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METODO DI OSSERVAZIONE E POSIZIONI MEDIE DELLE STELLE 
Il metodo seguito nelle osservazioni che ora passo ad esporre, già ac- 
cennato precedentemente, è quello suggerito daTalcott, e riportato 
in Chauvenet: A manual of spherical and practical astronomy. In poche 
linee esso può riassumersi così : 
Siano e d' le declinazioni apparenti di due stelle, l una australe, Tal- 
tra boreale, che passano al meridiano (in breve intervallo di tempo) alle 
distanze zenitali vere z, e z' poco diverse fra loro, affinchè sia z — z' minore 
dell'ampiezza del campo del cannocchiale. Chiamando L la latitudine si 
hanno le equazioni 
(l) L=.d-^z=d'-z'=\{d-\-d')-^\[z-z'), 
l'ultima delle quali mostra che, conoscendo la semisomma delle due de- 
clinazioni, la latitudine dipende solamente dalla semidifferenza delle di- 
stanze zenitali. 
Per trovarla suppongasi che negli istanti dei passaggi, e senza alterare 
la posizione del livello rispetto al cannocchiale, sieno prese le distanze 
m, ni' di ciascuna stella allo zero della scala micrometrica, e le indica- 
zioni /, /' del livello, ciascuna delle quali esprime, in secondi di arco, la 
metà dell'eccesso del numero delle parti contate verso Nord sul numero 
delle parti contate verso Sud. Poiché le indicazioni del micrometro au- 
mentano con l'altezza, se si chiamino 2^, e zó le distanze zenitali appa- 
renti dei due punti del cielo corrispondenti allo zero della scala nelle due 
posizioni del cannocchiale, saranno z^ — m, e z'o — m' le distanze zenitali 
apparenti delle due stelle, e quindi, indicando con r ed r' le correzioni 
dovute alla rifrazione, sarà 
(•2) ' 
z'= z'^ — m'-\-r' 
onde 
z—z'—ZQ~Zo-h{m' — m) -f- {r'—r). 
Ma per la invariata connessione del livello col cannocchiale durante le 
due osservazioni si ha 
Zq—zo = 1'-\-1, 
dunque finalmente 
z—z'=(m'—m) + (/+/') + (r'—r), 
