0929DRUK00001748
336
ROZDZJAŁ VI, UST. 74
kie miaptee urojone przyjmuje Gauss punkt, w którym prosta, lącząc-a miejsce obserwacji z planetą, przecina płaszczyznę •ekliptykl. Skutkiem przejścia obserwatora do tego punktu oczywiście nie zmieniają się spólrzędne sferyczne planety, a szerokość słońca, widzianego z tego punktu, jest zerem. Zmienia się natomiast skutkiem przejścia na miejsce urojone długość słońca, inną też jest odległość słońca i planety od punktu urojonego, aniżeli odległość ich od miejsca obserwacji. Ta zmiana odległości pociąga za sobą potrzebę uwzględnienia innego czasu abcracji (ust. 75), a więc też odpowiedniej poprawki czasu obserwacji.
Gauss wyprowadza wzory, które rozwiązują zagadnienie. ^Pomijamy je tutaj, ponieważ zagadnienie samo wchodzi bardziej w zakres astronomji teoWitycznej.
74. Przykłady obliczania paralaksy.
PrzyMad 1. Znaleźć', spólrzędne topoCentrycznc księżyca poziomowe, godzinne i równikowe oraz topooentryezny promień księżyoa i odległość jego od miejsca obserwacji. Miejsćjsm obserwacji jest Lwów, a data obserwacji 19 października 1918 r., 1h ig™ .czasu środkowo-curopejjkiego.
Czas Greenwich’ski obserwacji jest ()/ł18'"45l Dla daty powyższej z efemeryd księżyca, podanych w B. A. J. na rok 1918, znajdujemy przez interpolację następujące wartości geoeen-tryeznyeh spólrzędnych równikowych księżyca:
a = lh 34'"2311, 8 = + 43° 50' 28".
Z tych samych efemeryd otrzymujemy
pg = 16' 4Ó".4, log sin 7:^ = 8.25227.
Powyższej wartości paralaksy odpowiada geocentryezna •odległość księżyca
log A = 1.74733, A = 55.941.
Czas gwiazdowy we Lwowie w eliw iii obserwacji, w yply-wający również z efemeryd, jest 0 = 217'44® 271 Wobec tego
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
0929DRUK00001750 338 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 Gdy do obliczenia h — h zastosujemy wzory (141j i (188IV
0929DRUK00001752 340 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 sec 8 0.01100 sec
0929DRUK00001754 343 ROZDZIAŁ VI, UST. 74 Z temi wartościami rachunek według wzorów (h) i ii; ustęp
0929DRUK00001732 120 ROZDZJAŁ III, UST. Gdy natomiast przez pun ki Ą poprowadzimy kolo godzinne PGP
0929DRUK00001708 296 ROZDZIAI VI, UST. 65 jedynie wtedy, gdy danytopest Czas obserwacji. Paralaksa,
0929DRUK00001710 298 ROZDZIAŁ VI, UST. 66 miedzy geodezyjną płaszczyzną wierzchołkową a płaszczyzną
0929DRUK00001712 300 ROZDZIAŁ VI, UST. 66 Ze wzoru (127") wypływa A = U = a cosec " ; &nb
0929DRUK00001714 302 ROZDZIAŁ VI, UST. 67 miejące gwiazdy, a w punkcie G — lopocentryczne. To osta
0929DRUK00001716 304 ROZDZIAŁ VI, UST. 07 W tym ostatnim przypadku w pierwszem przybliżeniu ■oblicz
0929DRUK00001718 306 ROZDZIAŁ VI, UST. 67 skąd wynika COS lJ 9 11 — cos— / j cos (p — P) --+ sin &n
0929DRUK00001722 310 IłOZDZIAŁ VI, UST. 67 Ponieważ dla księżyca X wynosi około 16V, a ms(X —X) i c
0929DRUK00001726 314 ROZDZIAŁ VI, UST. 68 Dalej jest według wzorów (132 ) i (135") z dostatecz
0929DRUK00001728 316 EOZDZIAŁ VI. UST. 69 69. Wpływ paralaksy dziennej na spółrzędne godzinne i rów
0929DRUK00001736 324 ROZDZIAŁ VI, UST. 71 i wAflftfi powyższe podstawimy we wzorach (158 ) to otrzy
0929DRUK00001738 32 G ROZDZIAŁ VI, UST. 71 Ponieważ -- jest zawsze małym ułamkiem, wiec możemy przy
0929DRUK00001740 328 ROZDZIAŁ VI, UST. 71 się zeru, więsj oznscfcwb jeszcze długość słońca przez O
0929DRUK00001742 330 liOZDZIAU VI, UST. 12 Oznaczmy przez a, [3, y i 8 położenia punktu G , odpowia
0929DRUK00001744 332 ROZDZIAŁ VI, UST. 72 oznaczmy dalej ~ — ą, rozumiejąc przez 4 przebytą drogę,
0929DRUK00001770 458 ROZDZIAŁ VI® UST. 100 100. Przykłady do poprzedniego ustępu. Przykład 1. W epo
więcej podobnych podstron