— 607 — 



Questa durata e l'esattezza della determinazione per questo rispetto, sono 

 inversamente proporzionali a sen a, sono massime per a — 90° e decrescono 

 prima lentamente poi sempre più rapidamente quando a decresce da 90° a 0°. 



Dal solito triangolo sferico Polo-Zenith-Stella si ricava per questo azimut : 



sen a = cos à sen t : cos h 

 cotga = cotg^ sen L — tangJ cos L : sen t 



ed appare dalla prima di queste relazioni che sen a si può far crescere col far de- 

 crescere S a partire da 90° fino a 0° e col far crescere t fino a 90°. È però chiaro 

 anche senza ricorrere alle suddette relazioni, che sarà sempre a<90° sen #<1 

 per le stelle che culminano a nord dello zenith (per le quali <f>L) perchè 

 esse non possono mai venire a trovarsi esattamente ad est od ovest dell'osser- 

 vatore, ma si trovano sempre alquanto a nord. Dalle suddette relazioni si po- 

 trebbe ricavare il valor massimo possibile- di sen a (per un dato valore di ó) 

 ed i relativi valori di h e t. Così pure è chiaro che per le stelle la cui de- 

 clinazione è di segno contrario della latitudine (nell'emisfero boreale per 

 <f<0) è praticamente impossibile che durante ciascuna osservazione sia 

 tìr=r90° perchè in tal caso sen t è negativo, />90° e la stella trovasi sotto 

 l'orizzonte. 



Ad eccezione di questi casi e quindi allorché d è compresa fra 0° ed L, 

 è possibile e certamente vantaggioso che sia a = 90° nel qual caso sen a = 1 

 cotg a = 0 e le suddette relazioni divengono : 



sen t = cosh: cos ó cos t = tang à : tang L 



Ciò posto sarà comodo per l'osservatore che t sia piccolo, ciò che si può 

 ottenere scegliendo S uguale o poco diverso da L (poiché il decremento di 

 sen a al disotto di 1 sarebbe piccolo) : il valore di t per una stella di cui 

 sia noto ó si ricava dalla seconda relazione ed il corrispondente valore di h 

 dalla prima. 



L' intervallo 2 t fra le due osservazioni diverrebbe nullo quando fosse 

 S == L , li = 90°, tuttavia ciò non è rigorosamente e praticamente realiz- 

 zabile, sia perchè occorrerebbero due strumenti uguali (o un doppio stru- 

 mento) orientati in senso opposto per osservare i due contatti che avverrebbero 

 simultaneamente, sia perchè usando l'orizzonte artificiale, lo strumento o lo 

 specchio si farebbero ombra e l' immagine prodotta da esso orizzonte sarebbe 

 occultata. 



Nell'apparecchio sottodescritto se l è la lunghezza della proiezione dello 

 specchio sull'asse ottico del cannocchiale e D la distanza dell'orizzonte arti- 

 ficiale, l'angolo h degli specchi dovrà differire d'un angolo s = 1/2 D da 90° 

 perchè i raggi provenienti dalla stella e riflessi dall'orizzonte cadano libera- 

 mente sullo specchio relativo. Se fosse 1 = 2 cm., 2 D = 2000 cm. sarebbe 

 e = 0,001 e per L = 45° === S s'avrebbe 2 t = 2 s : cos<f = 0,002 : 0,7 = 



Kendiconti. 1904, Vol= XIIT, 2° Sem. 77 



