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Roma. Osservatorio del collegio romano. Fine. 
Osservatorio della romana università. . 
Osservatorio del duca Massimo. . . 
Vienna.Osservatorio imperiale 
h m s 
5. 5. 28. 00 
5. 5. 29. 20 
5. 5. 30. 80 
5. 8. 29. 20 Hornestein 
5. 8. 30. 20 Weiss 
5. 8. 30. 70 Lóivy 
Eclisse totale. Batna in Algeri. l.° contatto interno. 
3. 46. 12. 00 Salicis 
3. 46. 9. 50 Laussedat 
3. 46. 7. 50 Bour 
Ciò posto, prescindendo dalle tavole , egli è chiaro , che attesa la differenza 
dei tempi di uno stesso contatto si dovranno ottenere differenze nei resul- 
tati, e queste differenze saranno tanto più grandi, quanto più grandi sono le 
differenze dei tempi delle osservazioni; mentre però nel calcolo di uno stesso 
eclisse pel tempo del primo contatto si avranno differenti risultati, pel tempo 
dell’ultimo contatto, si avrà lo stesso risultato: quindi è che, se supponiamo 
le tavole imperfette , gli errori delle tavole lunari si presentano alterati pel 
tempo del primo contatto; se poniamo esatte le tavole, gli errori pel tempo 
del primo contatto si dovrano attribuire alla cattiva indicazione del tempo; 
supponendo poi che i tempi deH’ultimo contatto sieno ben determinati, nella 
prima ipotesi 1’ errore pressoché costante sarà il vero errore delle tavole , e 
nell’altra ipotesi l’errore sarà quasi nullo. Dopo ciò mi sembra che possa con- 
cludersi essere cosa molto diffìcile poter definire dietro il calcolo di molte 
osservazioni quale sia il vero errore delle tavole nella ipotesi che queste non 
sieno esatte. Questa difficoltà si può in qualche modo eliminare esaminando 
la natura stessa degli errori. 
8." Nel calcolo degli eclissi solari si trova comunemente Io istante della 
vera congiunzione per il luogo dell’osservatore. In questo istante la longitu- 
dine del sole eguaglia la longitudine della luna : col moto orario io longitu- 
dine e in latitudine, colle piccole variazioni orarie della parallasse e del se- 
midiametro si determina per lo istante della vera congiunzione la latitudine, 
la parallasse equatoriale orizontale, e il semidiametro della luna. Avendo poi 
determinato dalle tavole solari il moto orario in longitudine del sole, la pa- 
rallasse orizontale, e il semidiametro del sole si hanno tutti i dati necessari 
pel calcolo. Dati poi i tempi dei contatti si calcola la posizione della luna 
