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scopo: mentre per le misure dei due Struve, per le quali è stato determinato l’error 
probabile qui sopra allegato, le condizioni atmosferiche erano spesso molto sfavore- 
voli. Aggiungasi che le misure comparative, con una sola eccezione, si riferiscono 
a doppie della Categoria « Lucidae » mentre gli errori probabili delle osservazioni 
Dorpatesi e Pulkovesi dipendono in gran parte da misure fatte sulle « Reliquae », 
cioè sopra stelle, in cui la debolezza della minor componente ha dovuto necessaria- 
mente essere un grave ostacolo per raggiungere la bramata esattezza. 
D'altra parte però bisognerebbe por mente alla circostanza, che dipendentemente 
dal modo tenuto qui sopra nel calcolo degli errori probabili delle misure comparative 
di Dembowski, questi errori probabili comprendono in sè, oltre all’effetto dei puri 
errori accidentali, anche tutto l’effetto degli errori sistematici che in tali misure 
potessero esistere. Veramente ciò potrebbe dirsi anche dei valori corrispondenti cal- 
colati per le osservazioni di Dorpat e di Pulkova: con una differenza notabile però. 
Le osservazioni di Gallarate infatti sono distribuite in modo da avere la maggior 
varietà possibile di direzioni rispetto alla verticale; mentre le misure degli Struve 
per la massima parte sono state eseguite in ore vicine al punto della culminazione 
superiore per ogni stella, e quindi corrispondono ad una diversità molto minore di 
angoli con quella verticale. Se dunque malgrado tutto gli errori probabili si mostrano 
così straordinariamente piccoli per Dembowski, dobbiamo trarne come naturale in- 
dizio, che gli errori sistematici hanno dovuto essere per lui molto minori, che per 
gli Struve e segnatamente per O. Struve. 
Dopo di aver così conseguito un criterio per giudicare sulla esattezza delle 
misure di Dembowski, calcolò il signor Shdanow per ciascuna osservazione l’angolo 
parallattico, il quale combinato coll’angolo di posizione misurato gli diede l’angolo g 
compreso fra la linea congiungente le due stelle e il circolo verticale. Per ogni valore 
di g si ebbe così la differenza fra la misura corrispondente e il valore medio di 
tutte misure fatte sulla stessa stella, cioè o,—0n per le distanze, 0,—0n per le 
posizioni; tale differenza è quella che si deve riguardare come esprimente quella 
parte dell’errore sistematico, che varia secondo l’angolo della direzione delle due 
stelle colla verticale. 
Una considerazione anche superficiale delle serie così formate dei o,—0m € 0,—-9m 
bastò a dimostrare, che gli errori sistematici, se pure esistono, devono in ogni caso 
esser molto piccoli. Soltanto col combinare in gruppi le serie formate per le singole 
stelle si poteva forse aspettare di trovare indizi di qualche legge nell’andamento di 
quella serie, e di qualche traccia degli errori in questione. Pertanto il signor Shdanow 
riunì insieme in gruppi ed in medie corrispondenti i valori di 0,—0, € 0,—-0» per 
ciascun ordine delle distanze, avendo cura che in ciascun gruppo il valore dei g in 
essa raggruppati non differisse mai più di 10° dalla media dei medesimi g. Inoltre 
si permise di fare la supposizione (che sarebbe manifestamente vera per coppie com- 
poste di stelle di uguale splendore) che a valori di g differenti di 180° corrispondessero 
sempre errori sistematici uguali, in guisa da poter senz'altro surrogare 180°4-g a g. 
In tal modo furono costruite le due tabelle che seguono, nelle quali n indica il 
numero delle osservazioni che concorsero alla formazione di ciascuna media. 
