0929DRUK000017
91

179

RUCH SŁOŃCA

Celem zaś zastosowania wzoru (27) należy w tym przypadku podstawić m = secs; jest więc

m — 1_sec s — 1_1 — cos s    _n s

m 1 scc s + 1    1 + cos e ⁼    2’

oraz

O = “© + tiing² ~ sin 2 a© + i tang⁴ ~ sin 4 a© +

+ i tang⁶ e sin 6 a© + • • •    (81')

Celem otrzymania wznoszenia prostego i długości słońca zapomocą wzorów (80") i (81') w miarach łukowych, spółczyn-

nikitang²*-^ muszą być wyrażone w sekundach łukowych,

a w tym celu wartości ich liczbowe muszą być pomnożone przez cosec 1" = 206Wo.

Zmiany spólrzędnycłl równikowych slogoa, które mają ten sam okres, co zmiany długości słońca, pociągają za sobą w przebiegu dziennego ruchu słońca równifż zmiany, powtarzające się w tym samym okresie. W jaki sposób zmiany te się objawiają, zobaczymy w dalszych ustępach tego rozdziału.

W przebiegu zjawisk, zależnych od ruchu słońca wśród gwiazd, szczególnie wybitnie wyróżniają się cztery okresy, których początek stanowią chwile, gdy długość słońca 0 wynosi odpowiednio 0°, 90ⁿ, 180° i 270°. Słońce wtedy znajduje się w punktach, oznaczonych literami W, L, J i Z na rycinach 31 i 39. Te cztery punkty nazywają się kardynalnymi punktami ekliptyki.

Spółrzędne równikowe słońca w punktach kardynalnych zgodnie z wzorami (80) są następujące:

1.    ©=    0°,    a© =    0°,    §© =    0°;

2.    ©= 90°,    a©= 90°,    §© = + s;

3.    © = 180°,    a© = 180°,    5©=    0°; ¹    J

4.    © = 270°,    a© = 270°,    §© =    — £.

Okres czasu, w którym 0 wzrasta o 360°, nazywa się rokiem zwrotttikoivym, a okres czasu, który upływa pomiędzy przejściami słońca przez dwa następujące po sobie punkty kar-

12*