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dendo da occidente ad oriente, in gradi da 0° a 360°, oppure in ore di tempo da 0" a 24° 

 (un'ora per ogni 15 gradi) ; e la declinazione, che dà la distanza dall'equatore verso il 

 polo, in gradi da 0° a 90°, e che è essa medesima boreale od australe (indicata pure rispet- 

 tivamente coi segni algebrici -4- e — ), secondo che cade verso l'uno o l'altro polo dello 

 stesso nome. Le coordinate ecclittiche sono le analoghe delle equatoriali, contate allo stesso 

 modo in gradi, e chiamansi rispettivamente la longitudine e la latitudine (celesti), come 

 le ordinarie geografiche, salvo che sono riferite all'ecclittica, anziché (come quesf ultime) al- 

 l'equatore. L'equinozio vernale è il punto di partenza delle longitudini come delle ascen- 

 sioni rette. Le distanze polari sono il complemento a 90° delle rispettive declinazioni o la- 

 titudini. — In forza della precessione, aumenta in modo continuo ed uniforme col tempo la 

 longitudine dei singoli astri; resta invece invariata la loro latitudine; variano con legge 

 assai più complicata l'ascensione retta e la declinazione; quest'ultima cresce e decresce 

 alternamente per ciascun astro in uno stesso periodo di precessione. Così accade perchè 

 è il polo dell'equatore a girare intorno a quello d'ecclittica ; mentre accadrebbe rispettiva- 

 mente l'inverso fra le coordinate equatoriali e le ecclittiche, se fosse invece il polo dell'ec- 

 clittica a muoversi intorno a quello dell'equatore. — Come avvertiva G. B. Biot, è stata la 

 circostanza che gli astronomi Greci ragionassero generalmente le posizioni degli astri per 

 coordinate ecclittiche, quella che ha singolarmente agevolato ad Ipparco la scoperta della 

 precessione. Comparando le proprie osservazioni con quelle dei più antichi osservatori, 

 trovò che erano aumentate in egual grado tutte le longitudini, mentre rimanevano inal- 

 terate le latitudini, al modo che accadrebbe per un rivolgimento regolare dell' intera sfera 

 delle fisse da oriente a occidente parallelamente all'ecclittica, supponendo immobile la terra. 

 La scoperta sarebbe riuscita incomparabilmente più difficile, e chi sa di quanto indugiata, 

 ragionando invece per coordinate equatoriali, come usavano fare i Cinesi. — La storia della 

 scoperta si può già vedere in Copernico, De revolutionibus orbium ccelestium. L. Ili, c. IL 

 Vi è pure fornita in modo adequato, in relazione col moto proprio della terra, la spiega- 

 zione geometrica del fenomeno ; non naturalmente la meccanica, che attendeva con Newton 

 la grande coperta dell'attrazione universale. 



Si sa poi che alla precessione degli equinozi si accoppia un fenomeno analogo, che 

 è quello conosciuto sotto il nome di nutazione, dipendente dall'attrazione della luna e in 

 rapporto col movimento periodico dei nodi della sua orbita : — un fenomeno quest'ultimo, 

 che rappresenta per il nostro pianeta l'equivalente della precessione dei punti equinoziali 

 per la terra, salvo che in questo caso il periodo sarebbe di soli 18 anni 214 giorni, in 

 luogo dei 36,000 anni, che è nell'altro. Stante l'effetto combinato della nutazione, il circolo 

 di precessione, che il polo del mondo descrive intorno e quello dell'ecclittica, affigura 

 una curva ondulata, la quale fa variare alternamente la distanza fra i due poli per fasi 

 di 18 a 19 anni. L'effetto però è minimo ad ogni modo, e affatto trascurabile in ricerche 

 come le presenti nostre. 



( 5 ) La distanza massima e la minima si hanno allorché l'astro cade sul medesimo 

 circolo massimo della sfera celeste che passa per il polo del mondo e per quello dell'ec- 

 clittica, ed è il circolo che si chiama il coluro dei solstizi, posto ad angolo retto col- 

 l'altro che si denomina il coluro degli equinozi, e a 90°-270° dall'equinozio vernale, sia 

 in longitudine che in ascensione retta, mentre il primo corrisponde a 0° — 180°. I due cir- 

 coli son mobili entrambi per effetto della precessione. — Si ha la distanza minima quando 

 l'astro cade dalla parte del polo del mondo, o fra i due poli, e la massima quando cade 

 dalla parte opposta, ossia da quella del polo dell'ecclittica. Quest'ultima distanza, ossia la 

 massima, equivale alla distanza dell'astro dal polo dell'ecclittica (la sua co-latitudine), più 

 l'obliquità dell'ecclittica stessa, che dà essa medesima la distanza del polo del mondo 

 da quello dell'ecclittica (la co-latitudine del polo del mondo) ; la minima equivale invece 

 alla differenza fra le due distanze anzidette. Chiamando colat. la distanza polare ecclittica 



Rendiconti. 1891, Vol. VII, 1° Sem. 66 



