Энциклопедия Брокгауза и Ефрона - планеты

темные тела, движущиеся около Солнца по слабоэллиптичным путям согласно трем законам, выведенным Кеплером из наблюдений и являющимся следствием закона притяжения Ньютона. 1) Путь П. есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце; 2) радиус-вектор П. описывает в равные времена равные площади; 3) квадраты времен полных обращений относятся между собой как кубы средних расстояний до Солнца. Название П. (πλανήτης άστήρ) произошло от того, что они постоянно изменяют свое положение на звездном небе. Характерное отличие П. от звезд есть отсутствие мерцания. П. делятся на большие и малые — планетоиды (все сведения о этих последних — см. Астероиды). Пять из числа больших П. (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн) были известны в глубочайшей древности.

Оригиналы прилагаемых рисунков Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна изготовлены известным наблюдателем планет Лео Бреннером — астрономом частной обсерватории г-жи Манора в Лузинпикколо в Истрии. Исключительные атмосферические и климатические условия дают возможность Бреннеру замечать помощью скромных средств (7-дюймовый рефрактор) нежнейшие детали на дисах планет. Нужно заметить, что все планеты далеко не представляют одинаковых видимых размеров, как это показано на рисунках. Условным обозначением наиболее светлых служит окружающий их пунктир.

1. Меркурий (8 августа 1896 г.). На диске Меркурия видны лишь крайне слабые очертания; два ярких пятна расположены около полюсов. Небольшая фаза делает его диск сплюснутым с правой стороны (см. Меркурий).

2. Венера (8 марта 1897 г.). Рисунок Венеры, сделанный в то время, когда она представлялась серпом, дает понятие о ее пепельном свете (см. Венера, Пепельный свет). Светлый ореол окружает весь диск, и кроме того, на неосвещенной части видны два фосфоресцирующие пятна.

3. Марс (11 декабря 1896 г.). Темные пятна на южном (верхнем на рисунке) полушарии Марса носят названия Киммерийского и Тирренского морей. Между ними земля Hesperia. К северу система каналов: Antaeus, Styx, Laestrygon, Cerberus и т. д., озеро Trivium Charontis; земля Elysium (см. Марс).

4. Юпитер (24 февраля 1897 г.). Громадное "красное" пятно Юпитера видно на верхней половине рисунка. Северно-экваториальная зона кишит яркими белыми и темно-гранатовыми круглыми пятнами. Белое пятно на экваторе оставляет за собой полоску так назыв. horse-tail (см. Юпитер).

5. Сатурн (9 июля 1896 г.). На диске Сатурна пятна видны весьма смутно. Заметны деления колец — Кассини, Энке, Антониади. Сквозь "туманные" кольца контур самой планеты не виден. Контур тени Сатурна на кольце (с правой стороны) представляет ломаную линию (см. Сатурн).

