Фелькнер И., Астрономия для любознательных людей. 1892

— 579 — внутренними , что идетъ въ разрѣзъ законамъ Кеплера, Лапласъ и объясняетъ вращеніе планетъ около собствен­ ныхъ осей и ихъ спутниковъ около планетъ, въ ту же сто­ рону, куда вращалась и вся солнечная система, то-есть справа налѣво. Вообще Лапласъ ужасно сжато объясняетъ способъ обра­ зованія планетъ изъ отрывковъ колецъ и совершенно умал­ чиваетъ о томъ, какой толщины отрывались кольца, часто ли совершалась эта катастрофа, одно или нѣсколько колецъ входили въ составъ каждой планеты и, въ особенности, сколь­ ко для такой операціи требовалось времени. Слѣдуя за дальнѣйшимъ развитіемъ планетныхъ клубовъ, необходимо признать, что, по причинѣ сгущенія, въ центрахъ ихъ тоже должны были образоваться ядра, постепенно уплог- нающіяся. Въ этомъ положеніи они, въ миніатюрѣ, вполнѣ уподоблялись первоначальной солнечной туманности, Зна- читъ, въ атмосферѣ ихъ, отъ сжатія и ускоренія вращенія происходили отступленія границъ равновѣсія центробѣжной силы съ тяжестью, послѣдовательное отторженіе колецъ и формированіе новыхъ клубовъ для спутниковъ, кружащихся около планеты и около самихъ себя въ ту же сторону, какъ и вся система. Такъ какъ при образованіи спутниковъ, вращеніе пла­ нетнаго клуба постоянно ускоряется, то, очевидно, оторвав­ шіяся кольца и свернувшіеся изъ нихъ спутники не могутъ имѣть скорость вращенія бблыпую, чѣмъ породившая ихъ планета. Съ другой стороны, законъ Кеплера указываетъ на не­ разрывную связь, существующую между временемъ ихъ обра­ щенія и разстояніемъ до центра, ибо для обѣихъ этихъ ве­ личинъ есть предѣлъ, ниже котораго опуститься нельзя. Предѣломъ для времени служитъ время обращенія цен­ тральнаго тѣла; а соотвѣтственное разстояніе опредѣляется по 3-му закону Кеплера. Пусть Л и Т выражаютъ разстояніе до центра и время вращенія какого нибудь дѣйствительнаго спутника около центральнаго тѣла; а г и і—тоже для спутника фиктивнаго, нами воображаемаго, при условіи скорости обращенія, рав­ ной центральному тѣлу и, слѣдовательно, ближе котораго другого уже быть не должно. Вычисляя г по формулѣ Кеплера Т 2 ~ ■