0929DRUK00001767

355

ABERACJA

tang (a' •

— 1: cos 2_W sin (a — a_w) sec 3 sin 1"

I —r y ^    ^ ; TT/ »    ( i * 6)

1 + A’ cos o_w cos (a — a_w) sec 5 sm 1 •

tang 55' — 3j =

k sin 3_W cos (ii/ -j- 8) sec M sin 1"

1 + & Sifi 8,_v ki6 tW + §) sec M sin 1" ’

1177)

/a' + a

cos I —--a„

tang M = cotg 3.,

a — a

(m

COS'

a zamiast nich najczęściej wystarczają w praktyce przybliżone		wzory
a' — a =•	— Zc cos 3W siifra — ogMsee 3,	(176')
II CO 1 CO	k sin 3W coe {M-\- 3) seć M,	(177')
tang M—	cotg 3W cos (a — aw),	(1785

lub też zamiast (177') wzór, nie zawierający kąta pomocniczego, 3' — 3 = k [sin 8_W cos 5 — cos 3_W sin 3 cos (a - - a_w)].    (177")

Zupełnie podobne do wzorów powyższych są wzory dla spólrzędnych,ekliptycznych, należy w nicli'tylko zastąpić spół-rzędne a, 3 przez X, j3. Napiszemy tylko wzory przybliżone, ponieważ później wypadnie nam z nich skorzystać:

X' — X = — k cos p_w sin (X — X„.) sec [3,    (17

[i p = k [sin p_w cos p — Gos p_w sin p cos^X — X_w)].    (180)

W jaki sposób każdy z wyżej wymienionych ruchów obserwatora wpływa na spólrzędne gwiazdy, zależy to^przedewszyst-ki#m od prędkości r i ściśle z nią związanego kąta k, dalej zaś od kierunku ruchu, określonego przez spólrzędne P i Q punktn W,

3e^v