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assai chiaro dopo che avremo dimostrato brevemente i for- 

 mulari di Cambridge, di Greenwich e quello usato dal prof. 

 Lorenzoni e di aver messo in evidenza le differenze che 

 passano fra di loro. 



Siano ancora, come a pag. 11, 



a , § le coordinate equatoriali della stella, 



A , D , R le coordinate equatoriali geocentriche della luna 

 al tempo siderale del luogo in cui fu osservato 

 un dato fenomeno (immersione od emersione), 



0, (p', pie coordinate equatoriali geocentriche del luogo di 

 osservazione al tempo suddetto 



ed inoltre sieno 



A'', D', R^ le corrispondenti coordinate equatoriali appa- 

 renti della luna, 

 e' la distanza angolare apparente della stella dal cen- 

 tro della luna all' istante 0. 



Quest' ultima quantità si ricava dalla equazione 



( l ) cos £^ = sen D' sen 5 -|- cos D' cos S cos (A' — a) 



la quale si può trasformare nella seguente ; 



1 1 1 



(1') sen2 -zsf = sen2 - (D' — 5) -|- cos D' cos 5 sen^ - (A' — a). 



Air istante dell' immersione o della emersione, tale di- 

 stanza non è che il semidiametro apparente r'' della luna; 

 però il valore di z' ottenuto dalla equazione (1) , o dalla (10 . 

 non si troverà mai coincidente col valore di r che si ri- 

 cava direttamente dalle tavole e ciò, anche prescindendo 

 dagli errori inevitabili di osservazione, in causa degli er- 

 rori delle tavole luniri da cui sono tolte le coordinate 

 della luna ed il diametro, ed in causa dei piccoli errori 

 nelle coordinate della stella e del luogo di osservazione. 

 Indicando con dr' la correzione richiesta dal valore che le 



