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 1 1 «no foiir.are una slella di prima graiulezza splemienlo come 

 Arliiro, fd aiiclio di piu ,; veduto poi coi caunocchiaii presenta 

 (hie stello alliiuirca ugiialmcnlo brillanli, che si giudiclicrebbe- 

 10 di 2. a grandezza. II sistcma lia un molo proprio, consideiabile 

 {3",58 sccondo il sig. Henderson)-, ed e da riporsi fra ie stclle a 

 noi pill viciiie, come abbiamo detto parlando della sua paralasse. 

 La loro distanza nel 1750 da la Caille fu Irovata =: 20",51; nel 

 1822 da Fallow zr 28",75 ; indi ando lentamente diminuendo di 

 circa 0",5 per anno, cosiccbe nel 1837 fu trovata da Herscbel 

 z= 10",22. So tale diminuzione coiiliniiera, si giudica die nel 

 1867 si Iroveranno in gran vicinanza, forse fino a cuoprirsi rap- 

 porto alia terra. Nel tempo stesso, 1' angolo di posizione e an- 

 dato lentamente variando, donde si deve concludere, cbe 11 pia- 

 no della sua orbita passa presso a poco pel nostro oecliio ; i dati 

 dell" osservazione non vagliono ancora a stabilirne con qualcbe 

 sicurezza gli elementi. Ritenendo la sua paralasse ^ i", il se- 

 mi-asse maggiore =: 13",5, il tempo congetturato della rivolu- 

 zione ^r: 77 anni, come nel quadro finale, si troverebbe la somma 

 delle due masse =: 0,628 cioe allincirca 2/3 della niassa solare : 

 risultato, che potrebbe essere mollo lontano dal vero ])er la in- 

 certezza, in cui versiamo intoriio agli elementi dell" orbita. 



Termincrcmo questa nota intorno alle stelle doppie col ri- 

 ferire ( desumendo dalla citata opera del sig. Herscbel ) il qua- 

 dro degli elementi delle orbile di quelle stelle doppie, delle 

 quali si ebbero giii suflicienli dati per poterne intraprendere il 

 calcolo con qualche probabilita di buon successo. Gli elementi 

 delle orbite stellari sono analoglii a quelli delle orJtitc planeta- 

 rie nel sistema solare, pero con alcune diflerenze, come accen- 

 neremo esponendo il significato dei loro simboli : 



a 11 semi-asse maggiore dell" orbita in second! di grado ; c 

 \ eccentricita cspressa in parti di a. 



o) la posizione del nodo dell" orbita, cbe vuolsi intendere al 

 modo seguente. Per la stella ccntrale fingasi il piano di proje- 

 zione, ossia il piano langenle alia sfera celeste ; si gnidi per 

 essa al polo boreale <leir equalore un circolo di posizione. clic 

 lagiia il piario di proj( zione in una liiiea rella: s" immagini un 



