Vocabolario dinamico dell'Italiano Moderno

Le Stelle. Saggio di astronomia siderale

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Angelo Secchi 50 occorrenze

Le altezze loro talora sono enormi, ne abbiamo misurate di quelle che erano 8' cioè un quarto del diametro solare. La velocità di innalzamento si è talora trovata superiore a chilometri 900 per secondo.

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Abbiamo già accennato che la stella omicron della Balena è nel suo minimo composta di semplici righe staccate forse per il forte aumentarsi e dilatarsi delle sue zone di assorbimento. È probabile che le stelle di 4° tipo ed altre stelle ci appaiano piccole per solo assorbimento.

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Noi non abbiamo potuto verificare queste sue aggiunte. Però il carattere generale da lui dato sulla stella combina col nostro. Può essere che le differenze siano anche qui come in altri casi effetto di variabilità reale della stella osservata in epoche diverse e in parte dovute agli strumenti, perchè gli spettroscopi con prismi a visione diretta restringono più il rosso che non i prismi angolari: ora io uso i primi, ed egli i secondi.

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Dallo spettroscopio abbiamo ancora la spiegazione di altri fenomeni stellari, alcuni de’ quali sono passeggeri, come la scintillazione delle stelle; altri permanenti come quelli della loro variabilità. Passiamo ora a trattare di questi.

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Noi abbiamo aspettato a trattarne in questo luogo perchè la sua analisi sarebbe stata incompleta prima di conoscere gli studi spettrali.

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Fino dalle nostre prime ricerche spettrali e appena che avemmo inventato lo spettroscopio semplice a visione diretta di cui abbiamo detto sopra, restammo sorpresi dal seguente fatto. Guardando una stella scintillante vicino all’orizzonte il cui spettro fosse fornito di righe nere forti, come per esempio Sirio, queste restavano sensibilmente immobili, mentre lo spettro era percorso di grandi ondate luminose. Questa immobilità delle righe spettrali in mezzo al movimento delle ondate fu accertata al nostro stesso strumento da vari astronomi e tra gli altri dal chiarissimo sig. Prof. Respighi, che poscia studiò più accuratamente questo fenomeno. Queste ondate vanno scorrendo tutto lo spettro, indebolendo e rinforzando successivamente tutti i colori, andando ora verticalmente, ora in senso inclinato. La stabilità delle righe nere era pertanto un indizio sicuro che la stella realmente non si muoveva, ma che tutto il fenomeno consisteva in un rinforzo successivo e in un indebolimento che subivano i colori spettrali la cui variazione è la causa primaria della scintillazione.

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Se non che abbiamo veduto che le righe spettrali della stella restano immobili nello spettroscopio, mentre che nel caso qui contemplato esse righe dovrebbero cangiare colla natura del raggio illuminatore che arriva all’occhio, e quando si ha per esempio il giallo dovrebbe vedersi la riga D, e col bleu la F. Ora ciò non accade e le righe son fisse. Per dar ragione di questa immobilità, è necessario ricordare l’altro fatto già accennato dianzi. Questo è che la stella veste bensì successivamente diversi colori, ma che essi si succedono con tanta rapidità, che la maggior parte di loro si ricompone per ricostituire il bianco, e abbiamo veduto che per separare questi colori bisogna dare un rapido moto all’immagine. La luce naturale della stella deve adunque considerarsi come composta di due parti: una bianca e costante, benchè prodotta come dicemmo da continua ricomposizione de’ raggi spettrali semplici, l’altra variabile la quale va percuotendo il nostro occhio ora con un colore ora con l’altro. Alla prima di queste masse di raggi si deve l’immagine persistente che vedesi nello spettroscopio colle righe fraunhoferiane sensibilmente fisse: all’altra si deve lo spettro atmosferico che va scorrendo sullo spettro fisso fatto dal prisma, ed è questa seconda parte che ora rinforza ora indebolisce un dato colore. Perchè se il rosso cadrà sul rosso sarà questo ravvivato, se però cadrà sul verde sarà indebolito restituendo così una luce bianca che andrà a far parte dello spettro fisso della stella fatto dal prisma.

