0929DRUK00001707

495

ASTRONOMICZNA RACHUBA CZASU

porcjonalnie do czasu, więc też okres czasu, upływający pomiędzy dwoma kolejnemi górowaniami punktu wiosennego, nie jest równy dobie gwiazdowej i ulega drobnym wahaniom. Co do wielkości tych wahań z łatwością możemy się zorjentować.

Praktycznie wchodzić może w rachubę tylko pierwszy wyraz wyrażenia na ]>, t. j. możemy przyjąć

p cos s = — 17".2 cos SI cos s = — l^s.052 cos SI,

d (p cos i “dit~

= 1*.052 sinft

da

d£ '

Ponieważ okres, w którym Si zmienia się o 360°, wynosi w przybliżeniu 6800 w_n (ust. 94), więc    ,

a zatem

0^S.00092 sin SI.

d (p cos s) di

To znaczy, że różnica dwóch po sobie następujących okresów, w których 0 wzrasta o 360°, waha się w granicach + 0.001; takim więc też co najwyżej może być błąd wyznaczenia doby gwiazdowej, gdyby wpływ nutacji nie został uwzględniony. Natomiast czas gwiazdowy względem czasu absolutnie jednostajnego waha się z powodu pierwszego wyrazu nutacji w granicach + l^s.052 w okresie 18 f-letnim i z powodu drugiego wyrazu w granicach 0^S.08 w okresie półrocznym.

110. Czas słoneczny prawdziwy i średni. W ustępie 42 nazwaliśmy prawdziwym czasem słonecznym przeciąg czasu, który do danej chwili upłynął od prawdziwego południa, mierzony kątem godzinnym słońca. Określenie to nie jest zupełnie dokładne i wymaga uzupełnienia.

Z rozdziałów poprzednich wynika, że rozróżniać musimy prawdziwe spólrzędne słońca od spólrzędnyeh pozornych, t. j. obarczonych aberacją, i geocentryczne od topocentrycznych, t. j. obarczonych paralaksą dzienną.