Глазенап С., Кометы. Cо многими рисунками и портретами в тексте-1910

въ которомъ массы трехъ тѣлъ могутъ быть к а к ія угодно , такъ же точно, какъ и ихъ взаимныя разстоян ія , и въ этомъ видѣ мы не знаемъ, какого рода будетъ движеніе. Но , еслп, напримѣръ, среди трехъ тѣлъ одно обладаетъ несравненно болыпею массою, чѣмъ два друг ія , то вопросъ можетъ быть рѣшенъ, если не строго, то по приближенію. Подобный случай имѣетъ мѣсто въ пашей Солнечной спстемѣ, гдѣ массы планетъ сравнптсльно съ массою Солпца представля- ются величинами очепь малыми, такъ что отъ взаимо- дѣйствія двухъ плапетъ и Солнца двнженіе каждой планеты лпшь весьма мало отличается отъ того, кото- рое было бы, если бы существовала только одна пла- нета и Солнце, т. е. отъ движепія но законамъ Кеплера. Д л я всѣхъ плапетъ нашей Солнечной системы мы нмѣемъ одну преобладающую силу въ Солнцѣ, а пе- редъ нею силы остальныхъ нланетъ суть велпчнны весьма малыя. Вслѣдствіе такого порядка вещей, уклонен ія планетъ отъ двпженія по законамъ Кеплера весьма ничтожны и могутъ быть легко вычисляемы. Но съ кометами могутъ быть и другіе случаи . К акъ извѣстно, кометы не расположены въ пространствѣ такъ систематично, какъ большія планеты, орбиты которыхъ взаимио не пересѣкаются: кометы движутся по вытянутымъ эллипсамъ, вслѣдствіе чего онѣ мо- гутъ подойти весьма близко къ какой нибудь планетѣ п сплыю тяготѣть къ ней. Хотя масса планеты, даже самой болыпой—Юпитера, весьма мала сравмительно съ солнечною массою, по спла притяжен ія , оказывае- маго Юпптеромъ па прнблизпвшуюся комету, можетъ быть такого нге порядка и даже больше, чѣмъ сила