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dalle ossei vazioni su cui si l'onda la celebie Photoinetrische Darchniusterung degli 
stessi Miiller e Kempf, nelle quali 1’ e. p. delle singole osservazioni scende a Hh 0"’. 06 , 
ma per generale consenso il Zdllner, di cui si sono serviti i due astronomi di Potsdam, è 
molto supei'iore, in fatto di esattezza intrinseca, al fotometro a cuneo. 
Del resto quasi esattamente lo stesso importo (+ 0™,07) dell’e. p. ci risulta per le sin- 
gole osservazioni eseguite per la variabile, e questa maggiore esattezza in confronto alle 
osservazioni delle due stelle di confronto non può sorprendere , perchè le misure sono 
così distribuite che ciascuna determinazione di grandezza della variabile risulta da un nu- 
mero doppio di confronti di quelli che si hanno per determinare la differenza di grandezza 
delle due stelle di confronto fra di loro. Accenneremo per ultimo che l’ e. p. del valor me- 
dio di questa differenza di grandezza concluso dai 144 valori singoli, scende al limite 
estremo di un centesimo di grandessa , e a riprova di ciò il valore ottenuto dalle osser- 
vazioni del 1910 non differisce appunto che di 0.'^ 01 dal valore ottenuto nel 1909. 
Come epoca del massimo determinato da tutte le nostre osservazioni del 1910 ridotte 
ad un unico periodo (col valore 17.*^ 121 dato dalle effemeridi) ci risulta 
Max. 1910 Luglio 26^ 20*' 24"^, 
in anticipo di quasi un giorno e mezzo sulla previsione delle effemei’idi del Bureau des 
Longitudes , anticipo senza alcun dubbio reale in quasi tutto il suo importo , perchè 1’ e- 
same delta nostra curva e delle grandezze normali su cui si fonda (ciascuna risultante 
dal ragguaglio di 4 osservazioni) dimostra che 1’ incertezza della nostra detei'ininazione non 
può superare 1’ importo di alcune ore al più. 
Altre variabili a corto periodo seguite pure con assiduità sufficiente per ricavarne 
buoni risultati (da 40 a 50 osservazioni per ciascuna) sono VV Virginis (periodo 17.'* 2) 
d Serpenlis (periodo incerto, forse irregolare) e p Lyrae (periodo di cii'ca 13 giorni). 
8. Variabili del tipo di Algol. — Le variabili del tipo di Algol, con ecclissi perio- 
diche separate da intervalli relativamente lunghi di luce costante, sono senza contrasto fra 
le più interessanti , ma anche fra le più difficili da osservare. 
La difficoltà consiste principalmente nella rapidità con cui avviene la variazione di 
luce , avendosi talora una diminuzione di l o 2 grandezze e anche più nel giro di poche 
ore ; questa difficoltà è molto grave specialmente col fotometro a cuneo , in cui un buon 
confronto non richiede meno di dieci minuti , mentre coi fotometri a uguaglianza di im- 
magini il confronto è rapidissimo, e col celebre metodo delle stime di Argelander si può 
dire iiìimediato. Altra difficoltà non lieve è quella di star su un numero sufficiente di ore 
per raccogliere un ramo di curva sufficientemente completo attorno al minimo , senza di 
che fallisce lo scopo principale dell’osservazione che è appunto quello di determinare colla 
massima precisione possibile 1’ istante del minimo. Anche questa difficoltà è sopratutto 
.sensibile col fotometro a cuneo, poiché le misure di estinzione affaticano l’occhio molto 
più che non le misure coi fotometri a uguaglianza di immagini o le semplici stime. 
Malgrado queste difficoltà i risultati ottenuti per le due variabili di questo tipo osser- 
vate nello scorso anno sono tali da incoraggiare ad insistervi con maggiore assiduità nel 
seguito. La curva ottenuta per RZ Cassiop. (v. fig. 4) non ha altro di notevole che la 
grande regolarità, quasi sorprendente , se si considera che la curva venne ricavata dalle 
Atti Acg. .Shrik V. Voi.. IV. S4em. V 
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