0929DRUK00001745

PAKALAKSA 333

PAKALAKSA 333

(169)

p —p = ą tc cos Q sin (p — P) sec q,

q — q = — ąm (sin Q cos q — cos Q sin q cos {p — P)\ (170)

W zastosowaniu do spoi rzędnych równikowych wzory te otrzymują postać następującą:

(171)

a' — cl = -\- ({ tc cos D sin (a — A ) sćj: 8,

§' — o = — ą tc [ sin D oas § — cos D sin § cos (a — A)], (172)

gdzie przez A i D oznaczone, zostały śpólrzędne równikowe ■apele su.

Wzory na paraiaksę wiekową w tej ostatniej postaci zazwyczaj są używane. Widzimy z nich, że. aby znaleźć paralaksę wiekową jakiejś gwiazdy, musi być prócz spółrzędnycli ■apeksu znana paralaksa roczna gwiazdy, oraz droga, którą -słońce przebiegło w ozas-ie t' — t, a więc także prędkość biegu islońca w^x przestrzeni.

Oczywfećie jeżeDfslońjse posiada ruch przestrzenni, to ruch *ten objawić się musi właśnie w powolnych zmianach spółrzęd-nyeh gwiazd; stwierdzenie i mierzenie tych zmian jest rzeczą •obserwacji. W istóćie obserwacje stwierdzają te zmiany, Imz wykazują zarazem, że wielkie kola, w których ruchy gwiazd zachodzą, nie przecinają się ze sobą w dwóch diametralnie przeciwległych punktach nieba, jakby to być musiało, gdyby ruch ich był tylko wiekowym ruchem paralaktycznym. Znaczy to, że obserwowany ruch gwiazdy jest -wypadkową ruchu paralaktycz-nSgo gwiazdy i ruchu jej prawdziwego.

Skutkiem tego, że*gwiazdy zmieniają miejsce w przestrzeni, wyznaczenie ruchu układu słonecznego staje się zagadnieniem bardzo zawiłem i, jak już wspomnieliśmy wyżej, dalecy jeszcze .jesteśmy od zadawalającego jego rozwiązania.

Jako wartości najprawdopodobniejsze spółrzędnych apeksu i prędkości układu słonecznego, przyjmuje się obecnie wyniki, otrzymane przez Campbella, mianowicie

A = 268°.5, D — 25°.3, v = 19i& km.

Gdy więc przyjmiemy /' — t = 1 rok, to a przedstawia drogę roczną układu słonecznego, wyrażoną w km, a ą tę samą