10 / 192
- 10 -
ведливымъ только въ томъ случай, если можно пренебречь
массами планетъ въ сравненш съ массой солнца“ (проф. Ло-
ренцъ 181), или „третШ законъ Кеплера—лишь приближен-
СЕ®
ный“ или отношеше ^г
2
не будетъ независимымъ отъ то (проф.
Аппель. I. 437). Действительно, для планетъ, вращающихся
4
Т2а3
вокругъ солнца— —— 1 ,3 6 .10м, а для луны вокругъ земли
3 ,99 .1014.
Далее при решении задачи о двухъ телахъ получается вы-
водъ, что движете планетъ происходить такъ, какъ если бы
въ неподвижномъ центре тяжести системы была сосредото
чена масса
М '=
- ^— „(проф. Foppl. VI. 349).
•+5Г
Наконецъ „мы могли бы определить массу при помощи
двухъ другихъ основныхъ единицъ, пользуясь для этого за-
кономъ тяготен!я Ньютона, на что уже сделалъ указаше
Гауссъ. Соединивъ формулу, выраженную закономъ тяго-
гЬшя
съ формулой, определяющей силу, какъ произведете массы
на ускорете, тогда
то
Р dv
7
di
или, разематривая коэффищентъ Гаусса
f
какъ
неименованное
число и переходя къ измеретю , мы получимъ
то —
1
Такимъ образомъ черезъ посредство единицы ускоретя
можно было бы выразить единицу массы въ единице длины"
(проф. Лоренцъ 613).
*> По даннымъ Лоренца.
Раяр'съ земли г, = 6,37.10*mir, плотность ея у = 5580, ея масса
то, = 6,! 55.10“
Разстояте луны отъ земли а„ ,= 60г, = 3,82.10* ея масса то, =
^ -m t—
88
= 6.995.1021, чремя обращешя
Тц
= 24.60.60 27,32 sc.
Рлзстояше земли отъ солнца «s(=2,37.10V,--- 1,51.10й, его масса
то, =!■3.56.10*то, =-=2,18.10®, время обращения
= 24.6u.60 305,26 sc.
Научная электронная библиотека ЦНСХБ