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Abbiamo detto che le ondate luminose vanno percorrendo lo spettro in una data direzione: che per le stelle a levante è verso il rosso, e per quelle a ponente in senso inverso, cioè al violetto. Benchè ciò non sia rigorosamente costante, poichè spesso si vede il contrario, e specialmente nelle sere di aria molto agitata non è facile il definire il verso del movimento; tuttavia questo andamento è generalmente costante in aria calma. Esso deve nascere primieramente dalla successione relativa delle onde aree le quali s’incalzano con certa regolarità in una data direzione. Osserveremo dapprima che tutte le precitate nostre osservazioni sono fatte di sera, quindi essendo l’atmosfera più calda a ponente dell’osservatore ove sia il Sole, che a levante, il corso dell’aria deve avere un andamento opposto ai due lati pure opposti all’orizzonte. Ma ciò malgrado la cagione sembra più sistematica.

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Abbiamo lasciato di descrivere in questa corsa alcuni gruppi più minuti che il lettore troverà meglio da sè col confronto di buone carte.

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Questa stella ci presentò una volta nel massimo di sua luce le righe lucide dell’idrogeno come γ Cassiopea, cosa che non abbiamo più potuto vedere, benchè l’abbiamo cercata più volte.

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Noi ne abbiamo figurato e misurato alcuni di Fig. 37. Gruppo delle Caustiche. essi perchè possono un giorno dar luogo a sapere se vi è movimento nelle loro componenti.

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Lord Rosse trovò le regioni dell’asse maggiore sfrangiate: noi abbiamo veduto talora le frangie, ma stabilmente una semplice protrazione di nebulosità: a Washington vedono come noi. Le parti più dense sono nella direzione dell’asse minore, ove brillano punti distintissimi e si crederebbe stellare e risolubile, le dimensioni sono: asse maggiore 72",2: asse minore 60",4. Fuori vi è una stellina più viva che potrà servire a scoprire se vi è moto relativo.

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Essa trovasi in un superbo ammasso di stelle minute di cui abbiamo già parlato (v. pag. 69). Essa è chiaramente forata: si è detta anulare, ma il centro non è nero, e gli orli interni sono molto sfumati, mentre gli esterni sono netti. Dentro vi è una stella di 12a un poco eccentrica e due altre minutissime appena visibili.

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L’estensione di questa Nebulosa è assai considerabile, perchè oltre la massa centrale e considerata comunemente come quella che costituisce la nebulosa ordinaria, noi abbiamo potuto tracciare le sue numerose lacinie da − 0° 50' fino a − 7° 30' in declinazione e comprende l’area triangolare limitata dalle stelle di Orione ζ, 49, e ν in declinazione; ed in A. R. si estende da 79° fino 84° V. Mem. dell’Oss. del Coll. Romano, 1852-53. ; cioè di 6° ½ in Decl. e 5° in A. R. Anzi tutta questa regione di cielo ci pare invasa da uno strato nebuloso, e le stelle di Orione sembrano esser vedute attraverso di esso, e presentano un eccezionale tinta verde con rosso assai scarso, il che può attribuirsi all’esser vedute attraverso questa massa di pronunziato color verde. La strettezza singolare della riga F in queste stelle dipenderebbe forse dalla sovrapposizione della riga lucida della materia nebulosa avente eguale refrangibilità e ad essa sovrapposta? È molto probabile.

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. = − 23° 47' 59"; ma che forse sono solo accidentalmente connesse: però la figura di H. è assai differente da quella che abbiamo veduto noi (v. Mem. del 1852 al 1855) e forse vi è cambiamento. Noi vi trovammo una massa irregolare nebulosa da cui partivano tre raggi di stelle in direzione 166°, 5; 146°, 1; 187°, 5 i tre raggi hanno un punto di convergenze molto lontano. Ulteriori osservazioni potranno decidere se le stelle vi siano fisicamente connesse o no.

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Ora di tali ne abbiamo più di un esempio, come α Centauro, Castore, ecc.

