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PARTE TERZA 



Discussione dei Risultati definitivi. 



Esposti nelle due parti che precedono i ragionamenti ed i calcoli per i quali 

 siamo stati condotti ai valori della latitudine consegnati negli ultimi quadri di cia- 

 scuna di esse, dobbiamo ora raccogliere e discutere i valori stessi, per ricavarne il 

 valor finale. 



A tale scopo, raggruppando i valori dati da ciascuna stella, notiamo che le 19 

 medie che otteniamo debbono differire fra loro: 



I. Per gli errori residui delle osservazioni; 

 n. Per le variazioni della latitudine; 

 ni. Per gli errori delle declinazioni adoperate. 



Rinunziando, come ho detto nella Introduzione, a ricavare dalla mia serie le 

 variazioni a corto periodo della latitudine, e ritenendo sensibilmente nulle nell'inter- 

 vallo le variazioni secolari, convien premettere ad ogni discussione ulteriore sugli 

 errori l'eliminazione delle variazioni periodiche. A tale scopo si è calcolato una tavola 

 che dà mese per mese, nel periodo abbracciato dalle osservazioni, il valore della dif- 

 ferenza fra la latitudine vera cp e la media cpo; e per fare questo calcolo si è ado- 

 perato la formula che il Chandler dà nel numero 277 dell' Astronomical Journal: 



cp — CPo = — »"l COS [^ -1- (^ — T)e] — To cos (0 — G), 



dove X è la differenza di longitudine fra la nostra stazione e Greenwich, T l'epoca 

 (in giorni) dell'ultimo minimo di latitudine a Greenwich, t la data dell'osservazione, 

 9 il movimento diurno dell'oscillazione di semiamplitudine »•], To la semiamplitudine 

 dell'oscillazione annua, la longitudine del Sole, G la longitudine del Sole quando 

 il secondo termine è massimo in valore assoluto. Dal medesimo numero dell' Astro- 

 nomical Journal furono ricavati i valori numerici di questi simboli. 



Nei quadri che seguono espongo i risultati di questa correzione. Ogni quadro 

 contiene tutte le latitudini date da una stella, le correzioni relative, ricavate per 

 interpolazione dalla tavola di cui si è detto, e finalmente le latitudini medie, riferite 

 cioè non al polo istantaneo della rotazione terrestre, ma al punto (che si ritiene fisso 

 e stabile sulla superficie del globo) nel quale l'asse dei massimi momenti incontra 

 la superficie stessa. 



