stå medesima singolare proprietà , la quale formava il fondamento di tutta la dottrina crepuscolare, si deduce pur anche dal metodo sopra accennato : e di più , data la latitudine di un luogo terrestre , e la declinazione solare , con nuove formole viene a determinarsi l'arco d'equatore , e l'angolo compreso tra li medesimi due Orizzonti.

Termina il suo lavoro l'Astronomo Professore Signor Calandrelli esibendo una tavola diurna alla latitudine dell'osservatorio Romano 41.° 53'. 52". e coll'obbliquità dell'eclillica 23.° 27'. 48". Viene in questa tavola segnato , per ciascun giorno, il principio del primo , e civile crepuscolo ; il nascere del primo lembo solare, computata la rifrazione ; il mezzodì ; il tramontare dell'ultimo lembo solare compresa anche la rifrazione ; il fine del civile , e totale crepuscolo vespertino ; la mezza notte , la durata del giorno, a motivo della rifrazione .

Succede il SECONDO OPUSCOLO , che è del Sig. Professore Giacomo Ricchebach , intorno alla latitudine della Specola del Collegio Romano dedotta dalle osservazioni a , Ben ? dell' Orsa minore.

Nell'epoca in cui il cerchio di Borda fù applicato agli usi Astronomici , e dopo anche per molto tempo si pensò, e si scrisse che alcune centinaja di osservazioni fatte con questo stromento potevano dare dei risultati non differenti dai veri, che di qualche decima o centesima di secondo. Per questa ragione dovendo il Sig. Ricchebach presentare al pubblico un medio di 5340 osservazioni, che differi

sce di 2" dal medio di 3416 osservazioni fatte da altri astronomi , ha tolto il partito di prepararvi il Lettore , riandando alcuni de' fatti più celebri di simili , e maggiori anomalie , nelle quali varj Astronomi sonosi imbattuti . Espone quindi e calcola in due distinte Tavole le sue osservazioni, dalle quali deduce la Latitudine geografica dell' osservatorio del Collegio Romano di 41°. 53'. 51". 88. La qual latitudine quasi niente discostasi da quella che si avrebbe paragonando la distanza solstiziale estiva osservata con l'attuale obbliquità dell' eclittica da altri astronomi determinata . Passa di poi a paragonare questa Latitudine con quella che somministrano le osservazioni fatte al Settore Zenitale dal Sig. Calandrelli negli anni 1801 , 1802 , 1803 , e calcolate dall'autore impiegando le declinazioni delle stelle , quali si trovano nel recente Catalogo di Palermo . La piccola differenza di o" 19. che tra questi due risultati si trova , dilegua que' dubbj, che sulle qualità del Settore Zenitale dell'Osservatorio eransi da qualche Astronomo suscitati , allorchè nel 1807 il Signor Calandrelli da parecchie osservazioni fatte con questo stromento trovò , che a della Lira era soggetta ad un'annua parallasse di circa 4" Finalmente l'Autore termina questo Opuscolo con alcune riflessioni , riferendo qualche fatto, dal quale sembra dedursi , che molte di quelle differenze comunemente chiamate errori di osservazioni ( delle quali incolpasi l'osservatore ) hanno forse la sorgente in qualche causa fisica , alla quale ancora non si è avuto riguardo : la di cui esistenza al solo tempo è riser. bato di escludere, o confermare .

Nel Terzo OPUSCOLO appartenente al Professsore Signor Andrea Conti , vien fissata l’Obbliquità dell Eclittica al principio dell' anno 1815, per mezzo delle osservazioni solstiziali eseguite dall'anno 18.3 all'anno 1818. In questo scritto vengono in primo luogo riferite tutte le osservazioni fatte ne giorni prima e dopo i solstizj. Cioè la distanza osservata del centro del Sole dallo Zenit , la medesima ridotta al meridiano, e l'altezza del Barometro e dei due Termometri, interno cioè ed esterno. Per avere l'espressione della riduzione al meridiano il Sig. Conti parte dall'equazione. Cos.(L-D+x)- cos.(L-D)=– 2 Sen, 2 cos.Dcos.L, la quale riduce alla forma seguente