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Nella rivista che noi abbiamo fatto del Catalogo di Struve, abbiamo trovato che di 1082 stelle di questo Catalogo da noi misurate, circa 25 anni dopo di lui, 181 di esse si sono mosse notabilmente, e può presumersi di moto orbitale, in altre 291 la variazione è dubbia, e in altre 606 non è stata sensibile perchè non supera gli errori probabili delle osservazioni. È da avvertire che i semplici spostamenti angolari o in distanza possono essere effetto dei moti proprii e non di forze centrali, onde qualora i luoghi successivi della stella non presentino una curva sensibile si rimane in dubbio, e tale sembra essere il caso di 61 Cigno dietro gli ultimi lavori di Flammarion.

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Abbiamo detto altrove che alcune stelle sembravano cinte da astri oscuri, come Algol. Il calcolo de’ moti proprii ha fatto vedere che altre stelle erano influenzate dalla perturbazione prodotta da tali astri invisibili. I movimenti irregolari che manifestavansi in Sirio e Procione fecero credere che essi fossero da tal causa perturbati. Questa congettura è stata verificata pienamente, perchè si è ora scoperto che la prima di queste due stelle ha realmente un satellite, difficile a vedere, perchè immerso nei raggi della principale, ma che pure si è scoperto e misurato Fig. 50. Orbite della tripla ζ Cancro.

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Noi abbiamo potuto vedere quello di Sirio e misurarlo colsig. Struve, ma non mai quelli di Procione. Gli oculari, e forse anche gli occhi degli osservatori possono produrre in questo punto facili illusioni.

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Per ciò che spetta ai moti proprii comuni, si ha questo memorabile risultato: «la probabilità che due stelle aventi moti proprii comuni non siano congiunte da legame fisico, è minore di quella del non avere a nascere domani il Sole in confronto di tutta l’esperienza storica che abbiamo di questo fatto!» Onde si ammette come postulato che due stelle aventi moto proprio comune sono unite insieme da legame fisico.

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Già abbiamo veduto che certe nebulose risolubili in istelle minute sono veri sistemi stellari i quali devono esser retti da leggi speciali. Infatti perchè tali sistemi siano permanenti è mestieri che stando ferma la legge della gravitazione universale essi diano nel complesso una risultante notabilmente diversa dalla legge elementare. Si sà che nell’interno di una massa sferica i cui punti elementari si attraggono in ragione diretta della massa e inversa del quadrato delle distanze, ne nasce una risultante che varia in ragione diretta della distanza dal centro, come ha luogo nell’interno del nostro globo terrestre. Quantunque il caso delle stelle nei gruppi globulari sia cosa alquanto diversa, attesochè qui non si può considerare il corpo come soggetto a legge di rigorosa continuità nell’interno, pure qualche cosa di consimile deve aver luogo. Finora la teoria non ha studiato questo caso in concreto e l’osservazione non ha dato ancora risultati da cui si possa capire veruna legge nei loro movimenti.

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Abbiamo già dato sopra la lista del numero delle stelle secondo la loro grandezza relativa secondo Heis, donde apparisce come il numero va crescendo col diminuire della grandezza. Ma per le stelle minori e telescopiche noi manchiamo di ogni dato preciso. Soltanto possono darcene una idea i grandiosi lavori dei cataloghi fatti per fissarne le posizioni.

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A ciò pertanto aiuterà il conoscere primieramente le dimensioni del nostro sistema planetario, e per ciò abbiamo creduto necessario introdurre qui un esame ragionato della sua grandezza. Il che facciamo nella seguente digressione che un lettore più informato potrà tralasciare.

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Nelle ecclissi solari abbiamo veduto che il Sole apparisce cinto da una corona di luce, dovuta ad una atmosfera gassosa. Questa sembra prolungarsi assai più oltre che non si vede allora per la debole luce residua nelle ecclissi, e dar luogo alla così detta luce zodiacale. Da molte osservazioni sembra che questa materia luminosa si estenda fino oltre alla terra, e questa ne sia investita. Il suo spettro è continuo come quello delle luci fosforiche e non ha le righe dell’aurora boreale come si è detto da taluno. Questa materia diffusa formerebbe del Sole una vera stella leggermente nebulosa.

