0929DRUK00001706
394 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89
życoioo-słoneczną. Wyfltizy 4/i określają zmianę położenia punktu wiosennego na ekliptyce, od którego liczy się długość astronomiczną; stanowią one więc mutację w długości. Wyrazy -q określają zmianę pochyłości ekliptyki, stanowią więc duta-cję w ■pochyłości, która też nazywana bywa nutacją w szerokości.
Pochyłość'; ekliptyki epoki t0 względem równika epoki t, oznaczona przez s', nazywana także bywa pochyłością księ-życoioo-słoneczną, a to dla-tego, że zmiany, którym ona podlega, wynikają tylko ze zmiennego położenia równika wskutek działania księżyca i słońca; stosownie do tego czosp wiekowa wyrażenia na e'| mianowicie s nazywa się średnią pochyłością księży cowo-słoneczną.
89. Ogólniejsza postać szeregów, postępujących według potęg czasu. Stasowane w poprzednich ustępach szeregi, postępujące według pot-ęg różnicy t—10, mają spółczynmki stale. Jednakże wartość tych spółczynników ‘ ulega zmianie, gdy zmienia się epoka początkowa /0.
W praktyce zachodzi potrzeba stosowania różnych opok początkowych i należy w tym celu wyprowadzić; wzory ogólne, pozv alające na przechodzenie z dowolnej epoki na dowolną inną. Zajmijmy się tern zadaniem.
Niechaj będzie F(i) pewna funkcja czasu, która może być rozwinięta według potęg odstępu czasu, liczonego od jakiejś dowolnej epoki początkowej. Obierzmy tx i t2 za takie epoki początkowe i niechaj będą F,{t) i F2(t) wartości funkcji F{t) dla tej samej epoki t, ale liczonej od dwóch wyżej podanych epok początkowych; gdy przyjmiemy
F, (ł) == ao ~\~ ai (t— h) ~\~ ch {t— ^i)3 + jfć) (t — t,)s + . . . łj (t) — bi (t — 4) -f (ł — 4)2 ^4 (t — h)3 ■ ■ ■
i zważymy, że wartości funkcji ,F(Ś dla danego t są niezależne od epoki początkowej, to jeśt także
FM = F, [/), Fj (t) = Fj (t), Fj' M = F* (f), ... (1)
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
0929DRUK00001708 396 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89 Wartość spólczynników av naturalnie zależy też od wybor
0929DRUK00001710 398 ROZDZIAŁ VIII, UST. 89 Skoro zaś jest «o + <fc h2Jr(h Pi
0929DRUK00001728 416 ROZDZIAŁ VIII, UST. 93 Po przeleżeniu otrzymujemy B = 0
0929DRUK00001704 392 ROZDZIAŁ VIII, UST. 88 Dalej, ponieważ jest dt= 0, a więc $ = £o + (h (t — ^o
0929DRUK00001744 482 ROZDZIAŁ VIII, UST. 9f) Przez odejmowanie znajdujemym - m=r (
0929DRUK00001792 380 ROZDZIAŁ VIII, UST. 84 się też oczywiście te elementy, które określają położen
0929DRUK00001794 382 ROZDZIA-L VIII, UST. "64 ulegają wartości x, y, z w czasie od t do t, mog
0929DRUK00001796 38 i ROZDZIAŁ VIII, UST. 8fi Prócz wspomnianych wahań oś momentalna obrotu ziemi w
0929DRUK00001700 388 ROZDZIAJ VIII, UST. 87 87 Zmiany położenia równonocy i pochyłości ekliptyki. R
0929DRUK00001716 404 ROZDZIAŁ VIII, UST. 90 i podobnie (*bM S* — i cos K) sin •/,„ == [&j Sj (t
0929DRUK00001722 410 ROZDZIAŁ VIII, UST. 91 410 ROZDZIAŁ VIII, UST. 91 Spólczynniki szeregów (192)
0929DRUK00001726 414 ROZDZIAŁ VIII, UST. 92 Według cytowanej pracy jest: tp = — (17 ".234 + 0&
0929DRUK00001730 418 ROZDZIAW VIII, UST. 93 ą równonoe średnia Tm przesunięta jest na ekliptyoe o l
0929DRUK00001732 420 ROZDZIAŁ VIII, UST. 94 oraz połóżmy (s ) = z,n 4-1 cos SI, (<$ = <k„ 4-
0929DRUK00001734 422 ROZDZIAŁ VIII, UST. U4 W celu wyznaczenia kształtu tej krzywej, którą ze. wzgl
0929DRUK00001738 426 ROZDZIAŁ VIII, UST. 95 Mnożąc drugi z© wzorów (229) przez sin (X0 - K), a trze
0929DRUK00001750 438 ROZDZIAŁ VIII, UST. 97 kach 0 i t przecinają równiki, należące do tych samych
0929DRUK00001752 440 ROZDZIAŁ VIII, UST. 97 i zatem zamiast wzorów (235) stosować wzory uproszczone
0929DRUK00001756 444 ROZDZIAŁ VIII, UST. 97 Aby zastosować wzory (bi), musimy- utworzyć pochodne wy
więcej podobnych podstron