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A. Beni toraci 
[Memoria I.] 
che per le ineguaglianze del movimento del redattore lo schermo finisca per occultare am- 
bedue le stelle anziché una sola. Appunto per questo le misure di o Ceti attorno al mi- 
nimo sono le più difficili fra quante ne abbiamo eseguite. Nè si eviterebbe la difficoltà 
coll’ assumere una stella di cfr. più lontana, perchè scendendo la Mira Ceti nel minimo 
vari decimi di grandezza al disotto della stella vicina, si finirebbe nelle misure di estin- 
zione per puntare sempre la stella più lucida in luogo della variabile. E proprio necessa- 
rio quindi occultare la detta stella, e sorvegliare attentamente il movimento d’ orologeria 
del refrattore. È quasi inutile aggiungere che questa difficoltà scomparirebbe, servendosi di 
un fotometro ad uguaglianza d’immagini. 
I vantaggi che si ottengono, assumendo le stelle più vicine come stelle di cfr. per le 
variabili, sono : 1° di poter passare più rapidamente dall’ una all' altra stella, 2° di ridurre 
al minimo i movimenti della cupola, 3° di ridurre anche al minimo 1’ effetto delle pertur- 
bazioni atmosferiche (aria fosca, veli, eventuale diminuzione di trasparenza durante le mi- 
sure) nonché 1’ effetto della estinzione e di permettere quindi lunghe serie d’osservazioni 
anche colle stelle molto basse sull’ orizzonte. Appunto per o Cephei abbiamo subito rico- 
nosciuto i vantaggi ottenuti col sostituire alla stella di cfr. £ Cephei distante quasi 3° il 
compagno distante meno di L. 
Per quanto riguarda la riduzione delle osservazioni, abbiamo cercato di costringere nel 
minimo spazio i dati numerici relativi alle singole osservazioni. Così, mentre avrebbe qual- 
che interesse la comunicazione, non dico delle misure, ma almeno dei confronti originali, 
per riconoscere e studiare 1’ effetto della variazione di sensibilità dell’ occhio, qui non co- 
munichiamo per economia di spazio che le medie di due o più confronti consecutivi. Men- 
tre negli anni passati si comunicavano i valori delle distanze zenitali, fino al centesimo di 
grado, delle stelle osservate, corrispondenti all’ istante medio dei singoli confronti, quest’an- 
no la cresciuta mole dei calcoli ci consigliò di limitare questi dati ausiliari al decimo di 
grado, tanto più che i mezzi di calcolo adoperati non potevano garantire un’ approssima- 
zione superiore ai 2 o 3 centesimi di grado. 
3. Grado di precisione delle misure. Le osservazioni di coppie di Potsdam (PD) 
per lo studio della costante del cuneo e la riosservazione delle stelle di confronto adope- 
rate per la cometa di Halley ci hanno fornito 1’ occasione per istituire un confronto fra il 
grado di precisione delle nostre misure e quello — fin qui insuperato — raggiunto dagli 
illustri astronomi di Potsdam. 
Nel prospetto che segue comunichiamo anzitutto 1’ elenco delle stelle osservate per lo 
scopo anzidetto, dando per ogni stella il numero, la posizione e la grandezza secondo la 
BD, di più il colore e la grandezza secondo la PD. 
Posizioni e grandezze in BD e PD delle stelle osservate- 
N. 
BD 
a 
•N 
0 
Colore 
PD 
Grandezza 
1855 
0 
BD 
PD 
i 
+ 17 0 1264 
6 h 
2 1 m 
1 3 S 
-r.7 0 
4 '.o 
_ 
8. 2 
2 
-f 17. 1275 
6 
22 
46 
+ ■7 
2. 2 
G — 
6 3 
6. 30 
3 
-t- 16. 1178 
6 
23 
'7 
— f- 1 6 
0. 0 
GB 
6. ó 
6. 59 
4 
-rio. 4 30 
6 
44 
5 3 
+70 
59/6 
BG + 
6. 0 
5 - 73 
5 
+ 70.432 
6 
49 
28 
+7° 
57 - 1 
BG + 
6 - 5 
6. 64 
6 
+ 9. i960 
8 
17 
9 
+ 9 
53-4 
— 
7. 6 
— 