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Malgrado che ci sia impossibile penetrare completamente il mistero della costituzione del Mondo, tuttavia dai lavori eseguiti finora in larga scala dagli astronomi, abbiamo già molti materiali per illuminare un poco la nostra ignoranza. In questa materia dobbiamo sempre avere avanti agli occhi il bello avviso di Herschel, che si devono evitare i due estremi; il primo di fabbricar mondi a nostra fantasia, perchè così non arriveremo mai a conoscere la natura, e sarebbe tempo perduto l’occuparvisi intorno: l’altro è la troppa timidità di congetturare, perchè così si perde il frutto delle osservazioni, le quali appunto si devono fare, affine di arrivare a conoscere la composizione e la struttura dell’Universo Herschel Philos. trans. 1785.p. 213, On the construction of the Heavens. .

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Ma di tavole o descrizioni figurate, o di globi non abbiamo di loro che poche cose e più da ornamento che altro, non eccettuato il planisfero di Dendera e lo zodiaco di Esnè: poichè anche questi sono lavori assai grossolani. Gli Arabi e i Cinesi se ne occuparono, ma i loro lavori sono lungi dall’avere una qualsiasi importanza scientifica. È quindi necessario venire ai primi astronomi della rinascenza.

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Questa confusa indicazione noi abbiamo voluto esaminarla un poco più in particolare, ed ecco le conseguenze a cui siamo arrivati.

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Abbiamo già veduto (Capo IV), come furono istituiti dagli Herschel gli scandagli per conoscere la distribuzione apparente delle stelle. Questi dati furono discussi dai loro autori, e poi ultimamente da Struve, ed hanno condotto ai seguenti risultamenti:

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Perciò riassumendo dai paragrafi precedenti la numerazione delle stelle, abbiamo la seguente tavoletta, nella quale la prima colonna dà le grandezze, e la seconda il numero delle stelle secondo Argelander ed Herschel; la terza le somme successive di 1.a e 2.a; 1.a, 2.a, 3.a, ecc; la 4.a il raggio della sfera che può contenere tutte le stelle delle rispettive grandezze poste a distanze uniformi; la 6.a colonna contiene il risultato dello stesso calcolo secondo la numerazione fatta da Struve sulle stelle di Bessel nel Catalogo di Weisse; in fine vi sono le differenze dei due calcoli.

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Ugenio suppose le stelle disposte in modo uniforme, ma ora abbiamo veduto che questa idea non è sostenibile. Wright, Kant e Lambert dissero molto sulla natura dei sistemi che componevano questo ammasso di stelle, ma sempre modellando i loro concetti sulla stampa del sistema solare planetario, come era conosciuto ai tempi loro. Quindi sempre gl’inevitabili grossi corpi centrali primarii, e poi i secondarii di terzo, quarto e fino quinto ordine.

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È possibile che la sua configurazione irregolare sia temporanea attualmente per noi, che siamo fuori del suo centro e che chi fosse al centro e potesse sapere le leggi del movimento di tanti corpi esso potrebbe rilevarne una struttura molto semplice; ma finora noi non abbiamo indizio di tutto questo e dobbiamo contentarci di ciò che vediamo, come per un istante nella immensità de’ secoli.

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Si credette per un gran tempo che la Via Lattea non fosse se non una di queste Nebulose, ma la natura gassosa di queste e la struttura stellare dell’altra non ammettono più paragone, almeno generale e rigoroso; però siccome in molte regioni vive della Via Lattea analizzate collo spettroscopio vi abbiamo trovato traccia di linee lucide, forse anche in essa sono ancora vaste masse gassose agglomerate. Ma per questi studi uno strumento come il nostro equatoriale è forse troppo debole. Speriamo che queste ricerche saranno continuate da altri quanto meritano con sufficienti mezzi.

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.° Così non ha guari che si credeva lo spazio celeste popolato solo di corpi stellari definiti e compatti; ora vi abbiamo scoperte masse enormi di gas, le quali forse sono destinate a costituire altri corpi solidi, se pure non sono già all’ora presente in tal forma condensati, ma la luce non ce ne ha ancora recata la notizia! L’orbita del più lontano dei nostri pianeti potrebbe appena misurare l’estensione di una Nebulosa planetaria. Che cosa diremo poi di tante altre, comep.es. di quella di θ Orione che si estende per tanti gradi nella parte più viva, senza contare la più pallida?

