0929DRUK00001721

PARALAKSA 309

to jest

tanjfe(£' — q) =

— n sin [SIO⁰ — (M + ą)\ T— n cos[90° —

i według czwartego wzoru«26") na str. 46 ■

(U — i) sin 1" = — n cos (M-\- q) — 4- tir ’sin 2 (M + ą) -f-

-(- ; n³ cos 3 (M |- q) -j- ] n⁴ -sin 4 (4/-)- ą) — ...    (130")

Wzory ścisłe, wyżej wyprowadzone, stosowane być muszą tylko w przypadku księżyca, gdyż paralaksa księżyca wynosi zawsze około 1°. Paralaksa dzienna innych ciał naszego układu jest znacznie mniejsza; paralaksa słońca wynosi średnio 8".8(J, paralaksa zaś planet co najwyżej 30", fi zazwyczaj tylko kilka lub kilkanaście sekund. Skutkiem tego we wszystkich przypadkach, z wyjątkiem księźwa, do obliczenia parałaksy dziennej wystarczają wzory przybliżone#Paraluksa dzienna gwiazd sta¹ łych jeSt znikoma.

Coftie tyczy wzoru (132), to wogóle tylko w przypadku księżyca znajduje on zastosowanie, gdyż we wszystkie,li innych przypadkach różnica między X i X' zawarta jest zawsze w granicach błędów obserwacji. Ale i w przypadku księżyca różnica ta jest niewielka, i obliczenie jej dokładne z pomocą wzoru (13k5,

w kbór ni —^S    mało sie różni od jedności, wcmagałoby

cós(y-j-Hf)    H    ^v-

uwzględnienia bardzo dużej liczby miejsc dziesiętnych; dlatego

korzystniej "jest stosowa^ dostatecznie dokładny wzór przybli

żony. Pisząc mianowicie

a = X -|- (a — X) i q = q -j- \q — q),

otrzymujemy

Siu X Cios (X' — X) —(— cos X sin (X' — X) =

_#in X [cos (M +    — q) — sin (Sf + q) sin (q — q)]

cos (M -f q)

= sin X [Cos (</' — q) — tang (M q) sin (q — £)].