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scienza. Ma non saprei se il inetodo da esso adoperato 
potrà mai condurre a risultati maggiori dei già ottenuti. 
In tutti i metodi finora adoperati vi ha una gravissima 
causa d’errore consistente in ciò, che, eccettuato qualche 
raro caso, le posizioni dell’astro prese nelle due stazioni 
possono corrispondere a punti differenti dell’orbita. In- 
vero chi assicura gli osservatori che i punti estremi della 
traiettoria apparente da essi osservata siano gli stessi nelle 
due stazioni? La diversità di distanza delle due stazioni 
dalla stella, l’ineguale trasparenza delle varie regioni del 
cielo, la maggiore o minore attenzione dell’osservatore in 
quel momento sono altrettante cause per cui in alcuni 
casi gli archi di traiettoria, osservati nelle due stazioni, 
non solo non hanno i medesimi estremi, ma ancora po- 
trebbero essere affatto differenti, od almeno avere una 
porzione ben minima comune. Inoltre tutti sappiamo con 
quanta ;incertezza, anche subito dopo l'osservazione , si 
tracci sopra una carta o sopra un globo celeste la via 
tenuta dalla stella cadente. 
Per ovviare a tutti questi inconvenienti, e a molti altri, 
che per brevità tralascio di enumerare, io ho ideato un 
mezzo di osservazione, che mi faccio ardito di raccoman- 
dare ai dotti, e che credo possa condurre a nuovi risultati 
di molto maggiore precisione di quelli finora posseduti. 
Ecco senza tanti preamboli il mio metodo. 
Suppongo gli osservatori stabiliti in due stazioni alla 
distanza di 100 a 120 chilometri (la quale dietro i risul. 
tati del P. SeccHI, deve riputarsi come la migliore per 
questo genere d’'osservazioni). Immaginiamo un piano 
qualunque, verticale od obliquo, passante per la retta 
d’unione delle due stazioni. La traccia di questo piano 
sul cielo stellato ‘potrà in ciascuna stazione rendersi 
