Фламмарион К., Живописная астрономия-1900

сиѣіт., иамъ стоитъ взглянуть въ увеличителыюе стекло на нѣкоторыя изъ этихъ снѣжинокъ, чтобъ увидать всю геомстрическую прелесть этихъ легкихъ кристал- ликовъ, снособную привести насъ въ цолное восхищеніе. «Вогъ всегда поступа- етъ по правиламъ Геометріи», говорилъ безсмертный ІІиѳагоръ: АЕІ 0 ѲЕОЕ ГЕ2МЕТРЕІ. ГЛАВА ВТОРАЯ. И зм ѣ р ен іе ра зетоян ія еолнца отъ земли . Согласіе между собою шести различиыхъ способовъ.— Прохожденія Венсры.— Какъ измѣрыи и пзвѣсили солицо. Всѣ числа, приведепныя нами выше и относящіяся къ величинѣ и массѣ солнца, къ разстояпіямъ отъ него планстъ, къ размѣрамъ солнечной системы, основываются на знаніи разстоянія солнца отъ земли. Это разстояніе представляетъ собою истин- ный аршинъ солнечпаго міра и служитъ для измѣренія дажс и звѣздной вселениой. Нравда, что относительныя числа разстоянііі и размѣровъ, приведенныхъ въ преды- дущей главѣ, остаются тѣми же самыми, каковы бы ни были нхъ безусловныя или дѣйствительныя величины; но зато эти абсолютпыя разстоянія, имѣющія большую вазкность сами по себѣ, могутъ сдѣлаться извѣстными пе иначе, какъ въ томъ слу- чаѣ, когда будстъ строго опредѣлена самая мѣра, служащая основой для всѣхъ из- мѣреній. Мы знаемъ, напримѣръ, что послѣдняя планета пашей сиетемы отстоитъ отъ солнца въ 30 разъ далыне, чѣмъ земля; знаемъ также, что ближайшая къ памъ звѣзда находится отъ насъ на разстоянін, въ 275 тысячъ разъ превышаю- щемъ ту же единицу, но не мозкемъ знать этого разстоянія въ миляхъ или вер- стахъ, если не онредѣлимъ сперва съ величайшею точпостыо нашу основную еди- ницу. Ноэтому совершенно естестнеппо, что астрономы придаютъ очень большую важпость этому измѣренію. Мы уже видѣли выше, какимъ способомъ опредѣлено было разстояпіе луны. Еслибы мы захотѣли воспользоваться подобными же наблюденіями для опредѣле- нія разстоянія солпца, то памъ бы этого сдѣлать не удалось. Разстояніе солпца слишкомъ велико; съ нимъ совершснно нсльзя сравішвать дажс весь діаметръ землп, потому что и въ этомъ случаѣ не могло бы получиться пикакого треугольника. ІІредположимъ, что изъ двухъ діаметральпо противопололшыхъ точекъ земиого шара проведсны двѣ прямыя лииіи въ центръ солпца; эти двѣ лииіи по всей ихъ длииѣ касались бы другъ друга, такъ какъ земнои діаметръ пс болѣе какъ точка по сравненію съ ихъ безпредѣлыюй длииой. Такимъ ббразомъ пе получилось бы никакого треугольника, въ которомъ молснобыло бы измѣрпть уголъ при вершинѣ. Отъ насъ до дневного свѣтила считается почти двѣнадцать тысячъ земныхъ діамет- ровъ! Значитъ, это все равпо, какъ еслибы мы попытались начертить треуголь- пикъ съ основаніемъ въ 1 миллиметръ (*/» липіи) и со сторонами по 17 аршинъ. Яспо, что эти стороны былн бы почти совсршенпо параллелыіымн, и оба угла, со- ставляемые имп съ основапіемъ, почтп писколько не отлпчались бы отъ прямого. 'Гакимъ образомъ необходпмо было обоити это затрудненіе, что въ первый разъ сдѣлалъ Галлей, въ нрошломъ столѣтіи, предложивъ пользоваться для такого пзмѣ- рснія прохожденіями Венеры чрсзъ солнечный дискъ. Мыул;е видѣли, что Венера ближс къ солпцу, чѣмъ мы, что она кружптся около центральнаго свѣтила ио ор- битѣ, заключающейся впутри земпого пути. Это м о л ін о вполнѣ уяснить себѣ изъ