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i termini più forti in c 4 e in c 2 i cioè il primo in c 4 e l’ultimo in c 2 i importano 
quanto appare nel quadro seguente, supposto i di IO" 
c 
c 
4 
c a 
i 
2 = 10° 
o 
O 
<M 
II 
** 
II 
o 
o 
z = 20° 
n 
tr 
n 
rr 
rr 
100 
0.00 
0.00 
0.06 
0.00 
200 
0.05 
0.00 
0.23 
0.01 
400 
0.86 
0.01 
0.92 
0.03 
600 
4.87 
0.03 
2.09 
0.06 
Possiamo concludere che con fili simmetrici fino a z = 20° e poco oltre basta 
la considerazione del termine in c 2 , e poiché gli altri termini in o 4 e in c 2 j sono 
trascurabili anche per s = 10° potremo aggiungere che per s da 10° a 20° basta 
considerare ancora il primo termine in c 4 e l’ultimo in c 2 i oltre quello in c 2 . E il 
caso dei fili simmetrici è quello che si ha quando, come proponiamo, si inverta lo 
strumento durante il passaggio di ogni stella. Per distanze zenitali minori di 10° o 
per collimazioni eccezionali sarà più conveniente ricorrere, come per le osservazioni 
a fili non simmetrici, alle forinole complete date sopra, che possono esser sempli¬ 
ficate nei termini indipendenti da c, od a quelle che contengono l’angolo intermedio 
tra quello della stella al filo d’osservazione e quello della stella al filo di mezzo 
o in primo verticale. Usando il tempo intermedio ti tra l’osservato (corretto del¬ 
l'errore dell’orologio) e quello dell’astro in primo verticale si ha la forinola degli 
errori rigorosa 
^ ^ s l _ 1 ( sen c sec ó tg ó sen < y ) 
2 / X\ ( sen(a> — ri) ' sen(a>— in) sen w) 
sen ( t{ — -l v v v / 
usando invece il tempo intermedio t c tra quello osservato al filo di mezzo di colli¬ 
mazione c m e quello al filo considerato di collimazione c c — c m = h si ha per la 
riduzione al filo di mezzo sempre rigorosamente 
„ H 2 cos (-5- h -4- c m ) sen h 
sen — — _ —^- ! --- 
2 sen(y— rj) cos ó sen (t c — 
nelle quali in casi non estremi si possono introdurre ovvie modificazioni. 
La correzione dell’orologio che qui compare, e soltauto qui, non è un elemento 
necessario. Prima di tutto deve avere solo una precisione scarsa, quella necessaria 
per c nei termini di secondo ordine. Ma se ne può fare sempre a meno sia usando 
lo sviluppo in serie, sia procedendo con successive approssimazioni nel calcolo di t c , 
di ti o di s nel secondo membro della 
ar ì ^ . 
— —■- ctg (p + 
sen rp sen <p 
cos rp 
tg* 
a 
£ + 
_ sen (p_ 
2 [ g n-H c tgy] | 
sen z sen (p tg^seny 
