Osservazioni fotometriche di stelle variabili eseguite nel R. Osservatorio ecc. 35 
compagnate da sensibili variazioni nel colore della stella. E da notare però che mentre 
nella prima serie d’osservazioni (1909-10) venne adoperata quasi sempre la sola * di cfr. 
I (in un sol giorno anche la 2), nella seconda serie a partire dal 23 Luglio se ne ado- 
perarono quasi sempre due. Basterebbe che una sola di queste stelle fosse leggermente 
variabile per spiegare in parte le dette oscillazioni. La nostra stella 1 (una bella doppia 
colla componente maggiore giallognola e la minore bianco-azzurrina) venne già indicata dal 
Guthnick nel suo celebre lavoro su Mira Ceti *) come variabile, ma il fatto che un osser- 
vatore come il Nijland continua a servirsi di questa stella di cfr. l 2 ) sembra escludere questa 
variabilità. Per le altre ci proponiamo di eseguire apposite ricerche, confrontando in molte 
sere successive e possibilmente sempre alla massima altezza sull’ orizzonte la Mira colle 
tre stelle di confronto. 
La porzione tratteggiata della nostra curva corrisponde a quel periodo di 3 mesi circa 
in cui per la prossimità della Mira al sole non possono eseguirsi osservazioni. Questo 
tratto di curva è quindi ipotetico. 
Rilevando dalla curva di ragguaglio le ordinate corrispondenti alle date d’osservazione 
e formando le differenze: Grand, osservata — grand, ragguagliata, otteniamo i residui 
comunicati nella penultima colonna della precedente tabella. 11 valor medio dei residui im- 
porta appena + 0 m .07 per la prima serie d’osservazioni, sale a + 0 m . 10 nei primi 4 mesi 
della seconda serie, e raggiunge 1’ importo di + 0.12 negli ultimi 6 mesi. I residui più 
forti + 0.27 capitano in corrispondenza al massimo e al minimo, osservati ambedue in 
condizioni sfavorevoli, cioè assai vicino all’orizzonte e talvolta col chiarore crepuscolare. 
II valor medio dei residui per tutte le 76 osservazioni importa esattamente un decimo di 
grandezza, e volendo anche ritenere questi residui in tutto il loro importo come errori di 
osservazione (ciò che forse è eccessivo), si avrebbe + 0 m .09 come error probabile di una 
determinazione di grandezza. 
5. Confronto con Nijland. Nella fig. 1 abbiamo riprodotto (a tratto e punto) le curve 
comunicate dal Nijland per Mira Ceti nelle Astronomische Nachrichten (N. 4434 e 4506). 
La discontinuità che si nota verso il mezzo delle due curve del Nijland è un effetto del 
noto fenomeno di Purkinje 3 ), che si presenta quando si osservano stelle diversamente co- 
lorate con strumenti diversi. Il Nijland usa osservare la Mira ad occhio nudo o col bino- 
colo nella porzione attorno al massimo, con un cercatore di 7 cm. d’apertura o col refrat- 
tore (di 27 cm.) a misura che la variabile si fa più debole. Ogni volta che egli passa da 
uno strumento ad un altro più potente, la variabile, che è di luce aranciata, sembra gua- 
dagnare varii decimi di grandezza rispetto alle stelle di confronto, che sono quasi tutte 
bianche o giallognole. Questo è un inconveniente inevitabile del metodo delle stime, che 
a noi non si presenta in grazia della scala estesissima del fotometro a cuneo 4 ). Ora è 
l ) Neue Untersuchungen ùber den verànderlichen Sterri o (Mira) Ceti. Nova Acta. Abh. der Kaiserl. Leop. 
Carol. Deutschen akademie der Naturfoischer Bd. LXX 1 X N. 2. V. pag. 42 [30]. linea 4. 
~) V. Astr. Nachr. N. 4355. 
3 ) V. in proposito G. Miiller. Die Photometrie der Gestirne. Pag. io. 
4 ) Il nostro cuneo ha 7 cm. di lunghezza. Ammettendo che si possano fare misure sicure solamente in 
6 cm., e tenendo presente che 1 mm. corrisponde a o m .i6, se ne concluderebbe che il nostro cuneo permette 
di abbracciare un intervallo di gasi io grandezze. Se però, come riteniamo probabile, la costante deve dimi- 
nuirsi gradatamente nella regione più sottile del cuneo, può darsi che questo intervallo non riesca in effetto 
che di 8-9 grandezze. È sempre quanto basta per comprendere le più larghe amplitudini di variabili. 
