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in relazione semplice colla ^lislaii/.a eliocentrica, p. es. colla 4^ potenza o con potenze su- 

 periori. 



Rappresentazioni più sodLlist'acenti. con rami J' ipeibole o di cubica, si ottengono as- 

 sumendo come \'ariabile indipendente il tempo, ma sono risultati ejuesti di pura curiosità, 

 perchè le rappresentazioni matematiche cosi ottenute non possono aspirare a una qualsiasi 

 interpetrazione tìsica. 



Notevole è il fatto clic durante 1" ultimo mese di osservazione 1' intensità luminosa 

 intrinseca del nucleo parve ridursi stazionaria. 



Anche questo fatto induce a credere che il nucleo brilli di luce propria, perchè se si 

 trattasse invece di luce riflessa, nel passare dalla distanza geocentrica r^- 1.1 alla distan- 

 za r— 1.9 l'intensità intrinseca avrebbe doxuto ridursi quasi ad- ((.).37), ciò che le os- 

 servazioni assolutamente contraddicono, avendosi invece 



Giugno 7 /— - 1.1,') 1~ 0.0016 (media di l.-^ valori) 

 „ 26 1.88 1 = 0.0015 ( .,11.,) 



Quanto alla rapidissima \ ariazione dell' intensità luminosa dop(.) il passaggio al perie- 

 lio, è da avvertire che potrebbe anche dipendere in parte dalla rarefazione della materia 

 della chioma provocata dall' intenso calore e dalla susseguente condensazione, che accom- 

 pagna la cometa nel suo allontanamento dal .Sole. 



E da notare che molte delle nostre i)Sservazio!ii hanno trovato piena conferma in os- 

 servazioni isolate di Hai twig , Franz e soprattutto in una sene di 8 misure eseguite da 

 Joel Stebbins col fotometro a selenio, risultando da queste per 1' intervallo d'un mese una 

 differenza quasi assolutamente costante di 3 grandezze fra 1' intensità luminosa di tutta la 

 testa della cometa misurata dalld .Stebbins e quella del solo nucleo da noi misurata. 



Quest'ultimo fatto ha e^'idenlemente importanza, non solo in quanto attesta della bontà 

 delie n()stre osservazioni, ma anche perchè pone in luce un fatto tìsico molto intei'cssante, 

 quale la costanza del rapporto (1) delle intensità luminose del nucleo e di tutta la testa 

 della cometa. 



3. Va n'ubile Ceti. — xAbbiamo già comunicato l'anno scoiso (2) un primo ramo 



di curva comprendente oltre quattro mesi di osservazione di questa stella veramente me- 

 ravigliosa per la eccezionale \'ariazione di grandezza (dalla 3^ alla S)^). Adesso siamo in 

 grado di comunicare un ramo di cui'va quasi completo, mancando solo tre mesi d' osser- 

 vazione (lacuna corrisponLleiite alla congiunzione della Mira col .Sole) su un intervallo di 

 15 mesi, mentre il periodo di questa variabile si l'itiene di 1 1 mesi. 



hi questo intei'vallo abbiamo osservato la Mira in 61 sere, notando accanto alla re- 

 golai'e variazione di luce anche singolari variazioni del colore. Sebbene le nosti'e stime 

 colorimeti'iche siano poche ed incerte, non avendo strumento adatto a tale scopo, tuttavia 

 ci sembra che la colorazione giallo-rossa di questa variabile tenda al bianco in corrispon- 



(\) Il rapporto t; non hi differenza, perchè la orandc/'za stellare si definisce fotometricamente mediante 



, , . loa 1 



la relazione ur. = i 



o. 4, 



(2) Risultati delle osservazioni fotometriche di stelle variabili eseguite nel iqog. Holl. dell'Accademia 

 Gioenia, 1910. 



