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Quantunque i processi usati dagli astronomi per la verifica delle gradua- 
zioni dei circoli, e per la determinazione della costante della flessione, teori- 
camente considerati, possano ritenersi come esatti e rigorosi, non sempre però 
si possono ritenere come tali nelle pratiche applicazioni; nelle quali il grado 
di approssimazione sperabile dipende sempre da certe condizioni, che soltanto 
in modo più o meno imperfetto possiamo ritenere in atto pratico realizzate. 
L’osservazione diretta e per riflessione di una medesima stella sommini- 
stra invece un modo di verifica praticamente molto più rigoroso, perchè ap- 
poggiato sulla necessaria condizione, che la distanza zenitale della stella osser- 
vata direttamente sia eguale alla distanza dal nadir osservata nella stella ri- 
flessa; ed a questo decisivo confronto difficilmente possono sfuggire le influenze 
tuttoché tenui degli errori di graduazione dei circoli e della flessione del can- 
nocchiale. 
Ritornando ora allo scopo precipuo del presente scritto, e cioè alla de- 
terminazione della latitudine del nostro osservatorio , o piuttosto del nostro 
circolo meridiano, potremo conchiudere, tanto in base ai risultati esposti nello 
specchio XY, quanto in base a quelli presentati dallo specchio XVI, che il 
valore della latitudine può stabilirsi in 
X = 41°. 53'. 33", 50. 
L’ accordo poi verificatosi fra i medii risultati , ottenuti dai due distinti 
processi coi quali sonosi combinate tutte le osservazioni, e le lievi discrepanze 
che si presentano nei risultati parziali ottenuti dalle singole serie di osserva- 
zione, malgrado la diversità delle condizioni nelle quali vennero fatte , c’ in- 
ducono a ritenere che il valore della nostra latitudine sia già conosciuto en- 
tro i limiti di una grande approssimazione. 
Quantunque questi risultati siano basati sulle declinazioni delle stelle os- 
servate, pure si ha ragione di ritenerli indipendenti dalle possibili inesattezze 
di questo elemento; specialmente avuto riguardo al grande numero delle stelle, 
i possibili errori delle declinazioni delle quali possono ritenersi nei medii ri- 
sultati convenientemente compensati ; tanto più che gli errori probabili delle 
declinazioni di queste stelle debbono già ritenersi assai piccoli. 
Ed a questo proposito si crede opportuno di qui riferire le declinazioni 
medie delle singole stelle osservate, le quali potranno anche servire come ter- 
mini di confronto per ulteriori rettifiche. 
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