Osservasioìii fotoiiietricìie di stelle variabili eseguite nel R. Osservatorio ecc. 37 



decimi di grandezza da Potsdam non può esser quindi che di natura sistematica, ma la 

 differenza fra il sistema fotometrico di H ii'vard e quello di Potsdam è ben conosciuta ^) 

 e si sa che importa 0'^.35 per le stelle bianche fra la 7 e la 7.5, 0™.37 per le stelle, fra 

 la 8 e la 8 5, per cui si potrebbe attendere tutt'al più una differenza di 4 decimi fra la 

 9 e la 9.5: rimane sempre uno scarto di tre decimi che non si sa spiegare. 



Eliminata questa differenza, la curva del Nijland si avvicinerebbe sensibilmente alla 

 nostra anche nell' ultimo tratto. Il fatto poi che dalla nostra curva risulta come avvenuto 

 il minimo negli ultimi di febbi'aio, mentre non ne dà cenno la curva del Nijland potrebbe 

 spiegarsi coli' influenza progressiva del fenomeno di Pui'kinje dovuta alla diminuzione di 

 luce effettiva della variabile e a quella apparente prodotta dall' atmosfera terrestre pel fatto 

 che nelle ultime osservazioni la Mira veniva a trovarsi sempre più bassa sull'orizzonte. 



6. Coìifroììto con Icìiiìioìie. L' astronomo giapponese Naozo Ichinohe eseguiva a 

 Tokio press'a poco verso la stessa epoca e sotto una stessa latitudine ^) come noi a Ca- 

 tania delle accurate serie di stime della Mira Ceti, i cui risultati sono comunicati nelle 

 Astron. xNachr. N. 434Ó, 4434 e 4520. 



Dalle curve annesse abbiamo rilevato le grandezze della variabile di 20 in 20 giorni 

 e le abbiamo messe a riscontro con quelle risultanti dalla nostra curva. Si ottenne così: 



Giorno 



Grandezze 





Giorno 



GRANDEZZE 











l-JJ 









I ~ B 















Giuliano 



B 



/ 





Giuliano 



B 



/ 





2418580 



5- 71 



5. 30 



— 0. 4 1 



2418900 



111 

 3- 39 



IN 



4. 00 



-f-O. I I 



600 



4. 28 



4. 15 



-0. 13 



920 



4.56 



4. 70 



+0, 14 



620 



5. 10 , 



5. 30 



-l- o. 20 



940 



5.56 



5. 50 



+0. 14 



640 



6. 08 



6. 00 



- 0. oS 



960 

 980 



6. 2 1 



6. 40 



-fo. 19 



6óo 



7. 00 



7. 00 



0. 00 



7. 02 



7. 20 



-|-o. 18 



680 



7. 88 



7.65 



— 0. 23 



2419000 



7- 75 



7- 95 



+0 20 



700 



8. ^8 



8. 00 



-0. 5.S 



020 



8.47 



8.48 



-i-0. 01 



720 



9 04 



8. 90 



-0 14 



040 



9. IO 



H. 85 



—0. 25 



740 



9. 38 



9 40 



-\ 02 



OÒO 



oSo 



9. so 

 9. 66 



9- 15 



q. 60 



—0. 53 

 —0. 06 



2418880 



?■ 36 



3- 35 



— 0. 1 



100 



9- 5 5 



IO. I 5 



-j-o. 60 



Scorrendo la colonna delle differenze si scoi'ge subito coinè l'andamento sia assai 

 più regolare nelle diffei'enze del 1910-11 che non in quelle dell'anno precedente. La ragione 

 di questo fatto ce la fornisce lo stesso A. colla seguente spiegazione che traduciamo dal- 

 l' ultima delle note citate : " Le grandezze date nella lista delle stelle di cfr. e usate per 

 la riduzione delle precedenti serie di osservazioni sono soltanto pi'ovvisorie e dovranno 

 essere in seguito rivedute. L' incertezza è soprattutto rilevante per alcune stelle deboli, co- 

 sicché nella presente riduzione per quelle stelle che sono comuni alla mia lista e a quella 

 data dal Prof. Nijland nel Num. 4355 delle Astron. Nachr vennero sostituite le grandezze 

 del Prof. Nijland a quelle prima usate. „ 



.Si comprende bene che l' incertezza nelle grandezze delle stelle di confi'onto, delle 

 quali occorre sempre un gran numero col metodo delle stime, si traduce in tante sinuo- 

 sità nella curva di luce della variabile, che danno una falsa idea dell'andamento del feno- 



') Cfr. PD, pag. XXXIV 



■*) Tokio è soltanto 2" più a Sud di Catania. 



