Per queste cause e per l'altra che non sempre è possibile formarsi il 

 programma d'osservazione ideale riportiamo da ultimo in due tabelle il valore 



del J' cioè del ^ per 

 cos <p 



ài = 80° S 2 = 80° S 3 = 0° 



= 70 = 70 =— 10° 



= 60 = — 20° 



= 50 = — 30° 

 S, = 80. 



«?, 





— 10 



- 20 



— 30 



«f, -f 80° 



11.34 



13.55 



16.26 



19.75 



» 70 



7.66 



9.32 



11.36 



13.98 



60 



6.04 



7.52 



9.34 



11.66 



» 50 



4.91 



6.30 



8.01 



10.19 





So - 70. 







«£> 



0° 



— 10 



— 20 



- 30 



rf, + 80° 



9.18 



10.84 



12.88 



15.50 



» 70 



5.50 



6.61 



7.98 



9.72 



» 60 



4.05 • 



4.99 



6.13 



7.59 



fi; i -^-j 



3.15 



4 00 



5.03 



6.35 



Abbiamo così esaurito il caso di tre stelle e passiamo a trattare bre- 

 vemente quello di n. Le considerazioni fatte sinora ci conducono subito a 

 stabilire di osservare tre gruppi di stelle, uno di boreali culminanti supe- 

 riormente, uno di boreali culminanti inferiormente ed infine uno di australi: 

 per ciascheduno di essi dovremo seguire le norme date precedentemente per 

 le singole stelle, vale a dire che i due gruppi delle boreali dovranno esser 

 composti di stelle il più possibile polari, quello delle australi, il più pos- 

 sibile australi. Ognuno de' tre gruppi di equazioni risultanti dovrà esser 

 ridotto per suo proprio conto ad una sola equazione ed infine le tre equa- 

 zioni così ottenute ci daranno i valori delle tre incognite cercate. E forse 

 utile osservare come la distinzione delle n equazioni in tre classi non è rag- 

 gruppamento arbitrario di alcune tra equazioni equivalentesi sotto l'aspetto 



