[19] (345) 



tavole assegnano ad r' e con dt' la correzione da applicare 

 ad t' affinchè sussista la equazione 



dt' comprenderà le correzioni che si devono attribuire alle 

 coordinate della luna, della stella e del luogo di osserva- 

 zione per ottenere i loro valori esatti. 



Differenziando la equazione (1) si ottiene 



sen e' dz' = cos D" cos 5 sen (A^ — a) d (A' — a) 



-\- [cos D^ sen S cos (A' — a) — sen D'' cos 5] do 

 -j- [sen D' cos S cos (A' — a) — cos D^ sen 5] d\)' 

 e da questa 



sen z'd q'= cos D'' cos 5 sen (A' — a) d {A' — a) 



+ sen(D'— S)^(D^ — 5) 



(2) + [sen(D'— S) — sen(D'-fS)] sen^ - (A^— a) dò 



1 



— [sen(D'— 5) -f sen{D'-f 5)] sen^ - (A'— a) dJ)' 



Trasportandoci ora dal luogo di osservazione al centro 

 della terra, si potrà stabilire una equazione analoga alla 

 (1) od alla (1^) sostituendo, in luogo del semidiametro an- 

 golare apparente r^ della luna, il semidiametro angolare 

 geocentrico r e ponendo in luogo delle coordinate appa- 

 renti A^, D^, R' le coordinate geocentriche A , D , R , men- 

 tre le coordinate a , 5 della stella dovranno ridursi al cen- 

 tro della terra supponendo che esse appartengano al punto 

 d'intersezione della visuale diretta dal luogo di osservazione 

 alla stella (la qual visuale è tangente al globo lunare 

 neir istante della immersione o della emersione) colla tan- 

 gente alla luna condotta pel centro della terra. Per far 

 ciò si dovrà anzitutto calcolare la distanza di quel punto 

 dal centro della terra e con questa calcolare la parallasse 

 nelle coordinate a e^§ . Ottenuti i nuovi valori a' e S^ si 

 avrà la equazione analoga alla (T): 



