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dada del circolo verticale si centra la livelletta di spia, la quale livelletta verificavo 

 prima di ogni puntata sia al sole sia alla mira. Cominciavo col puntare alla mira 

 nelle due posizioni del cannocchiale (dentro e fuori, posizioni che in seguito noterò C. D. 

 e C. F.) leggendo i nonii dei due circoli (la lettura del circolo verticale serve a veri- 

 ficare il principio di numerazione). Munito quindi l'oculare del vetrino afi'umicato, si 

 fanno le puntate al Sole, osservando al cronometro il momento in cui l'orlo si distacca 

 dal filo orizzontale (orlo inferiore la mattina, superiore la sera) mentre il filo ver- 

 ticale bisseca il piccolo arco che si distacca dall'orizzontale: si leggono i due circoli, 

 e si inverte l'apparecchio, procurando di interporre il minor tempo possibile tra l'os- 

 servazione diretta e l'inversa, perchè in questo caso si possono combinare le medie 

 delle due osservazioni, eliminando cosi l'errore di eccentricità e l'errore di indice 

 del circolo verticale. Si fanno almeno quattro puntate nelle due posizioni, e si ter- 

 mina la serie puntando di nuovo alla mira nelle due posizioni. 



Alcuni puntano alla mira dopo ogni puntata doppia al sole; mi sono assicurato 

 che le puntate al principio ed alla fine danno sempre delle letture che differiscono 

 al pili di 10"; quindi ritengo superflue le altre puntate intermedie che fanno per- 

 dere molto tempo ed obbligano ogni volta a togliere e rimettere il vetrino affumicato. 



Finita la serie, si legge il barometro ed il termometro , per la correzione di 

 rifrazione. 



Qualora si dovesse adoperare il metodo dell'angolo orario, l'ordine pili conve- 

 niente delle puntate è il seguente (V. Caspari, Astronomie Pratique, voi. II, p. 86): 

 orlo W nella posizione diretta ; orlo E nella posizione inversa ; orlo E nella posizione 

 diretta; orlo W nella posizione inversa. Cosi si elimina sensibilmente la correzione 

 dovuta alla variazione di distanza zenitale. 



Per calcolare l'azimut col metodo delle altezze, adopero la formola seguente : 



, A 1 / sen(s — t) sen(s — X) 



° 2 F seiissen(s — fc) 



dove : 



b = distanza polare dell'astro 

 L = distanza zenitale dell'astro 

 X := colatitudine del luogo 

 s = i/, (Ò + Z + X). 



Nelle misure magnetiche, ho trovato piìi comodo di contare gli azimut a partire 

 dal nord; siccome sul circolo azimutale del teodolite le divisioni crescono nel senso 

 del movimento apparente del sole, in questo caso l'angolo ^ è la quantità che si 

 deve togliere la mattina, aggiungere la sera, alla lettura del circolo azimutale per 

 avere la posizione del nord sul medesimo. Calcolando separatamente i valori di A 

 per mezzo delle distanze zenitali, distanze polari, ecc., corrispondenti alle medie di 

 una osservazione diretta combinata con l'inversa seguente, si debbono ottenere, per 

 la posizione del nord, dei valori sensibilmente uguali, se l'osservazione è ben fatta. 



Naturalmente le distanze zenitali adoperate nei calcoli erano corrette dalla rifra- 

 zione, parallasse e semi-diametro. 



Ho preferito la forinola sopraccennata a quella del Chistoni e del Palazzo, perchè 



