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T 2 — Ti sia piccolo, anzi appena tale che l’osservazione successiva delle due stelle 
sia praticamente possibile ; qualunque sia il segno di T 2 —- Ti, la differenza degli 
angoli orari a cui le due stelle sono osservate, supposto lo strumento in primo ver¬ 
ticale, è data da 
t — T 2 -— Tj -{-ai — a 2 . 
Consideriamo il triangolo sferico (P, 1, 2) formato dal polo (P) e dai due punti 
(1, 2) in cui sono successivamente osservate le due stelle in primo verticale, una 
a E, l’altra a W. 
P 
Il cerchio massimo PZ in cui Z indica lo zenit del luogo di osservazione, 
sarà il meridiano del luogo, cioè sarà PZ uguale alla colatitudine e PZ formerà 
angoli retti con 1,2; l’angolo in 1 che diremo y sarà dato da 
o da 
t gy = 
_sen l cos d 2 _ 
sen d» cos d, — sen d, cos d 2 cos ^ 
t ]gy = 
_2 cos d 2 _ 
sen(d, -j-d 2 ) t g\t — sen(d! —d 2 ) ctg 1 1 
e la latitudine sarà data dalla relazione 
sen y cos à x — cos (p. 
Poiché d! d, nelle nostre formole costituiscono le distanze dall’equatore che 
hanno le stelle al momento del loro passaggio al primo verticale e anche t dipende 
dalle coordinate delle due stelle al medesimo momento, segue immediatamente che 
le coordinate a 2 d, d 2 devono essere apparenti, che T 2 — T\ deve essere corretto 
degli errori derivanti dall’orologio e di quelli derivanti dallo strumento. 
La distanza zenitale a cui le stelle vengono osservate sarà data dalla forinola 
consueta 
sen d 
cos z = - 
sen <p 
t g<f' 
e l'angolo orario sarà dato da 
