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- TABLE DES MATIÈRES
- TABLE DES ILLUSTRATIONS
- RECHERCHE DANS LE DOCUMENT
- TEXTE OCÉRISÉ
- Première image
- PAGE DE TITRE
- Préface (p.3)
- Introduction (p.5)
- Positions des étoiles (p.5)
- Détermination des positions des étoiles d'après un cliché (p.10)
- Mesure des magnitudes (p.21)
- Diverses catégories de magnitudes (p.22)
- les problèmes réels de la photométrie stellaire (p.24)
- Photométrie visuelle statistique (p.25)
- Catalogues de magnitudes visuelles (p.27)
- Photométrie photographique et photovisuelle. Méthodes basées sur la mesure des images focales (p.30)
- Méthode de comparaison à une séquence (p.31)
- Autres méthodes (p.33)
- Méthode de la grille photométrique (Hertzsprung) (p.34)
- Deuxième méthode d'utilisation de la grille (p.35)
- Méthodes des écrans (p.36)
- Méthode du prisme (Harvard) (p.37)
- Méthode du spath d'Islande (p.37)
- Loi de Schwarzchild (p.37)
- Méthode des poses de longueurs différentes (p.38)
- Comparaison des méthodes précédentes (p.38)
- Les séquences photographiques et photovisuelles (p.39)
- Mesure des magnitudes au moyen de la photométrie des plages (p.64)
- Dernière image
- Première image
- PAGE DE TITRE
- Planche I. Fig. I. a. (pl.1)
- Planche I. Fig. I. b. Instrument de la carte du ciel (pl.1)
- Planche II. Fig. II. - Châssis avec oculaires latéraux. Grand coudé de l'Observatoire de Paris (pl.2)
- Planche II. Fig. III. - Comparaison photométrique de l'amas N. G. C. 6.830 à la S. A. 83 (pl.2)
- Planche II. Fig. IV. - Cliché obtenu avec une grille photométrique (Observatoire de Paris, 18 juillet 1929, amas N. G. C. 6830) (pl.2)
- Fig. 1 (p.13)
- Fig. 2. - Comparaison des magnitudes de la Bonner Durchmusterung et des magnitudes d'Harvard (p.28)
- Fig. 3. - Courbe d'étalonnage photométrique d'un cliché par comparaison avec une séquence (p.32)
- Fig. 4. - Grille photométrique (p.36)
- Fig. 5. - Séquence polaire nord (p.43)
- Fig. 6. - Séquence polaire nord (p.44)
- Fig. 7. - Caractéristique de plaque (p.54)
- Fig. 8. - Echelle de magnitudes provisoires (p.56)
- Fig. 9. - Schéma de la méthode du cercle oculaire (p.65)
- Dernière image
22
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
ou, en prenant pour unité d’éclat l’éclat d’une étoile de magnitude zéro :
m = — 2,5 log E E = 10-°’4w.
On en déduit que les étoiles de magnitude m sont 100>4 = 2,512 fois plus brillantes que les étoiles de magnitude m + 1.
Le tableau ci-dessous donne l’éclat correspondant aux diverses magnitudes :
Magnitude 0 1 2 3 4 5 6 7
Éclat 1,0 0,398 0,158 0,063 0,025 0,010 0,00398 0,00158
Addition des étoiles. — Imaginons que les images de deux étoiles de magnitudes mx et m2 se superposent sur la rétine de l’observateur ou sur une plaque photographique, en sorte qu’on croit n’observer qu’une seule étoile. Quelle est la magnitude m de celle-<ci ? La réponse est facile :
IQ— 0,4 m ___ j Q— 0,4 ml — 0.4 m2
Posons :
10— °»4 ^ — 1 10—0,4(/»2w*t)
On a :
m = mt ~h ij-.
La quantité [x, qui ne dépend que de m2 — 1%, a été réduite en tables.
Diverses catégories de magnitudes
Pour que la définition précédente de m soit exempte d’ambiguité, il faut définir le récepteur qui sert à mesurer l’éclat.
En effet les divers récepteurs (œil humain, plaques photographiques), utilisés pour recueillir les radiations envoyées par les astres, ne mesurent pas l’énergie totale reçue.
L’œil, par exemple, n’est sensible qu’aux radiations visibles et il est inégalement sensible pour les diverses couleurs.
Aussi faut-il considérer que, dans la définition précédente, E désigne non pas l’énergie lumineuse de l’astre, mais seulement la partie de cette énergie, qui est absorbée par le récepteur.
Le texte affiché peut comporter un certain nombre d'erreurs. En effet, le mode texte de ce document a été généré de façon automatique par un programme de reconnaissance optique de caractères (OCR). Le taux de reconnaissance estimé pour cette page est de 95,36 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
ou, en prenant pour unité d’éclat l’éclat d’une étoile de magnitude zéro :
m = — 2,5 log E E = 10-°’4w.
On en déduit que les étoiles de magnitude m sont 100>4 = 2,512 fois plus brillantes que les étoiles de magnitude m + 1.
Le tableau ci-dessous donne l’éclat correspondant aux diverses magnitudes :
Magnitude 0 1 2 3 4 5 6 7
Éclat 1,0 0,398 0,158 0,063 0,025 0,010 0,00398 0,00158
Addition des étoiles. — Imaginons que les images de deux étoiles de magnitudes mx et m2 se superposent sur la rétine de l’observateur ou sur une plaque photographique, en sorte qu’on croit n’observer qu’une seule étoile. Quelle est la magnitude m de celle-<ci ? La réponse est facile :
IQ— 0,4 m ___ j Q— 0,4 ml — 0.4 m2
Posons :
10— °»4 ^ — 1 10—0,4(/»2w*t)
On a :
m = mt ~h ij-.
La quantité [x, qui ne dépend que de m2 — 1%, a été réduite en tables.
Diverses catégories de magnitudes
Pour que la définition précédente de m soit exempte d’ambiguité, il faut définir le récepteur qui sert à mesurer l’éclat.
En effet les divers récepteurs (œil humain, plaques photographiques), utilisés pour recueillir les radiations envoyées par les astres, ne mesurent pas l’énergie totale reçue.
L’œil, par exemple, n’est sensible qu’aux radiations visibles et il est inégalement sensible pour les diverses couleurs.
Aussi faut-il considérer que, dans la définition précédente, E désigne non pas l’énergie lumineuse de l’astre, mais seulement la partie de cette énergie, qui est absorbée par le récepteur.
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