0929DRUK00001792
380
ROZDZIAŁ VIII, UST. 84
się też oczywiście te elementy, które określają położenie płaszczyzny drogi ziemskiej w przestrzeni, a to pociąga za sobą zmianę wielkiego kola na niebie, określonego przez tę płaszczyznę-, t. j. ekliptyki. Zmianę tę można badaćę odnosząc położenie ekliptyki do jakiegoś niezmiennego układu spólrzędnych.
Wyobraźmy sobie, że takim układem niezmiennym jest układ prostokątny {scys), którego początkiem Jest środek stery niebieskiej. Machaj będą X i Y (ryc. (ibl^Hinkty przecięcia się ośi a"-ów i y-ów ze sklepieniem niebieskiem, a XY kiełkiem kołem, określonem na niebie przez płaszczyznę (wy). W pewnej określonej epoce t niechaj ekliptyka ma na niebie położenie E'E, a punkt W niechaj bę-dzie w epoce t węzłem wstępującym eklip-
tyki E'E na kole XY. Położenie kola E'E określone jest przez nj»j?hylenie jego i oraz przez odległość węzła W od punktu X, t. j. XW = K. Układ '(ćM/% można zawsze obrać w ten sposób, aby wartoś'ó kąta i przypadała w pierwszej ćwiartce koła.
Wielkości K i i, określające położenie ekliptyki, są, jak wspomnieliśmy, zmienni; są one funkcjami czasu, a wartości ich w dowolnej epoce t w yplywają z te.orji ruchu ziemi.
Nazywać będziemy prawdziwą ekliptyką epoki t wielkie koło na niebie, określone przez momentalną płaszczyznę drogi ziemi w epoce t. Określona jest ona przez wartości kątów K i i w opoce" t.
Ałjy wyznaczyć wartości kątów K i i w7 epoce i, należy
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
0929DRUK00001708 396 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89 Wartość spólczynników av naturalnie zależy też od wybor
0929DRUK00001728 416 ROZDZIAŁ VIII, UST. 93 Po przeleżeniu otrzymujemy B = 0
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 (
0929DRUK00001760 148 ROZDZIAŁ III, UST. 34 lub też określa zboczenie ty®i gwiazd, które w szerokośc
0929DRUK00001704 192 ROZDZIAŁ IVi, UST. 43 się*.do jednego w przypadku krańcowym, gdy ?9 = s. W -dn
0929DRUK00001740 328 ROZDZIAŁ VI, UST. 71 się zeru, więsj oznscfcwb jeszcze długość słońca przez O
0929DRUK00001794 382 ROZDZIA-L VIII, UST. "64 ulegają wartości x, y, z w czasie od t do t, mog
0929DRUK00001796 38 i ROZDZIAŁ VIII, UST. 8fi Prócz wspomnianych wahań oś momentalna obrotu ziemi w
0929DRUK00001700 388 ROZDZIAJ VIII, UST. 87 87 Zmiany położenia równonocy i pochyłości ekliptyki. R
0929DRUK00001706 394 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89 życoioo-słoneczną. Wyfltizy 4/i określają zmianę położe
0929DRUK00001710 398 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89 Skoro zaś jest «o + <fc h2Jr(h Pi
0929DRUK00001716 404 ROZDZIAŁ VIII, UST. 90 i podobnie (*bM S* — i cos K) sin •/,„ == [&j Sj (t
0929DRUK00001722 410 ROZDZIAŁ VIII, UST. 91 410 ROZDZIAŁ VIII, UST. 91 Spólczynniki szeregów (192)
0929DRUK00001726 414 ROZDZIAŁ VIII, UST. 92 Według cytowanej pracy jest: tp = — (17 ".234 + 0&
0929DRUK00001730 418 ROZDZIAW VIII, UST. 93 ą równonoe średnia Tm przesunięta jest na ekliptyoe o l
0929DRUK00001732 420 ROZDZIAŁ VIII, UST. 94 oraz połóżmy (s ) = z,n 4-1 cos SI, (<$ = <k„ 4-
0929DRUK00001734 422 ROZDZIAŁ VIII, UST. U4 W celu wyznaczenia kształtu tej krzywej, którą ze. wzgl
0929DRUK00001738 426 ROZDZIAŁ VIII, UST. 95 Mnożąc drugi z© wzorów (229) przez sin (X0 - K), a trze
więcej podobnych podstron