Фламмарион К., Живописная астрономия-1900

цамн, по ужс на иѣскольво большемъ взаимномъ разстонніи. ІІослѣ семн послѣдо- вателыіыхъ оборотовъ, а зпачитъ и оппозицій, плансты снова проходятъ друп» огь друга па ближайшемъ разстояніи, что случается приблизительно чрезъ каж- дыя пятнадцать лѣтъ, именно приходилось въ 1830, 1846, 1862, 1877 іі 1892 і'одахъ. Замѣчателыш, что эпохн наибольшей близости Марса совпадаютъ съ эпо- хами исчезновснія кольца Сатурна, о которомъ мыбудемъ говорпть далыпе. Естс- етвенно, что это самыя лучшія эпохи для наблюденій, которыми и пользуются пре- имущественно для изученія четвертой планеты въ физическомъ отношеніи. Вольшая вксцентричность нутп Марса дала возможность Кеплеру открьггь ис- типиую форму нланетныхъ орбитъ, которыя до тѣхъ поръ считали за точные кру- ги. Кеплеръ унотребплъ не менѣе семнадцати лѣтъ труда, чтобъ достигпуть этого, и очень часто отчаявался въ успѣхѣ. ІІревосходиыя наблюденія Тихо-Браге дока- зали ему сн|)авсдливость системы Коперника и привели его къ огкрытію законовъ, съ которыми мыуже познакомились выше. Когда Марсъ находится въ противостояніи, его діаметръ мо;кетъ доходить до 30",4, если ѳто случается въ перигеліи Марса и въ афеліи Земли, т. е. въ августѣ мѣсяцѣ. Въ 1877 году этотъ діаметръ сго былъ очень близокъ къ макси- муму: съ 16 по 27 августа ст. ст. величина его была 29",4. Мы уже знаемъ, что діаметръ Луны равняется 31 '24", а такъ какъ діаметръ Марса можетъ достигнуть нолу-мииуты, то значитъ діаметръ Луны почтп въ 63 разаболѣе видимаго діаметра Мареа. ІІритакихъ условіяхъ труба, увеличивающая въ 63 раза, иокажетъ намъ ша]»ъ Марса такой же величпны, какъ представляется луна для нростого глаза. Такъ какъ планета въ нолночь освѣщена тогда вполпѣ солнцомъ, ириходяіцнмся за пами, когда мы наблюдаемъ Марса, то, очевидно, этп паблюдешя производятся въ несравненно лучшпхъ условіяхъ, чѣмъ то возможпо для Венсры, какъ мы ви- дѣли выше. Въ это время мы очень отчетливо различаемъ круглый дпскъ, на ко- торомъ сразу бросается въ глаза бѣлое ііятно и съ первой же минуты наблюденія указываетъ, гдѣ находится одинъ изъ нолюсовъ нланеты. Если атмосфера очень чиста, то мыочень скоро замѣтимъ, что красный цвѣтъ диска не вездѣ одинавовъ н что на немъ есть пятна. Болѣе сильное увеличеніе покажетъ иформу этихъ пятенъ. При первыхъ телескопическихъ наблюденіяхъ плапеты Галилеемъ въ 1610 году фазы Марса скорѣе угадывались, чѣмъ дѣйствительно замѣчались, и только въ 1638 году это подтвердилось трубою Фонтана нодъ небомъ Неаполя. Наши ны- нѣшніе инструменты показываютъ это очснь лсгко; но фазы Марса никогда пе до- стпгаютъ такой величины, какъ у Меркурія и Венеры, потому что Марсъ всегда остается дальше отъ солнца, чѣмъ Зсмля; онѣ нс прсвосходятъ уіцерба Луны чрезъ три дня иослѣ полнолунія нлн за три дня до него. Труба Галнлея, не нужно этого забывать, увеличивала сначала только въ восемь разъ; затЬмъ увелнченіе ея было доведено Гіиіилеемъ до 16 разъ, но никогда не нревосходило впослѣдствіи 32. Нзслѣ- дованіе двшкепія пятенъ діао Касеинн въ 1666 году неріодъ вращеніл Марса около оси въ 24 часа 40 минутъ. Маральдп въ 1704 и 1719 годахъ, Вильямъ Гершелыі Шретеръ въ концѣ того же вѣка, Куновскій въ 1822 году, Медлеръ въ 1830 году, Кайзеръ і і ъ 1862 году, ВоЛьфъ въ 1866 году, ІІрокторъ въ 1869 и Шмитдъ въ 1873 году производили тѣ же изслѣдованія все съ большею п большею точностью, и мы теперь знаемъ время суточнаго обращенія этого міра съ точностъю почти до одной сскунды, оно равняется 24 часямъ 37 иинутамъ 23 секундамъ. Такпмъ образомъ продолжительность дня н ночн па Марсѣ почтн такая же, какъ и на Землѣ: суткн Марса цревышаютъ наши нѣсколько болѣе чѣмъ на полчаса—