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grande numero delle osservazioni si troverà però che anche questa semplice ope- 
razione deve avere richiesto molto tempo e lavoro. 
Ad ottenere però il vero valore delle distanze zenitali apparenti era indispen- 
sabile, o di trovare le correzioni degli errori istrumentali, o di ricorrere a qualche 
artificio per ottenerne il compenso nella determinazione della declinazione. 
Essendosi direttamente determinati gli errori accidentali delle divisioni del cir- 
colo, erano giù note le correzioni da applicarsi agli archi letti per gli errori della 
divisione o delle divisioni usate per ogni stella, tanto nelle osservazioni dirette che 
nelle riflesse: ma rimanevano a trovarsi le correzioni per l'errore del zenit, per la 
flessione e per gli errori sistematici del circolo. 
Quantunque pel nostro strumento si conoscessero già con sufficiente approssima- 
zione i dati necessarî per dedurre queste correzioni, pure si è creduto conveniente 
di farne la verifica per mezzo di opportune combinazioni dei risultati stessi delle 
osservazioni. Che anzi, avendosi motivo” di sospettare, che oltre agli indicati errori 
istrumentali le nostre osservazioni potessero essere soggette ad altri errori, dipen- 
denti da una possibile differenza nel modo di collimare le stelle dirette e riflesse, 
e le stelle dal nord al sud, ed all’ errore proveniente dalla deformazione o spostamento 
del centro dell’ immagine delle stelle osservate in vicinanza al zenit coll’obbiettivo 
del cannocchiale parzialmente ecclissato, così si è cercato un modo di riduzione 
delle osservazioni tale, da rendere probabile la compensazione complessiva di tutti 
gli errori. 
Dovendosi dedurre la declinazione delle stelle dalla differenza della latitudine 
del luogo di osservazione colla distanza zenitale media ricavata dalle osservazioni, 
è evidente che questa differenza si potrebbe ritenere come esatta, anche quando la 
distanza zenitale fosse soggetta agli errori istrumentali, o ad altri errori costanti o 
sistematici delle osservazioni, ogni qualvolta invece di prendere il valore esatto od 
assoluto della latitudine, si prendesse. una latitudine apparente affetta dagli stessi 
errori della distanza zenitale della stella. 
Questa latitudine apparente, che chiameremo latitudine istrumentale, eviden- 
temente è quella che si otterrebbe colla osservazione di stelle di nota declinazione 
vicine al paralello della stella di cui cercasi la declinazione, facendosi sopra ognuna 
di esse un conveniente numero di osservazioni pel compenso degli errori accidentali, 
e scegliendo un numero di stelle abbastanza grande per ottenere il probabile com- 
penso delle incertezze od errori possibili nelle loro singole declinazioni. E qualora 
questa operazione potesse eseguirsi in molti paralleli, distribuiti uniformemente sulla 
zona in declinazione alla quale vuolsi estendere il catalogo, evidentemente si otter- 
. rebbero i dati necessarî per costruire la tavola delle latitudini istrumentali corri- 
spondenti alle varie stelle, e colle quali potrebbe dedursi la loro declinazione indi 
pendente da tutti gli errori costanti a cui può essere soggetta la loro distanza zenitale. 
Fra le stelle del nostro catalogo se ne aveva un considerevole numero di quelle 
le cui declinazioni potevano ritenersi già molto approssimativamente determinate, e 
che si presentavano abbastanza uniformemente distribuite fra i varî paralleli; di- 
modochè divisa in zone di 2° in 2° la totale zona da + 20%a + 64°, si aveva per 
ognuna di esse un gruppo di stelle abbastanza grande per ricavarne la latitudine 
