Osservazioni fotometriche di stelle variabili eseguite nel R. Osservatorio ecc. 
D 
taneità delle misure, ossia quanto più breve è il tempo abbracciato dai confronti. E da 
questo lato è manifesta la superiorità dell’ ultima disposizione sulle altre studiate. Resta 
però ancora da decidere, se si ottengano risultati migliori da quattro confronti consecutivi 
della variabile con un’ unica stella o da due coppie di confronti con due stelle diverse se- 
condo la 3 a disposizione. Ci proponiamo di risolvere la questione, osservando una stessa 
variabile a corto periodo in ambedue le maniere. 
Nessuna variazione venne apportata al metodo di registrazione dei tempi d’osserva- 
zione 1 ). 
Per quanto riguarda la scelta delle stelle di confronto , è da notare 1’ uso frequente 
(così per S Cephei, per p Lyrae, per o Ceti) di stelle molto vicine al luogo della variabile. 
Per le prime due stelle venne preso senz’altro il compagno (distante in ambedue i casi 40” 
in Deci, dalla componente più lucida), compagno che si può osservare comodamente, ser- 
vendosi delle sbarre di guida come di schermo per occultare le variabili. Questo metodo 
d’ osservazione può adoperarsi con vantaggio per tutte le coppie di stelle con differenza di 
circa 1' in Deci. S’intende che la stella più debole di tali coppie viene osservata in gene- 
rale eccentricamente, cioè più vicina ad una delle sbarre, mentre di solito le stelle si por- 
tano esattamente in mezzo alle dette sbarre, e l’eccentricità risulterà tanto maggiore, quanto 
più stretta è la coppia. Conviene allora osservare anche la stella più lucida precisamente 
colla stessa eccentricità, oppure tener conto della differenza, misurando la detta eccentricità 
in millimetri (mediante il cuneo). Noi ci siamo sempre attenuti al primo metodo, e quindi 
tutte le misure di P Lyrae e di § Cephei, nelle quali venne adoperato il compagno come 
stella di confronto sono da considerare come affette da un piccolo spostamento dello zero 
della scala, spostamento sensibilmente uguale per la variabile e per la stella di confronto. 
Per applicare senza inconvenienti questo metodo d' osservazione è necessario che 1’ orien- 
tamento delle sbarre sia perfetto, senza di che le immagini stellari potrebbero facilmente 
venire a contatto colle sbarre stesse; bisogna inoltre stabilirsi opportuni contrassegni per 
assicurarsi di mantenere sempre lo stesso grado di eccentricità. Del resto il massimo er- 
rore pensabile per effetto della eccentricità (metà dell’ intervallo delle sbarre) non supera 
mm. 0-4 pari a 6 centesimi di grandezza, importo molto inferiore all’ errore medio delle 
singole puntate. In verità però 1’ errore di eccentricità non dovrebbe influire che per 2 o 
3 centesimi di grandezza al massimo, sulle singole puntate, perchè il diametro stesso delle 
immagini stellari rende impossibile un errore di metà dell’ intervallo delle sbarre nelle pun- 
tate eccentriche. 
Teoricamente l’errore d’eccentricità si potrebbe far scomparire, impiccolendo sufficien- 
temente l’intervallo fra le sbarre, ma in pratica s’incontra un’ostacolo insuperabile nel 
fatto del diametro apparente non nullo delle stelle. 
Lo stesso metodo d’ osservazione si è tenuto per le variabili S Ursae minoris e U 
Virginis, assumendo come stelle di cfr. verso 1’ epoca del minimo le stelline (distanti ri- 
spettivamente in Deci. E. 1 e 0'. 5) più vicine fra tutte quelle contenute negli elenchi di 
Hagen. 
Anche per o Ceti è molto opportuna in prossimità del minimo la stella di cfr. più vi- 
cina, ma qui la differenza di declinazione è così piccola (0/3) che non si possono più ado- 
perare come schermi le sbarre di guida, e conviene servirsi dello schermo mobile, col rischio 
*) V. Osservazioni fotometriche del 1908. Mevi. della Soc. degli SpeUrosc. Ilal. Voi. XXVill, 1909. 
