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FORMOLA III. E IV. (l3). 



TE 

 tane. — 45° 19 • • 0.0048007 o.do48oo'j 



seu. ^ (TEP— T) g. 9452558 . . cosen. 9.6740713 



compi, aritmetico sen. ^ (TEP+T) o . o545i9i comp.cosen.o. 4165785 



taug. ^ (PT — PE) . . .450 58' 55 " 9.9845556tu.g.^(Pi+ PEjo.ogSaSoS 



i. (PT+PE) . . . Sio 14' 



PT = q5 o 12' 55", distanza della Maccliia al 

 polo boreale del Sole. 



PE = 7 o I 5' 7 " , inclinazione dell' equato- 

 re solare sopra l'ecUltica. 



longitudine osservata in 



T 7 5 8055' 



(i5) si aggiunga il com- ^ 



plcmento di TEP ... i = 9° 17 



luogo deli' intersezione 

 di ■ " 



Se si cercano le due altre mezze-somme 



luogo ueil luicisr/.nj"^ , 



dell'equatore e dell'cclil» 8' 17050 

 AEP+CEP TEP+CEP 



2 2 



se si risolvono i due altri triangoli AEP , CEP , non si troverà uè meno 

 un minuto secondo di differenza ne' risultati. 



25 Anche i calcoli preparatorj , coi quali si determinano le longitudini 

 e le latitudini, vedute dal centro dell' astro , mi sembra che possano es- 

 sere abbreviati. Per le dilfercnze di longitudine e di latitudine dedotte 

 dall'osservazione si cerca ordinariamente l'arco di distanza , indi l'angolo 

 al polo dell' eclittica. Se s' impiega la proporzione che serve a trovare 

 l'arco di distanza, per cercare, in cambio dell'arco stesso, la differenza 

 di longitudine veduta dal centro dell'astro, questa è la stessa cosa, ri- 

 guardo al Sole, che l'angolo al polo dell'eclittica. Quanto poi alla 

 Luna, bisognerà tener sempre conto della sua latitudine. 



