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rore nell'unità più comoda, e il coefficiente; e caso pei- caso, secondo l’escursione 
degli errori e dei coefficienti si sceglieranno gli intervalli adatti. Se poi la tabella 
diviene troppo estesa, è meglio usare invece le tavole di moltiplicazione. 
Del coefficiente 2c 2 /2 tg£ tg y> sen sen 2 .2 , quando le c sono uguali per tutte 
le stelle si può preparare la costante 
h = 
2c 2 
e calcolare per ogni coppia la 
K = 
2 n sen (p tg <p 
1 . 1 
tg sen 2 z^ 
+ 
tg z E sen 2 s E 
ma generalmente le c che figurano nelle stelle più vicine allo zenit non sono le 
stesse di quelle delle stelle più lontane. 
Abbiamo già visto come si possono determinare le c con le stesse osservazioni 
in primo verticale, tuttavia conviene aggiungere che quando z non è molto piccolo 
e le c e i non sono molto grandi, le c si possono addirittura eliminare. La semi¬ 
differenza L tra i due passaggi a un filo di collimazione c vale a meno di termini 
in ci e c 3 
sen z sen y> 
sostituendo il valore di c che si ricava da questa formola nel termine in c 2 che 
abbiamo chiamato M si ha 
M = - SL ' cosy 
2 n tg z 
ed i termini maggiori trascurati sono 
^ __ — 2~L 2 i cosg> ^ — -SI/cos 3 y> 
1 n tg 3 z tg (p 2 2 /i tg 3 z 
mentre l’effetto di un errore e nelle L (errore medio o probabile) sarà in M 
Tr s cos <p j/^L 2 
h-3 = - • 
n tg z 
7 - I valori di K 2 K 3 sono per i — 10", per 21?/n che diremo H? uguale sia 
a (l m ) 2 sia (2 m ) 2 e 21 ?in che diremo H 2 sia uguale a (l m ) 4 sia a ( 2 m ) 4 , per 
s — 3", e per Z = 10° valgono 
X 
2 m 
tt 
n 
K. 
0.08 
0 11 
Ka 
0.00 
0.04 
K 8 
0.02 
0.04 
Classe di scienze fisiche — Memorie — Voi. XII, Ser. 5\ 
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