A Pallas nagy lexikona, 3. kötet: Békalencse—Burgonyavész (1893)
B - Bolygód - Bolygó hollandi - Bolygó-ideg - Bolygók - A bolygók látszó mozgása
Bolygód — 469 — Jupiter keringése közel 12 év, míg a földé 1 év. Eközben az EJ látóvonalból El il lett, mely nyilván az ES vonal forgásához képest ellentétesen fordult, úgy hogy hátrafelé a csillagos égig folytatva hátrább fekvő csillagokat jelöl ki ; más szóval, Jupiter retrográd. A retrogradáció sebessége nyilván csökken addig, míg a látóvonal az E2 12 helyzetet foglalja el, azaz a föld pályájához érintőt képez. Ekkor a Föld Jupitertől a látóvonal irányában oldalagos mozgás nélkül egyszerűen távozik, a bolygó egy időre stacionáriussá vált. Ez időtől fogva kezdődik Jupiter direkt mozgása, míg ./5-be nem jut, hol újból megállapodik. Mert az E8 Ja, E4 ,/4 és Eb Jb látóvonalak az E., J2-hez képest ugyanazon értelemben forognak, mint ES. A direkt mozgás a legnagyobb a konjunkció alkalmával J4-ben, a retrográd az oppozícióban Jv. Je-ban. A bolygó szélességében való eltérések és az ezzel járó hurokképződések mesterkéletlenül abból magyarázhatók, hogy a bolygó pályasíkja nem esik össze a Földével, hanem ezzel szöget képez, úgy hogy a direkt és rákövetkező retrográd mozgás nem ugyanazon egyenesben, helyesebben az ég nem ugyanezen legnagyobb körébe eshetik. Egészen hasonlóan magyarázzuk a belső B. számára is a retrogradációt és megállapodást, ha ábránkban a helyébe a Földet, helyébe Venust vagy Merkúrt képzeljük. Az ábra mindenről ad felvilágosítást, mit a Venus futására vonatkozólag leírásunkban elmondtunk volt. Megjegyzendő, hogy Coppernicus, jól érezvén, hogy az egyszerű egyenletes körmozgás a jelenségeket még ez alakban sem adja vissza szigorúan, megtartotta még Hipparchos excentrumos köreit s Ptolemaios epiciklusait, bár csekélyebb számban. Ezekkel csak Johannes Kepler szakított végkép a bolygó mozgást teljesen leíró három törvényében, melynek két elseje az 1609. megjelent Astronomia nova-ban, harmadika a 10 évvel később napvilágot látott Harmonices mundi libri-ban foglaltatik. A három Kepler-féle törvény, mely Tycho de Brahe pontos Mars-megfigyeléseinek taglalására támaszkodott, s melyeket felfedezőjük merész indukció által a bolygórendszerre általában kiterjesztett, a következők : 1. A bolygók ellipszisekben keringenek, melyeknek egyik gyújtópontjában áll a Nap ; 2. a radiuszvektor (vonsugár, a bolygót a Nappal összekötő egyenes) által súrolt felületek az idővel arányosak; 3. a bolygók keringési idejének négyzetei úgy aránylanak, mint a Naptól mért középtávolok (ellipsziseik fél nagy tengelyeinek) köbei. Mivel a vonsugár súrolta felület egy ellipszis-szektor, természetes, hogy a bolygó sebessége legnagyobb a napközelben (perihélium), legkisebb a naptávolban (afélium), mert első esetben a szektor magassága kicsiny lévén, nagynak tartozik lenni a befutott ív, hogy területe ugyanazon idő alatt ugyanaz lehessen, mint a második esetben, melynél a szektor magassága nagy, tehát alapja (az aféliumban befutott ív) kicsiny. Innen van, hogy téli félesztendőnk, mely a Föld perihéliumát foglalja magában, az egész földre nézve általában rövidebb, mint a nyári félév. Míg tehát Copperni-4us kijelölte, hogy a bolygórendszerben mi történik, Kepler lángelméje kimondta, hogy hogyan történik a mozgás. Halála után v. 50 évvel Newton befejezte elődeinek nagy művét, a Philosophia naturalis principia mathematica c. munkájában megadván e mozgásoknak s a Kepler-féle törvényeknek okát, s megfelelvén így még a miért kérdésre is. Szerinte minden test a más testre tömege és távolságának mértékében vonzó hatást gyakorol, v. szabatosan kifejezve : két anyagi pont egymást tömegeinek egyenes, távolságuk négyzetének visszás arányában vonzza. Ily vonzó erőt gyakorol tehát a Nap is a B.-ra, ami közvetetlenül Kepler második törvényéből következik. Ez ugyanis a legáltalánosabb törvény a három közül és bármily egy pontból folytonosan ható erőnyilvánulásra nézve áll. Mivel a második törvény a megfigyelésekből levezetve okvetetlenül áll, világos, hogy annak következménye, a Napból kiinduló erőnyilvánulás létezése is bizonyos. Ez erő nagyságát most már megállapítani nem nehéz. Az erő nagysága egyenletes körmozgásnál (és ilyennek tekinthetjük első közelítésben a bolygómozgást is : a tényleges ellipszises mozgás alapul fektetése komplikáltabb számítások útján ugyanazon eredményhez vezet) a mekhanika elveinél fogva eme, ha m a mozgó test tömege, c sebessége és r pályájának sugara. De mivel ezen mozgás egyenletes, a sebesség kifejezhető a kerület és annak befutására szükséges Γ keringési idő által, úgy hogy 2 rr. c= j,, hol π=3,14159.. a ludolphi szám (1. kör). Ez erő kifejezése tehát P— m és egy másik bolygó számára, melynek tömege m', pályasugara 4 π«/·' r1 és keringési ideje T1 . P1— 1,2 m', úgy hogy pi myT 2 e két érő viszonya: "p—mrT'2 ' amr*e Kepler3. törvénye szerint az e képletben előforduló időviszonyok is tisztán térbeli viszonyokra vezethetők J'i rs vissza, mert szerinte úgy hogy előbbi pi m'r2 képletünk a következő alakot ölti : —^s ez ra mr2 · éppen a Newton-féle törvény kifejezése, mely ezen speciális esetben azt mondja, hogy a Nap az egyes bolygókra erőket gyakorol, melyek a B. tömegével egyenes és a Naptól való távolság négyzetének visszás arányában állanak. A képletben, mint látjuk, nincs, mi a Kepler három törvényében már benn nem rejlenek. De Newton érdeme ezért nem kevésbbé halhatatlan, mert valóban lángelme kellett azon eszme fogalmazásához, hogy az erő tisztán térbeli viszonyok által lévén adva, ez a tér minden pontja számára a priori megadható, úgy hogy képesek vagyunk megítélni egy test mozgását, mihelyt tudjuk, hogy a térben mily helyzetet foglal el. A Napnak a B.-ra gyakorolt vonzó ereje csak speciális esete az általános gravitációnak, mely épp úgy észlelhető a földre eső kőnél, mint a kettős csillagok mozgásában. Ugyanezen erő hatása alatt keringenek a holdak a főbolygók körül, mint ezt a Föld holdjára ugyancsak Newton mutatta ki legelőször, bebizonyítván, hogy a Hold mozgása- Bolygók