чайшего частки, що відриваються від комет і від планет, не можуть стати перешкодою для руху цих тіл, які обертаються навколо Сонця? Це опір, правда, буде в кілька тисяч разів менше того, ко-лось надав би повітря, що оточує Землю, але все ж це опір. Метальні сили цих тіл і, таким чи-тельно, їх відцентрова сила зменшуються пропорційно з цими перешкодами, а якщо сила тяжіння Сонця, або доцентрова сила, залишається незмінною, то всі планети повинні постійно, хоча б і непомітно, прибл-тулитися до Сонця. Саме це змусило Ньютона сказати, що всесвіт буде існувати, лише поки господь бог буде заводити цю гігантську машину. До цього я додам, що деякі астрономи вже вважають, що їм вдалося спостерігати незначні зміни в орбіті планет. Це все припущення. Однак подивимося, як комета може впасти на Сонце. Спостереженнями встановлено, що Сонце має величезну атмосферу; в силу панує там спеки його поверх-ність повинна випускати назовні ис-течії, які утворюють навколо середу, щонайменше настільки ж щільну, як наше повітря.
Про загальну центрі ваги
Між кількома тілами, такими,
Як планети і сонце
Нехай ABC (рис. 41) - орбіта комети, a BLM - атмо-сфера Сонця. Коли комета приходить з Офелія А в пери-гелій В, вона зустрічає в В опір, зменшує її метальні силу. Сонячне тяжіння надає її орбіті велику кривизну, і вона піднімається по виданню, замість того щоб пройти по С, і так, описуючи більш продолгова-тий еліпс, вона піднімається до а.
Тоді, падаючи знову в В, вона ще більше наблизиться • до Сонця і, вириваючись з D, попрямує в Е, звідки опус-тится на Сонце по лінії ES. Значить, можливо, що до-мети можуть впасти на Сонце. Ньютоніанци навіть будують припущення про те, що це трапляється, і шанують це необхід-мим для харчування цього світила, яке непомітно зникло б, тому що, випромінюючи світло, воно постійно втрачає частину своєї субстанції.
Якби комета описувала орбіту, подібну до тієї, яку ми накреслили вище, то знадобилося б кілька тисяч років, щоб змінити її повний оборот до такої міри, щоб змусити її впасти на Сонце.
орбіт планетдостаточно відчутний,
щоб битьнаблюдаемим
Хоча орбіти планет майже кругові, проте, оскільки фокуси ел-Ліпсі віддалені один від іншого, ексцентриситет досить відчутний, щоб бути контрольоване. Ось по-чому в північній півкулі наше
зимове півріччя, коли ми проходимо через перигелій, на вісім днів коротше нашого річного півріччя.
Звернення планет тому коротше, чим ближче до Сонця планета.
З усього нами сказаного Ви розумієте, що планети повинні закінчувати свої повні оберти в проміжки часу тим коротші, ніж ближче до Сонця вони знахо-дяться. Справді, як тільки планета підходить ближче, її доцентрова сила, яка збільшується, тре-бует, щоб її відцентрова сила також збільшувалася, і ці дві сили неминуче переміщують її з більшою ско-ростью. Це підтверджено спостереженням.
У зверненні двох
тел навколо загального
Сила тяжіння в тілах співмірна міститься в них кількості ма-терії. Отже, в порожнечі два тіла рівної маси будуть притягувати один одного з однаковою силою (рис. 42). Наприклад, А буде притягувати В з тією ж силою, з якою його буде притягувати В; і отже, вони будуть зближатися з однаковою ско-ростью і зустрінуться в точці С, що знаходиться на півдорозі між ними.
Якщо А буде мати вдвічі більшу масу, воно буде притягувати В вдвічі сильне, значить, воно додасть В ско-кість вдвічі більшу, ніж та, яку В від нього напів-чає, і точка, де вони зустрінуться, буде тим ближче до А, чим більш його маса перевищить масу В.
А має свій центр ваги в В, на яке воно впливає, а В - в А, на яке воно також впливає; але в силу цього взаємного тяжіння виходить так, як якщо б, не притягаючи один одного, вони, кожне окремо, тяжіли до точки, де вони прагнуть соеди-ниться.
