0929DRUK00001784

472 KOZDZIAŁ IX, UST. 103

Spólrzędne x_z, B_z_ nie okraśłają ściśle kierunku ku gwieździe z powodu aberacji wiekowej. Przesunięcie aberacyjne, wyrażone przez wzory #81) i (182), nie może być ściśle wyznaczone z powodu niedokładnej znajomości kierunku biegu słońca i jego prędkości. Wpływ aberacji wiekowej na spólrzędne gwiazdy-, nawet gdyby spólrzędne apeksu ruchu słońca A, D były niezmienne i gdyby ruch słońca w przestrzeni był jednostajny, nie może być uważany za niezmienny, gdyż wartość przesunięcia aberacyjnego zależy też od spólrzędnych gwiazdy, które, jak widzieliśmy, stale ulegają zmianom, choćby tylko pozornym. Zmiany wartości aberacji wiekowej w ogólności praktycznie uważane być mogą za znikome, jednakże u gwiazd, położonych w bliskości biegunów zmiany zboczenia, zachodzące w ciągu długich odstępów czasu, pociągnąć mogą za sobą zmianę wartości przesunięcia aberacyjnego we wznoszeniu prostem.

Ckly wzór (181)

a' — a = ł.JWsH D sin (A — a) sec B zróżniczkujemy względem B, to jest

d (a' — a) — k_s cos D sin (A — a) tang o sec o do =

= (a' — a) tang b dB sin 1",

i łatwo sprawdzić, że dla B O ’ 89°[ i do -    1' może d(a' — aj osiąg

nąć; wartoscj dochodzącą do 10". Możemy wię£| przyjąć, że w ogólności ulegają zmianie spólrzędne gwiazd z powodu zmian wartości aberacji wiekowej. Oznaczmy zmiany spólrzędnych, pochodzące z tego -źródła przez Ax_fl i AB_a; gdy więc Aa i AB mają to samo znaczenie, co Aa_z i AB_Z we wzorach (a), różnice Aa- Aa_a, AB — AB_a wyrażają rzeczywiste zmiany spólrzędnych gwiazdy av czasie t_y — t.

Ruch gwiazdy, Jętóry objawia się w wyżej wyjaśnionej zmianie spólrzędnych, nazywa się ruchem własnym gwiazdy, czyli motus pro)rrms.

W tym ruchu własnym jedną część składową stanowi ruch paralaktyczny, czyli mcfitsparaflacftctts, określony przez wzory' (171) i (173). Oznaczmy zmiany spółrżędnybh, określone przez

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
0929DRUK00001746 434 KOZDZIAŁ TUI, UST. 96 96. Przykłady do ustępu 95. PrzyMad 1. W epoce 1700.0 sp
0929DRUK00001772 360 KOZDZIAL VII, UST. 79 ku punktowi wiosennemu, to długością apeksu jest oczywiś
0929DRUK000017
00 88 KOZDZIAŁ II, UST. skąd po łatwej redukcji otrzymuje się r a -ij cos * I Gos *
0929DRUK000017
10 98 KOZDZIAŁ II, UST. 24 nową, przechodząc-ą przez punkt B, która określa na powier
0929DRUK000017
16 .104 KOZDZIA.L iff UST. 24 Pomiędzy r^-r-^r i y zachodzi prosty związek. Z poprze
0929DRUK000017
42 130 EOZDZIAŁ III, UST. 3.1 Znaleźć spólrzędne poziomowi punktu G, kąt pozycyjny te
0929DRUK000017
56 144 KOZDZIAI III, UST. 33 do równoleżnika gwiazdy w dwóch jej położeniach Gą i G2,
0929DRUK000017
58 +4 ) 1413 KOZDZIAŁ III, UST. 34 wobec czego jest + jfeos (5 + 95) Bos (o — cp) ---
0929DRUK00001758 . 346 KOZDZIiL VII UST. 76 wielką. W rzeczywistości obserwator ziemski znajduje si
0929DRUK00001712 400 KOZDZIAŁ VIH, UST. 89 Ponieważ między (h i -tkj zachodzi w tym przypadku prost
0929DRUK00001720 408 KOZDZIAŁ VJ11, UST. 90 a zatem też S JfC = E(t.-t0) + E {Ą-10) T + I E" (
0929DRUK00001748 436 KOZDZIAŁ VIII, UST. 96 PrsnjktaM 2. Niechaj będzie [30 = 25°, a wszystkie inne
0929DRUK00001766 454 KozDZiAŁ ym, ust. 99 dome 0, SI i u. Ale Ścisłe tfe wzory stosowane być muszą
0929DRUK00001786 474 ROZDZIAŁ IX, UST. 104 stałą prędkością. Założenie to ma uzasadnienie w charakt
0929DRUK00001788 476 ROZDZIAŁ IX, UST. 104 476 ROZDZIAŁ IX, UST. 104 a ponieważ jest także ,  
0929DRUK00001790 478 ROZDZIAŁ IX, UST. 105 Drogę gwiazdy G,-G2 = 5 rozkładamy na dwie składowe, z k
0929DRUK00001792 480 ROZDZIAŁ IX, UST. 105 składnik U-j stanowi składową prędkości ruchu własnego

więcej podobnych podstron