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A. Bciiìporail 



[Memoria 1.] 



che per le ineguaglianze del movimento del refrattore lo schermo finisca per occultare am- 

 bedue le stelle anziché una sola. Appunto pei' questo le misui'e di <j Ceti attorno al mi- 

 nimo sono le più diffìcili fra ciuante ne abbiamo eseguite. Nè si eviterebbe la difficoltà 

 coir assumere una stella di cfr. più lontana, perchè scendendo la A'iira Ceti nei minimo 

 vari decimi di grandezza al disotto della stella vicina, si finirebbe nelle misure di estin- 

 zione per puntare sempre la stella più lucida in luogo della variabile. E pi-oprio necessa- 

 rio quindi occultai'e la detta stella, e sorvegliare attentamente il movimento d' orologeria 

 del refrattore. E quasi inutile aggiungere che questa difficoltà sconiparii'ebbe, servendosi di 

 un fotometro ad uguaglianza d'immagini. 



I vantaggi che si ottengono, assumendo le stelle più vicine come stelle di cfi'. per le 

 variabili, sono : 1" di poter passare più rapidamente dall' una all' altra stella, 2° di ridurre 

 al minimo i movimenti della cupola, 3" di ridurre anche al minimo 1' effetto delle pertur- 

 bazioni atmosferiche (aria fosca, veli, eventuale diminuzione di trasparenza durante le mi- 

 sure) nonché 1' effetto della estinzione e di permettere quindi lunghe serie d'osservazioni 

 anche colle stelle molto basse suU' orizzonte. Appunto per o Cephei abbiamo subito rico- 

 nosciuto i vantaggi ottenuti col sostituire alla stella di cfr. Z, Cephei distante quasi 3° il 

 compagno distante meno di 1'. 



Per quanto riguarda la riduzione delle osservazioni, abbiamo cercato di costringere nel 

 minimo spazio i dati numerici relativi alle singole osservazioni. Così, mentre a\'rebbe qual- 

 che interesse la comunicazione, non dico delle misure, ma almeno dei confronti originali^ 

 per riconoscere e studiare 1' effetto della variazione di sensibilità dell' occhio, qui non co- 

 munichiamo per economia di spazio che le medie dì due o più confronti consecutivi. Men- 

 tre negli anni passati si comunicavano i valori delle distanze zenitali, fino al centesimo dì 

 grado, delle stelle osservate, corrispondenti all' istante medio dei singoli confronti, quest'an- 

 no la cresciuta mole dei calcoli ci consigliò di limitare questi dati ausiliari al decimo di 

 grado, tanto più che ì mezzi di calcolo adoperati non potevano garantire un' approssima- 

 zione superiore ai 2 o 3 centesimi di grado. 



3. Grado di precisione delle misure. Le osservazioni di coppie di Potsdam (PD) 

 per lo studio della costante del cuneo e la riosservazione delle stelle di confronto adope- 

 rate per la cometa di Halley ci hanno fornito 1' occasione per istituire un confronto fra il 

 grado di precisione delle nostre misure e quello — fin qui insuperato — raggiunto dagli 

 illustri astronomi di Potsdam. 



Nel prospetto che segue comunichiamo anzitutto 1' elenco delle stelle osservate per lo 

 scopo anzidetto, dando per ogni stella il numero, la posizione e la grandezza secondo la 

 BD, di più il colore e la grandezza secondo la PD. 



Posizioni e grandezze in BD e PD delle stelle osservate. 



N. 



BD 





a 





ò 





Colore 

 PD 



Grandezza 







1855 









BD 



PD 



1 



4- 17°. 1264 





21™ 



M = 





4'.o 





8. 2 





2 



-f 17. 1275 



6 



22 



46 



+ 17 



2. 2 



G — 



6 3 



6. 30 



3 



+ 16. 1178 



6 



23 



17 



+ 16 



0. 



GB 



6. 6 



6. 59 



4 



-r70- 450 



6 



44 



5 3 



-f 70 



59. 6 



BG+ 



6. 



5- 73 



5 



+ 70. 432 



6 



49 



28 



+ 70 



S7- I 



BG-f 



6. 5 



6. 64 



6 



+ 9. i960 



8 



17 



9 



+ 9 



53-4 





7.6 





