Годичным параллаксом называют угол, под которым усматривается со звезды радиус земной орбиты; учитывать годичный параллакс приходится только при наблюдении некоторых ближайших к Земле звезд; для ближайшей из них (а Centauri) он равняется 0,76 .

2. Поправка за р е ф р а к ц и ю. Явление рефракции, и в частности вертикальной рефракции, известно из разделов курса высшей геодезии. Однако влияние рефракции при измерении зенитных расстояний небесных светил иное, чем в геодезическом и точном нивелировании; поэтому явление рефракции при астрономических наблюдениях называется астрономической рефракцией. Влияние астрономической рефракции определяется условиями, при которых визирный луч проходит через всю толщу атмосферы, причем зенитное расстояние этого луча, а следовательно, и угол, под которым он пересекает слои атмосферы, окружающие Землю, может иметь значения от О до 70-80°.

Не приводя теории астрономической рефракции, которая сравнительно сложна, укажем практический путь ее учета. По соответствующим формулам, которые выводятся в теории рефракции, составляют таблицы, в которых дается значение поправки за рефракцию при некоторых средних значениях температуры tQ ж давлении атмосферы 6о через определенные интервалы измеренного зенитного расстояния z. Значения поправок, выбираемых из таких таблиц, называются средней рефракцией и обозначаются через р. Значение поправки при данных давлении Ъ и температуре t называют истинной рефракцией и обозначают через р. Формула для р имеет следующий вид:

Р = Ро + РоМ + ). (100.13)

где ро выбирается из таблиц по аргументу z, а коэффициенты АжВ -по аргументам Ъ ж t. Второй член правой части уравнения (100.13) представляет собой поправку за несовпадение давления и температуры, имевших место при наблюдениях, со значениями этих величин, принятыми при составлении таблиц для средней рефракции р .

Таблицы рефракции помещены в Таблицах для астрономических вычислений *.

Для приближенных подсчетов средней рефракции р при z 45° можно пользоваться приближенной формулой

p = 58 tgV, (100.14)

Из последней формулы видно, что рефракция увеличивается с увеличением зенитного расстояния наблюдаемого светила.

При Z = 90°, т. е. в горизонте, рефракция, вычисленная по более точной формуле, чем (100.14), достигает 35 и определяется недостаточно точно; поэтому следует избегать измерений зенитных расстояний светил, превосходящих 70-75°.

3. Поправка за радиус Солнца. При наблюдениях Солнца более точный результат получается, когда наводят на края Солнца - верхний или нижний (при измерении зенитных расстояний) и на левый или правый (при азимутальных определениях). Для приведения наблюденных зенитных расстояний к центру Солнца вводится с соответствующим знаком поправка Bq, равная углу, под которым усматривается с Земли радиус Солнца.

* Труды ЦНИИГАиК, вып. 30, ялп Астрономический ежегодник.

Таким образом, окончательное значение зенитного расстояния z, которое в дальнейшем используется при обработке наблюдений, по формулам практической астрономии с учетом всех поправок вычисляется: при наблюдении звезд

z=z + p, (100.15)

при наблюдении Солнца

2 = z-{-p-p±i?o, (100.16)

где z - непосредственно измеренное значение зенитного расстояния, исправленное инструментальными поправками; р - поправка за рефракцию; р - поправка за параллакс; i?Q - поправка за радиус Солнца (за приведение наблюдений к центру Солнца).

При определениях азимутов посредством наблюдений звезд никаких поправок, кроме инструментальных, в измеренные значения направлений не вводят; при наблюдениях Солнца вводится поправка за радиус Солнца по формуле (104.15).

4. Поправка за аберрацию. В вычислении координат точек земной поверхности из астрономических наблюдений, кроме измеряемых величин, участвуют координаты звезд а и б.

В значения этих координат, даваемые в Астрономическом ежегоднике и в звездных каталогах, необходимо вводить некоторые поправки. Необходимость введения этих поправок вызвана явлениями прецессии, нутации, в общих чертах описанными выше, а также явлением аберрации.

Явление аберрации заключается в том, что движущийся наблюдатель видит светило не по тому направлению, по которому он видел бы его, находясь в покое. Так как Земля движется в пространстве вокруг Солнца со скоростью около 30 км/с, т. е. со скоростью непренебрегаемо малой по сравнению со скоростью света, то влияние аберрации должно учитываться.

Пусть наблюдатель движется по направлению от точки В к точке А (рис. 176). Пусть луч света, идущий от светила а, достигнет объектива О в мо-

мент и в момент Т достигнет окулярного конца А. Если бы наблюдатель был неподвижен, то луч от светила оказался бы на пересечении нитей трубы в момент Гз и в точке N. Но за время, в течение которого луч света прошел путь от О к А/, окулярный конец трубы переместится из точки А в точку М, а вся труба переместится параллельно из положения N0 в положение МО и светило сместится с креста нитей. Для того чтобы светило находилось на пересечении нитей, необходимо наклонить трубу в направлении точки А с таким расчетом, чтобы в момент Т объектив был в точке О, а в момент jTg окуляр находился в точке N. Иначе говоря, в момент Т труба должна занять положение L0, а в момент - положение N0. Следовательно, труба будет наклонена на угол, равный Z.ONO, по направлению движения наблюдателя и видимое направление на светило сместится относительно истинного на угол а и будет Ng. Изображение светила на небесной сфере также переместится по дуге большого круга на угол а в направлении движения к точке А, изображение которой на небесной сфере называется апексом.

Если обозначить через и угол, образованный направлениями на светило и на точку апекса, то из рис. 176 имеем

sin а MN QQ.

sin и МО Если далее обозначить:

V - скорость движения Земли по направлению к точке апекса, равная 30 км/с;

W - скорость распространения света, равная 300 ООО км/с;

Т-Тх = т, (100.18)

MN = xv; MO = %w

и формула (100.17) перепишется так:

sin а V

Постоянная величина

sin и W

a = -p sinM. (100.19)

/с= -р = 20,5

называется коэффициентом или постоянной годичной аберрации.

Помимо годичной аберрации, зависяш;ей от движения Земли вокруг Солнца с периодом, равным одному году, сувдествует суточная аберрация, зави-сяш;ая от движения наблюдателя вследствие суточного враш,ения Земли вокруг своей оси. Скорость суточного движения наблюдателя различна в точках, имеюш,их разные широты, так как зависит от радиуса параллели или, иначе, от косинуса широт (так как г = R cos ф).

Для экватора скорость суточного движения наблюдателя Vq равна 0,464 км/с. С этим значением скорости постоянная суточной аберрации к равна

/в=--Р = 0,32 .

Для широты ф значение коэффициента к будет, следовательно, равно

/с = 0,32 cos ф. (100.20)

Земля враш,ается вокруг оси с запада на восток, следовательно, точкой апекса суточной аберрации будет точка востока. Обозначая через и угол между направлениями на светило и на точку востока, на основании (100.19) напишем

а= 0,32* cos ф sin а, (100.21)

где а - суточная аберрация; поправка за суточную аберрацию учитывается только в особо точных работах.

Таким образом, вследствие аберрации приходится различать видимое и истинное направления на светило и, соответственно им, видимое и истинное положения светила на небесной сфере. Координаты светила, относя-ш;иеся к видимому и истинному его положению на небесной сфере, называются соответственно видимыми и истинными координатами.