Del Professor Santini. 3ii 



L'obliquità dell' ecclittica 1 =£ 



La longitudine corrisp. airAR.=0, ed alla deci. L . . = g 



La corrispondente latitudine =z h 



Sarà primieramente d dato dal tempo siderale ridotto in 

 gradi; quindi g, h si calcoleranno mediante le seguenti equa- 

 zioni 



(i) tang. z = sen.0 cot.L; (2.) tang.g.i= = ^^^ 



(3) tang. A= sen.g cot. (z-l-f) 

 e per riprova del calcolo^ si farà uso dell' equazione 

 cos. il cos. g. = cos. L. cos. d- 



Nella discussione delle seguenti osservazioni, ho calcola- 

 to le quantità g, ed h colle tavole a 5. cifre, tenendo conto 

 soltanto dei decimi di minuto. 



Se ora indichiamo la longitudine apparente della Luna 

 per A', la sua latitudine apparente ( supposta boreale ) per ^' 

 ed il semidiametro apparente , aumentato cioè a ragione del- 

 l' altezza sopra l'orizzonte per d\ avremo per determinare /l', 

 ^' , d' le seguenti equazioni 



(4) ^ =^ -^- ^i^ • sen {Z -g) -h(-^^) r-^ • sen. 1 . 



(5) j=CT.sen i"(senA. sen/? -h cos/i. cos/?cos(/l — g)) 



if\ n< o_, sxung.^ CT(iH-i).sen^ 



' ' " " seii.i" cos/i 



(7) a'=a(l-H5) 



Sia e la distanza apparente del centro della Luna dal cen- 

 tro del Sole calcolata dietro i precedenti elementi nell'istan- 

 te del primo contatto. Avendo riguardo alla piccolezza dell' 

 arco e, si potrà essa calcolare mediante 1' equazione .... 

 e» = /?'" -I- ( Z — ;i' )". cos" j3' , la quale ponendo 



( 8 ) . tang (35 = ,, ^f — ^ , diviene 



(/— A')cos|?' /?' 



(9) 



Se le tavole fossero esatte , si avrebbe e-:=d-^d' . Suppo- 

 nendo, che clÀ, d^, dd, dd siano le correzioni degli elementi 