Уран открыт Вильямом Гершелем в 1781 г., Нептун — Адамсом, Леверрье и Галле в 1846 г. Древние называли Солнце и Луну тоже П. (см. Системы мира); зато новая астрономия поместила Землю в разряд планет. О размерах, истинных и видимых, фазах, строении, атмосфере, вращении, пятнах на поверхности и т. д. — см. статьи Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. О размерах и положении орбит П. — см. Солнечная система. П. делятся по отношению к Земле на верхние — далее отстоящие от Солнца (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) и нижние — ближайшие к солнцу (Меркурий, Венера). Кроме того, существует деление на теллурическую и урановую группы. Первая (Меркурий, Венера, Земля — 1 спутник, Марс — 2 спутника) характеризуется небольшими размерами, значительной плотностью, медленным вращением на оси и отсюда — слабым сжатием, бедна спутниками. Урановая группа (Юпитер — 5 спутников, Сатурн — 8 спутников, Уран — 4 спутника и Нептун — 1 спутник) большими размерами, малой плотностью, вращение быстрее и потому больше сжатие, богаты спутниками. Эти две группы разделены поясом астероидов. Знаки для обозначения планет ( Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн) вошли в употребление лишь в средние века, в эпоху развития астрологии и алхимии. Древние употребляли лишь знаки  и ƒ для Солнца и Луны. В последнее время Урану и Нептуну приданы знаки и . О транснептуниальных и интрамеркуриальных П. см. Солнечная система. Видимое движение П. Все они остаются всегда вблизи эклиптики или видимого пути Солнца. В остальном между собой резко отличаются верхние и нижние П. Первые бывают видимы во всех частях неба относительно Солнца, вторые удаляются от него — Меркурий не более чем на 23°, Венера — 46°. И те, и другие П. иногда движутся на восток, иногда на запад, временами кажутся неподвижными среди звезд. Движение на восток, одинаковое с видимым движением Солнца, называется прямым; движение на запад — обратным. Происходят эти изменения от сочетания движений Земли и П. по их орбитам (дальнейшее объяснение, а также теории древних см. Солнечная система и Системы мира). Нижняя П. в наибольшей восточной элонгации (удалении от солнца) бывает видима, как вечерняя звезда, на западе. Вслед за тем она начинает приближаться к Солнцу, сохраняя прямое движение, все более и более замедляющееся, пока (Меркурий в 18°, Венера в 28° от солнца) не останавливается среди звезд (стояние П.). Затем движение становится обратным, П. все быстрее приближается к Солнцу и наконец исчезает в его лучах. Она проходит в это время между нами и Солнцем (нижнее соединение). В известных случаях ее можно заметить в виде черного пятнышка, проектирующегося на диск Солнца (см. Прохождение). Планета выходит из лучей солнца с западной стороны. Вследствие своего обратного движения она быстро удаляется от солнца. Но это движение постепенно замедляется и (в 18° или 28°) наступает стояние П. Возобновившееся прямое движение сначала меньше такого же движения Солнца, и потому П. удаляется от него, пока (Меркурий в 23°, Венера в 46°) эти движения не сравняются. После наибольшой западной элонгации, когда планета является для нас утренней звездой, она быстрым прямым движением настигает Солнце и скрывается в его лучах, проходя по ту сторону Солнца (верхнее соединение). Когда она становится видима снова с восточной стороны Солнца, ее прямое движение все замедляется, пока не сравняется с движением Солнца и не наступит наибольшая восточная элонгация. Промежуток времени между двумя одинаковыми положениями П. относительно солнца называется синодическим оборотом. Для Меркурия он равен 116 дням, для Венеры — 584 дням. Верхняя планета, выходя из лучей Солнца, показывается с западной стороны его; она движется в это время прямым движением, но медленнее Солнца, и потому все более и более удаляется от него. На некотором расстоянии от Солнца (для Марса 137°, Юпитера 117°, Сатурна 108°, Урана 103°, Нептуна 100°) наступает стояние П. Затем ускоряющимся обратным движением П. уходит далее от солнца и достигает места в небе, противоположного солнцу — противостояние П. Ее удаление от Солнца равно тогда 180°, и она кульминирует в полночь. После этого замедляющимся обратным движением П. начинает приближаться к Солнцу с восточной стороны. Наступает стояние ее в том же угловом удалении от Солнца, как и раньше, но прямое движение, которым затем обладает П., менее прямого движения Солнца: оно настигает П. и затмевает своим блеском (верхнее соединение). Синодический оборот Марса равен 780 дням, Юпитера 400, Сатурна 378, Урана 370, Нептуна 368. Все приведенные выше числа суть средние величины; на самом деле они чувствительно колеблются вследствие эксцентриситетов орбит. Видимое движение П. усложняется тем, что орбиты их не лежат в одной плоскости и наклонны к эклиптике. Вследствие этого беспрерывно изменяется широта П. (таким образом, слово "стояние" П. относится только к неподвижности по долготе), и видимые пути П. представляют собою ряд петель. Размеры П., их оптический вид и физическое устройство — см. в отдельных статьях. См. также таблицу, изображающую П.

В. Серафимов.

Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона. — С.-Пб.: Брокгауз-Ефрон

1890—1907