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

Величина ц выражается въ частяхъ средняго ра.ч- стоянія отт. Земли до Солнца, а такъ какъ въ этомъ разстояніи заключается 149*/* милл. кнлометровъ, то легко выразить г/ въ километрахъ. Если , напримѣръ, у разсматриваемой кометы </ = 0,725, то это озна- чаетъ, что вершина орбиты лежитъ въ разстояніи 0,725 X 1 4 9 1/г мил. кил. = 108мил. ІШЛ. отъ Солнца. 4) Описанными элементами вполнѣ опредѣляются какъ положеніе орбиты въ пространствѣ, такъ и ея размѣры; но для опредѣленія положенія кометы па орбитѣ, а слѣдовательно и въ пространствѣ, необхо- днмо еще знать, въ какой моментъ комета находилась въ какой-нибудь извѣстной точкѣ па орбитѣ, напри- мѣръ, въ какое время она прошла черезъ пернгелій. Зн ая это, мы можемъ, на основаніи второго закона Кеплера, опредѣлить иоложеніе кометы и во всякій другой моментъ. Время нрохожденія черезъ иеригелій обозначается буквою Г. Что касается до времени обращенія кометы вокругъ Солнца, то оно могло бы быть опредѣлено по третьему законѵ Кеплера (стр. 14), если извѣстна большая полуось орбиты а. Дѣйствительно, если а извѣстно и если оно выражено въ среднемъ разстояніи отъ Земли до Солнца, принимаемомъ за единицу, то искомое время I I обращенія вокрѵгъ Солнца, выраженное вь годахъ, опредѣлптся слѣдующимъ образомъ: