

(0i 



= 4 





-K 





1-0 



= A 





-K 



0, 



-h6: 



= A, 



-+- 



à- 



0, 



— 0- 



= K 





à 



— 276 — 



Se indichiamo ora con A e A x le letture sul cerchio orizzontale dell' Istrumento che 

 corrispondono respetti vamente ai puntamenti sulla Polare e sull'altra stella e con À 

 quella che corrisponderebbe al puntamento sul Polo, avremo 



(10) 

 da cui 



(11) 



e la (9) diviene 



(12) tang (-^ — °j = tang- (p, -+- p) cotg-{ Pì —p) tang - (4, — A) 



espressione che, nell'approssimazione tenuta, risulta completamente indipendente dalla 

 latitudine e dalla distanza zenitale (e, conseguentemente, dall'influenza della rifrazione 

 atmosferica) e che risolve il nostro problema; giacche le distanze polari che compariscono 

 nel secondo membro ci vengono date con precisione che, nel nostro caso possiamo dire 

 assoluta, dalle Effemeridi, mentre A — À non è altro che la differenza delle letture 

 sul cerchio orizzontale corrispondenti ai due puntamenti. 



Ottenuto dalla (12) il valore di — -, che indicheremo con ip , se ne ricaverà 



(13) a o== Ì^_ 2 ^ 



la quale sarà la lettura sul cerchio orizzontale che corrisponderebbe al puntamento sul 

 polo se questo divenisse materializzato e visibile. 



È poi ovvio il comprendere che se vorremo, in un momento qualunque, ritrovare la 

 direzione del meridiano, converrà includere nella operazione anche il puntamento sopra 

 un punto terrestre qualsiasi che ci servirà per ricostruire la direzione del meridiano *. 



" Le due condizioni che ci hanno portato alla risoluzione del problema dell'orientamento, sarebbero, 

 teoricamente, sufficienti a darci anche la latitudine; se non che, dal punto di vista pratico, una simile 

 deduzione porrebbe il problema in non buone condizioni e presenterebbe dei punti critici che ne scon- 

 sigliano l'uso. Volendo avere anche la latitudine, il metodo più consigliabile consiste neh' utilizzare la 

 già trovata direzione del meridiano per collocare in questo il cannocchiale e misurare quindi la distanza 

 zenitale di una stella di conosciuta declinazione nel suo passaggio pel meridiano stesso: indicando con 

 £ la distanza zenitale, con r la correzione di rifrazione e con 5 la declinazione della stella, si ha, come 

 è noto 



Ì3 — Z, r se la stella culmina a Nord dello Zenit 

 §+[ + )' » », » Sud » » 



