Osservasioni fotometriche di stelle variabili eseguite nel R. Osservatorio ecc. 5 



taneità delle misure, ossia quanto più breve è il tempo abbracciato dai confronti. E da 

 questo lato è manifesta la superiorità dell' ultima disposizione sulle altie studiate. Resta 

 però ancora da decidere, se si ottengane^ lisultati migliori da quattro confronti consecutivi 

 della variabile con un' unica stella o da due coppie di confronti con due stelle diverse se- 

 condo la 3* disposizione. Ci pioponiamo di risolvere la questione, osservando una stessa 

 variabile a corto periodo in ambedue le maniere. 



Nessuna variazione venne apportata al metodo di registrazione dei tempi d'osserva- 

 zione ^). 



Per quanto riguarda la scelta delle stelle di confronto , è da notare 1' uso frequente 

 (così per Cephei, per p L^nae, per o Ceti) di stelle molto vicine al luogo della variabile. 

 Per le prime due stelle venne preso senz'altro il ccjmpagno (distante in ambedue i casi 40" 

 in Deci, dalla componente più lucida), compagno che si può osservale comodamente, ser- 

 vendosi delle sbarre di guida come di schermo per occultale le variabili. Questo metodo 

 d' osservazione può adoperarsi con vantaggio per tutte le coppie di stelle con differenza di 

 circa r in Deci. S'intende che la stella più debole di tali coppie viene osservata in gene- 

 rale eccentiicamente, cioè più vicina ad una delle sbarre, mentre di solito le stelle si por- 

 tano esattamente in mezzo alle dette sbarre, e l'eccentricità risulterà tanto maggiore, quanto 

 più stretta è la coppia. Conviene allora osservare anche la stella più lucida precisamente 

 colla stessa eccentricità, oppure tener conto della diffeienza, misurando la detta eccentricità 

 in millimetri (mediante il cuneo). Noi ci siamo sempre attenuti al primo metodo, e quindi 

 tutte le misure di P Lyrae e di o Cephei, nelle quali venne adoperato il compagno come 

 stella di confronto sono da considerare come affette da un piccolo spostamento dello zero 

 delia scala, spostamento sensibilmente uguale per la variabile e per la stella di confronto. 

 Per applicare senza inconvenienti questo metodo d' osservazione è necessario che 1' orien- 

 tamento delle sbarre sia perfetto, senza di che le immagini stellari potrebbero facilmente 

 venire a contatto colle sbarre stesse ; bisogna inoltre stabilirsi opportuni contrassegni per 

 assicurarsi di mantenere sempre lo stesso grado di eccentiicità. Del resto il massimo er- 

 rore pensabile per effetto della eccentricità (metà dell' intervallo delle sbarre) non supera 

 mm. 0.4 pari a 6 centesimi di grandezza, importo molto inferiore all' ei'rore medio delle 

 singole puntate. In vei ità però 1' errore di eccentricità non dovrebbe influire che per 2 o 

 3 centesimi di grandezza al massimo, sulle singole puntate, perchè il diametro stesso delle 

 immagini stellari rende impossibile un errore di metà dell' intervallo delle sbarre nelle pun- 

 tate eccentriche. 



Teoricamente l' errore d'eccentricità si potrebbe far scomparire, impiccolendo sufficien- 

 temente r intervallo fra le sbai re, ma in pratica s' incontra un' ostacolo insuperabile nel 

 fatto del diametro apparente non nullo delle stelle. 



Lo stesso metodo d' osservazione si è tenuto per le variabili S Ursae minoris e U 

 "Virginis, assumendo come stelle di cfr. verso 1' epoca del minimo le stelline (distanti ri- 

 spettivamente in Deci. r. 1 e 0'. 5) più vicine fra tutte quelle contenute negli elenchi di 

 Hagen. 



Anche per o Ceti è molto opportuna in prossimità del minimo la stella di cfr. più vi- 

 cina, ma qui la differenza di declinazione è così piccola (0.'3) che non si possono più ado- 

 perare come schermi le sbarre di guida, e conviene servirsi dello schermo mobile, col rischio 



') V. Osservazioni fotometriche del 1908. Mi-m. della .Sor. degli Spclhosc. Hai. Voi. XXVIII, 1909. 



