356
IIOZDZIAŁ YlSuST. 78
ku któremu wi chwili obserwacji zwrficony jest ruch obserwatora. Punkt ten zwany jest ogólnie apelse,k ruchu obserwatora (por. ust. 72).
Zajmijmy się kolejno czterema wyszczególnionemi poprzednio przypadkami aberaeji gwiazdowej.
78. Aberacja wiekowa. Wpływ aberaeji wiekowej na spół-rzędne równikowe gwiazdy otrzymamy, podstawiając we wzorach (.176), (177) i (178) na miejsce aw i 8W spólrzędne apekstt ruchu słońca w przestrzeni A \ 1) i odpowiednią warftffi stałej A. Jak widzieliśmy (ust. 72), "wartości te nie są dokładnie wyznaczono; przyjęliśmy A = 268°.5, D — 25°.3, v = 19.5. km/sek. Oznaczmy przez Jts wartośg stałej Je, wypływającą ze w7zorów (b) i f8j, gdjT w nich przyjmiemy prędkość układu, to otrzymamy następująoe wrzory, wyrażające wply w aberaeji wNękowej na spólrzędne rówmikowe gwiazd:
a' — a = — ks cos 1) sin (a — A) seq o, (181)
o — 5 = Jes [sin 1) cos Z — cos D sin Z cos (a — Al)J. (182)
Stała kr:, = 18" nosi nazwę stałej aberaeji icieJiOioej.
Gdy także w7artaśej A, 1) są stałe, jak to założyliśmy, to rówmieź stalemi są dla danej gwiazdy różntae a' — a i o' — 5. Ze w7zoró>v po wyższy cli wynika więc, że wszystkie gwiazdy wskutek aberaeji wiekowej przesunięte są ku apekśowl układu słonecznego o pewien luk, którego wartość dla danej gwiazdy je„st niezmienna.
W, związku z powyższym wynikiem znajdują się uwagi następujące. Spólrzędne prawdziwe a, Z określałyby prawdziwe miejsce gwiazdy tylko w tym przypadku, gdyby światło od gwiazdy7 do obserwatora dochodziło momentalnie, wtedy bowiem nie byłoby7, jak wiemy, aberaeji gwiazdowej. Jeżeli zaś w rzeczywistości światło posiada prędkość skończoną i czas aberaeji dla danej gwiazdy7 wynosi 0, to, gdy przez t -j- fi oznaczymy] epokę obserwacji, jest rzeczną zrozumiałą, iż spólrzędne a, Z określają kierunek ku gwleździe w epoce i i nie wiadomo nic, jakim zmianom uległy one wt czasie aberaeji. Czas aberaeji w ogólności