0929DRUK00001712

300 ROZDZIAŁ VI, UST. 66

Ze wzoru (127") wypływa

A = ^U = a cosec " ;    (128>

sm ii

lub, gdy przyjmiemy promień równika ziemskiego za jednostkę długości, jest wprost

A = 1‘ogc Ti.    (128'}

Widzimy, 4łe pomiędzy odległością gwiazdy a jej paralaksą. horyzontalną równikową^ zachodzi prosta zależność, która pozwala tę odległość, wyrażoną w promieniach równika ziemskiego,, wyznaczyć, gdy paralaksa horyzontalna równikowa gwiazdy jest znana.

r

Pisząc jeszcze- — = p, mamy tez CC

sin Po = P sin tz,

sin p = p sin ti sin C.

Nazwijmy spólrzędne gwiazdy G, widzianej z danego miejsca obserwacji, spólrzędnemi topocmttycsnemi, a spólrzędne tejże*, gwiazdy, widzianej Ze środka ziemi, yeocentrycznemi. Pomiędzy spólrzędnemi topocentrycznemi a geocentrycznemi zachodzi w ogólności pewna różnica, zależna od paralaks^ p, która w specjalnych przypadkach redukuje sig do zera. Różnica t-a stanowi redukcję na środek siemi miejsca gwiazdy. Tak np. redukcja na środek ziemi geodezyjnej odległości zenitalnej równa się kątowa p, redukcja zaś na środek ziemi geodezyjnego azymutu równia się zeru.

Gdy chodzi o badanie zmiany spólrzędnycli gwiazdy, niezależnych od położenia obserwatora, nie można w tym celu po-rówuiywać jej spólrzędnycli topocentryoznyeh, obserwowanych przez różnych obserwatorów w różnych czasach i miejscach, lecz tylko spólrzędne sprowadzone do jednego wspólnego miejsca obserwacji, które nie bierze udziału w ruchu obrotowwm ziemi. Najdogodniejszym takim panktem jest środek ziemi.

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
0929DRUK00001710 298 ROZDZIAŁ VI, UST. 66 miedzy geodezyjną płaszczyzną wierzchołkową a płaszczyzną
0929DRUK00001708 296 ROZDZIAI VI, UST. 65 jedynie wtedy, gdy danytopest Czas obserwacji. Paralaksa,
0929DRUK00001714 302 ROZDZIAŁ VI, UST. 67 miejące gwiazdy, a w punkcie G — lopocentryczne. To osta
0929DRUK00001716 304 ROZDZIAŁ VI, UST. 07 W tym ostatnim przypadku w pierwszem przybliżeniu ■oblicz
0929DRUK00001718 306 ROZDZIAŁ VI, UST. 67 skąd wynika COS lJ 9 11 — cos— / j cos (p — P) --+ sin &n
0929DRUK00001726 314 ROZDZIAŁ VI, UST. 68 Dalej jest według wzorów (132 ) i (135") z dostatecz
0929DRUK00001736 324 ROZDZIAŁ VI, UST. 71 i wAflftfi powyższe podstawimy we wzorach (158 ) to otrzy
0929DRUK00001738 32 G ROZDZIAŁ VI, UST. 71 Ponieważ -- jest zawsze małym ułamkiem, wiec możemy przy
0929DRUK00001740 328 ROZDZIAŁ VI, UST. 71 się zeru, więsj oznscfcwb jeszcze długość słońca przez O
0929DRUK00001744 332 ROZDZIAŁ VI, UST. 72 oznaczmy dalej ~ — ą, rozumiejąc przez 4 przebytą drogę,
0929DRUK00001750 338 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 Gdy do obliczenia h — h zastosujemy wzory (141j i (188IV
0929DRUK00001752 340 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 sec 8 0.01100 sec
0929DRUK00001754 343 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 Z temi wartościami rachunek według wzorów (h) i ii; ustęp
0929DRUK00001766 354 ROZDZIAŁ VII, UST. 77 Z tego wzoru rugujemy q, wpfówadzająi#d =»§3+ {([ — q),
0929DRUK00001702 390 ROZDZIAŁ VIfi, UST. 87 Z pierwszego wzoru (i to gdy w nim przyjmiemy sin p = p
0929DRUK00001770 458 ROZDZIAŁ VI® UST. 100 100. Przykłady do poprzedniego ustępu. Przykład 1. W epo
0929DRUK000017
54 142 ROZDZIAŁ III, UST. 33 a więc cos a2 ma ten sam znak, co - sin (<Ł + 5); wyn
0929DRUK000017
34 122 ROZDZIAŁ lir, UST. 29 Kola główne układów poziomowego i godzinnego przecinają
0929DRUK000017
38 126 ROZDZIAŁ IIT, UST. 30 znaczy innemi słowy, źe wskutek pozornego obrotu nieba n

więcej podobnych podstron