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sferico mPO il lato PO misura l'inclinazione della parte australe dell’asse rotatorio 
sulla linea visuale, ciò che sopra abbiam chiamato d: esso è il complemento della 
latitudine areografica australe del punto O che occupa il centro dell’emisfero visibile. 
Il lato Pm è la distanza (supposta costante) del centro della calotta nevosa dal 
polo P, e lo chiamiamo A). L'angolo mPO è la differenza delle longitudini areogra- 
fiche del punto O (longitudine che chiamiamo @). e della calotta nevosa (longitudine 
che chiamiamo 0): sia # questa differenza contata positivamente da PO come origine 
verso sinistra, in senso contrario alle longitudini. Finalmente l’angolo mOP=ITNl è 
la differenza fra l’angolo di posizione della calotta nevosa mON e l’angolo di posi- 
zione PON del polo P. Questa differenza si suppone positiva, quando m è a sinistra 
del circolo massimo PO. L’angolo in m diciamo &. Dati A, d, £ si ricavano Il e & 
dalle note analogie 
cos 4 (0 — in4(0—--) 
tang4 (Il +x)= ie cotg4t, tangi (1 -x)= Ss È a 3 
ed ove sia pur conosciuto l’angolo di posizione p dell’asse OP, aggiungendovi II si 
otterrà la posizione P della macchia nevosa, il cui paragone colla posizione osservata 
somministrerà il modo di correggere gli elementi presi per base del computo. Per 
l’esecuzione di questo calcolo gli elementi p e d furono ricavati dall’ effemeride di 
Marth. Per ) un esame approssimativo delle osservazioni avea mostrato che non poteva 
esser molto diverso da 7°: e s’'impiegò questo valore. Dallo stesso esame avendo 
tratto 30° come valore approssimato della longitudine areocentrica 9 della macchia 
polare, l’angolo t si ebbe sottraendo 30° dalla longitudine @ del centro del disco: 
cotgtt, 
t=m—9=%— 30°. 
Le differenze fra gli angoli P osservati e quelli calcolati nel modo ora spiegato si 
trovano nella quarta colonna del quadro numerico del $ 16, intestata d P: e si devono 
intendere nel senso osservazione-calcolo. 
12. La determinazione completa della giacitura dell’asse rotatorio di Marte nello 
spazio richiede che si ottengano l’ascension retta e la declinazione del punto P' della 
sfera celeste (fig. 4). Evidentemente però a tale ricerca si può surrogare quella di 
due altre coordinate qualunque del punto P'. Nel caso presente si ottiene la mas- 
sima comodità col ricercare per un dato istante e per una data posizione M del pia- 
neta l’angolo PMP' (cioè l’angolo di posizione p dell’asse veduto dalla Terra) e la 
distanza angolare MP' (cioè l'angolo d che fa l’asse del pianeta colla visuale dell’osser- 
vatore). Queste due quantità hanno il vantaggio di risultare più direttamente dalle 
osservazioni, e la loro determinazione dipende da un calcolo più semplice. Due delle 
incognite del problema saranno dunque le correzioni dp e dÒ da apportarsi alle quan- 
tità p e è in un momento determinato. Dico in un momento determinato, perchè 
queste correzioni variano col tempo, cioè col variare la positura dell’ osservatore 
rispetto all’asse di Marte. È da riflettere tuttavia che durante i 32 giorni abbracciati 
da queste osservazioni tal positura ha pochissimo cambiato. Il moto geocentrico del 
pianeta non arrivò a 4° durante tale intervallo, e gli angoli p e è non variarono più 
di 2°. Queste quantità son dell’ordine stesso delle correzioni dp e dò che si voglion 
determinare; onde è manifesto che durante quel tempo potremo ritenere dp e dò 
