0929DRUK00001781

ABERACJA

369

altjo, gdy oznaczymy

TC² + V = X²,

to jest także

a?² y²

x² (x sin [3)²

TeSt to, jak widzimy, również równanie elipsy, której połowa wielkiej osi wynosi x = f a² + Z',². W tej elipsie wypadkowej, jak wynika z wartości spólrzędnyeh pozornych gwiazdy, położenie gwiazdy wyprzedza jej położenie w elipsie aberaeyj-

.    ,    TC

ncj o luk, któSęgo wielkość zależy od stosunku

™i

Ponieważ zjawisko aberacji gwiazdowej jesfc niezależne od odległości ciała niebieskiego, wdęC występuje ono także u słońca, planet i księżyca; obliczyć można aberację zawsze według wzoi>ów Ć184)— (187), podstawiając w nicli wartofifci spólrzędnyeh ciała niebieskiego dla tej epoki, dla której wp.tyw^T aberacji się oblicza.

()kres aberacji, zależnej od rocznego ruchu ziemi, w^r przypadku, gdy spól rzędne ciała niebieskiego są zmienne, nie będzie już roczny, lecz zależejft będziSf także od zmiany spólrzędnycłp Weźmy pod uwagę jako przykład aberację roczną słońca.

Ponieważ szerokość słońca równa się zeru, więc aberacja wpływa tylko na jego dlngdść. Gdy w^re wzorze (184) na miejscu X i p podstawimy spól rzędne ekliptyczne'słońca, mianowicie X = O, j) = O, to otrzymamy

O' — O = — 2Q".47 + 0".‘>43 -bos (O — w).    (188Ł

Widzimy, że ww wzorze (188) pierw^rSzy wyraz ma wartość stałą, równą stałej, abera< ji rocznej, drugi zaś wyraz, który zależy od kąta O — w, t. j. anomalji prawdziwej słońca, ma okres roczny. Pozorna długość słońca jest. zaw^rsze mniejsza od praw dziwej i różnica waha się w ciągu roku w granicach od 90". 13 do ffl0".81.

24

Astronomja sferyczna.