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Dopo compiuto questo lavoro abbiamo ricevuto notizia di altre raccolte di stelle colorate, per le quali vedasi l’appendice.

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Noi vi abbiamo aggiunte alcune stelle nuove trovate poscia sia da noi, sia dal signor Birmingham di Tuam, e vi abbiamo inserito nelle note una breve descrizione degli spettri desunti dai nostri studi; e quelli poscia descritti da D’Arrest, i cui materiali sono dati nell’Astr. Nach. numeri 2009, 2016, 2032, 2044. La posizione è stata ridotta per tutte al 1870 che è quella dell’ultimo catalogo di Chambers. Molte di esse sono state verificate in cielo. Dal confronto si rileva che alcune stelle per noi di 2° tipo, sono dal signor D’Arrest messe nel 3° parte per variabilità reale parte per diversità di strumenti.

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Abbiamo già accennato i tentativi fatti da Bayer per disporre le stelle delle singole costellazioni in ordine di grandezze, indicandole con lettere dell’alfabeto: ma questa non era che una valutazione relativa e spesso imperfetta. Il francese Bouguer fu il primo che tentasse una valutazione razionale della loro intensità in cifre precise. Per ciò egli propose STELLE VISIBILI A OCCHIO NUDO NELL'EUROPA MEDIA DISTRIBUITE PER COSTELLAZIONI E GRANDEZZA - A. COSTELLAZIONI BOREALI Per Boreali il sig. Heis intende quelle che passano tra il polo e lo zenit di Münster: per medie quelle tra questo zenit e l’equatore, per australi quelle sotto l’Equatore fino all’orizzonte sud, pure di Münster. B. COSTELLAZIONI MEDIE C. COSTELLAZIONI AUSTRALI RIASSUNTO l’uso di un cannocchiale a due obbiettivi eguali; questo venendo diretto a due stelle disuguali sufficientemente vicine, le loro due immagini venivano a formarsi nello stesso campo.

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Così noi abbiamo trovato la seguente proporzione di grandezza nelle stelle qui indicate.

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Una qualche influenza però è innegabile come abbiamo detto sopra per β Cigno. Questi colori in genere non sono mai semplici, ma vere mezze tinte, come si riconosce guardandoli attraverso un prisma: quindi cresce la difficoltà di giudicarli. Ecco alcuni gruppi più celebri.

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Noi abbiamo creduto far cosa utile di riprodurre questo catalogo, aumentato di alcune stelle che dobbiamo al signor Birmingham, e aggiungervi ciò che spetta gli spettri stellari, iniziando così un Catalogo fisico delle stelle, che col tempo verrà perfezionato ed aumentato. In esso sono comprese anche le più importanti stelle variabili di grandezza delle quali parleremo appresso. Ivi troverà oltre le posizioni e il colore, la descrizione degli spettri delle più belle, per l’intelligenza delle quali cose andiamo ad esporre i risultati principali della spettroscopia.

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La pratica, e i principii di spettroscopia sono troppo conosciuti oggidì perchè dobbiamo qui riassumerli, e ripetere ciò che abbiamo già detto nell’opera Le Soleil, quindi, ad essa rimettendoci pel resto, ci limiteremo qui a dire ciò che riguarda esclusivamente le stelle.

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Noi abbiamo usato di ambedue i sistemi senza trovarci una preponderanza considerabile per questi ultimi; giacchè quello che nei primi si perde per assorbimento è compensato dagli altri, per ciò che perdesi in riflessioni troppo oblique. È vero però che è più facile avere un buono spettroscopio a prismi angolari che uno a visione diretta.

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Alcuni astronomi hanno asserito che potea farsi a meno della lente cilindrica, giacchè il prisma genera da sè una nappa dilatata; ciò è vero, ma in pratica noi non abbiamo trovato utile questa pretesa semplificazione, ma invece abbiam sempre veduto migliore l’imagine colla lente e perciò l’abbiamo preferita.

