Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
2.9.Perturbacjewspółrzędnych
31
Tabela2.1.Stałeprecesjimin.Tutajna”oznaczarok
zwrotnikowy
1950
Epoka
1900
1850
1800
2000
m
[s/a]
3,07048
3,07141
3,07234
3,07327
3,07419
n
[s/a]
1,33703
1,33674
1,33646
1,33617
1,33589
[″/a]
20,0554
20,0511
20,0468
20,0426
20,0383
zmieniadługościekliptyczne,alerównieżnachyle-
nieekliptyki(rys.2.17).
Rys.2.17.Skutkiemprecesjibiegunyniebazataczająkrę-
giwokółbiegunówekliptyki.Nutacjajestdrobnymkoły-
saniemosiziemskiej,zaburzającymgładkiruchprecesyj-
ny.Skalanutacjinatymrysunkuzostałamocnowyol-
brzymiona
Szczegółowerachunkisątubardzoskompli-
kowane.Naszczęściezakłóceniapowodowane
przeznutacjęsąstosunkowomałe,zaledwieuła-
mekminutyłuku.Możnajeobliczyć,korzystając
zuproszczonychwzorówpodanychwramce2.1,
lubpoprostupominąć.
Paralaksa-obserwującpewienobiektzróżnych
miejsc,widzimygonainnymtle,wróżnychkie-
runkach.Różnicatychkierunków(arównieżsamo
zjawisko)nosinazwęparalaksy.Wielkośćpara-
laksyzależyoddystansupomiędzyobserwatorem
aobiektem,dlategomożemyjejużyćdopomiaru
odległości.Natymzasadzasięludzkiewidzenie
stereoskopowe(przynajmniejwpewnymstopniu).
Docelówastronomicznychpotrzebujemyznacznie
dłuższychbazniżrozstawnaszychoczu(ok.7cm).
Odpowiedniodługimiiwygodnymibazamisą
promieńZiemiipromieńjejorbity.Odległoścido
gwiazdmożnawyznaczyćzparalaksyrocznej,czy-
likąta,podktórymzdanegoobiektuwidaćpromień
orbityZiemi(przedyskutujemytoszerzejwp.2.10).
Przezpojęcieparalaksydziennejrozumiemy
zmianępołożeniaobiektunaniebienaskutekobro-
tuZiemi.Zależyonanietylkoododległościobiek-
tu,aleiszerokościgeograficznejobserwatora.Gdy
mowaoparalaksiejakiegościaławUkładzieSło-
necznym(rys.2.18),zawszemamynamyślikąt,
podktórymwidaćzniegopromieńrównikaziem-
skiego(6378km).
Odpowiadatoprzesunięciuobiektunatlegwiazd,
któredostrzegaobserwatorstojącynarównikuiśle-
dzącygoodhoryzontudozenitu.Naprzykładpara-
laksaKsiężycawynosiok.57!,aSłońca8,79″.
Wastronomiiparalaksajestpoprostumiarą
odległości,nawetjeślizostałazmierzonainnymi
metodami.
Aberracja-skończonaprędkośćświatłajestprzy-
czyną,dlaktórejruchomyobserwatorwidziobiek-
typrzesuniętewkierunkuruchu(rys.2.19).Zjawi-
skotonosinazwęaberracji.
Ścisłewyprowadzeniewzorunawielkośćaber-
racjiwymagaodwołaniasiędoszczególnejteorii
względności,aledocelówpraktycznychwystarczy
wzórprzybliżony:
gdzie:υ-prędkośćobserwatora,c-prędkość
światła,θ-kątpomiędzyrzeczywistymkierun-
kiemdoobiektuawektoremprędkościobserwa-
tora(rys.2.20).
Największamożliwawartośćaberracjiwy-
nikającejzruchuorbitalnegoZiemi,υ/c,zwana
stałąaberracji,wynosi21″.Maksymalneodchy-
leniespowodowaneobrotemZiemi,stałaaberracji
dziennej,jestznaczniemniejsze-ok.0,3″.
(2.30)
Rys.2.18.Paralaksahoryzontalnaπ
ciałaniebieskiegotokąt,podktórym
widaćzniegopromieńrównika
ziemskiego
