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della zona che si vuol battere con intervalli comodi, per es. di 10 f in 10' di de¬ 
clinazione se si tratta di un programma di molte stelle come per la variazione della 
latitudine, o di grado in grado se di poche determinazioni di latitudine: nel primo 
caso si ha la precisione necessaria anche per le puntate e il prepararsi all’osserva¬ 
zione ; nel secondo caso si ha comodamente solo quella necessaria per fare il programma. 
A tal fine servono bene le forinole 
tg ó sen ó 
cos t = -— cos s — -. 
tg <p sen <p 
Per le stelle di osservazione si potrà poi calcolare l’inclinazione della direzione 
del movimento stellare rispetto all’orizzontale, ch’è data dall’angolo parallattico cioè 
dalla forinola 
sen 
cos w 
^ COS Ó ' 
per la puntata all’ indice del movimento dell’oculare, quando si dispone di un mi¬ 
crometro in cui la direzione del movimento dell’oculare sia variabile rispetto a quella 
del filo, benché in generale si possa tenere fìssa una puntata media. 
Determinazioni delle costanti strumentali. 
Per la determinazione delle costanti strumentali a , c , comprendendo nella se¬ 
conda anche la parte di primo ordine che non viene eliminata con l’inversione quando 
si usi il micrometro registratore, vale a dire la larghezza del contatto e il passo 
perduto della vite, giova conoscere il valore della rivoluzione in arco o in tempo 
e questo può esser fatto con osservazioni in primo verticale, con le stelle che ven¬ 
gono osservate per la determinazione della latitudine, specialmente con quelle non 
molto lontane dallo zenit, come segue: 
Consideriamo il valore della rivoluzione o di parte della rivoluzione come una 
differenza di errori di collimazione, e quindi alle due osservazioni che appunto di 
una rivoluzione o di parte di essa distino, applichiamo la formola degli errori, data 
sopra, e avremo se indichiamo con 1,2 gli elementi relativi alle due osservazioni 
e con r il valore della rivoluzione, o della parte considerata e con c l’errore di 
collimazione dell’osservazione 1 : 
sen (fj -f- X) 
sen (« 2 -J- X) 
2 cos (p 
tg* 
2 cos (p 
tg* 
sen 
sen 
, / g 2 ~h ^ A sen (c -{- r) _ sen ry 
\ 2 / 1 sen g sen {<p — rj) ' tg.*sen(y— rj) 
~~ ~ ~~~~~~ ~~~~~ ^~~ —— — 
sen g sen (<p — rj) tg£sen(</> — i/) 
