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stelle Si ed S 2 ; c) dagli errori degli angoli azimutali; d) dagli errori 

 d'osservazione e delle eventuali riduzioni delle osservazioni ad una presup- 

 posta differenza fra le altezze. Supponendo di poter sempre trascurare le 

 quantità piccole d'ordine superiore al 1°, è facile stabilire le relazioni che 

 vi sono fra i predetti errori ed i conseguenti errori del valore K ; le ometto 

 per brevità ed ometto, per la stessa ragione, di far presenti le correzioni 

 che devono, nel caso generale, essere introdotte per ridurre le osservazioni 

 alla presupposta differenza fra le altezze. Mi limito ad accennare che per 

 poter usare nel calcolo valori soltanto approssimati degli angoli azimutali 

 è necessario e sufficiente che sia piccolo abbastanza il valore della costante C. 



Quando si voglia conoscere soltanto il valore nk = K„ — K 0 , ossia 

 determinare soltanto la differenza fra due successive correzioni dell'orologio 

 comprendenti un numero intero di giorni siderali, è opportuno osservare per 

 K 0 e per K„ le medesime stelle e all' incirca alle medesime altezze (per 

 quanto consentono i mezzi istrumentali). Trascurando le variazioni, per V in- 

 tervallo di n giorni, delle ascensioni rette e delle declinazioni delle stelle, delle 

 quali si può tener conto facilmente ed esattamente con analoghe correzioni, 

 nel calcolo di K„ e di K, si può. per limitati valori di n , introdurre identici 

 valori per ts v e ts 2 ed anche per Z, e Z 2 : si vede allora che il valore nk è in- 

 dipendente da tfi e ts t ossia che qualunque errore di questi rimane senza effetto 

 nella differenza K„ — K 0 : per », e ts 2 è dunque lecito nel caso considerato 

 assumere due valori qualunque arbitrari, non soddisfacenti ad alcuna con- 

 dizione e sul valore nk hanno effetto soltanto gli errori considerati ai ca- 

 poversi c) e d); rimane così evidente la legittimità ed opportunità di aver 

 stabilito, nel metodo proposto: 1° di osservare ciascuna stella con uno qua- 

 lunque dei tre fili orizzontali, a partire da una posizione qualunque, assu- 

 mendo, senza alcun calcolo preventivo e senza conoscere le coordinate esatte 

 delle stelle osservate, per ts x e ls 2 rispettivamente i valori U e t% (corretto 

 per la livella) della I a serata : così è K 0 = 0 e (ts t — 0 2 ) — (tei — 0,) = 0 ; 

 2° di scegliere la serie di altezze della II* serata in modo che sia {t t — 0 8 ) — 

 —0,), in valore assoluto minore di circa 3 S (tal limite, nel caso del- 

 l' istrumento da me adoperato, porta ad una esattezza esuberante, perchè 

 l'errore degli angoli azimutali non può esser che di pochi primi). 



Essendo sufficiente per l'esattezza dei risultati che si mantenga eguale 

 nelle due serate la differenza fra le due altezze d'osservazione si può dire, 

 in generale, che non occorre tener conto, con analoghe correzioni, di nes- 

 suna circostanza la quale colpisca in modo sistematico o le due altezze 

 di ciascuna coppia osservate nella medesima serata o le due altezze della 

 medesima stella osservate nelle due serate; se ne deduce che l'unica cor- 

 rezione che è necessario apportare, e nella quale sta probabilmente la mag- 

 gior fonte degli errori d'osservazione propriamente detti, è quella dipendente 

 dalla livella. 



Rendiconti. 1909, Voi. XVIII. I 9 Sem. 38 



