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

* H E B E C t f A f l МШНгйХ. - ЙЕЙЕСНАЯ С*ЕРА. ОРБИтХ' 8?' 4e",86slnScosn—9", 21 cos2eln а; эд*сь Q обозначает* долгот; восходящего j u i лунной орбаты. Веб srn поправка пеобходииы для обработав ваблю* хаеньи* координат*; что касается получев1л атвгь по­ следних*, то он-в измеряются вря помэщн целесообразно построенных» угломерных» инструментов*; ве входя въ тсхпнчесШл леталв, у ко же и» лишь освоения вдев гяаявыхъ методовъ, которые для атого применяются. Существвнп*Й1п1н астрппонвчеЫя паблюдев1я для опредедеnln координат* небсспыхъ св*т*.т» производятся во вре­ мя кульнв11ац1п светила прп похощп мерид1анлаго круга (ем.) яля заменяющих* его нветруяелтоиъ (пассажный нпстр. в нертпиальпмй круг*). Съ пин* можно 1) опре­ делить аепптпое разстояте в* ном ear* ху льни паи) а, 2) определить по часам», идущим* по возможности точно, момептъ кульмапац!н, Положим*, что ваблюдатедь определил* зенитное раз сто я ale Z§ г.акой-лвбо яр­ кой о коло полярно В энЬзды (па я р., я Налой Меди* липы) въ верхней кульикпац1к, в черезъ полсуток* (мож. быть, дпемь, для того в выбирается яркая звезда, чтоб* се межпо било апд*ть въ трубу днем*) ея же асавтвое рлзстояя!е ZH ВЪ нижней худьмнпзц1н; допуская, что пплярпос рва стоя nlo ея я* обо вхъ наблюден {яхъ одппаклво (малое намелен to отъ прецесс!и, путац!и к аберрац1н можно вычислить в прп пять но влвмавЬ), заме­ чаем*, что полюсь Р лежат* как* раз* восредппе ме­ жду первым* и вторым* веложен]емъ звезды; след., ~~ 2 рхзстолп1е полюса Р, точил, лвствешм на Л. с. ничем* во отмеченной, па которую, след., польза лалестп трубу; тогда 90*—^{Z -\-Zu) есть высота полюса Р взд* гори лонгом*, т. е. (см. Земля) географа чес вал широта < места лвблюдев1я. Кроме того, ? e е е т ъ s c n n T I I o a еклонепСе центра Солнца 6, я раэпоегь 6 пряных* иоохожден1й Солпца в той* ж» звезды; тогда яэ* чертежа до правилам* елеиептарноВ геометр1в имеем*: прямое восхождопДе 1в*нды=р4- S^ ~^ Sl-j-O a . Раз* прямое вое* хожхеШв хотя бы одной явезды известно, то по взв*стхым* ужа разностяи* вы «ходя» гея прямых восх. Рис, 3. всех* наблюденных* звезд». Копечпо, ато розсуждеп1е, чертеж* в формула дают* лить вдею метода: 1L с. па плоскость, зависимость разных* нелячип*яе выражается простой nponopuiett, оа деле нужно применять формулы сферической грвгокометр(я, а для точности результатов*— л друг!е методы; приведенное разеуждеше нрнанаио лишь указать суть вопроса и пояснять, как* наблюде­ ны Солнца могутъ дать то, что нужно для овред*деп1я прямых* несхожделИ. Если лряммя иосхождеп1я несколь­ ких* звезд* язяеетпы, то можно определить, ва сколь­ ко часы идут* иоередъ влв отстают*, так* как* и* мо­ мент* кулы1П41аи1н заезди г* прямым* восхождении* о верпые часы должны показывать столько часов*, ики. и сек., сколько вх* содержится въ «. Наблюдая наравне со эееааамн друг!я, подвижпыл, светила (планеты, Лупу, кометы), можно определить и нх* прямым восхождея!я, отпослпиясл, моиечоо, в* моменту кульм ияац!и хаждаго изъ них*.—Более подробно асе затронутые вопросы разенатрввзютсл въ курсах* сфершческов • прахтвчаскоЙ acTponoBix; парусск. яз. курсы проф. Р.Ф. Фоилл (К1евъ) х проф. А. А. Иванова (Петроград*). Орбита (астр., отъ лат. orblta—путь), общее наааав1е путл какого-либо вебеенаго светила въ прострипстае, напр., путл влаветы влв кометы относительно Солица, путн одной звезды в* ДВОЙНОЙ звезде относительно другой в т. под. Эти пути, вообще говоря, предста­ вляют* сложила крнаын, по мало отличаются оть копическвхъ се чел lii (эллипс*, парабола, гипербола), в потому очень часто О. ваз. копнчесвоа с*чеа1е, приблизительно представляющее действительны! путь вебеенаго светила. 1) Вообразим* себе две точка ы^хЫ, путин моментыД ,Ц, когда действительная алаяетя, дяиагущояоя под* прятягательпым* действien* в Солнца в других* плане•*, проходит* через* 1ги точхв; можно определить тихое ко­ ническое с*чея1е съ фокусонъ яъ центре Оодяцо, нъ мотором» воображаемая планета под» д*1ств)емъ только одного, Солнца двзжется такъ, что въ те же моменты t| н Ц проходить чрез» rfc же точка М, в М, в лвшь не­ много по совпадает* с* действительной планетой въ apyria моменты временя, потому что притягательный си­ лы планет* малы я» сравнен 1н с* притягят. силой Солн­ ца. Это соображен 1е применяется прв первокачальпом* прнблязнтельпем* ооред*леи1и путей планет» х комет* относительно Солнца. Ыатематнчесх!! разбор* втой задачи, составляющ!! предмет* т. ноя. теоретической астр оном 1и, показывает*, что есля веноередотявикыяв паблюден1ями долы видимым положены планеты идя кометы на небесно! сфере въ «при момента времени, разделенные одвнъ от* другого и*скольнник днями илв неделям в, то возможно яычяелнть нови ческе е с*чек1в только что указанна» характера (первый и третИ моменты соответствуют* указанным» ране* Ц и Ц); движеп!е воображаемой плавоты л» атому кохвческому «ечеклю ( — (?н — Z„) есть полярное раэстояв1в хаб люден пой зиеа1 ды, в слъд.. 90 —g (Z«— Ze) есть ея скдоаевЛе. Уголь е есть тлкжо рпзетолп1е от* эоплта до акватора (счита­ ем я о по Mcpitxiany); положим*, что наблюдатель опре­ делил* еще зепитаое ряэстоян)е я хакого-лвбо светила между зеаатем* п точкою юга; тогда, как* можно видеть из* рве. 1, < —я есть склоненie атого светила; еслв а р есть наблюденное зепитаое piaerofliiie светила между зенитом* я полюеомъ, то его скдопен1е 4=