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Le differenze fra i due cataloghi si presentano più sensibili e più sistematiche 
nei gruppi di stelle più distanti dal zenit, e ciò potrebbe, in parte almeno, attri- 
buirsi a difetto delle tavole di rifrazione da noi usate; ma siccome le differenze 
‘sono abbastanza piccole, e d’altronde non essendo del tutto escluso il dubbio, che 
una parte di queste differenze od errori provenga dallo stesso Catalogo di Auwers, 
principalmente per quelle stelle le cui declinazioni non poterono prendersi da lui 
che in pochi cataloghi, così non credo opportuno di entrare in ispeciali indagini sulla 
causa di queste discrepanze e sul modo più ragionevole di diminuirne 1’ entità 0 
la grandezza. Malgrado queste differenze l’accordo del nostro Catalogo con quello 
di Auwers è giù molto soddisfacente, e certamente molto più grande di quello pre- 
sentato da tutti i cataloghi da lui usati. 
Quantunque il confronto dei due cataloghi non risguardi che le sole 272 stelle 
comuni ai medesimi, pure le conseguenze, che se ne possono dedurre in riguardo 
alla fiducia meritata dal nostro Catalogo, possono ragionevolmente estendersi a tutto 
il Catalogo stesso, in quanto che tutte le 1463 stelle vennero osservate collo stesso 
sistema, dai medesimi osservatori e lo stesso numero di volte, e le riduzioni delle 
osservazioni furono basate sugli stessi dati, sulle stesse costanti. 
Come giù ho dichiarato, le osservazioni di ogni stella non furono fatte di seguito, 
ma interrottamente a lunghi intervalli di tempo, in modo da occupare varie stagioni, 
passando successivamente dalle ore avanzate dalla notte sino alle prime ore della 
sera: e questo sistema fu adottato per evitare il pericolo di errori od influenze 
sistematiche sulle distanze zenitali, dipendenti dalle condizioni atmosferiche e dalle 
condizioni dello strumento, e forse anche dallo stato fisico e fisiologico dell’osserva- 
tore: delle quali influenze si rendeva più probabile il compenso nelle variate condi- 
zioni di un lungo periodo di osservazione. 
Per questa circostanza nel nostro Catalogo le declinazioni non dovrebbero essere 
soggette ad errori sistematici in ascensione retta, dipendenti cioè dal tempo dei 
passaggi delle stelle al meridiano; ma invece prendendo il medio delle differenze 
fra le nostre declinazioni e quelle di Auwers, distribuite o classificate per ora, ossia 
in ordine alla ascensione retta, si ottiene il seguente quadro, nel quale sono date le 
medie differenze C-F per ogni ora di A R, contando 0° per le stelle comprese 
da 23% 30m a 0% 30%, così 1" per quelle fra 0% 30" e 1" 30", e così di seguito ; 
coll’aggiunta delle medie differenze fra le nostre declinazioni e quelle di Auwers, 
corrette le prime dagli errori sistematici in declinazione, già riportati nello specchio VI. 
