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una determinazione della latitudine dell'osservatorio, adoperando il metodo dei pas- 
saggi per il primo verticale. La proposta piacque al Prof. Pergola, il quale mi inco- 
raggiò al lavoro, e mise lo strumento a mia disposizione fin dal mese di Ottobre del 
1888. Da quell'ora cominciai ad esercitarmi alle osservazioni ed a sperimentare quale 
via fosse più conveniente a tenersi, e, dopo molte prove, potei nel Dicembre dello 
stesso anno dare cominciamento regolare alle osservazioni. 
Era mio intendimento principale ottenere un nuovo valore della latitudine con quel 
metodo non ancora adoperato nel nostro osservatorio, e, subordinatamente, esaminare 
se le nuove osservazioni fossero per accennare a una variabilità nel corso dell'anno. 
Ad ogni modo, mi proposi di estendere le osservazioni sino alla fine dell'anno 1889 e 
di profittare di tutte le serate buone, sperando una certa continuità e uniformità nella 
loro distribuzione. 
Per ottenere un valore assoluto della latitudine, senza impegnarmi in una faticosa 
discussione delle posizioni delle stelle, volli ricorrere ad una fonte unica e sicura, più 
che' fosse possibile, e quindi scelsi le stelle da osservare dal Berliner Jahrbuch, ritenen- 
do che le posizioni di questo annuario fossero tali, che, anche sopra un piccolo numero 
di stelle, si potesse fondare un valore sufficientemente esatto della latitudine. Ma nella 
discussione finale delle osservazioni mi son dovuto convincere, chele stesse posizioni 
del Berliner Jahrbuch, le quali, come è noto, sono tratte dal Fundamental Catalog del 
Prof. Auwers, e sono indiscutibilmente le migliori, non si possono considerare come 
esatte se non dentro il mezzo secondo e, qualche voUa, forse dentro un intero secondo 
d'arco. Ad onore delle cose patrie debbo dichiarare essermi anche convinto che il Ca- 
talogo del Campidogho, pubblicato dal Prof. Respighi, merita non minore fiducia di 
quello di Auwers, e avrebbe avuto il vantaggio, nel mio caso, di fornirmi un maggior 
numero di stelle zenitali, se fin da principio io avessi saputo giustamente apprezzare 
il merito di quell'importante lavoro. Le stelle, su cui principalmente si fonda questa 
determinazione, non sono dunque che cinque, cioè: p Perse/ (osservata 24 volte), v Aii- 
rirjae (10 volte), 9 Bootis (20 volte), Gr. 2415 {\g volte) e v Cygni (27 volte), le quali, 
tranne v Aurigae, culminano a una dislinza zenitale non maggiore di 20'. Altre stelle, 
che culminaiio a maggiori distanze zenitali, non sono state osservate che poche volte. 
Fra i metodi di osservazione, a prima vista mi parve preferibile quello di Struve, 
col quale lo strumento s' inverte due volle, cioè alla metà del passaggio est e alla metà 
del passaggio west; ma, dopo alcune prove, dovetti abbandonarlo; primieramente, per- 
chè esso non sarebbe stato applicabile che a stelle molto lente, a quelle, cioè, che cul- 
minano a distanze zenitali di pochi primi; secondariamente, e questo è più importante, 
perchè l'inversione alla metà di ciascuno dei passaggi, dovendosi fare con una certa 
sollecitudine, fa perdere all'osservatore la calma necessaria, può alterare l'azimut stru- 
mentale, altera molto facilmente la posizione del livello sopra i perni, e, in generale, 
turba la slabilità dello strumento. Ricorsi quindi al primitivo metodo diBessel, col qua- 
le si fa un'inversione sola tra i due passaggi, che si può eseguire con tutta la calma 
necessaria. Col metodo di Bessel le riduzioni sono, è vero, alquanto più lunghe; ma 
si ha il vantaggio, molto apprezzabile per chi calcola, che, polendosi dedurre un valo- 
re della latitudine da ogni singolo passaggio per ciascun filo, si mettono meglio in evi- 
denza gli eventuali errori di calcolo; laddove col metodo di Struve, deduccndosi un 
valore della latitudine da quattro osservazioni dei passaggi per lo slesso filo, un errore 
