0929DRUK00001776
564 ROZDZIAŁ XI, UST. 1^5
rachubę, a więc normalnk może b\ e pominięta. W redukcji na miejei^s pozorne zatem, jak widzimy, główną rolę. odgrywa a ber ae ja roeaiui.
Oznaczmy
d = yk- sin Jg sec 8,, d' — cos a, sin ; ,
1) = — 20".47 sin O, l)a = 0".343 sin w,
c = TC cos a, se£ I,,
c — tang s1 cos — sin ax sin 3,,
C= — 20".47 cos © cos s1?
C0— 0".34gcos jĘcoss,,
to jest
cca = <x0 c C d D \c. C0 d I)0\ Aa2(ft),
(316)
8. = 8, +#,l" + cC+ d' D + |c'C0 + d'l)0\ + Ae2g.
Wyrażenia, zawarte w klamrach, jako zalezne tylko od powoli zmiennej wielkości w, w ciągu długich okresów czasu mogą być uważane za stale; obarczają one więc tylko miejsce średnie i w wartościach spól rzędnych średnich są już zawarte. Tylko wtedy muszą one być uwzględnione przy redukcji, gdy chodzi o oczyszczenie od wpływu aber&cji rocznej pozycji planety, wyznaczonej przez porównanie ze spółrzędnemi pozornemi gwiazdy. Przyjmując więc, zgodnie z wyżej poczynionemu uwagami,
a„ = a„ -f- Hw, 8„ = 8* + ASjfl -znajdujemy, uwzględniając wzory (31«) i (316),
o0 = a1 + fia'T + flt^ + 65 + cC + rf^ + JE +
+ \a A' + b B' + c C0 + (WA
(317)
= §i + Pa' t -j- a A -j- b'B -f- c'C-\- dl) -\-+ W A' + b'B' + ćC0 + d’D0\.
Widzimy, że spólczynniki c, 1 c’ i <1 zależne są tylko od spółrzednych gwiazdy i w ciągu długiego czasu mają wartości stałe, wielkości zaś C i D z łatwością dla argumentu t mogą byt tabulowane. Znajdujemy je w rocznikach wraz z wielkościami A, B, A', B' i E.
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
0929DRUK00001782 570 ROZDZIAŁ XI, UST. 126 Otrzymujemy wiec: a, = lh 40" 23s.869 ijJ0929DRUK00001782 570 ROZDZIAŁ XI, UST. 126 Otrzymujemy wiec: a, = lh 40" 23s.869 ijJ0929DRUK00001754 142 ROZDZIAŁ III, UST. 33 a więc cos a2 ma ten sam znak, co - sin (<Ł + 5); wyn0929DRUK00001772 •560 ROZDZIAŁ XI, UST. 124 to jest (k) x —— sin s y=A n Podobnie oddzielamy w sumi0929DRUK00001780 568 ROZDZIAŁ XI, UST. 126 Celem otrzymania spólrzędnych pozornych, obliczamy abe-r0929DRUK00001728 116 ROZDZIAŁ IIIy UST. 28 i nndir. Kola takie, np. ZAZ na ryfi 22, nazywają się ka0929DRUK00001730 418 ROZDZIAW VIII, UST. 93 ą równonoe średnia Tm przesunięta jest na ekliptyoe o l0929DRUK000017 96 34 ROZDZIAij II, UST. -JS dnie- z geometrycznemi wlftsftśffi&iitmi kuli, norma0929DRUK00001704 392 ROZDZIAŁ VIII, UST. 88 Dalej, ponieważ jest dt= 0, a więc $ = £o + (h (t — ^o0929DRUK00001700 188 ROZDŻIAŁ IV, UST. 42 Rok gregorjański różni się więc-od roku zwrotnikowego za0929DRUK00001710 198 ROZDZIAŁ IV, UST. 45 szybciej, niź spólrzędne słońca, więc też obliczenia, dot0929DRUK00001718 206 ROZDZIAŁ IY, UST. 45 Ponieważ A h, A 3 i t są małemi kątami, więc jest też z d0929DRUK00001738 32 G ROZDZIAŁ VI, UST. 71 Ponieważ -- jest zawsze małym ułamkiem, wiec możemy przy0929DRUK00001774 362 ROZDZIAŁ VII, UST. 79 Z ryciny widzimy, źe jest 4 = ISO0 + © — w, a, więc osta0929DRUK00001766 154 ROZDZIAŁ III, UST. 36 3. W schód i zftohó d. G wiazda a Urscte majoris jest na0929DRUK00001728 416 ROZDZIAŁ VIII, UST. 93 Po przeleżeniu otrzymujemy B = 00929DRUK00001792 180 ROZDZIAŁ IV, UST. 41 dynalne, nazywa się porą roku, Rok zwrotnikowy dzieli się0929DRUK00001762 350 ROZDZIAŁ VII, UST. 77 77. Zmiana wartości spółrzędnych sferycznych gwiazdy z pwięcej podobnych podstron