0929DRUK00001732

220

rozdział v, 5crsi. 49

Że zaś jeśt

więc znajdujemy

sm a =

Ponieważ odległość r₀ jest bardzo mała w stosunku do odległości gwiazdy od miejsca obserwacji, a wyłażenie w nawiasie jest również małym ułamkiem, więc bez wpływu na do-ldadnolć wyniku możemy położyfl' pG = A i przyjąć r₀ = a, oznaczając przez a promień równika ziemskiego. Gdy jeszcze napiszemy

sin a = a-sin 1",

C = 8 = 8 + (8 — 8),

sin ę = sin s + (s — s) cos s sin 1

to otrzymanły

a = u [(p₀ — 1) sinz — (s — 8) cos[r sin 1"|.    (84)

Kąt tc jest. to paralaksa dzienna, gwiazdy (p. rozdział Vi). Dla gwiazd stałych wartość jej jest znikoma, a więc dla trsiC-h gwiazd a — 0. Dla ciał naszego układu słonecznego również jest praktjęznie, z wyjątkiem księżyca, a = 0. W przypadku księżyca a okiągnąe może wmrtość, której nie można pominąć, gdy chodzi o największą dokładność. Jest mianowicie dla £' = 30°, 84°, 90°, odpowiednio o = 0".01, 0".l i 1". Gdy więc a musi być uwzględnione, to do obliczenia wmrtośei tego kąta służy wzór (84).

Pomijają^ ten 'wyjątkowy przypadek, wymagający uwzględnienia a, możemy przyjąć, że wartość retr&kcji określa wzór

J

r₀ p₀ sin s    dp

I A² [j,² — ?*■* p,₀² sin² s P ’