0929DRUK00001736
224 ROZDZIAŁ Vs) UST. 51
Widzimy z tej tabelki, że wartość a w granicach widma optycznego zawarta, jest pomiędzy 0.0002911 a 0.0002978. Oznaczmy przez X0 długość fali tych promieni, których działanie optyczne jest najsilniejsze, które wiec najbardziej wpływają na widzialność gwiazdy; na podstawie licznych badań można przyjąć w przybliżeniu X0 = 555pp. Ody przez B rozumieć będziemy wartość refrakcji dla długości fali X0} to różnica pomiędzy wartośoią B a wartością, refrakcji dla jakiejś innej długości fali X wyraża się wzorem
w którym X wyrażone są w mikronach.
3e wzoru tego dla długości fali 687 pp i 397 pp wynikają odpowiednio na dA wartość -f- 0.006 B i —0.016 A'; a więc różnica wartości refrakcji dla linij B i H wynosi 0.022 B, i ta różnica określa rozciągłość widma. Przyjmując 0.022 B = 0". 1, znajdziemy A=5ł"; wartość tę ma refrakcja, jak widać z tablicy VI, w wysokości h = 85°. Znaczy to, że dyspersja w wysokościfbh, większych niż 85°, nie może powrodo\vaó w wyznaczeniu wysokości gwiazdy błędu większego; aniżeli błąd samej refrakcji. Ale i w wysokościach jeszcze znacznie mniejszych błąd, spowodowany dyspersją, nie wchodzi w rachubę, gdy- wysokość obserwowaną zidentyfikujemy z wysokoScią części widma optycznie najczynniejszej i gdy stosownie do tego za wartość najwłaściwszą refrakc ji uważać będziemy która opiera się na spólczynniku załamania promienia o dfugjSfc fali 575 pp.
Jak wynika ze spostrzeżeń wartość a0 = 575 pp najbardziej odpowiada gwiazdom klasy M liaiwardzkiej kl&gylikacji, długość fali najczynniejszej części widma u innych gwiazd jest mniejsza lub większa od powyższej. Wobec tego na "wartość refrakcji ma wrplyw widmo gwiazdy. Wzory, pozwralająć« obliczyć poprawid refrakcji dlagwiazd wszystkich typów widmowy eh, podał prof. K a-mieński (A. N., tom 185). Zwrócimy jeszcze uwagę na 2 przypadki, gdy wmrtość refrakcji, oparta na powyższy m spólczynniku, prowmdzi do wyników błędnych. .Zachodzi to przedewszystkiem wówczas, gdy obserwacja nie jest optyczna lecz fotograficzna. Na kliszę fotograficzną najsilniej działają nie promienie optyczne
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
0929DRUK00001770 358 ROZDZIAŁ VII, UST. 78 widzimy, że prawe ich strony różnij się tylko znakami. W
0929DRUK00001784 372 ROZDZIAŁ VII, UST. 81 Zajmijmy się najprzód wyznaczeniem wartości tej stałej.
0929DRUK00001738 126 ROZDZIAŁ IIT, UST. 30 znaczy innemi słowy, źe wskutek pozornego obrotu nieba n
0929DRUK000017 52 40 ROZDZIAŁ Ijj
0929DRUK00001774 362 ROZDZIAŁ VII, UST. 79 Z ryciny widzimy, źe jest 4 = ISO0 + © — w, a, więc osta
0929DRUK00001790 378 ROZDZIAŁ VII, UST. 83 obserwacji. Bliższe szczegóły, dotyczące tej kwestji, mo
0929DRUK00001734 422 ROZDZIAŁ VIII, UST. U4 W celu wyznaczenia kształtu tej krzywej, którą ze. wzgl
0929DRUK00001766 154 ROZDZIAŁ III, UST. 36 3. W schód i zftohó d. G wiazda a Urscte majoris jest na
0929DRUK00001782 570 ROZDZIAŁ XI, UST. 126 Otrzymujemy wiec: a, = lh 40" 23s.869 ijJ
0929DRUK00001728 416 ROZDZIAŁ VIII, UST. 93 Po przeleżeniu otrzymujemy B = 0
0929DRUK00001782 570 ROZDZIAŁ XI, UST. 126 Otrzymujemy wiec: a, = lh 40" 23s.869 ijJ
0929DRUK000017 96 34 ROZDZIAij II, UST. -JS dnie- z geometrycznemi wlftsftśffi&iitmi kuli, norma
0929DRUK00001754 142 ROZDZIAŁ III, UST. 33 a więc cos a2 ma ten sam znak, co - sin (<Ł + 5); wyn
0929DRUK00001792 180 ROZDZIAŁ IV, UST. 41 dynalne, nazywa się porą roku, Rok zwrotnikowy dzieli się
0929DRUK00001762 350 ROZDZIAŁ VII, UST. 77 77. Zmiana wartości spółrzędnych sferycznych gwiazdy z p
0929DRUK00001776 364 ROZDZIAŁ VII, UST. 79 Uwaga. Ponieważ jelt 2r; a0 Th°q . V sin2 1 ’’ wiecAv o
0929DRUK00001704 392 ROZDZIAŁ VIII, UST. 88 Dalej, ponieważ jest dt= 0, a więc $ = £o + (h (t — ^o
0929DRUK00001744 482 ROZDZIAŁ VIII, UST. 9f) Przez odejmowanie znajdujemym - m=r (
więcej podobnych podstron