tSul modo di variare della radiazione solare durante le fasi di un'eclisse 31 



15. Valori delle funzioni ro(6) e ©(/•). 



Poiché le scopo finale dei nostri calcoli è di fornire ele- 

 menti, die facilitino lo stndio dei valori del potere radiante J a 

 varie distanze dal centro, ci sembra opportuno distinguere quella 

 parte dei calcoli, che non dipende dalla speciale ipotesi da noi 

 fatta per la funzione J{r) (valori di Secchi, Vogel ed altri, rap- 

 presentazione analitica mediante la forinohi (21), e di comunicare 

 i relativi risultati numerici, clic potranno trovare immediata ap- 

 plicazione, (juando si ricorra ad un" altra ipotesi circa hi detta 

 funzione J (r), come capiterà appunto anche nel corso del pi-e- 

 sente lavoro (vedi Gap. 4°, Osservazioni del Prof. Julius a Biirgos). 



Ora i calcoli che non dipendono dalla J, ma solo da ele- 

 menti geometrici relativi alla posizione mutua e alle dimensioni 

 relative dei dischi apparenti del O e della C, sono quelli delle 

 funzioni ì\{6) (forinola 12, pag. 20) e 6(r) (forinola 1-t, pag. 21). 

 ]N^elle tavole IV e A' (in tìiie) comunico (|uiudi i valori di que- 

 ste funzioni jter quei valori dei parametri Z» ed / , che sono oc- 

 corsi nei nostri calcoli. 



Cai). TV. — Applicazione del metodo esposto a vakie 

 serie di osseliva/ioni eseguite durante le eclissi del 28 

 Maggio 1900 e del 30 Agosto 1005. 



10. J'rineijtio del metodi». 



1/ api)licazione della tavola HI consiste semplicemente nel- 

 r estrarue per interpolazione la tabella di valori teorici della 

 radiazione in corrispondenza alle varie fasi di una data eclisse, 

 conoscendo il valore del rapporto 1 del semidiametro lunare a 

 quello solare. Il confronto dei detti valori teorici con quelli ot- 

 tenuti dalla osservazione, debitamente jìurgati della influenza 

 dell' assorbimento atmosferico, fornirà dei dati circa la vera legge 

 di decrescimento della intensità calorifica dei punti del disco 

 solare dal centro alla periferia, e, indii'ettamente, circa la pro- 

 babile costituzione dell' atmosfera solare. 



