Фелькнер И., Астрономия для любознательных людей. 1892

— 500 всегда вычисленіемъ находить измѣненіе зенитальнаго угла Е 'В Ь для заданнаго времени и, слѣдовательно, опредѣлять разстояніе В Ц какъ если бы наблюденія совершались въ одно мгновеніе. Тѣмъ не менѣе вышеописанный способъ не представ­ ляетъ полной достовѣрности но слѣдующимъ двумъ при­ чинамъ: Во-первыхъ, поправки отъ рефракціи воздуха, въ двухъ различныхъ полушаріяхъ, при различныхъ высотахъ луны и условіяхъ климата далеко не обѣщаютъ тождественности. Во-вторыхъ, положеніе зенитовъ въ разныхъ широтахъ тоже по одинаково, ибо вертикалы Е А и А ' В: вслѣдствіе сфероидальной формы земли, не совпадаютъ ни съ центромъ земли, ни между собою на линіи Е Ь и потому равнымъ образомъ требуютъ поправки обоихъ зенитальныхъ угловъ для направленія вертикаловъ въ точку Е . Сколь ни малы эти поправки по величинѣ, онѣ могутъ сильно вліять на точность результатовъ, если случайно не уничтожатся другъ другомъ, а напротивъ, выпадутъ съ плюсомъ, или ми­ нусомъ въ одну сторону. Къ счастію, астрономы скоро при­ думали средство обойти эти погрѣшности, относя положеніе луны не къ зениту, а къ какой нибудь звѣздѣ 5, находя­ щейся на такомъ огромномъ разстояніи, что размѣры осно­ ванія А В совершенно стушовываются, и лучи зрѣнія А 8 и В 8 по наблюденію оказываются параллельны. Другими сло­ вами, значитъ, при наблюденіи звѣзды 5 изъ А и В, сумма Фиг. 278. угловъ x A S -j- г/B S 1 = 180°, между тѣмъ, какъ при наблю­ деніи изъ тѣхъ же точекъ луны, сумма угловъ x A L 4 - у B L получается болѣе 180° и именно на величину параллакса A L B — а — ß, что понятно изъ фиг. 278. При непосредственномъ измѣреніи угловъ а и ß, ошибки отъ рефракціи опасаться нечего, ибо никто не мѣшаетъ вы-