тяжесть на поверхности къ центробѣжной силѣ на экваторѣ. Для Сатурна отношеніе это равно числамъ 20 и 32, слѣдовательно, если г = 5, В будетъ 8. Прилагая ту же формулу къ Юпитеру, получимъ для г — 1, В = 10. При чемъ кольцо должно было бы занимать мѣсто его четвертаго крайняго спутника. Ясно, что такой высоты едва ли могутъ достигать испаренія планеты, да и матеріала для кольца не достанетъ, или, другими словами, пары тамъ будутъ на столько разрѣжены, что не дадутъ коль­ цу надлежащей связи и устойчивости. Для земли условія подучаются еще хуже, а именно: г — 1, В = 289. Однимъ словомъ, чѣмъ планета плотнѣе и вращается около оси медленнѣе, тѣмъ образованіе вокругъ нея кольца несбыточнѣе. Сатурнъ потому обладаетъ имъ, что всѣхъ легче и вращается около оси быстро. Не смотря на то, Кантъ, въ пылу увлеченія, рисуетъ картину возможнаго нѣкогда кольца около земли. Допуская его состоящимъ изъ водяныхъ паровъ, онъ разрушеніемъ кольца объясняетъ даже явленіе потопа; а