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e quesla vale per qualunque azimulo E dell'asse. Se 



I'asse, com' e il piu vantaggioso per la determina- 



zione della latitudine , e prossimamenle ne) merldia- 



uo, si polra porre come >aIore approssimalo di E, 



o 0° 180.° Aliora sara pure M, o =0,° o = 180," 



- > . * tans ^ • .• 



m = sin <P, e tang <P = — ^; e qumdi 



= +((D— 0')^— ;3-l-i cos z-1-c-i-sin z sin A. AE 



4-COS Z A<P+SIO <P COS » Sin t. AS -U r- Ad 



— ' COS d 



oppure brevemente 



0= (?— ?) COSZ+ i cos z 4 c -{- sin z. AE +cos z.Aip 



Afl COS (P V 



— sin (? sin z. A9 — — . Ad ,.v 



cos 



dore si e calcolata z per mezzo delle equazioni 



,p sin S r: cos z sin (p -/.) 3o;> x;:":* 



' cos S COS t = cos z cos (p 



cos sin t r= sm z 

 avuto anche riguardo al segno di z dipendente da 

 quelle di t. 



Di questa eqtiazione piii semplice si puo far uso, 

 quando I'asse di rotazione e poslo lanto prossimamenle 

 nel meridiano , che le seconde potenze di AE non 

 abbiano piii alcuna influenza; non pero serapre. Vale 

 a Hire cLe, quando la stella passa vicino alio zenil, 

 non possiamo permeltorci piii la supposizione di A 

 prossimo a 90° o 270° e dobbiamo ritenere I'espres- 

 sione compiela per il coefllciente di aE. 



Nei calcoli segueuti ho fallo uso sempre della 

 fornaola compiela (I), meltendovi anche per E quei 

 valori , che per ciascuoa sera aveva olteiiul* da un 



> 



per 



calcolo preliminare. Ho falto inollre ancora enlrare 

 Bel metodo di osservazione la raodifiozioue, che non 



