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 Nelle (lue relazioni precedenti 



Z = Ze -{- 60'\S io; Z» 

 <= r+AT— a. 



Quando l'astro osservato è il sole, bisogna ridurre la sua 

 astensione retta e la declinazione al meridiano locale ed 

 all'istante dell'osservazione; la distanza zenitale al centro 

 della Terra e dell'Astro, ponendo cioè 



( -(- lembo sui)eiior«- 

 Z = Zo-\- 60",3 tg Ze 1: >, A — p 



' — loinb() inferiore 



A diametro apparente, j; parallasse di altezza. 



Ora, la formola differenziale corrispondente a quella che 

 dà cos Z fa vedere chiaramente che gli errori in t, Zo e fi 

 hanno influenza minima sul valore della latitudine quando 

 le osservazioni sono distribuite intorno al meridiano. Fu perciò 

 adottato anche il metodo delle distanze zenitali meridiane, 

 per cui risultando M=^H, si deduce. 



1 -(- stella a sud della zenit 



f — stella a nord » 



La conoscenza dello zenit strumentale si fa scaturire dalle 

 stesse letture angolari se è noto, anche approssimativamente, 

 un valore della latitudine. 



Col teodolite adoperato si deduce perciò: 



Zenit strumentale = lettura ±: distanza zenitale appros- 

 simata. 



Nel caso del Sole, e quando le osservazioni siano eseguite 

 in angoli orari piccoli, di mezz'ora al massimo, si è anche 

 adoperato lo sviluppo: 



cos Z= cos (o — ò) — 2 cos o cos 6 seii* -^ /. 



Considerando Z come funzione dell'ultimo termine, si 

 deduce : 



^ . „ <^os '-S cos ò . , rcos » cos 6 n* 



■j = ù -\- Z ^ m 4- ootg (-i — o) I ! — I n. 



^ sen(9— ò) ^ "^' -* |_gen (9 — 5) J 



