| |
15. Точное время наблюдения, согласно при-
веденной величине средней долготы Солнца,
t = 17h после полудня. См. также коммент. 44 к
KH.IX.
16. 136, ноябрь 18; опорные звезды — a, v,
в Cap (в каталоге №1-3 созвездия Козерога).
17. Время наблюдения: t = 4h после полудня;
см. также коммент. 44 к KH.IX.
18. «Неподвижным», т.е. не меняющим свое
положение относительно звезд. Здесь же как будто
предполагается существование большого числа на-
блюдений максимальной элонгации, покрывающих всю эклиптику; 8 наблюдений,
используемых в настоящей книге, представляют, по-видимому, только выборку из
этого множества, см. по этому поводу [НАМА, р. 158].
19. Имеем соотношение gg^jj= 84*33' отсюда ЕГ = х = 120р-^3^ = 115;1р.
20. Вычисления Птолемея неточны; правильные значения: эксцентриситет
(радиус
эксцентра R = 60р) е = 1;16,48р, радиус эпицикла /-=43;10,48р [НАМА, р.154].
21. «И здесь» — как и в рассмотренной выше теории Меркурия, KH.IX, гл.5, 9;
введенное Птолемеем различие между «центром эксцентра» и «центром равномерного
вращения» (названного позднее «эквантом») представляет одно из наиболее
замечательных достижений его планетной теории; неизвестно, что побудило его
сделать этот шаг. Отправной точкой, вероятно, послужили наблюдения Марса [Evans,
1984; РА, р.474, п. 12], и лишь затем схема с эквантом была распространена на
другие верхние планеты и Венеру.
22. 134, февраль 18; время наблюдения: t = 18h после полудня; см. коммент.
44
к KH.IX.
23. 140, февраль 18; опорная звезда Альдебаран; время наблюдения, согласно
приведенной средней долготе Солнца, t = 5;30h после полудня; см. также коммент.
44
к KH.IX.
24. Здесь, как и в KH.IX, гл.9, рис. 9.6, направление на среднее солнце ВО
(обозначено штриховой линией на рис. 10.2) не совпадает с направлением на центр
эпицикла JJE. Поэтому можно записать а = ZHO = 481/3°; в = НВО = 431/21/12° и
а + в = ZBH = 91;55°, см. также коммент. 78 к KH.IX.
25. Вывод этого соотношения см. в коммент. 80 к KH.IX.
26. Наилучший анализ содержания этой главы см. в [Wilson, 1972, р.218-222].
27. В главе 4 уточняется величина средней скорости движения Венеры по
аномалии а>а сравнительно с той величиной, которую дает древнее вавилонское
соотношение: 5 аномалистических периодов равны 8 солнечным годам, см. KH.IX,
гл.З и коммент. 16.
28. 138, декабрь 16; самая северная из трех звезд (л, д, В) во лбу
Скорпиона —
В Sco; относительное положение Луны, Венеры и опорной звезды см. на рис. 10-В.
29. Имеется в виду интервал от 1-го до 2-го градуса Девы; для момента
4;45H после полуночи местного времени Дж.Тумер нашел, что долгота куль-
минирующей точки эклиптики была чуть больше 1° Девы в
соответствии с текстом [РА, р.475, п.15].
30. Вычисления Птолемея верны для момента 4;30H после
полуночи, а не для 4;45H. Вероятно, он учитывал здесь
уравнение времени, которое при kQ = 23° Стрельца равно
Е= -17Ш [РА, р.476, п.15].
31. Долгота и широта Венеры определяются на основе
конфигурации, представленной на рис. 10-В, где координа-
ты опорной звезды (В Sco, №1 в созвездии Скорпиона)
А = 216;20°, /8=+1;20°; координаты Луны: Д^ = 216;45°,
В^ = +4;40° и имеет место соотношение = V%. Однако
——>- Дж.Бриттон на основе современных вычислений показал, что
6" 7 X действительное расположение В Sco, Луны и Венеры в
Рис. ю-в указанный Птолемеем момент существенно отличалось от
приведенного на рис. 10-В. Соответствие между
вычис-
лениями и данными Птолемея станет очень хорошим, если предположить, что
наблюдение на самом деле производилось не в 4;45H после полуночи, а на два часа
позднее на рассвете в 6;45H [Britton, 1967, p.l36—139].
32. Предполагается, что среднее солнце совпадает с центром эпицикла Z, отсюда
EBZ = 22;9° Стрельца — 25° Скорпиона = 27;9°.
33. Определяется средняя аномалия на основе наблюдения долготы Венеры в
соответствующий момент. На рис. 10.3 ЕА — линия апсид эксцентра (А — апогей);
Д — центр эклиптики (местонахождение наблюдателя); Г — центр эксцентра; В —
центр равномерного вращения (эквант); ВГ = ГД = е; Z — центр эпицикла; К —
планета, положение которой на эпицикле определяется средней аномалией а,
отсчитываемой от среднего апогея © в прямом направлении (а — ©ZK). Для момента
наблюдения известны: а) среднее положение центра эпицикла к — EBZ; б) расстоя-
ние планеты относительно перигея <5 = КДЕ (долгота перигея минус долгота
планеты).
Необходимо определить а = ©ZK. Далее Птолемей находит^а) расстояние от наблю-
|
|
