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la quale è tanto più grande quanto maggiore è la somma dei due angoli orarli e 
quanto minore è la loro differenza, ossia quanto più è grande la differenza tra la latitu- 
dine e la declinazione della stella. Per tali stelle, dovendo in ogni caso supporre che Aa 
sia al più di qualche secondo d'arco, si può ritenere ^ + assai prossimamente 
eguale all'angolo orario, che corrisponde al passaggio al primo verticale, e si può an- 
che ritenere cos {t\ — t) eguale all'unità. Quindi, chiamando l'angolo orario al pas- 
saggio per il primo verticale, la detta correzione, anche per un passaggio completo a 
molti fili simmetrici, si può mettere sotto la forma 
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— Aa cos o sm . 
Supponendo Aa= i", 5= 38"'4i'o", t^=22° 1 5 0", la correzione in parola raggiunge 
il valore di o". 1 5. 
6. — Qualche autore, nella formola che dà il valore di 9 — 8, al coefficiente dell'azi- 
mut, che abbiamo trovato essere cos 5 sin t, sostituisce erroneamente sin Ora, come si 
rileva dal triangolo sferico PZS, cos & sin t=s\n ? sin w, dove n è V azimut al quale vie- 
ne osservata la stella; il quale è bensì di 90° al passaggio per il primo verticale, ma, 
nell'osservazione delle stelle che culminano a pochi primi a sud dello zenit, può varia- 
re da 90° meno alcuni gradi fino a 180°. Alcuni autori notano che, affinchè nel medio 
dei due passaggi ad est e a west nelle due posizioni dello strumento risulti eliminata la 
correzione dovuta all'azimut, è necessario che si siano osservati fili quasi simmetrici ri- 
spetto al filo di collimazione nulla, ma niente stabiliscono sul limite che l'azimut non 
può oltrepassare affinchè anche in questo caso non rimangano errori apprezzabili. Molti 
osservatori, che hanno adoperato questo metodo nelle determinazioni delle -latitudini, 
hanno fatto a fidanza con l'ipotesi poco probabile di una invariabilità dell'azimut du- 
rante le osservazioni. Poiché una variazione anche piccola nell'azimut genera un errore 
non trascurabile nella latitudine, nella presente ricerca, non potendo disporre di mire 
per la verifica dell'azimut, io aveva dapprima pensalo di accoppiare con l'osservazione 
della stella di latitudine le osservazioni dei passaggi di due altre stelle di grandi distan- 
ze zenitali, per ottenere due valori dell'azimut, corrispondenti a due istanti, uno al prin- 
cipio, l'altro alla fine delle osservazioni. Le stelle di azimut sono state così osservate dal 
1° Gennajo al 12 Maggio 1889. Ma questo metodo si complica talmente con altre cause 
turbatrici, specialmente con la collimazione, variabile anche essa con le altezze e secon- 
do una legge non bene determinata, che non è possibile con esso raggiungere il grado 
di esattezza, che si richiede per il nostro scopo. Esso del resto non avrebbe scoperto le 
variazioni periodiche dell'azimut, che anche sono possibili, e producono alterazioni sen- 
sibili nel valore della latitudine. Per tali ragioni le stelle di azimut dal 12 Maggio in poi 
sono slate abbandonate, e la riduzione di quelle osservate nel periodo precedente non 
è stata neanche tentata. Anche in questa determinazione adunque si è dovuto supporre 
che l'asse di rotazione dello strumento sia rimasto invariabile nel senso azimutale duran- 
te l'intervallo tra i passaggi ad est e a west. 
