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mancanza di un termine di confronto costante nelle varie sere 

 d' osservazione. Esistono dei cataloghi fotometrici, come quelli di 

 Potsdam e di Harvard, che forniscono le grandezze per alcune 

 diecine di migliaia di stelle, ma presentano tutti delle lacune : 

 Potsdam non arriva che all'equatore, Harvard si estende a tutto 

 il cielo, ma non contiene bene spesso che un'unica determina- 

 zione (la quale può essere incerta quindi anche per un paio di 

 decimi) delle grandezze catalogate. Le 70 stelle di confronto prese 

 dai detti cataloghi non costituiscono dunque un materiale omo- 

 geneo, su cui si possa fondare senza altre ricerche accessorie lo 

 studio della variazione di luce della cometa. Occorre tener conto 

 anzitutto delle differenze sistematiche fra le grandezze di Potsdam 

 e quelle di Harvard, poi assicurarsi del grado di precisione in- 

 trinseca delle grandezze date dai due cataloghi , specialmente di 

 Harvard, come si è già accennato. E dopo tutto questo resta da 

 tener conto delle differenze sistematiche ancora più forti fra lo 

 strumento da noi adoperato (fotometro a cuneo) e gli strumenti 

 ])iìi perfetti ado[)erati a Potsdam e ad Harvard (fotometro di 

 Zollner). Per la discussione delle osservazioni della cometa non 

 bastano dunque i semplici confronti della cometa con stelle foto- 

 metricamente note, ma occorre procedere al lavoro assai piìi gra- 

 voso di raccordare fra loro e ridurre ad un sistema omogeneo le 

 grandezze di tutte le stelle di confronto adoperate. Noi abbiamo 

 cercato, finche è stato possibile, di eseguire questo lavoro di pari 

 passo insieme colle osservazioni della cometa, ma ciò divenne im- 

 possibile quando 1' avvicinarsi della cometa al Sole ridusse a qual- 

 che mezz' ora appena l' intervallo di tempo utile per le osserva- 

 zioni. Una buona parte del lavoro di raccordo non potrà dunque 

 venir eseguita che in seguito. Da questo lavoro dipende pure il 

 calcolo delle rettifiche dovute all'assorbimento atmosferico, per 

 quei casi in cui la cometa si trovava assai bassa sull'orizzonte, 

 ad altezza sensibilmente diversa (qualche grado) dalle stelle di 

 confronto. 



Le deduzioni che si possono fare al momento circa la varia- 

 zione di luminosità del nucleo non sono dunque che approssi- 



