0929DRUK00001712

300 ROZDZIAŁ VI, UST. 66

Ze wzoru (127") wypływa

A = ^U = a cosec " ;    (128>

sm ii

lub, gdy przyjmiemy promień równika ziemskiego za jednostkę długości, jest wprost

A = 1‘ogc Ti.    (128'}

Widzimy, 4łe pomiędzy odległością gwiazdy a jej paralaksą. horyzontalną równikową^ zachodzi prosta zależność, która pozwala tę odległość, wyrażoną w promieniach równika ziemskiego,, wyznaczyć, gdy paralaksa horyzontalna równikowa gwiazdy jest znana.

r

Pisząc jeszcze- — = p, mamy tez CC

sin Po = P sin tz,

sin p = p sin ti sin C.

Nazwijmy spólrzędne gwiazdy G, widzianej z danego miejsca obserwacji, spólrzędnemi topocmttycsnemi, a spólrzędne tejże*, gwiazdy, widzianej Ze środka ziemi, yeocentrycznemi. Pomiędzy spólrzędnemi topocentrycznemi a geocentrycznemi zachodzi w ogólności pewna różnica, zależna od paralaks^ p, która w specjalnych przypadkach redukuje sig do zera. Różnica t-a stanowi redukcję na środek siemi miejsca gwiazdy. Tak np. redukcja na środek ziemi geodezyjnej odległości zenitalnej równa się kątowa p, redukcja zaś na środek ziemi geodezyjnego azymutu równia się zeru.

Gdy chodzi o badanie zmiany spólrzędnycli gwiazdy, niezależnych od położenia obserwatora, nie można w tym celu po-rówuiywać jej spólrzędnycli topocentryoznyeh, obserwowanych przez różnych obserwatorów w różnych czasach i miejscach, lecz tylko spólrzędne sprowadzone do jednego wspólnego miejsca obserwacji, które nie bierze udziału w ruchu obrotowwm ziemi. Najdogodniejszym takim panktem jest środek ziemi.