Глава V – Планетни периоди

[Ани]

Глава V – Планетни периоди

Най-после идваме до точката, където ще бъде необходимо да изложим по-пълно различните елементи, с които досега читателят боравеше повече или по-малко механически. От първостепенна важност за оня, който изучава Астрологията, е да има преди всичко един правилен метод за работа, а такъв беше даден дотолкова, доколкото позволяваше мястото на предходните страници. Но необходимо е също така да знае човек з л щ о прави еди-какво си, а не само как да го прави. Хенри Уард Бичер казваше някога, че когато един човек знае защо обръщал земята с лопата, работата му била по-плодотворна, отколкото ако не знаел. По тази именно причина редно е изучаващият да има един общ поглед за космичните елементи, които употребява при своите изчисления, и за факторите, които играят роля при разглеждане на хороскопа.

За целите на изчислението астрономите допущат, че планетите се движат около Слънцето по кръгови орбити, равномерно; така получените положения се наричат средни дължини на планетите. Но знайно е, че орбитите на планетите представят всъщност елипси, в единия от фокусите на които се намира Слънцето. Следователно явява се необходимост от поправка на средните дължини на планетите с помощта на едно уравнение,което се нарича уравнение на центъра.

Да изясним това. Кръговата орбита, която допущахме на първо време, може да се назове средна орбита на Планетата в сравнение с истинската ѝ орбита, която е елиптична. По аналогия движението на планетата по кръговата орбита се нарича средно, в сравнение с истинското, което е променливо – най-бързо в перихелий, а най-бавно в афелий.

Разликата между средната дължина и истинската дължина се определя чрез аномалията, която не е нищо друго освен отстояването на планетата от нейния афелий, сиреч от оная точка на орбитата, която е най-далеч от Слънцето. Аномалията следователно е равна L-A, сиреч на дължината без афелия.

Но както ще видим, елипсите могат да бъдат с по-голям или по-малък ексцентрицитет, а уравнението на центъра зависи от ексцентрицитета. Това се нуждае от известно обяснение. Да допуснем, че имаме една кръгова орбита. Да начертаем два взаимно перпендикулярни диаметъра. Те са равни по дължина. Да си представим сега друга една фигура, в която единият диаметър е по-дълъг от другия. Кривата, която ще се получи в случая, ще бъде елипса. По-големият диаметър се нарича голяма ос, а по-късият, който му е перпендикулярен – малка ос. Отношението на едната към другата ос определя ексцентрицитета. Два пъти ексцентрицитета дава уравнението на центъра. За да го редуцираме в градуси и минути от кръга, трябва да го умножим на хордата от 60°, която е равна на 57°. 29578. Това дава максималното уравнение на центъра, когато планетата е на 90° от афелий, сиреч на малката ос.

Ексцентрицитетът на разните планети е следният: Меркурий, 0,2056; Марс, 0,0934; Юпитер, 0,0485; 0,9562; Уран 0,9467; Земя, 0,0164; Венера, 0,0068. Тия количества подлежат на постепенна промяна. Оказало се е например, че ексцентрицитетът на орбитата на Юпитер, Марс и Меркурий расте, когато пък тоя на орбитите на Венера, Земята и Сатурн се намалява. Орбитата на Венера днес за днес е най-близка до кръга и служи за съвършен астрономичен образец.

По такъв начин чрез средното движение и уравнението на центъра се намират истинските хелиоцентрични дължини на планетите по орбитите им. Но тъй като орбитите на планетите на лежат в плоскостта на еклиптиката, а я пресичат под различни ъгли, добива се едно друго уравнение за редуциране дължините на планетите по орбитите им към еклиптиката.

За редуциране по-нататък на тия истински дължини към геоцентричните им еквиваленти, сиреч към положенията на планетите, гледани от центъра на земята, трябва да си послужим с паралакса – ъгъл, който се получава, като се гледа на едно светило от две различни точки на пространството. Той ще се мени според относителните разстояния на светилата едно от друго. Дължината на Луната се взема винаги геоцентрически. Когато ни са нужни приблизителни стойности за дължините, твърде подходяща е употребата на един среден вектор, който е равен на малката полуос на орбитата. За удобство на ония, които се занимават с астрономия, аз ще дам тук постоянните логаритми на стойностите на тангенса, които, като се прибавят към логаритъма на тангенса от половината разстояние до Слънцето, взето по дължина, ще даде тангенса на допълнението.