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In ciò si suppone assolutamente costante la lettura allo zenit, cosa che non può 

 garantirsi. 



L'effetto della flessione per stelle osservate in una stessa posizione dell' istru- 

 mento è eguale e di segno contrario per stelle culminanti a distanza zenitale eguaio 

 da parti opposte dello zenit, cioè l'una a Sud, l'altra a Nord. E per stelle culmi- 

 nanti dalla stessa parte dello zenit, ma osservate in posizioni coniugate dell'istru- 

 mento, l'effetto della flessione (sulle letture) è anche eguale e di segno contrario. 

 Si vede quindi dalle relazioni scritte qui sopra che per ottenere l'eliminazione del- 

 l'effetto della flessione bisogna cho l'errore su L sia eguale e dello stesso segno che 

 l'errore su L'. Ciò che si ottiene osservando stelle che culminano alla stessa distanza 

 zenitale, da parti opposte dello zenit, l'una con oculare ad W, l'altra con oculare ad E. 



E noto che il Chiar.mo Prof. Reina ha, con successo, applicato e propagato quel 

 metodo, che egli svolge nel modo seguente: Si situa l'istrumento in meridiano con 

 l'oculare in una posizione, per es. ad W, si punta una stella e si legge il circolo e 

 la livella. S'in verte l'istrumento e cosi, con oculare ad E, si osserva un'altra stella. 

 Poi di nuovo una stella in questa posizione, quindi s'inverte e si osserva una quarta 

 stella con oculare ad W, e poi ivi stesso una quinta. E così di seguito, cosicché la 



successione delle posizioni dell'oculare è: WEEWWEE Le stelle si riuniscono in 



gruppi di 8 10 in modo che l'osservazione di un intero gruppo non oltrepassi l'ora, 

 ed in ogni gruppo: 



1° devono aversi tante stelle culminanti a Nord quante a Sud; tante osser- 

 vate con oculare ad W quante con oculare ad E; 



2° la somma delle distanze zenitali, positive a Sud, negative a Nord, deve 

 essere vicina a 0°, entro pochi gradi {^) ; 



3° le stelle non devono distare dallo zenit piìi di 30" o al più 32°. 



Ecco ora come si ottiene la latitudine qp con questo metodo. Se z„ è la distanza 

 zenitale vera che è positiva per stelle a Sud, negativa per stelle a Nord, e ò„ la 

 declinazione di una stella ad diein, si ha: 



(P = 2„ -|- b. . 



Quando si tratta di una medesima stella, osservata nelle due posizioni dell'istru- 

 mento, la distanza zenitale vera si ha dalla diiferenza fra le due letture, perchè la 

 metà di questa dà la distanza zenitale apparente z,, (affetta dai soli errori di osser- 

 vazione) con cui si trae dalle Tavole la correzione di rifrazione, che aggiunta alla 

 distanza zenitale apparente dà la vera, z^ (^). Badando al segno di questa ed aggiun- 

 gendovi ò„ si ottiene qo. 



Ma quando trattasi di due stelle diverse, le osservazioni e le letture corrispon- 

 denti non danno le distanze zenitali apparenti, e bisogna procurarsele. Se allora si 



(') Riflettendo a quanto abbiamo detto sopra riguardo alla flessione, si vede che per eliminare 

 l'effetto di questa, occorrerebbe che la somma delle distanze zenitali fosse vicina a 0° per ognuna 

 delle due metà del gruppo, cioè per le stelle osservate a W e per quelle osservate ad E; oppure 

 che la somma ad W fosse eguale e di segno contrario a quella ad E. 



(^) Si ha pure riguardo alla riduzione al meridiano. 



