Кометы и падающие звезды

27 болъ лежатъ на разстояшяхъ 0.7, 1.2, 5.0 отъ Солнца^ полагая, что Земля отстоитъ отъ Солнца на 1,0. Не трудно перейти отъ принятыхъ единицъ къ вер-стамъ или другимъ линейнымъ мйрамъ. Въ самомъ деле, известно, что среднее разстояше Земли отъ Солнца, въ круглыхъ числахъ, равно 207» миллюнаиъ верстъ; сле­довательно, вышеприведенный наименышя разстояшя ко­метъ отъ Солнца будутъ соответственно равны: 0,7X207»; 1,2X2074 5,0X207» или 147»; 207»; 1037а мшшонамъ верстъ. Этими элементами вполне определяются, какъ Поло­жеше орбиты въ пространстве, такъ и ея размеры; но чтобы иметь возможность определить положеше самой кометы на ея орбите, а следовательно и въ простран­стве, необходимо еще знать, въ какой моментъ комета находилась въ какой нибудь известной точке на орбите, напримеръ, въ какой моментъ она прошла нерезъ пери­гелий. Зная это, мы можемъ, на основаши второго за* кона Кеплера, определить положеше кометы и во всяшй другой моментъ. Этотъ элементъ, т. е. время прохожде-шя черезъ перигелШ, обыкновенно обозначается черезъ Т. Но если орбита эллиптическая, то перечисленныхъ элементовъ недостаточно для определешя положения ко­меты въ каждый данный моментъ. Необходимо прибавить еще одинъ элементъ, зависяпцй отъ большей или мень­шей вытянутости орбиты. Эллипсъ — это замкнутая кри­вая; форма и размеры его определяются большою и ма­лою осями, т. е. наиболыпимъ и наименыпимъ д1амет-ромъ эллипса; наименьшая ось обыкновенно заменяется эксцентриситетомъ эллипса, т. е. разстояшемъ фокуса отъ центра. Такимъ образомъ, вместо одного элемента, имеющаго место для параболы, именно,—разстояше вер-