ПРЕСТУПЛЕНИЕ КЛАВДИЯ ПТОЛЕМЕЯ
Глава I. Объяснение явлений в астрономии
Глава II. Греческая математика
Глава III. Земля
Глава IV. Строение мира
Глава V. Солнце и связанные с ним вопросы
Глава VI. Долгота полной Луны
Глава VII. Долгота Луны в любой фазе
Глава VIII. Размеры Солнца и Луны. Расстояния до них
Глава IX. Звезды
Глава X. Движение Меркурия
Глава XI. Венера и внешние планеты
Глава XII. Некоторые второстепенные вопросы
Глава XIII. Оценка деятельности Птолемея
Приложение А. Специальные термины и обозначения
Приложение Б. Метод Аристарха для нахождения размеров Солнца
Приложение В. Как Птолемей пользовался вавилонским календарем
А.К. Дамбис, Ю.Н. Ефремов Датировка звездного каталога Птолемея по собственным движениям: тысячелетняя проблема решена часть 8/p>
Дата наблюдения каталога Tcat равна наклону (умноженному на 60) наилучшей линейной аппроксимации представленной светлыми кружками зависимости, а разброс точек относительно этой зависимости дает оценки среднеквадратичных случайных ошибок соответствующих координат. Отметим, что здесь, в отличие от [12], не получаем индивидуальных датировок каталога по отдельным звездам, а используем всю выборку быстрых звезд для коллективной датировки каталога и исключения сильно отклоняющихся измерений. Видно, что разумные индивидуальные датировки можно получить только по самым быстрым звездам (с наибольшими абсолютными значениями собственных движений). Однако менее быстрые звезды тем не менее очень важны, поскольку позволяют оценить среднеквадратичные ошибки координат и, следовательно, исключить сильно отклоняющиеся измерения. К тому же, как будет видно ниже, разумную датировку можно получить даже без нескольких самых быстрых звезд, если использовать более медленные звезды совместно, а не по отдельности. Для определения эпохи каталога Альмагест Tcat, мы решаем системы уравнений (9) и (10) для всех быстрых звезд обычным методом наименьших квадратов. Таким образом, мы получаем две независимые оценки Tcat - по долготам (уравнения (9)) и широтам (уравнения (10)), которые далее обозначаются как Tlи Tb, а также их среднеквадратичные ошибки sTl иsTb, и среднеквадратичные случайные ошибки эклиптических координат sl'*a и sb*a. Совместное решение объединенной системы уравнений (9) и (10) с весами, обратно пропорциональными sl'*a и sb*a позволяет получить уточненную датировку Tlb. Предлагаемый метод включает усреднение координатных разностей по нескольким опорным (медленным) звездам в окрестности каждой быстрой звезды. Число этих соседних опорных звезд (Nnei) для каждой быстрой звезды не должно быть велико, чтобы выполнялось предположение о равенстве систематических координатных погрешностей для быстрой и опорных звезд. При этом, однако, отдельные "выбросы" (очень большие погрешности) у очень небольшого числа опорных звезд (лостигающие 6 градусов) могут очень сильно исказить получаемые средние значения