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DETERMINAZIOXE DELLA LATITUDINE 
II. 
Osservazioni di latitudine 
Dati gli strumenti di cui disponevarno , credemrao opportuno tenere 
per la determinazione della latitudine il metodo delle distanze zenitali 
cir c u mm eri di ane . 
Come stelle circumpolari tenemmo Y* e la 3 Ursae Minoris. 
Per attenuare l’influenza della rifrazione atmosferica , scegliemmo le 
stelle australi colla intelligenza che la media delle loro zenitali corri- 
spondesse all’incirca a quella delle Polare o della 3 Ursae Minoris, se- 
condo che si accoppiavano all’una od all’altra. 
E qui e bene avvertire che disponendo di un circolo zenitale non 
reiteratore, e nel quale si era veriflcato, come si vide al § III del Cap. 1. 
un errore di graduazione sensibile, credemmo di tenere delle stelle au- 
strali di declinazioni molto diverse, perche le osservazioni relative ca- 
dessero in regioni discretamente lontane del circolo. 
Cercammo sempre, per quanto ci fu possibile, affine di eliminare lo 
errore del cronometro , di distribute le osservazioni simmetricamente 
rispetto al meridiano, e di non superare per le australi negli angoli 
orari i 10 m . 
Per la 3 Ursae ci spingemmo sin verso i 20 m , data la lentezza del 
suo movimento in prossimita del meridiano. 
Cercammo pure di tenere nei vari puntamenti degl’intervalli regolari 
di tempo, per quanto cio fosse permesso dalle coudizioni metereologi- 
che locali, giaoche per la prossimita dello Stretto si lianno delle pro- 
duzioni rapide di vapori, che spesso durante le osservazioni ci impedi- 
vano di seguire la stella con la regolarita desiderata. E per diverse 
sere le osservazioni ci riuscirono incomplete , e dovemmo quindi eli- 
minarle. 
In quanto ai calcoli, ci valemmo delle formule contenute nello Albrecht, 
cioe per la Polare delle : 
= 90° — 2 — ~ cos t -f- M sin 2 t -j- N 
M — — r, 2 sin 1" tg co 
Li 
N = 7t 3 sin 2 1" (1 -j- 3 tg 2 <p) sin 2 1 cos t 
dove, com’e noto 2 e la distanza zenitale vera, - il complemento della 
