0929DRUK00001747

PARALAKSA

Gdy poprowadzimy przez punkty P, O i C' płaszczyznę,, która przecina płaszczyzno ekliptyki według prostej C' P₀', to-kit P_n'C'P = j3' jest szerokością astronomiczną planet v, widzianą z punktu C'. Gdy zaś poprowadzimy prostą CP₀, równoległą do C' I ’₀', to kat P₀ 0 P jest geocentryczną szerokością planety. Ozna-cziny jeszcze -yś O' I * O = />, to jest P' = p + P- Dniej wynika z trójkąta PCC'

. C'C A = siny? : cos p', a po podstawieniu wartości na C'0

R

smp= — cos P’ sin p©.

Ponieważ pffljest małym kątem, można, gdy za jednostkę dlugości przejmiemy jednostkę planetarną, położyć

j; = \_} sm /> = (P' — P) sin ]", sin p₀ = p_Q 8in 1", cos p' * dfcs P-

i wtedy jest

P'-P = - ^P® 0osp.

Otóż jeżeli przy obliczeniach drogi planety jako jej szerokość przyjmiemy otrzymany w sposób powyższy kąt P', t. j. gdy wyobrazimy sobie, że w»wchwili obserwacji środek ziemi znajdowali się w- płaszczyźnie ekliptyki w punkcie C', to oczywiści w dalszy-li rachunkach należy przyjąć p© = 0, taką bowiem jest szerokość słońca, gdy środek ziemi znajduje się w płaszczyźnie ekliptyki.

Redukcja taka, jak to już wspomnieliśmy, tylko wtedy jest możliwa, gdy odległość- geocentryczną planety A przynajmniej w' przybliżeniu jest znana. (idy zaś odległość A jest nieznana, to niemożliwi jest nietylko pow^ryźsza redukcja, ale też i redukcja na środek ziemi przez uwzględnienie paralaksy dziennej.. W tym przypadku znajduje Z;tótosow^ranie sposób G a u Au redukcji na «iniejsce urojoneJEtreductio ad locum fiemm). Za t-a-