Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 30. 29 juli 1944 - Astronomisk matematik — sfärisk trigonometri, av Knut Lundmark
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
29 juli 19AA
891
z
Fig. 5. Den galaktiska polartriangeln. GP ,= det galaktiska
systemets pol, EP,— ekvatorns pol, Q = skärningen mellan
ekvatorn och det galaktiska systemets huvudplan,
lga-laktisk längd, b — galaktisk bredd.
ger mellan vårdagjämningspunkten och den
punkt, där stjärnans breddcirkel skär
ekliptikan, kallas hennes longitud eller längd. Att
longituder och latituder inte bli förändrade
genom jordens rotation är självklart. Utom de i det
föregående meddelade namnen på vissa cirklar
och bågar på himmelssfären finnas ännu ej så få
andra, bland vilka de viktigaste skola anföras här.
Första vertikalen är den mot meridianen
vinkelräta vertikalcirkeln. En stjärnas största
elonga-tion är den största vinkel, som en stjärnas
vertikalcirkel kan bilda med den åt norr förlängda
meridianen. Ej alla stjärnor kunna uppnå någon
sådan.
Almukantarater äro småcirklar, som äro
parallella med horisonten. Parallellcirklar kallas med
ekvatorn parallella småcirklar.
Poldistans är den del av en stjärnas
deklina-tionscirkel, som ligger mellan polen och stjärnan.
Solståndspunkterna äro de punkter på
ekliptikan, som äro belägna på 90° avstånd från
dag-jämningspunkterna. Dagjämningskoluren är den
storcirkel, som går genom världspolen och bägge
dagjämningspunkterna. Solståndskoluren är den
storcirkel, som går genom polen och bägge
solståndspunkterna.
Ekliptikans lutning är vinkeln mellan ekvatorns
och ekliptikans plan, eller den sfäriska vinkeln
mellan himmelsekvatorn och ekliptikan eller den
båge av solståndskoluren, som ligger mellan dessa
bägge storcirklar, eller avståndet mellan deras
poler.
De två parallellcirklar, vilkas vinkelavstånd norr
och söder om ekvatorn äro lika med ekliptikans
lutning och därför tangera henne, kallas
vändkretsar, medan de parallellcirklar, som ha samma
avstånd från en av polerna, kallas polcirklar.
Tidens uppmätning
Då himlakropparnas rörelser höra till de mest
regelbundna vi känna, har bestämningen och
uppmätningen av tiden blivit bunden till dessa
rörelser, och då främst till jordens eller, om man
så vill uttrycka det, till "himlavalvets" rotation.
Denna försiggår visserligen icke absolut
likformigt, men förändringarna äro dock små och
deras belopp numera tämligen väl fastställda.
"Himlens rotation" kommer säkerligen under
långa tider att kunna användas som
grundläggande enhet vid tidens uppmätning.
Till enhet för tiden har man tagit jordens
rotationstid, eller dygnet. I fall man hänför jordens
rotation till stjärnorna, definierar man längden
av det sideriska dygnet, eller stjämdygnet, som
tiden för jordens rotation, bestämd i förhållande
till vårdagjämningspunkten. Då genom solens
rörelse i förhållande till vårdagjämningspunkten
stjärntiden under ett år förskjutes med precis ett
helt dygn i förhållande till soltiden, bestämd på
grundval av soldygnet, kommer stjärntiden under
ett år undan för undan att erhålla alla möjliga
värden ifrån noll (när vårdagjämningspunkten
kulminerar samtidigt med solen) och upp till 24 h.
Man använder på grund härav för alla borgerliga
ändamål soltiden, dvs. dygnet uppmätt i
förhållande till solen. Före 1925 räknades det borgerliga
medelsoldygnets början från kl. 12 midnatt och
det astronomiska medelsoldygnets från kl. 12
middag, men efter detta år har man låtit dygnet,
taget i de två bemärkelserna, börja vid midnatt.
Soldygnet har emellertid ej samma längd under
årets olika tider, dels enär solens rörelse i
ekliptikan, vilken rörelse är en spegling av jordens
rörelse kring solen, ej sker likformigt, dels enär
ekliptikan lutar 23,5° mot ekvatorn.
Av praktiska skäl är man tvungen mäta tiden i
timvinklar, som utgöra ett mått på soltiden i
ekvatorn. Då nu lika stora bågar i ekliptikan icke
svara mot lika stora bågar i ekvatorn, kommer
här in den ena av de nyss nämnda ojämnheterna
i soltiden. Med utgångspunkt från ett medelvärde
för soldygnet inför man därför en medelsoltid,
eller medeltid, som förlöper likformigt. Detta
innebär att det genom utjämning erhållna lika
långa dygnet delas in i lika långa timmar, minuter
och sekunder. Skillnaden mellan sann soltid och
medeltid anges av tidsekvationen eller tids
jämningen. Då den verkliga solen och medelsolen röra
sig över himlen i motsatt led mot himlavalvets
dagliga rotationsrörelse, bli såväl det sanna
soldygnet som medelsoldygnet något längre än
st järntidsdygnet. Eftersom det tropiska året har
följande längd i dygn
365,24220 — 0,00000614 T
där T är de julianska århundraden (räknade
såsom precis 36 525 dygn långa), som förflutit
sedan 1900 januari 0, så kommer under nuvarande
/
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
