Опыт философии теории вероятностей

_ 96 — гутъ saMiiTHo ослабить с1я1йя зв'Ьздъ, видимыхъ сквозь иихъ. Когда 11ебольш1я туманный пятна достигаютъ той ча­ сти пространства, въ которой притяжен1е солнца явля­ ется преобладающимъ и которую мы назовемъ сферой дпгшпмя этого св-Ьтила, оно заставляетъ ихъ описы­ вать эллиптическ1я или гиперболическ1я орбиты. Но такъ какъ скорость ихъ равно возможна по всЬмъ ыа- правлен1ямъ, они должны двигаться безразлично по БС -Ъмъ направлен1ямъ и подъ всевозможными иаклоне- ы1ями къ эклиптик'Ь; чтО' и согласуется съ наблюден1ями. Большой эксцентриситетъ кометныхъ орбитъ также вытекаетъ изъ предыдущей гипотезы. Въ самомъ д'Ьл1з, если эти орбиты им-Ьютъ эллиптическую форму, то .он-к очень з^длииеиы, потому что ихъ больш1я оси по мень­ шей м^р-Ь равны рад1усу сферы д'Ьйств1я солнца. Но эти орбиты могутъ им'Ьть гиперболическую форму, и если оси этихъ гиперболъ не очень велики сравнительно со среднимъ разстоян1емъ солнца отъ земли, то движе­ ние кометъ, которыя ихъ описываютъ, будетъ казаться зам-Ьтыо гиперболическимъ. Между т-Ьмъ изъ ста кометъ, элементы которыхъ' уже изв'Ьстны, ии одна какъ изв-Ъст- ио не кажется движущейся по гипербол-Ь; очевидно, что шансы, дающ1е зам'Ьтную гиперболу, должны быть крайне р'Ьдки сравнительно съ шансами противоположными. Кометы такъ малы, что становятся видимыми только тогда, когда ихъ разстоян1е въ перигел1и незначитель­ но. До сихъ поръ это разстоян1е не превышало д1аметра земной орбиты бол'Ье ч-Ьмъ въ два раза, а всего чаще оно бывало'меньше рад1уса этой орбиты. Для того, что­ бы приблизиться къ солнцу на такое близкое разстоян1е, скорость ихъ въ моментъ вступлемя въ сферу Д 'Ьйств1я очевидно должна им-Ьть величину и направленхе заклю-