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blicato da Doig (*) un altro studio sullo stesso argomento. La ricerca di 

 Léonard deve considerarsi fino a questo momento la più completa perchè 

 egli ha potuto anche studiare direttamente spettri di stelle doppie apposita- 

 mente fotografati all'osservatorio di Lick. Le sue conclusioni concordano con 

 quelle dedotte da Doig e da me, e cioè il compagno secondario precede sempre 

 nell'ordine dell'evoluzione stellare il compagno principale, ma la differenza 

 nelle classi spettrali delle due componenti sembra piuttosto dipendere dalla 

 differenza di grandezza fra le due componenti che non dallo stadio di svi- 

 luppo del sistema. 



In altre parole, secondo le ricerche di Léonard, se le due componenti 

 sono uguali o pressoché uguali in grandezza anche le loro classi spettrali 

 sono uguali, con poche eccezioni fra le stelle giganti, e differiscono invece 

 l'ima dall'altra tanto più, quanto più aumenta la loro differenza di splendore. 

 Naturalmente poiché in generale differenza di grandezza indica diversa lu- 

 minosità e masse diverse, ne segue che quando la differenza di grandezza 

 aumenta deve anche aumentare la differenza delle masse delle componenti 

 e conseguentemente la differenza di classe spettrale e l'indice di colore. 



Si può vedere se queste relazioni si verifichino anche per i sistemi spet- 

 troscopici valendosi del materiale finora raccolto. 



Prendendo prima a considerare le doppie spettroscopiche di cui sono 

 state osservate ambedue le componenti e delle quali si conosce quindi il 

 rapporto delle masse, si nota che gli spettri delle due componenti sono in 

 maggioranza uguali o pressoché uguali fra di loro per le stelle del primo 

 tipo di Secchi ( 2 ). Questo fatto trova analogia nei sistemi visuali ( 3 ) tanto 

 più che per tali sistemi spettroscopici è possibile di osservare i due spettri 

 combinati, probabilmente peichè le due componenti sono di grandezza uguale 

 o quasi uguale e ciò fa prevedere che il loro rapporto delle masse deve es- 

 sere prossimo all'unità. 



Dalla lista delle spettroscopiche binarie data da Aitken ( 4 ) con !' ag- 

 giunta dei risultati più recenti che si trovano nelle pubblicazioni di Monte 

 Wilson, Lick, Victoria in Canada etc. ho scelto tali sistemi dividendoli in 

 tre giuppi secondo che appartengono alle classi da B a B 5 , da B 8 ad A 5 , 

 e da A 9 a G. Con la conoscenza della parallasse determinata direttamente 

 od indirettamente a mezzo del moto proprio e della grandezza apparente, 

 ho determinato la loro grandezza assoluta. Il rapporto delle masse segue 



( l J The spectra of physically connected pairs and the Giant and Dwarf Theory. 

 Monthly Notices of the R. A. S., voi. LXXXII, pag. 372, aprii 1922. 



(") Schlesinger and Baker, A comparative study of spectroscopic binaries. Pubi. 

 Allegheny observ., voi. I, n. 21, pag. 142, 1910. 



( 3 ) JRend. Lincei, loc. cit., pag. 361. 



(*) The binary stars, pag. 296 e segg., New York, 1918. 



