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NOTE 



f 1 ) I minuti secondi di grado contenuti in 360° sono 1,296,000; e perciò *^000 



50 



3600 



= 25,920 anni. Parimenti, i minuti secondi contenuti in 1° sono 3600; e quindi — — = 72 



50 



anni. Ritenendo invece la precessione costante in 50".211, avrebbesi rispettivamente ^^211 



= 25,811, e 5Q 6 2n = 71 - 697 - Circa quest'ultimo dato di 50".211 veggasi Faye, Cours 



d'Astronomie de VÉcole Polytechnique. 1881-83. T. II, part. II, 1. V, c. XXV. 



( 2 ) Ludwig Ideler, Handbuch der mathematischen und technischen Chronologie, 1831; 

 2 a ed. (invariata), 1883, pag. 585. — La variazione sarebbe di 48" (minuti secondi di 

 grado) al secolo, ossia 0".48 all'anno, e quindi più di cento volte minore di quella della 

 precessione, e l'obbliquità dell'ecclittica non oscillerebbe, secondo Laplace, che di 1° 21', 

 in più ed in meno rispetto a quello che sarebbe il suo stato medio. Questa oscillazione 

 è dovuta essa medesima a un duplice movimento : cioè, del piano dell'ecclittica per sè, e 

 del piano dell'equatore. Il piano dell'ecclittica può oscillare, entro un periodo secolare 

 lunghissimo, in limiti di circa 5 gradi (4° 53' 23", secondo Laplace, 4° 51' 42", secondo Le- 

 verrier); ma siccome un tale movimento affetta pur quello del piano dell'equatore, facen- 

 dolo variare nll' egual senso, ne deriva che la scambievole inclinazione dei due piani, 

 ossia l'obbliquità dell'ecclittica rispetto all'equatore, non può mai eccedere la misura 

 anzidetta di men che due gradi e tre quarti in totale. — James Croll, Climate and Time. 

 1875, c. XXV, pag. 398-99. — Invece il Giinther, facendo variare l'obbliquità dell'ecclit- 

 tica di circa sei gradi (?), parrebbe confondere il movimento isolato dell'ecclittica con 

 quello scambievole dei due piani. — Prof. dott. Siegmud Giinther, Handbuch der mate- 

 matischen Geographie. Stuttgart, 1890, pag. 736-37. — Per calcoli approssimativi, e distanze 

 storiche comunque lunghe di tempo, si può riguardare come assolutamente fisso il polo 

 dell'ecclittica rispetto a quello mobile del mondo, e invariate perciò anche le posizioni 

 delle stelle rispetto a quel primo polo o al piano dell'ecclittica corrispondente. 



( 3 ) Nel caso del palèo ordinario, in cui il centro di gravità cade al di sopra del 

 punto d'appoggio, i due movimenti di rotazione, l'uno del palèo intorno a sè stesso, e 

 l'altro del suo asse di rotazione intorno alla verticale, quando il palèo gira inclinato sopra 

 di essa, si effettuano nel medesimo senso ; ma se, come può ottenersi in un piccolo appa- 

 recchio di fisica che serve alla dimostrazione dei moti rotatori, si fa in modo che il centro 

 di gravità cada al di sotto del punto d'appoggio, i due movimenti avvengono in senso 

 inverso l'uno dell'altro, precisamente come nel caso astronomico della precessione, dove il 

 movimento precessionale è retrogrado, mentre quello di rotazione e rivoluzione della terra 

 è diretto. 



( 4 ) La posizione degli astri sulla sfera si determina in doppia maniera, ossia mediante 

 due sistemi di coordinate uranografiche fisse, indipendenti dal moto diurno, prese in rela- 

 zione al piano dell'equatore, ovvero dell'ecclittica. Il calcolo dà modo di passare dalle 

 une alle altre senza difficoltà. Nel primo caso si hanno le cosidette coordinate equatoriali, 

 e nel secondo le ecclittiche. Le coordinate equatoriali sono l'ascensione retta, che dà la 

 distanza angolare dell'astro lungo l'equatore a partire dall'equinozio di primavera, proce- 



