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babile della maggior parte delle stelle del P. G. C., avremo in media per ogni coppia 
un errore nella latitudine di 
0".16 
e quindi per nove coppie di 
0".05. 
Non abbiamo fatto cenno dell’errore dovuto alla rifrazione nell’osservazione dei 
passaggi ; esso è normalmente nullo, e può nascere solo da rifrazioni laterali : vale 
a dire quasi esclusivamente da inclinazione degli strati d'aria che alteri la sim¬ 
metria rispetto al primo verticale. Occorre distinguere le due cause: la locale che 
è quella di maggior effetto dovuta ad asimmetrie nelle costruzioni o nel terreno nelle 
vicinanze del luogo di osservazione, la regionale dovuta alle condizioni dell’atmo¬ 
sfera e specialmente alle depressioni barometriche. 
Dalla prima occorre guardarsi con ogni cura; la seconda, contro la quale non 
si può far nulla, benché generalmente sposti il raggio visuale o verso N o verso S, 
tanto a E quanto a W e quindi non lasci intatta la differenza dei tempi dei due 
passaggi e benché non si debba in generale accettare come di carattere accidentale, 
perchè generalmente in un dato luogo si ha il predominio di depressioni a N o a S 
col cielo sereno (una depressione in 1° verticale non ha nessuno influsso) è di effetto 
assolutamente minimo. 
Il valore (lei nuovo metodo. 
Se riassumiamo tutte le cognizioni degli errori di una latitudine, fatta col metodo 
descritto, alle quali siamo giunti nelle pagine precedenti, arriviamo alla conclusione 
che, tenuto conto di tutte le cause (coordinate difettose, errori di osservazione, errori 
nelle costanti strumentali) sarà da aspettare nella latitudine dedotta da nove coppie 
un errore di 
OMO. 
Almeno questa è la cifra che risulta facendo la radice quadrata della somma 
dei quadrati degli errori ammessi precedentemente, ed a essa possiamo dare solo il 
termine generico di errore, e il significato di dare abbastanza da vicino l’idea del¬ 
l’esattezza del metodo. Chè la precisione di esso potrà esser definita meglio solo . 
dopo osservazioni eseguite; ed anzi, solo dopo averlo usato per un certo tempo e 
con sagacia, si potrà stabilire l'incertezza delle latitudini con esso ottenute. 
Fin da ora possiamo affermare che questo metodo può reggere al confronto con 
il metodo di Horrebow-Talcott. Forse esso potrà non raggiungere proprio la preci¬ 
sione che al metodo del micrometro e delle livelle hanno saputo dare gli osservatori 
delle stazioni internazionali, i nostri di Carloforte in particolar modo, ma, usato 
nelle stesse condizioni favorevoli, non ne resterà lontano. Avrà sempre il vantaggio 
di essere come quello un metodo essenzialmente differenziale, e di poter come quello 
esser basato su osservazioni di una zona di stelle abbastanza larga, di avere l’ordine 
