* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

627 ПАРАЛЛАКС 628 земной поверхности, а также угол между направлениями на светило из данной точки и из центра земли. Наибольшей величины для данной точки П . достигает, когда свети­ ло видно в горизонте; соответствующий П . называется г о р и з о н т а л ь н ы м П. Наи­ большую величину д л я земли вообще П . имеет в горизонте д л я точки земного эквато­ р а ; соответствующий П . называется г о р и ­ з о н т а л ь н ы м э к в а т о р и а л ь н ы м П.; в дальнейшем он обозначен через щ. По­ следний зависит только от расстояния А све­ тила и связан с ним простым соотношением: А = s i nр л , где р—радиус земного эквато­ р а . Д л я всех тел солнечной системы кроме луны (для которой средний тг = 57& 2,70") можно по малости П . заменить sin^ через n" sin 1 " . Если еще за единицу расстояния принять большую полуось а земной орбиты, то д л я Л получается формула: Л = » где в числителе стоит средний горизонтальный экваториальный П . солнца. Имея в виду эту простую связь между расстоянием и П . , эти два термина в современной астрономии при­ нимают равнозначащими. Расстояния луны и солнца определяются именно посредством 0 часовой угол светила. Д л я луны эти выра­ жения недостаточно строги и требуют еще дополнительных членов. Суточный П. для звезд исчезающе мал. По отношению к ним говорят о г о д и ч н о м П;, т. е. угле, под к-рым со звезды видна полуось земной орби­ ты. Связь годичного П. с расстоянием дается ф-лой А = „ ,„ = ,^ а. Ближайшая зво^ Я Sin 1 & Л зда имеет л = 0,76", откуда А = 270 О О а. О Д л я выражения таких больших расстояний а 206 65 Ф и г . 4. 0 0 Q употребляется особая единица, называемая п а р с е к о м (начальные слоги двух слов: параллакс, секунда); она равна 206 265 а = = 3,09 X10 к м = 3,26 световых лет. Тогда связь между П. и расстоянием становится еще проще: Л = ^ парсеков. Годичный П. влияет на видимое полонгение звезды. Одна­ ко по малости его приходится учитывать только для немногих самых близких звезд. Д л я огромного большинства звезд он мень­ ше 0,01". Иногда употребляется еще тер­ мин в е к о в о й П. Последний обозначает смещение звезды, вызываемое движением солнечной системы в пространстве. 13 Фиг. 2. измерения П . либо путем наблюдения из двух разных точек земной поверхности, что дает разность соответствующих местных П . , либо наблюдая из одного места, но пользуясь перемещением последнего вследствие суточ­ ного вращения земли (отсюда произошел и самый термин: суточный П.). В астрономиче­ ских ежегодниках и таблицах положение тел солнечной системы всегда дается для центра земли ( г е о ц е н т р и ч е с к и е к о о р д и н а ¬ т ы). Чтобы найти т о п о ц е н т р и ч е с к и е к о о р д и н а т ы , т . е . видимые цз дан­ ного местаземнойповерхности, нужно учесть влияние П . , к-рый понижает светило к гори­ зонту на угол " ~ sin г, являющийся П . по высоте. Здесь Q есть местный радиус зем­ ли, z—зенитное расстояние. Влияние П. на Лит.: И в а н о в А . , К у р с сферич. астрономии, Б е р л и н , 1923; d е B a l l L . , L e h r b u c h d . spharischen A s t r o n o m i e , L p z . , 1912; E n z y k l o p a d i e d . m a t h e m a t i schen W i s s e n s c h a f t e n , B . 6, T . 2, L e i p z i g , 1905—23; V a l e n t i n e r W . , H a n d w o r t e r b u c h d. A s t r o n o m i e , B . 3, T . 1, B r e s l a u , 1899. А. Михайлов. П . н и т е й т р у б ы—кажущееся пере­ мещение центра нитей трубы относительно точки визирования при перемещении глаза Ф и г . 5. наблюдателя, вправо или влево, вверх или вниз относительно центра окуляра. Диафра­ гма с сеткою нитей устанавливается в тру­ бе, в сеточном колене, в фокусе объектива, т. е. в том месте, где получается действитель­ ное изображение предметов через объектив, рассматриваемое наблюдателем через оку­ л я р (фиг. 2—4): на фиг. 2—в точке В . При визировании трубою наводят на точку ви­ зирования центр пересечения двух нитей, или центр квадратика, образуемого четырь­ мя нитями, или центр тр-ка, образуемого тре­ Фиг. мя нитями. При визировании нити должны представляться наблюдателю резкими лини­ азимут ничтожно, т.к. происходит лишь бла­ годаря отклонению формы земли от точного ями; поэтому перед наблюдением надо вдви­ нуть (или выдвинуть) окулярную трубочку шара и ощутимо только д л я луны. П. по прямому восхождению а и склонению д вы­ be из окулярного колена ВС настолько, что­ бы нити представлялись резкими линиями числяется по ф-лам: (фиг. 5). Затем при визировании на каждый Да = — cos Ф & sin t sc д предмет необходимо получать в трубе на­ v иболее ясное его изображение; это дости­ Ад = -° sin q>& sin (у — д) esc у; tg у = tg Ф & S C t, гается вдвижением (или выдвижением) всего где ф&—геоцентрическая широта места, t— окулярного колена ВС (вместе с трубочкой v