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riferiscono i passaggi delle stelle nella determinazione del tempo, è indicata da due 
fili orizzontali molto prossimi, fra i quali si guida l’immagine della stella durante 
l'osservazione. Tutto l’istrumento è solidamente stabilito sopra un pilastro indipendente 
dal palco su cui poggiano gli osservatori, come già fu indicato nel $ XVIII sopra citato. 
Ciascuna delle nostre determinazioni di tempo siderale si fonda essenzialmente 
sull’osservazione di due serie di passaggi, l’ una delle quali fatta nella posizione diretta 
del cannocchiale, 1’ altra nella inversa. Intendiamo, come si suole, per posizione diretta 
quella in cui una stella nella sua culminazione superiore incontra successivamente i 
fili nell’ ordine della loro numerazione. Gli istanti dei passaggi furono elettricamente 
trasmessi per mezzo di un tasto a mano, ad una tavoletta telegrafica del sistema 
Oppolzer, e quindi ad un cronografo Hipp a penne a tratto continuo: una leggera 
modificazione introdotta in questo ultimo apparecchio, già indicata nella Memoria, 
toglie ia parallasse di registrazione, e permette di leggere su di una sola riga, faci- 
litando molto la lettura ed aumentandone la precisione: abbiamo dunque abbandonato 
l’uso del tasto a parallassi della tavoletta Oppolzer, e che del resto sarebbe stato 
completamente superfluo nel nostro caso. 
Le distanze filari vennero misurate con due metodi, astronomico l’uno e geodetico 
l’altro. Il primo non ha bisogno di altra spiegazione, giacchè è quello comunemente 
usato con tutti gli istrumenti a passaggi, fissi o trasportabili che sieno ; il secondo 
consiste nel puntare successivamente su tutti i fili un oggetto terrestre ben deli- 
neato ma molto. distante (come, ad esempio, la luce di un eliotropo od un segnale 
geodetico), lesgendo per ogni puntamento coi microscopî sul cerchio azimutale, 
e misurando poi la distanza zenitale dell’oggetto puntato. Le differenze azimutali 
osservate fra i fili, moltiplicate per il seno della distanza zenitale, dànno le distanze , 
filari cercate, espresse in secondi d’arco. È facile vedere che questo secondo metodo 
offre una precisione almeno eguale a quella del primo quando si tratta di un istrumento 
fornito di buoni microscopî e di un buon cerchio azimutale. Nel nostro Universale 
i cerchî sono divisi di cinque in cinque primi, e le graduazioni, da quanto abbiamo 
potuto constatare esperimentalmente, sono ottime: l'errore medio d’ogni singola 
direzione, determinato da un gran numero di osservazioni azimutali, è di 0,6. Intanto 
l’ esperienza dimostra come nel caso di un Universale sia conveniente escludere 
dal metodo astronomico le osservazioni sulla polare, perchè essa resta troppo tempo 
fra i fili e vi ha pericolo, diremmo anzi probabilità, di spostamento nell’asse del 
cannocchiale (inclinazione). Limitando l’osservazione alle stelle di cui la declinazione 
è compresa fra 60° e 80°, l’ errore medio di puntamento sopra un filo è variabile 
fra 05,15 e 05,45, mentre il coseno della declinazione varia fra 0,50 e 0,17: l’errore 
medio della determinazione astronomica di una distanza filare è quindi di circa 
05,08= 1,2, ossia molto maggiore che col’ metodo geodetico. 
La formula da noi usata per calcolare l’avanzo AT del nostro regolatore. astro- 
nomico sul tempo siderale è la solita formula di Mayer, cioè : 
sen (o—-d) _ 5 (od) _ e + cann. diretto 
AT=R—-T—=-% SATA SOI ; 
cos Ò così * cosò Y— cann. rovesciato 
dove T è il tempo del passaggio al filo di mezzo, che nel nostro caso è rappresentato 
e 
