Risultati delle osservasioni astrofotomelriche eseguite nel 1910 a Catania 
o 
in relazione semplice colla distanza eliocentiica, p. es. colla 4^ potenza o con potenze su- 
periori. 
Rappresentazioni più soddisfacenti, con lami d’iperbole o di cubica, si ottengono as- 
sumendo come variabile indipendente il tempo, ma sono risultati questi di pura curiosità, 
perchè le l'appresentazioni matematiche cosi ottenute non possono aspirare a una qualsiasi 
interpetrazione tìsica. 
Notevole è il fatto che durante 1’ ultimo mese di osservazione 1’ intensità luminosa 
intrinseca del nucleo parve ridursi stazionaria. 
Anche questo fatto induce a credere che il nucleo brilli di luce propria, perchè se si 
trattasse invece di luce riflessa, nel passare dalla distanza geocentrica r— 1.1 alla distan- 
za — 1.9 l’intensità intrinseca avrebbe dovuto ridui'si quasi ad (0.37), ciò che le os- 
servazioni assolutamente contraddicono, avendosi invece 
Cliugno 7 r~1.15 1“ 0.0016 (media di 13 valori) 
„ 26 r 1 = 1.88 1 = 0.0015 ( „ 11 „ ) 
» 
Quanto alla rapidissima variazione dell’ intensità luminosa dopo il passaggio al perie- 
lio, è da avvertire che potrebbe anche dipendere in parte dalla rarefazione della materia 
della chioma provocata dall’ intenso calore e dalla susseguente condensazione, che accom- 
pagna la cometa nel suo allontanamento dal .Sole. 
E da notare che molte delle nostre osservazioni hanno trovato piena conferma in os- 
servazioni isolate di Hartvvig , Fianz e soprattutto in una serie di 8 misure eseguite da 
Joel .Stebbins col fotometro a selenio, risultando da queste per 1’ intervallo d’un mese una 
differenza quasi assolutamente costante di 3 grandezze fra 1 ’ intensità luminosa di tutta la 
testa della cometa misurata dallo .Stebbins e quella del .solo nucleo da noi misurata. 
Quest’ultimo fatto ha evidentemente importanza, non solo in quanto attesta della bontà 
delle nostre osservazioni, ma anche perchè pone in luce un fatto tìsico molto interessante, 
quale la costanza del rapporto ( 1 ) delle intensità luminose del nucleo e di tutta la testa 
della cometa. 
3. V(triabile Wwik Ceti. — Abbiamo già comunicato l’anno scorso (2) un primo ramo 
di curva comprendente oltre quattro mesi di osservazione di questa stella veramente me- 
ravigliosa per la eccezionale variazione di grandezza (dalla 3^ alla 9®). Adesso siamo in 
grado di comunicare un ramo di curva quasi completo, mancando solo tre mesi d’ osser- 
vazione (lacuna corrispondente alla congiunzione della Mira col .Sole) su un intervallo di 
15 mesi, mentre il periodo di questa variabile si lùtiene di I 1 mesi. 
- In questo intervallo abbiamo osservato la Mira in 61 sere, notando accanto alla re- 
golare vai'iazione di luce anche singolari variazioni del colore. Sebbene le nostre stime 
colorimetriche siano poche ed incerte, non avendo strumento adatto a tale scopo, tuttavia 
ci sembra che la colorazione giallo-rossa di questa variabile tenda al bianco in corrispon- 
(1) Il fiipporto e non la differenza, percliè la grandezza stellare si definisce fotometricamente mediante 
la relazione Gr. = i — 
0 . 4 . 
(2) Risultati delle osservazioni fotometriche di stelle variabili eseguite nel 1909. Boll. dell’Accademia 
Gioenia, 1910. 
