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sopra più rìmole osservazioni ; e talvolta lo zelo dei 

 calcolatori procede ad una terza orbita, e più oltre 

 ancora. Finalmente cessala l'apparizione dell'astro, 

 bisogna utilizzare tutte le osservazioni fatte per la 

 determinazione dell'orbita definitiva. Qui si presenta 

 necessariamente un problema più che determinato : 

 spetta perciò al Calcolo delle Probabilità il darne 

 quella soluzione che meno riesca influenzata dagli er- 

 rori inevitabili delle osservazioni. Ecco allora come si 

 procede. Qualora non si abbia ancora un' orbita che 

 rappresenti entro piccole differenze le osservazioni, 

 si comincia dallo sceglierne tre fra le migliori e più 

 remote (ognuna potrebbe essere il medio tra due o 

 più fra loro vicinissime), e su queste si calcola una 

 orbita provisoria, da cui un'effemeride estesa dal 

 principio al fine dell'apparizione , onde poi confron- 

 tarvi tutte le osservazioni. Per maggiore facilità ed 

 esaltezza , se il moto apparente della cometa è molto 

 rapido, le posizioni si calcolano di 12'' in Ì2\ e dal- 

 la serie delle differenze prime e seconde si traggono 

 i coefficienti delle prime e seconde potenze dei tempi 

 intermedi, e si scrivono in quadro coU'effemeride per 

 rendere più pronte le interpolazioni necessarie al 

 confronto. I residui della sottrazione fra le posizioni 

 osservate e le posizioni calcolate comprenderanno gli 

 errori dell' effemeride insieme cogli errori delle os- 

 servazioni. Trattando allora secondo i principi del 

 Calcolo di Probabilità , co' metodi di cui parlerò fra 

 poco, un certo numero di quei residui corrispondenti 

 ad osservazioni fra loro vicine , se ne deriva il più 



