— 289 — 
288. La distanza del polo australe dal circolo terminatore dell’emisfero visibile 
essendo questa volta notabilmente minore che nel 1877, e trattandosi inoltre di osser- 
vazioni meno esatte, ho creduto inutile trattarle col metodo rigoroso, ma prolisso, 
impiegato per l'opposizione precedente ($ 11-18), e ritenni per questo caso esser suf- 
ficientemente esatto il procedimento sommario impiegato per lo più dagli Astronomi, 
che si occuparono di questo problema: procedimento che è tanto più approssimato al 
vero, quanto più piccola è l’inclinazione dell’asse del pianeta sul circolo terminatore 
sopradetto. Avendo io stesso usato questo procedimento, nel discutere le osservazioni 
della macchia polare australe fatte da Bessel nel 1830 ($ 201), ed in tale occa- 
sione esposto il suo principio, non occorre ripeterlo qui. Essendo P 1’ angolo di 
posizione osservato della macchia polare rispetto al centro del disco, p l’ angolo di 
posizione dell’asse calcolato approssimativamente, dp la sua correzione (da determi- 
narsi), che si riguarda come costante per tutta la durata delle osservazioni; chiamando 
inoltre @ la longitudine areografica del centro del disco nel momento nell’osservazione, 
longitudine contata da un’origine fissa sul pianeta, in senso contrario alla sua rota- 
zione: 9 la longitudine analoga (da determinare) della macchia polare, X la sua di- 
stanza del polo (pure a determinare): ogni osservazione darà una condizione della forma 
P—_p=dp+)cos6.sino —\sin9.cosw (1) 
fra le tre incognite del problema, dp, Xcos9, Asin9, e le quantità P, p, ©, delle quali 
“la prima è data direttamente dall’osservazione, le altre due si devono riguardare come 
p 3 
conosciute e deducibili col calcolo da un’ approssimata cognizione preventiva degli 
elementi del moto rotatorio del pianeta. Nel caso presente per avere p ed @ ho potuto 
profittare dell’Effemeride a tal bisogno calcolata dal sig. A. Marth sopra elementi già 
molto approssimati al vero ('): i valori di © sono numerati da un punto pochissimo 
distante dalla nostra origine delle longitudini areografiche, cioè dal punto detto Vertice 
d’Aryn ($ 34). Sottoponiamo ora, nel quadro che segue, i dati riferentisi a tutie le 
89 osservazioni: le 25 osservazioni escluse dal calcolo sono designate colla lettera R 
nell'ultima colonna intitolata e, la quale indica gli errori che restano nelle equazioni 
di condizione di cui (1) è il tipo, quando in esse si surrogano i valori più probabili 
delle incognite del problema, cioè di dp, \cos0, Asin9. Le rimanenti colonne non ri- 
chiedono altra dichiarazione. 
aggiungendo a quello di TV il piccolo angolo TVM, il cui valore (per piccole fasi come qui è il 
caso) si trova facilmente essere in gradi 
+ 114°,6 + sin2p. 
Tale correzione fu applicata alle nove ultime osservazioni: il suo massimo valore fu di +2°,06 il 
2 dicembre. 
(') Ephemeris for physical Observations of Mars, 1879-1880, pubblicata nel volume XXXIX 
delle Notizie mensili della R. Società Astronomica di Londra. Nella spiegazione aggiunta in fine 
l'Autore dichiara che in quest'occasione, come nelle precedenti, i dati dell'Effemeridi devono essere in- 
lerpolati direttamente per i tempi delle osservazioni, già essendosi tenuto conto dell'equazione della luce. 
Nel presente calcolo si è avuto riguardo a questo avviso. Il calcolo del 1877 è fondato sulla suppo- 
sizione che l'Effemeride di quell’anno desse per ciascun istante l'aspetto di Marte quale dovrebbe 
aversi nell'ipotesi della propagazione istantanea della luce. Da ciò deriva la necessità. di apportare 
ai risultamenti del 1877 alcune correzioni, che veramente sarebbero trascurabili per la loro picco- 
lezza, ma che tuttavia verremo indicando mano mano che l’occasione si presenterà. 
