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si dovesse determinare una variazione dell’inclinazione, fra le due osservazioni, a E 
e a W, giacché solo grossolanamente si può ammettere regolare l’andamento dell’ in¬ 
clinazione con il tempo nel corso ’d’una sera: spesso le deviazioni dall’andamento 
regolare sono maggiori di tutta la variazione. 
Dalle tavole date più indietro appare che si può usare il metodo per almeno 
una fascia di 15° in declinazione, ma esaminiamo minutamente il comportarsi degli 
errori alle diverse declinazioni. Per le coordinate delle stelle si ha che il coefficiente 
dell'errore in declinazione è quasi costante per tutte le declinazioni di stelle con 
<p — ó da 0° a 15° ed anche a 20°, variazione sensibile si ha invece per il coefficiente 
degli errori nell’ascensione retta: posto uguale a 1 per stelle con y— d = 50' 
alle quali corrisponde £=10° diviene 5 per stelle con y — d=15°, alle quali 
corrisponde z — 50°, ma resta sempre notevolmente minore del coefficiente dell’errore 
della declinazione; di modo che l’effetto complessivo sulla latitudine di un errore 
dello stesso, ordine nelle due coordinate ha un coefficiente che aumenta, ma non 
arriva a raddoppiarsi per g> — J che passa da 0°,8 a 15°. Per gli errori accidentali di 
osservazione si ha dalla nostra tabella che il coefficiente diviene quasi doppio per 
<f — d che passa da 0°.8 a 15°, se si mantiene lo stesso numero di contatti, mentre 
generalmente è difficile averne tanti delle zenitali quanti se ne possano avere delle 
non zenitali, e quindi i coefficienti tendono ad uguagliarsi. Per gli errori di orien¬ 
tamento dello strumento si ha costante il coefficiente dell’ inclinazione che è l’errore 
più temibile; si ha notevolmente variabile quello della variazione dell’azimut che, 
posto uguale a 1 quello per (p — d=0°,8 diviene 6 per <p — d = l5,ma tale coefficiente 
è minore di 1 sempre (va da 0,15 a 0,84), e la variazione dell’azimut è minima 
nel breve tempo che intercede fra i due passaggi delle due stelle d’una coppia e per 
di più essa viene eliminata, se uniforme col tempo, con l'osservazione alterna di 
coppie con la prima stella E o W : dimodoché si deve ritenere l’azimut di effetto 
nullo nella latitudine. E di nessun effetto è in tutti i casi l’errore che si può com¬ 
mettere determinando la marcia dell’orologio con osservazioni correnti 
E concludendo diciamo che se chiamiamo 1 l’errore complessivo nella latitudine 
per una coppia di stelle con (p — d —0°,8 l’avremo forse di 1.5 per <p — d=15°, 
Quindi le stelle di una fascia di 15° di declinazione corrispondenti a una di oltre 40° 
in distanza zenitale, si prestano tutte bene per la determinazione della latitudine. 
Per tp — d = 15° abbiamo già z = 50° e per y> — ó = 20 già z = 60, allontanarsi 
di più dallo zenit non converrebbe in nessun caso, chè andremmo incontro ad anomalie 
sensibili della rifrazione. Ora in 15° di declinazione a partire da (p intorno a 40° 
verso l'equatore, si hanno nel P. G. C. oltre 500 stelle di grandezza uguale alla 6.7, 
o più lucenti, e con tale materiale si ha più di quello che occorre per formare 
un programma continuo e senza interruzione di coppie di stelle di declinazione non 
molto diversa e di non molto diverso splendore e con giusti intervalli e alternate a 
prima stella con passaggio a E e a prima stella con passaggio a W. Questa alter¬ 
nativa è importante non solo per immediate ragioni di simmetria, ma per l’elimina¬ 
zione ch'essa comporta degli errori che siano uniformemente variabili col tempo e 
che siano dello stesso segno per passaggi a E o per passaggio a W. I quindici gradi 
di declinazione corrispondono a 40° di distanza zenitale e dànno quindi nel primo 
