0929DRUK00001795

483

KUCH WŁASNY GWIAZD

są funkcjami ciasu, okreśłonemi w tym przypadku przez wzory (270), więc jest

t

fa)₀ = a₀ +/(p_a° -f 2 p_a° p_s° tang 8₀ sin 1". t) dt,

t

(*)• = §₀ +/([^3° — P«⁰² -Sin §₀ cos §₀ sin 1". i)At]

to

a iio soalkowaniu

(a)₀ — a₀ = p_a° (t t₀) + p_a° p₃° tang 8₀ sin 1" (t— £₀)²,

(271)

(§)o — §₀ = p₅° (t —t₀) — \ p_a°² sin 8₀ cos S₀ sin 1" (t— t₀)².

i U'- i •«    t t,}¹

Jeżeli dalej przez a, 8 oznaczymy spólrzędne gwiazdy w epoce t, odniesione do -średniego równika i średniej równonoey epoki t, a przez a', 8' spólrzędne tej samej gwiazdy w epo(;<* t', odniesione do średniego równika i średniej równonoey epoki t', to różnice a' — a i 8' — 8 składają się z dwóch części: z części, spowodowanej przez precesję, i części, spowodowanej przez ruch własny. Oznaczmy

a' —a = P_a + Aa, 3' —8 = P_S + A3,

rozumiejąc przez P_a i P_s pierwsze ze wspomnianych części, a przdż Aa i Ao drugie.

Pierwsze części uważamy za znane, gdyż w rozdziale o precesji podane zostały wzory, służące do ich obliczenia. Co się tyczy drugich części, to, ponieważ składowe prędkości ruchu własnego są funkcjami czasu, okreśłonemi przez w zory (269), więc jest

t^r    t'

Aa=/|i_a'd£, A8 =/p_s'd£,

t    t

a po soalkowaniu

Aa=p_a

+

%

- (p_a cos a tang 8 -f p₅ sin a sec² 8) + p_a p₃ tang 8

sin 1" (t' — tf,

(272)

A8 = p₃ (Jf — t) — | p_a (:n -sin a 4- p« sin 8 cos 8) sin 1" (f — ff.

jl h\ s^,r 31*

2 '