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Per comodità di trovare le stelle abbiamo montato sul corpo del grande cannocchiale un secondo cercatore, che fa col solito di cui è fornito l’equatoriale un angolo di circa 13°, cioè quanta è la deviazione del prisma; questo secondo cercatore è disposto in modo che quando la stella è nel campo del primo, girando l’equatoriale in ascensione retta, la stella viene nel campo del cercatore spettrale, e quindi il suo spettro sta nel centro del campo del refrattore grande.

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Però, benchè sì eccellente, questo strumento è molto costoso, e non era sperabile che venisse molto diffuso, ed essendo non molto comodo per le ricerche ordinarie, abbiamo cercato un mezzo molto più semplice ed economico, e siamo riusciti ad ottenere uno spettroscopio che raccogliendo interamente la luce delle stelle permette di esaminarne fino talune di nona grandezza.

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Infatti usando il prisma angolare abbiamo veduto che i piani focali delle diverse parti dello spettro sono assai distanti uno dall’altro, talchè la precisione è diversa nelle varie regioni del medesimo: quindi bisogna continuamente spostare l’oculare nel passare da un colore all’altro, onde due linee lontane sono sempre vedute malamente e mentre una è netta l’altra è confusa. Inoltre le linee sono curvate, e la vibrazione atmosferica ha una influenza enorme. Per evitare questa anche col prisma a visione diretta è mestieri che la lente cilindrica resti discosta dall’oculare, onde la linea focale non si formi nella regione dei circoli di diffrazione che circondano l’imagine della stella. La mancanza di queste condizioni fece che Lamont fallisse nel suo tentativo. Le linee essendo curve col prisma angolare, le misure delle distanze sono impossibili, mentre col prisma diretto esse sono dritte e le misure facilissime e le scintillazioni non fanno alcun danno.

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Questo è il metodo che abbiamo seguito nello studio delle stelle minori che non ammettevano l’uso della fessura. Le strie principali essendo determinate dianzi delle stelle grandi, si rilevava facilmente la loro natura nelle piccole per mezzo di misure differenziali.

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Le figure dello spettro di questa classe che circolano nei libri di spettroscopia carichi di numerose e grosse righe nere, per noi sono assolutamente erronee o almeno esagerate: e sì che non abbiamo risparmiato mezzi di ricerche anche fortissimi. Alcune però di quelle righe possono essere dovute all’assorbimento atmosferico tellurico, poichè in Sirio le abbiamo vedute soventi quando la stella era bassa, ma raramente al meridiano. In α Lira, le abbiamo vendute anche al meridiano (27 giugno 1869). Che le sfumature delle linee principali dell’idrogeno nelle stelle grandi fossero reali e non illusione, nè difetto di strumento, si provò da ciò che mentre col prisma obiettivo in β Gemelli le sue righe fine erano nettissime, in Sirio e α in Lira erano invece diffuse e larghe in tal grado che non potevano attribuirsi a difetto dello strumento.

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Nel confronto di alcune di queste stelle fatto in epoca diversa, abbiamo trovato tali differenze che non potremmo attribuirle tutte ad errore di osservazione. Sembra pertanto che molte variabili passino dal 2.° al 3.° tipo; facilmente tale forse è α Idra.

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Il prima per la struttura delle zone larghe ha per tipo α Ercole ove le scannellature sono ordinariamente irresolubili anche col gran prisma obiettivo, però talora e principalmente nei periodi che la stella avea un color rosso vivo, vi abbiamo potuto anche distinguere le linee nere benchè sempre assai deboli. Però col detto prisma obiettivo queste non apparivano vere linee filari e taglienti, ma semplici sfumature ed ineguaglianze di luce. Le linee di rovesciamento dell’idrogeno sono assai deboli e talora mancanti, ed è invece fortissimo il Sodio, il Ferro e il Magnesio, o piuttosto in luogo di questo qualche zona forte del carbonio vicina di posizione alle righe di questo metallo. L’idrogeno in queste stelle vi è, ma è difficile a vederlo, perchè è in parte rovesciato, cioè luminoso.

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