А якщо ми припустили б ще й третє тіло, то А і В притягували б його так, як якщо б два їх центру важки-сті були з'єднані в точці, до якої вони обидва притому-ГІВА. Справді, припустимо, що А і В закреп-лени на коромислі, що заважає їм зблизитися, і поставимо під коромислом підпору в точці, де вони прагнуть соеди-ниться, - вийдуть ваги, на яких А і В будуть в рівновазі, тому що відстань від А до цієї точки відноситься до відстані від В до тієї ж точки, як маса В до маси А; вони будуть діяти на третє тіло так, як якщо б вся їх тяжкість була зібрана в центрі підвісу, як, наприклад, в зверненні Місяця і Землі навколо їх загального центру.
Отже, Ви можете уявити собі Місяць і Землю на двох кінцях цього коромисла і уявити, що Ви тримаєте їх підвішеними над Сонцем, як Ви тримаєте два тіла підвішеними на вагах; рівновагу вийде і в тому і в іншому випадку, якщо відстані від точки підвісу обернено пропорційні масам.
Значить, Місяць і Земля знаходяться в рівновазі на двох кінцях коромисла, підвішеного над Сонцем.
Але якщо сила тяжіння і метальна сила, разом узяті, виробляють таку саму дію, як підвішений-ве коромисло, то з цього випливає, що, розмірковуючи про обертаючись-ванні небесних тіл, ми складемо теореми, тотожні з тим, що ми говорили, розмірковуючи про ваги.
І в зверненні цих двох планет навколо Сонця
Отже, Місяць і Земля знаходяться в 60 радіусах одна від одної; Метн їх з силою, напрям якої склад-ляло б прямий кут з напрямком їх взаємного тяготи-ня, тоді, замість того щоб з'єднатися, вони будуть звертатися навколо загального центру; таким чином, мета-кові сила в поєднанні з силою тяжіння зробить дію коромисла, яке б тримало їх на визначений-ном відстані один від одного, а центром їх звернення буде та ж точка, яка в коромислі була б точкою підвісу. Отже, як би зважуючи їх на вагах, ми знаходимо, що Земля, яка містить приблизно в 40 разів більше матерії, урівноважиться з Місяцем лише тоді, коли вона буде приблизно в 40 разів ближче до точки підвісу, і точно так же рівновагу між цими двома планетами по від-носіння до центру поводження буде збережено лише тоді, коли Земля буде приблизно в 40 разів ближче до центру. Отже, Ви вбачаєте подібність ваг в зверненні Місяця і Землі навколо загального центру ваги; Ви наздриш-ті ще одні терези в зверненні цих
двох планет навколо Сонця. Поки Ви їх тримали подве-шеннимі на двох кінцях коромисла, вони могли б впасти на це світило, лише якби впала сама точка підвісу. Таким чином, якби Ви бажали уявити коромисло, яке заважало б їм об'єднатися з Сонцем, то следо-валі б, щоб один кінець його знаходився в цьому світилі, а інший - в центрі підвісу обох планет; а якщо Ви бажали б знайти точку, в якій потрібно було б подве-сить коромисло, щоб врівноважити ці вантажі, Ви знайшли б таку точку, відстань якої від Сонця так відноситься до відстані планет від неї, як маса планет відноситься
до маси Сонця. Ось тоді, взявши ці ваги, Ви тримали б Сонце в рівновазі із загальним для двох планет центром тяжіння. Але оскільки одна метальна сила змусила дві планети рухатися навколо їх загального центру ваги, інша метальна сила, прикладена відразу і до це-му центру, і до Сонця, призведе в рух цей центр і Сонце навколо іншого центру ваги, досить буде метнути їх з силами , здатними врівноважити дей-ствие їх взаємної сили тяжіння.
Таким чином Земля, що знаходиться в одинадцяти тисячах сонячних діаметрів від Сонця, інакше кажучи, приблизно в тридцяти трьох мільйонах миль вдосконалення-шает своє річне звернення. Але слід зауважити, що з-за переваги маси Сонця дане відстань занадто мало, для того щоб винести загальний центр тя-жерсті за межі цього світила. Отже, він знахо-диться всередині, і без відчутної помилки ми можемо вважати, що Сонце як би перебуває в спокої.