Boekgegevens
Titel: Leerboek voor de beginselen der kosmographie
Auteur: Steynis, J.
Uitgave: Rotterdam: W.L. Stoeller, 1866
Auteursrechten: Zie auteursrechten
Citeerinstructie: Bijzondere Collecties van de Universiteit van Amsterdam, UBM: IWO 200 G 9
URL: https://schoolmuseum.uba.uva.nl/bookid/LCSM_203641
Onderwerp: Astronomie: astronomie: algemeen
Trefwoord: Kosmografie, Leermiddelen (vorm)
Bekijk als:      
Scan: Afbeeldinggrootte:
   Leerboek voor de beginselen der kosmographie
Vorige scan Volgende scanScanned page
-93
de hoogte of den toppuutsafstand van de Maan bij hare culminatie
te meten, waaruit dan gemakkelijk, zooals uit fig. 27, blijkt hare
parallaxis afgeleid kan worden: want de som van de gemeten top-
puntsafstanden verminderd met het verschil in breedte van beide
plaatsen geeft den hoek van de gezigtslijnen, die naar hetzelfde
punt van de Maan getrokkeu zijn. Uit dergelijke hoogte-metingen
heeft men de gemiddelde horizontale parallaxis van de Maan bepaald
op 0''57'19",9. — Daar nu volgens (5é) de afstand a van de maan
a = , en sin. p = 0,01696 is, zoo is ongeveer
sm. p ' '
a = 60 r , en dus is
de afstand van de Maau tot de Aarde ongeveer gelijk 60-maal den
straal vau de Aarde. — De halve middellijn van de Maan is om-
streeks 15'20", zoodat de straal van de Maan 15'30" : 57'20" of
ongeveer 0,27 of ^^^ ^en straal der Aarde is. — De Maan
zelve is dus (y'^)' of omstreeks .g'^ van de grootte van de Aarde.
57. Jaarlijksche parallaxis, apstand en grootte van de
vaste sterren. De parallaxis of het verschilzigt van twee plaatsen
op de Aarde is teu opzigte van eene vaste . ster zoo klein dat die
nog niet is kunnen gemeten worden. De rigting echter, waarin men
eene zelfde ster op verschillende tijden vau het jaar uit dezelfde
plaats ziet, of liever haar toppunts-afstand moet verschillend zijn,
als namelijk de Aarde in de ruimte van plaats verandert. Stelt de
kromme lijn ABCD, fig. 29, de baan vau de Aarde om de Zon voor,
die wij in M onderstellen, dan zal men uit A eene ster S in a
tegen het hemelgewelf geprojecteerd zien. Even zoo zal die ster
uit de standen B, C en D vau de Aarde in de punten b, c en d
vau het hemelgewelf geprojecteerd worden. Beschrijft nu de Aarde
eene elliptische baan om de Zon, dan moet de ster aan het hemel-
gewelf schijnbaar ook eene elliptische baan abed beschrijven om het
punt m, waar men de ster zien zou uit M het middelpunt van de Zon.
Boven het vlak van de ekliptika zal elke ster zulk eene ellips
beschrijven. Beschouwt men van eene vaste ster de baan der Aarde,
dan zal men, als die ster in de pool der ekliptika staat de baan der
Aarde in hare ware gedaante zien. Staat de ster in het vlak vau
de ekliptika, dan zal dë baan der Aarde zich als eene regte lijn
voordoen. In eenig auder punt zal van eene vaste ster de Aard-
baan eene ellips zijn, welker kleine as des te kleiner zal zijn naar-