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ovest, la correzione da applicare alle inclinazioni dedotte dalle letture del livello in 
causa della ineguaglianza dei diametri dei perni sarà negativa quando l'istrumento è 
nella posizione diretta, positiva quando l’istrumento è nella posizione inversa. Vennero 
da noi adottati in principio per le riduzioni i precedenti valori, nè si vide la neces- 
sità di cambiarli dopo averne fatto una nuova determinazione, poichè i risultati 
ottenuti per il valore di una parte del livello (05.1163) e per la correzione dovuta 
all'ineguaglianza dei perni (0°.0295) pochissimo diversificavano da quelli dedotti da 
Respighi. 
La collimazione si è sempre determinata per mezzo dei passaggi di stelle vicine 
al polo osservate nelle due posizioni dell’istrumento. 
L'azimut si è dedotto dalla combinazione del passaggio di una delle stelle vi- 
cine al polo, del Berliner Astronomisches Jahrbuch e delle 5140 BAC; 8213 BAC 
(delle quali due le posizioni apparenti sono date dalla Connaissances des Temps) con 
i passaggi di stelle orarie tratte dalla citata effemeride di Berlino; ovvero dalla com- 
binazione del passaggio superiore di una delle dette stelle vicino al polo col pas- 
saggio inferiore di un’altra. 
Riguardo alle correzioni istrumentali si convenne, che ciascuno dei due osserva- 
tori ne determinasse i valori indipendentemente dall'altro, per ridurre con essi le pro- 
prie osservazioni. Soltanto per la collimazione fu adottato un valore comune, non risul- 
tando da ripetute prove differenze sensibili nei valori ottenuti per la collimazione in 
una stessa sera dai due osservatori. 
Prima di cominciare le osservazioni verso l'ora del tramonto si operava d'’ordi- 
nario un’approssimata rettifica dell’istrumento, allorchè l'errore di orizzontalità del- 
l’asse di rotazione, e la deviazione azimutale dell’istrumento, osservata per mezzo di 
una mira situata al nord alla distanza di circa 13683 metri, risultavano un po’ forti. 
Per siffatte rettifiche, divenendo piccoli e talvolta trascurabili gli errori istrumentali, 
le riduzioni dei passaggi riuscivano più.agevoli ed i risultati delle osservazioni più 
sicuri. Non si è mai rettificato l’asse ottico dell’istrumento salvo che nei giorni, in 
cui è avvenuta la sostituzione di un micrometro ad un altro, poichè l’errore di col- 
limazione si è mantenuto sempre entro limiti molto ristretti. 
Nei primi due anni, durante i quali si osservavano stelle comprese per la mag- 
gior parte tra l’equatore ed il parallelo che passa pel nostro zenit non venne deter- 
minata la collimazione tutte le sere, ma avuto riguardo alle differenze generalmente 
piccole tra due valori consecutivi di questa costante istrumentale, si è potuto adottare 
per la collimazione uno stesso valore in più sere di seguito, senza tema di commet- 
tere un errore sensibile nelle correzioni da applicare alle singole stelle. Negli anni 
seguenti si è determinata la collimazione con più frequenza, e nel 1889 e 1890, nei 
quali anni le osservazioni si facevano principalmente su stelle comprese tra i 70° 
e 90° di declinazione, ne fu determinato ogni sera il valore. 
Ciascuno dei due osservatori ha in ogni sera eseguita una livellazione al principio 
ed un’altra al fine delle osservazioni e quasi sempre qualche livellazione intermedia. 
I risultati ottenuti da queste ripetute livellazioni hanno dimostrato, che il valore del- 
l'inclinazione presenta in generale variazioni molto piccole nel corso di una sera, talchè 
per la riduzione dei passaggi osservati si è adottata in ciascuna sera da ciascuno 
