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DETERMINAZIONE DELLA LATITUDINE DELLA SPECOLA GEODETICA, ECC. 



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II. 



Metodo di osservazione. 



Il metodo prescelto per le osservazioni è quello della misura delle distanze ze- 

 nitali delle stelle alla loro culminazione. Questo metodo fu applicato con risultati 

 soddisfacentissimi dal Ch. mo Prof. Rejna, nelle sue determinazioni astronomiche di 

 latitudine eseguite lungo il meridiano di Roma (1). 



Esso consiste nel formare alcuni gruppi di un egual numero di stelle culmi- 

 nanti, in ciascun gruppo, per metà al nord, e per metà al sud dello zenit. Esse 

 devono essere scelte in modo che tra le culminazioni di due stelle consecutive passi 

 un intervallo di tempo non minore di circa 4 m , affine di potere colla necessaria at- 

 tenzione eseguire la lettura, sia dei microscopi e della livella, sia del barometro 

 e termometro, indi eseguire il puntamento della stella successiva; ne devono culmi- 

 nare ad intervalli troppo grandi, per non avere condizioni atmosferiche molto diffe- 

 renti tra una stella e l'altra. 



Le distanze zenitali vengono misurate alternativamente col cerchio ad est e col 

 cerchio ad ovest, per eliminare l'errore proveniente da una eventuale incertezza nella 

 conoscenza dello zenit strumentale. 



Seguendo pertanto le indicazioni suggerite dagli altri osservatori, formai quattri 

 gruppi di dieci stelle cadmio. Esse furono scelte dal Berliner astronomisches Jahrbuch, 

 possibilmente fra quelle di cui sono date le posizioni apparenti : si è dovuto però 

 ricorrere a quattro stelle di .cui tali posizioni non erano date : queste furono calco- 

 late per l'istante della culminazione nella sera di osservazione servendosi delle 

 costanti date dalle stesse effemeridi. Le loro distanze zenitali si è cercato fossero 

 minori di 30°, per diminuire l' incertezza della rifrazione atmosferica : fa eccezione 

 la stella Z Aqidlae, la cui distanza zenitale è di 31° 19' circa. 



Inoltre per eliminare per quanto fosse possibile l' influenza delln flessione del 

 cannocchiale, e quella della rifrazione, si è cercato di formare i gruppi di stelle in 

 modo che la somma algebrica delle loro distanze zenitali, per ciascun gruppo, fosse 

 molto piccola. Questa condizione si è potuta verificare abbastanza bene, come appare 

 dal seguente specchietto: 



1° Gruppo: ZZ= — 3* 11' 



2° „ +2° 13' 



3° „ — 1° 45' 



4° ' V + 1° 28' 



Somma — 1° 15' 



Le osservazioni furono eseguite nel seguente modo : determinata mediante una 

 osservazione preliminare la lettura meridiana, ossia la lettura da farsi sul circolo 



(1) Cfr- V. Reina, Determinazioni astronomiche di latitudine e di azimut eseguite lnnyo il meri- 

 diano di Roma (Pubblicazioni della R. Commissione Geodetica Italiana, 1903). 



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