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queU'epoca iinmeiisi matpriali sono stati raecolli in questo vergi- 

 ne campo; molte ricerche vennero fatte dairattivita degli osser- 

 vatori e del calcolatori. II sig. Struve nelle sue misure niicro- 

 metriche le ha divisc in 8 classi, a seconda delle loro distanzc. 



La l.a classe coniprende quelle stelle si strettamentc con- 

 giunte, che la loro distanza non eeeeda 1", le qiiali sono separa- 

 bili soltanto coi piii forti e perfetti eannoccliiali; la 2. a classe si 

 forma dalle stelle avenli la distanza fra 1" e 2"; la 3. a fra 2" e 

 4"; la 4.a fra 4" e 8"; la 5.a classe fra 8" e 12"; la 6.a fra 12" e 

 16"; la 7.a fra 16" e 24"; la 8.a fra 24" e 32. Ciascheduna clas- 

 se e suddi>isa in classi siibalterne col noine di doppie conspiciie 

 ((fiiplices liici(hie) le quali non eccedendo la 8.a grandezza sono 

 facihnente visibili con cannoccliiali di moderato ingrandimento, 

 raccogliendo le altre piu diflUili a vedersi in una classe residua- 

 le, da esso detta Duplices reUqiiae. 



Facilmente si coniprende, che questo genere di osservazio- 

 ni richiede cannocchiali di forte ingrandiniento, muniti di esalti 

 micrometri; si coniprende eziandio la grande difficoltii di asse- 

 gnare la misura esatta di cosi tenui dlstanze aiigolari, e la diin- 

 colta anche maggiore di poterne assegnare I'angolo di posizione, 

 ossia I'angolo che la linea congiungente le due stelle forma col 

 circolo di declinazione della Stella centrale, dai quali dali dipen- 

 de il calcolo degli elenienti delle loro orbite. 



II signor Savary e stato il prinio, che neWn Co nitaissa nee des 

 Temps per I'aniio 1830 ha esposto con niolta iiitidezza i precetti 

 pel calcolo degli elementi dell'orbita di nn sistema binario, am- 

 niettendo per principio, che sia dominato dalle stesse leggi di 

 attrazione, che si osservano nel nostro sistema planetario. La 

 sua soi'izione e condolta con molta eleganza e niolto ingegno; 

 approfittando delle proprieta della ellisse in rapporto ai suoi dia- 

 nietri conjugati, moslra come dalla osservazione di 4 distanze 

 scambievoli delle due stelle cogli angoli che esse comprendono 

 e coi tempi intercetti si possano calcolare le dimensioni della 

 projezione della vera orbita di una di esse intorno alT altra 

 slabilita come centro nel piano perpendicolare al raggio dalla 

 terra condOtto alia stella centrale, o come dalla eonoscenza degli 



