23 SULLA LATITUDINE DEL E. OSSERVATOKIO DI TORINO 441 



sempre che l'effetto ne sarà eguale in valore assoluto e di segno contrario ad W 

 e ad E. 



Nel metodo seguito dal Reina la relazione ora scritta non entra in conto, ma 

 sì in quella che io propongo. 



Rimane intanto assodato che l'errore su qp adottato si elimina quando, come si 

 è detto qui sopra, si calcoli cp mediante L, z^, ecc. con due osservazioni coniugate 

 ad E e ad W. Però vi rimangono gli errori di inesatta rifrazione, di flessione, ecc. 

 Per avere un più esatto valore della rifrazione ecco come si procede: Prima di cal- 

 colare (p, sia con una stella ad W, sia con un'altra ad E, per ognuna delle stelle 

 di un gruppo, che sono metà ad W e metà ad E, si deduce (come innanzi) il valore 

 che dalla osservazione di quella risulta per la puntata allo zenit. Si fa la media di 

 queste letture Z^,- e Ze e si ottiene una lettura Z,„ la quale è libera dall'errore 

 su cp approssimato, perchè si osservano tante stelle con oculare ad W quante ad E, 

 e, per la condizione posta innanzi che la somma delle distanze zenitali positive e 

 negative sia vicina a 0°, è in gran parte libera dall'errore di flessione ed anche in 

 gran parte da quelli di puntamento di ogni stella, di lettura, ecc. pel compenso che 

 avviene fra questi errori. Dunque Z„, è molto vicino al vero, e con esso si avranno 

 le rifrazioni con maggiore precisione. 



Nella seconda parte dei calcoli si prende per distanza zenitale apparente di ogni 

 stella la differenza L — Z.,,, o Z„ — L, e con essa si trae dalle Tavole di rifrazione 

 un valore più preciso della correzione di rifrazione, e finalmente si ha la latitudine da 



' ± «a ± >• j 



+ stelle a Sud 



In tal modo si hanno tanti valori della latitudine quante sono le stelle osservate. 

 Il Reina, conformemente al metodo primitivo, combina a due a due i valori di cp ot- 

 tenuti da ogni coppia di stelle ad W e ad E, e poi fa la media di tutti i -^—r — ^. 

 Evidentemente è più semplice ed al sicuro dagli errori di arrotondamento il fare la 

 media -^ — -^ se 2m è il numero delle stelle. Poiché il risultato sul 



in 



valore finale della latitudine è lo stesso, viene a salvarsi anche il principio teorico 

 dello zenit istantaneo, nel tempo che dura l'osservazione di una coppia. Ma, anche 

 teoricamente, dal momento che ci si crede autorizzati a ritenere per esatto il va- 

 lore Z,„, media di tutte le Z derivate dalle singole stelle di un gruppo osservate 

 durante un'ora circa, sicché con esso e con la lettura L per ogni stella si calcola 

 la distanza zenitale apparente di questa, distanza zenitale che corretta di rifrazione 

 e combinata con la declinazione ad diem dà la latitudine ; dal momento dunque che 

 si assume Z.^ per esatta puntata allo zenit, si viene in certo modo a rinunziare ad 

 avere riguardo alla variabilità della lettura dello zenit. 



Se io dovessi adoperare questo metodo, per avere la correzione esatta di rifra- 

 zione non ricorrerei alle letture Z allo zenit per formare Zy,i e quindi L — Z=^z^. 

 Io calcolerei immediatamente la rifrazione r da <p — ò^ che dà la distanza zenitale 

 vera, con cui a vista da una Tabella abbreviata di rifrazioni (senza avere riguardo 

 alle condizioni barometriche, ecc.) dedurrei un valore della correzione di rifrazione 

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