0=t-xtf x in cui x esprime la riduzione al meridiano , f x una funzione della riduzione, e finalmente t una funzione dell'angolo orario = 7, della latitudine geografica dell'osservatorio =L, e della declinazione =D Per mezzo di questa equazione l'Autore determina il valore di x in funzione di t mediante il noto teorema del sommo geometra Lagrange. Alle distanze meridiane del centro del Sole dallo Zenit vengono in seguito applicate le riduzioni , onde avere le obbliquità apparenti , le quali col mezzo della nutazione Lunare, e Solare sono ridotte a medie. Da un medio di sei obliquità estive si ha l'obbliquità media al principio del 1815 di 23. 27+ 49." 14;. risultato

men

no

di 1540 osservazioni. Da un medio poi di cinque obbliquilà jemali si ottiene l'obbliquità di 23.° 27.' 46." 29; risultato di 1184 osservazioni . Dunque la differenza fra l'obliquità estiva e jemale sarà di 2," 85 ; Questa differenza è molto minore di quella trovata da altri Astronomi nel passato secolo, e prossimamente combina con quella trovata dal Celebre Astronomo Conte Oriani di Milano.

In seguito l' Autore paragona l'obbliquità estiva da lui trovata pel 1815 con dodici obliquità dedotte dalle osservazioni fatte alla meridiana di S. Petronio di Bologna ne' solstizj estivi dell'anno 1695 al 1707 , onde dedurre l'annua diminuzione dell'obbliquità dell'Eclittica. Da un medio di dodici risultati determina il Sig. Conti la diminuzione annua dell'obbliquità di o“, 48. Infine, appoggiato a quest' annua diminuzione, l'Autore riduce al principio del 1815 le obliquità recentemente osservate da celebri Astronomi con perfettissimi stromenti , onde si possa dal paragone giudicare dell'esattezza dell' obbliquità da lui trovata . Questo confronto non può essere più soddisfacente essendo le differenze appena sensibili. Da ciò dunque deduce , che l' obbliquità 'estiva trovata pel 1815 deve essere esatta, e tale dovere anche essere la latitudine geografica dell'Osservatorio .

Nel QUARTO Opuscolo il Sig. Professor Conti espone tutte le osservazioni da lui fatte circa gli equinozj di Autunno degli anni 1814 .. 15 .. 16 .. 17, e circa l' equinozio di Primavera del 1818. Dal calcolo

vere

ere

di queste osservazioni deduce in seguito i momenti degli equinozj; e quindi dal confronto di questi con quegli osservati da Flamstedio negli anni 1691..92..93.. 94 viene a determinare la grandezza dell'anno tropico solare di 365. giorni 5. ore 48'. 50". 3. Questo risultato non differisce da quello trovato dal celebre Sig. Professore Piazzi che di Sole sette decime di secondo.

Nel QUINTO OPUSCOLO tratta il Sig. Professor Conti dell' Eclisse solare dei 19. Novembre 1816. Il principio di quest'eclisse fu osservato dall'Autore alle ore 8, 58'. 56'. 3., ed il fine alle ore 11. 28'. 32". della mattina tem. medio . Dalle fasi lucide misurate in intervalli eguali di tempo dal Sig. Calandrelli , trova il Sig. Conti, che la massima fase oscura fu alle ore 10. ore 19'. 15". 9. ed il valore massimo di questa fase di 1486" 2. In seguito per determinare un Luogo della Luna dall'Osservazione del principio e del fine dell'Eclisse si serve il Sig. Conti delle formole del Sig. Olbers. Il risultato di tutti i calcoli prova, che nel momento in cui fu osservato il principio dell' Eclisse , la longitudineapparente della Luna era di 75 26° 27' 51." 1 , e la latitudine apparente di 16'. 39', o

(sarà continuato )