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mente positiva, si vede che il peso di t\t m si accosta tanto più al numero 

 delle stelle osservate quanto più piccolo è k 2 . Sulla sua piccolezza parla 

 di per sè la frazione che lo esprime, ma noteremo che in essa a denomi- 

 natore si trova il Pz, laonde abbiamo di conseguenza che il maggior peso 

 di z torna anche a benefizio del maggior peso di At m • 



Non è poi da credere come vantaggiosa l' inclusione, nelle osservazioni, 

 di stelle molto boreali a motivo del loro grande e negativo coefficiente a 

 perchè se per esso P<? sarà un gran numero, d'altra parte avremo scapito 

 in AR — t perchè le stelle molto boreali non possono offrire dei t omogenei 

 con quelli delle altre stelle e massimamente con quelle più veloci come 

 sono le equatoriali. Quindi se una polare può convenire per una buona de- 

 terminazione di z e At con una sola combinazione di due equazioni fra 

 essa ed una oraria non conviene più quando le equazioni sono molte e si 

 vogliono trattare col metodo esposto perchè l'uso suo implica che le equa- 

 zioni sieno tutte abbastanza omogenee ('). 



Intorno al zenit i valori di a sono simmetrici, non così quelli di t per 

 riguardo alle velocità delle stelle, ne viene che le equazioni omogenee si avreb- 

 bero, alle nostre latitudini, con stelle aventi una declinazione 7*(0° + 45°), 

 ma d'altra parte abbiamo veduto che gli a devono essere fra loro diversi, 

 perciò diremo che evitando le stelle molto boreali, polarissime, e per ovvie 

 ragioni anche quelle molto australi, avremo libera scelta fra quelle comprese 

 in una zona limitata, all'incirca, dai paralleli — 10° e -f- 60°, nè si temerà di 

 sconfinarla di qualche grado come mostra anche l'esempio qui esibito, in cui la 

 stella più boreale è à Draconis con ó = -f- 67°.5 e la più australe v Aquarii 

 con d = — 11°.7. 



Nelle effemeridi di Berlino si vedrà che malgrado la restrizione fatta 

 le stelle 3i succedono abbastanza rapidamente ; come del resto prova l' unito 

 esempio dove troveremo osservate 8 stelle in 3 /< d'ora, il che dà un inter- 

 vallo medio di circa 6 m fra l' una e l'altra, e si capisce come nei frattempi 

 si sarebbero potute interpolare stelle incognite di cui occorrono le coordinate, 

 che è quanto poi fa il prof. Viaro col Piccolo Meridiano. 



(') Chiamando v la velocità di una stella oraria equatoriale, sarà v cos <f quella della 

 polare, e chiamando ancora <r uno spazio qualsivoglia del campo del cannocchiale, avremo 

 che il tempo t 0 sul quale s'indugia l'oraria sarà espresso da a/v, e quello t p della polare 

 da ff/ucosJ; dunque potremo dire t 0 ' t p = 1 :sec cf. 



Ora agli 88°,51' di declinazione che competono attualmente ad « Ursae minoris 

 corrisponde una sectf=49, quindi su di uno spazio <r — 1".5 come può essere la gros- 

 sezza di un filo, la polare propriamente detta indugia 4'.9 mentre l'equatoriale indugie- 

 rebbe 1"5/15 = 0 8 .1. L'errore unitario di un solo doppio passaggio registrato col tasto, 

 o col micrometro, è per verità minore di OU (v. la Memoria I di Viaro) ma la relazione 

 fra i due numeri 4.9 e 0.1, che è poi quella di sec«f=49, rimane la stessa; e tanto 

 basta a provare la non omogeneità fra i t delle orarie e quelli delle stelle troppo boreali ; 

 che potremo chiamare polarissime. 



