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Si potrà poi pensare tutta l'orbita divisa opportunamente in tanti tratti ; 

 per modo che a, pur variando da tratto a tratto e convergendo rapidamente 

 a zero passando dall'afelio (reale o ipotetico) al perielio, resti approssima- 

 tivamente costante lungo ciascuD tratto. Allora il ragionamento che si fa 

 per un tratto, vale per tutti gli altri. Questo artifizio, oltreché essere sug- 

 gerito dalla ragione sopra detta, è imposto dalla nostra ignoranza circa la 

 legge di variazione della forza F. 



La (1) definisce il moto d'una massa Mm : (M -\-m) attratta da un 

 centro S con la legge di Newton e sollecitata da una forza di grandezza e 

 direzione costante. Orbene, il prof. Armellini in una bella ricerca « Sopra 

 un'ipotesi del Pickering relativa alla frequenza degli afeli delle orbite 

 cometarie nelle vicinanze dell' antiapice » (*) si è trovato a dover discutere 

 quella medesima equazione, onde determinare l'effetto che potrebbe avere 

 sulle comete la resistenza offerta dall'etere al moto traslatorio di tutto il 

 sistema solare attraverso lo spazio. Egli ha concluso (e qui, sarebbe inutile 

 ripetere i suoi calcoli) che tale resistenza, equivalente in ultima analisi al- 

 l'azione d'una forza costante — q\ agente sulla cometa insieme all'attra- 

 zione solare, avrebbe per effetto di addensare gli afeli delle orbite cometarie 

 — di quelle almeno che si sviluppano in piani passanti per la linea degli 

 apici - — di addensarli, dico, non già intorno all'antiapice, come supponeva 

 ii Pickering, bensì lungo un cerchio massimo avente per poli l'apice e l'an- 

 tiapice; ossia normale a v (cosa appunto che sembra contraria alla realtà). 

 Nel caso presente, dunque, gli afel/ì delle orbite cometarie situate in piani 

 passanti per a , e assai prossimi a quelli, tenderanno ad addensarsi verso 

 un piano (P) yiormale ad a. 



Se è vera l'osservazione degli addensamenti degli afeli lungo la linea 

 degli apici (che è la direzione dell'attuale movimento del Sole) ; per poter 

 attribuire il fenomeno all'azione delle stelle, bisognerebbe anzitutto, dopo 

 quanto si è detto, che il piano (P) passasse per la tangente alla traiettoria 

 del Sole ; ossia, che il vettore a , applicato in S , giacesse nel piano nor- 

 male alla detta traiettoria; o, per lo meno, che la componente tangenziale 

 di a fosse piccolissima rispetto alla componente normale ( 2 ) . Essendo 

 a = F — Fi, dovrebbero essere o piccolissime separatamente le componenti 

 tangenziali di F e F t , oppure piccolissima la loro differenza. Posto che una 

 intera spira dell'orbita solare sia quasi circolare (come" quasi circolari sono 

 le orbite dei pianeti rispetto al Sole), ^la componente tangenziale di F è 

 certamente piccolissima; e tale pure sarebbe quella di F, , perchè un altro 

 Sole situato nel luogo della cometa dovrebbe descrivere, per l'azione delle 



(') Rend. Acc. Lincei, 1916, pag. 622. 



(*) E se ciò accade in un momento, accadrà [iure per lunghissimo tempo, data la 

 immo'nsa ampiezza dell'orbita solare. 



