0929DRUK00001737

£35

PAKALAKSA

stałych praktycznie równa się zeru. W punkcie G znajduje się gwiazda, której odle-gitość od słońca niecliaj będzie $G = A, a od-ledlośe Wrl ziemi ZG = A'. Gdy jeszcze przez Ii oznaczymy odległość ZS ziemi od slońfta, oraz ąC SZG = a i ^ ZGS = p, to-z trójkąta ZGS wynika

(i m

B .

im p = y sm o.

Okres kąta p jest taki sani, jak kąta o, mianowicie roczny;; nazywa- się ten kąt wskutek tego pct-ralaltsą toczną.

Odległość ziemi od słońca zmienia się z powodu eliptycz

nego kształtu drogi ziemskiój; jednakże zmiany te są w stosunku do samej odległości U .nieznaczne, a w stosunku do .V znikon^ Można więc przyjąć w zagadnieniu paralaksy rocznej li = U_n. Obierając B₀ za jednost-kę długości, mamy

(159')

1

sm p = sm a,

i widzimy z tego “wzoru, że p zależy od a.

Oznaczmy przez ti największą wartość kąta p, którą on osiąga, gdy a = 90°. Jest zatem

(160)

1

Sin tt; = —.