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o anche 



sei) (Z, — Z<\ x — y sen (Z. -h- Z ) x — y Ah 



' c 2; cos-^H ^ lZ sen _^= 2 — sen ^ sen ^ 2 



sen - cos- 



2 2 



Ponendo ora 



sen {Z l — Z) sen {Z l -+- Z t ) 



— — — *-=Ksen0 ' — ^ = /fcos0 



sen- cos- 



2 2 



ove le ausiliarie K e <p risultano determinate dalle espressioni 



sen (Z. — Z 9 ) C 



tang = -zr r cotg - 



s r sen (^ -+- Z 2 ) B 2 



(8) { K= _seu_{Z 1 —Z 2 ) 



la (7) diviene 



. C 



sen sen - 

 r 2 



— h (fi \ = 2 — sen Z l sen Z 2 



da cui 



G 



a , sen sen- 



(9) (oc — y \ A/i r 2 



/a? — w ^ \ A/i 



sen ( 1-0 =2 — sen Z. sen Z„ 



\ 2 V e 12 



sen (Z l — £,) 



espressione calcolabile per logaritmi che ci dà la semi differenza delle incognite x e y 

 la quale combinata per somma e per sottrazione colla (6) ci dà gli angoli incogniti 

 x e y che risolvono il problema. 



Le correzioni fi a e fi b delle distanze zenitali osservate sono, come già abbiamo 

 accennato, quantità piccole (dell'ordine di poche unità di primi) per cui, per calco- 

 larle, saranno sufficienti dei valori approssimati dei lati a e b, e questi si potranno 

 avere da un calcolo provvisorio (a 5 cifre decimali dei logaritmi) eseguito facendo 

 conto che le distanze zenitali osservate t x e £ g siano le corrette. Ottenuto così il va- 



or ■" — — il 

 lore di - — (che risulterà alquanto errato) si ricaveranno a? e y e quindi a e b 



coi quali si calcoleranno le correzioni fi a e fi b; dopodiché si ripeterà il calcolo tenendo 

 7 cifre decimali dei logaritmi (*). 



(*) Il più delle volte però i valori dei lati a e b che risulteranno del calcolo di l a approssima- 

 zione, non saranno abbastanza approssimati per un calcolo sufficientemente preciso delle correzioni, per 

 cui occorrerà un secondo calcolo di approssimazione prima del calcolo definitivo. 



