l'effetto dell'aberrazione da quello della parallasse, ma non si riesce a sa- 

 pere di quanto ciascuno di questi effetti venga alterato dalla perturbazione 

 del zenit. 



Allo stato attuale della scienza, dunque, come nessuno più pensa a 

 trovar le parallassi mediante misure di latitudine, così nessuno può ripro- 

 mettersi un Jf attendibile da latitudini prese con una sola stella ( 1 ). 

 Chi per tal via semplicistica fosse riuscito ad un Jf apparentemente buono, 

 accompagnato, cioè, da piccolo error medio, non tarderebbe a riconoscerlo 

 illusorio, quando assoggettasse allo stesso trattamento una seconda stella 

 lontana dalla prima, o anche vicina, ma di altra grandezza. Le due stelle, 

 risentendo diversamente la perturbazione zenitale, darebbero Jf diversi. Solo 

 un complesso di misure, ripartite sopra tutta la zona zenitale, o su almeno 

 quella parte di essa cui corrispondono i maggiori valori del coefficiente di 

 aberrazione ( 2 ), potrebbe dar all'astronomo, in capo a molti anni di lavoro, 

 una idea non troppo fallace di quel che sia il vero Jf. Ma è da prevedere 

 che fino a tanto che l'equazione del zenit, e specialmente la parte di essa, 

 proveniente dalla rifrazione esterna, che è quella che resta sempre in opera, 

 non sia conosciuta indipendentemente dalle misure di latitudine, la'costante 

 d'aberrazione non riuscirà mai a perfettamente svincolarsene, e resterà in- 

 determinata entro 3 o 4 cent, di secondo, se altri processi, oltre quello delle 

 latitudini, non interverranno a meglio" precisarla. 



Questa considerazione preliminare è stata fatta per attingervi i criteri 

 d'esame di un lavoro del sig. Gr. Boccardi, inserito negli Atti della R. Acc. 

 di Torino ( ? '), ed i cui risultati si riportano a pag. 311 del Bulletin astro- 

 nomique del 1916. Il lavoro s'intitola: Saggio sulla costante d'aberrazione. 



L'autore aveva a sua disposizione 4 serie triennali di misure di lati- 

 tudine, fatte a Pino Torinese, sulle stelle /? Aurigae, xp Ursae majoris, 



(') Bradley potè bensì scoprire l'aberrazione con una sola stella zenitale (y Dra- 

 conis); ma si trattava allora del grosso del fenomeno, e di misurar una quantità 1000 

 volte quella che s' ha da determinar oggi per correggere la costante 20",47. 



( 2 ) Il fattore b del coefficiente d'aberrazione di stelle zenitali, è al suo minimo 

 sotto « = 6 h , ed al massimo sotto a = 18 h . Tali valori alla latitudine di 45° sono: mi- 

 nimo =0,37, massimo = 0,93. Però da a = 14" a « = 22 h b varia appena tra i limiti 

 0,86 e 0,93, cosicché può dirsi che la regione zenitale più favorevole alla ricerca della 

 costante f abbracci 8 ore di AR. 



( 3 ) Classe di scienze fis. ecc. voi. L, pp. 649-671, e voi. LI, pp. 308-317. Sono due 

 Note di cui la seconda è una ripetizione della prima, con materiale di osservazioni un 

 po' più esteso. Ci riferiremo di solito alla seconda. 



Dei simulacri di risposta, a base d'ingiurie, che si vengono prò forma contrappo- 

 nendo a queste nostre Note, ci rieta d'occuparci il rispetto dovuto all'Accademia e a noi 

 stessi. Solo ci basta avvertire che mal si spera con le contumelie (che disprezziamo) 

 distoglierci dal far ciò che stimiamo nostro preciso dovere, nell'interesse della verità e 

 serietà scientifica. 



