180 с. костинскш, 



образомъ здЬсь н-Ьтъ основашя опасаться появлешя ореола, могущаго по- 

 крыть собою спутпика, даже при сильной передержке; за то, съ другой 

 стороны, видимое разстояше спутника Нептуна отъ своей планеты значи- 

 тельно меньше, чЫъ напр. виЬшняго спутника Марса, а между тЪмъ время 

 экспозицш должно быть больше, какъ для бол-ве слабаго предмета; поэтому 

 можно бояться, что негативное пзображеше планеты, сильно увеличенное 

 Фотографической иррад1ащей, будетъ закрывать ближайнйя части видимой 

 орбиты спутника, что и оказалось для н-Ькоторыхъ случаевъ. 



Другое обстоятельство, указанное мною въ цитированной выше статье 

 и затрудняющее д^ло, именно — собственное движеше спутника — является 

 здъхь также гораздо бол'ве благопр1ятнымъ, вслъуцуше болыпаго першда 

 обращешя, равнаго 5 й 21*. 



Действительно, возьмемъ изв-Ьстныя Формулы А. МагМ'а, связываю- 

 щая истинное движеше спутника въ орбите съ его проэкпдей на небесную 

 сферу *): 



У = 3-С05(р — Р ) = Г -^ • С05 (1-^-11) • зшБ • ^ 

 5 = г -@ С08 (I ■+- V) • С08 В • БШ 1". 



вир суть угловое разстояше и уголъ положешя спутника на его видимой 

 орбитЬ; 



г — рад1усъ-векторъ въ орбитЬ на среднемъ разстоянш отъ солнца = (р), 

 выраженный въ секундахъ дуги; 



р — геоцентрическое разстояше планеты; 



I = и-+-у — М = истинной долготе въ орбите, гдъ- и есть средняя дол- 

 гота, считая отъ восходящаго узла; 



и = и -+- п. I, гд-Ь п = у — среднему движенш спутника въ орбитЬ; 



Р — уголъ положешя южнаго конца малой оси видимой орбиты спутника; 



180°-+- II и В — планетоцентрическая долгота и широта земли. 



Пренебрегая, для спутника Нептуна, очень малой величиной ?, а также 



эксцентрицитетомъ орбиты (е = 0,007) и дифференцируя данныя выше 



Формулы, получаемъ: 



1) См. Сошшааапсе Дез Тетрз роиг 1'ап 1899, гд-Ь даны также всЬ необходимый таб- 

 лицы для вычислешя эФемеридъ спутниковъ. 



Фпз.-Ыат. стр. 23. 2 



