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cioè che il punto 



. sectf, — sec d 3 



sen ó 2 = — — - -+ 



tg <?, — tg ó 3 



è un punto di minimo per la J relativamente alla sola ó 2 . 



Discostandoci da questo minimo per ó 2 crescente o decrescente la J 

 cresce continuamente per tutto il campo, qualunque sieno i valori della c^j e 

 della à 3 . Tale punto di minimo però dipende dai valori <?! e ó 3 quindi non 

 possiamo dire a priori prima di ogni altra considerazione come decidere del modo 

 di prendere il d 2 indipendentemente dalla <$! e ó 3 . Per poter giungere anche 

 a questo calcoliamoci tale punto di minimo per tutti i valori possibili di c?i 

 combinati coi possibili di ó 3 : e per le considerazioni su fatte prendiamo 

 da 60° a 85° di cinque in cinque gradi e d 3 da -f- 5° a — 25° parimenti 

 di cinque in cinque gradi. E così otteniamo la seguente tabella dei valori 

 di tf 2 che per determinati valori di ài e S 3 rendono minima la J. 



à 3 



+ 5° 



0 



— 5 



— 10 



- 15 



- 20 



- 25 



d. 2 85 



+ 67°,4 



66?4 



O 



65.4 



0 



64.3 



63°2 



62?0 



60/7 



: » lo- 



58.4 



57.1 



55.7 



54.2 



52.7 



51.1 



49.3 



» 75 



51.7 



50.1 



48.5 



46.8 



45.0 



43.1 



41.1 



» 70 



46.2 



44.4 



42,6 



40.7 



38.8 



36.7 



34.5 



» 65 



41.5 



39 6 



37.6 



35.6 



33.5 



31.3 



28.9 



» 60 



37.3 



353 



33.2 



31.0 



28.8 



26.5 



+ 24.1 



E da esso vediamo come il minimo per S 2 raggiunge appena nel caso 

 più sfavorevole il limite superiore delle stelle osservabili e quindi possiamo 

 dire anche che dovremo prendere il <f 2 il più boreale possibile. 



Dunque, concludendo, devesi desumere: 



Una stella culminante superiormente il più boreale possibile. 

 Una stella culminante inferiormente il più boreale possibile. 

 Una stella culminante il piti australe possibile. 



Questi sono i criteri diremo così analitici, ai quali bisogna aggiungere 

 i pratici, e per questi non saranno poi da prendersi le due stelle boreali ecces- 

 sivamente polari per gli errori maggiori di osservazione, per il tempo che 

 richiede l'osservarle e per il piccolo numero di tali astri nel catalogo fon- 

 damentale che può costringere sia ad aspettare per un lungo tempo, sia ad 

 allargare eccessivamente 1' intervallo delle osservazioni. 



