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differenza di ciò che si fa nella determinazione del tempo) col girare di 180° in azimut 
le braccia dell’ istrumento. 
Se con Z chiamiamo la lettura del cerchio zenitale fatta in corrispondenza al 
puntamento di una stella al meridiano nella osservazione a cannocchiale diretto, 
con ò la declinazione della stella medesima e con Zoy lo zenit del cerchio, avremo la 
latitudine g data dalla formula: 
(1) p=d0+Zo,—4, 
sia che la culminazione avvenga al Sud, sia che avvenga al Nord. (Supporremo qui 
sempre che le letture zenitali apparenti siano ridotte alle vere tenendo conto della 
refrazione e dello spostamento della livella annessa ai microscopî del cerchio zenitale). 
Indicate con Zi, d, le quantità analoghe alle precedenti per una stella osservata 
a cannocchiale rovesciato, avremo, qualunque sia la stella osservata: 
(2) pd 4+-Z1—Zo. 
S’intende, naturalmente, che in luogo delle quantità d, d, devesi scrivere 180 —d, 
180—ò; quando la prima o la seconda stella è osservata al passaggio inferiore an- 
zichè al superiore. 
Le due relazioni (1) e (2) sommate danno, indipendentemente dalla conoscenza 
dello Zenit Zo, il valore di @: 
_ IA 
COESIONE 
ed è questa la formula da noi usata pel calcolo della latitudine. 
Errori del metodo. Venendo a dire degli errori che il metodo da noi tenuto intro- 
duce nella determinazione della latitudine, osserveremo come l’effetto della non per- 
fetta coincidenza del piano del meridiano colla superficie descritta dall'asse di colli- 
mazione si può risolvere al solito nell’effetto dei tre elementi: errore d’azimut a, 
inclinazione d dell’asse del cannocchiale, e costante di collimazione (o parallasse) c, 
e come questi, nel caso qui considerato, influiscono in doppio modo sulla determinazione. 
Primieramente essi conducono ad un apprezzamento erroneo dell’istante della cul- 
minazione, sicchè, mentre la stella dovrebbe esser puntata al momento in cui passa 
al meridiano, noi la puntiamo invece quando essa ne è discosta d’un angolo orario 7, 
il quale è dato, come è noto, dalla somma: 
, cos(p—ò sen (pg — d c 
8) “mia i 
In secondo luogo poi, a causa delle costanti d e c, la distanza zenitale dell’astro (nella 
posizione in cui lo si osserva) vien alterata nello stesso modo in cui risultano alte- 
rate le ordinarie misure geodetiche delle distanze zenitali. 
Relativamente a quest’ultima sorta d’errori ricorderemo che essi sono dell’or- 
dine dei quadrati di 6 e di c, e che, detta Z una qualsiasi lettura zenitale, & la vera 
distanza zenitale, si ha la correzione approssimata: 
DEN cl) a 
(7) cotang 5 (5° tang 5 
CLASSE DI SCIENZE FISICHE Ecc. — Memorie — Von. XV.° 24 
(4) = 
