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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
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PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Ces magnitudes sont généralement différentes pour un même astre, Leurs différences sont désignées par :
c = mp — mpv — indice de coloration. mp — mboi = indice de chaleur.
L’indice de coloration correspond en effet à peu près à la couleur de l’étoile ; mp correspond à l’intensité EP du spectre de l’étoile dans le bleu le violet et l’ultra-violet, et mVv à ’l’intensité Ep» de ce spectre dans le vert jaune et le rouge.
Les unités pour EP et EP», étant les valeurs correspondantes pour une étoile AO de magnitude O on a :
c = -2,51ogfî.
Par conséquent, si c est positif pour un astre c’est que cet astre est relativement plus rouge qu’une étoile de type spectral AO, si c est négatif au contraire l’astre est plus bleu.
Théoriquement l’indice de coloration ne peut pas prendre des valeurs quelconques : Si on calcule EP et EfV d’après la loi de répartition de l’énergie dans le corps noir de température T et d’après les valeurs de a(v) qui correspondent à l’œil et à la plaque photographique, et si on forme :
c = -2,51ogfi-
On obtient une fonction de T qui décroît de + oo à — 0,8 environ lorsque T croit de 0 à + oo.
Nous étudierons dans un autre fascicule ces indices de coloration et leur corrélation avec les types spectraux.
Les problèmes réels de la photométrie stellaire
On peut se proposer en photométrie stellaire deux buts distincts exigeant des méthodes différentes :
1) Mesurer avec le plus de précision possible les variations d’éclats de faible amplitude d’une même étoile.
2) Comparer entre elles des étoiles dont les éclats sont très différents.
Pour étudier la courbe d’une étoile variable il suffit de connaître en effet les variations de sa magnitude au cours du temps par comparaison avec des étoiles voisines, cela peut se faire avec une
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PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Ces magnitudes sont généralement différentes pour un même astre, Leurs différences sont désignées par :
c = mp — mpv — indice de coloration. mp — mboi = indice de chaleur.
L’indice de coloration correspond en effet à peu près à la couleur de l’étoile ; mp correspond à l’intensité EP du spectre de l’étoile dans le bleu le violet et l’ultra-violet, et mVv à ’l’intensité Ep» de ce spectre dans le vert jaune et le rouge.
Les unités pour EP et EP», étant les valeurs correspondantes pour une étoile AO de magnitude O on a :
c = -2,51ogfî.
Par conséquent, si c est positif pour un astre c’est que cet astre est relativement plus rouge qu’une étoile de type spectral AO, si c est négatif au contraire l’astre est plus bleu.
Théoriquement l’indice de coloration ne peut pas prendre des valeurs quelconques : Si on calcule EP et EfV d’après la loi de répartition de l’énergie dans le corps noir de température T et d’après les valeurs de a(v) qui correspondent à l’œil et à la plaque photographique, et si on forme :
c = -2,51ogfi-
On obtient une fonction de T qui décroît de + oo à — 0,8 environ lorsque T croit de 0 à + oo.
Nous étudierons dans un autre fascicule ces indices de coloration et leur corrélation avec les types spectraux.
Les problèmes réels de la photométrie stellaire
On peut se proposer en photométrie stellaire deux buts distincts exigeant des méthodes différentes :
1) Mesurer avec le plus de précision possible les variations d’éclats de faible amplitude d’une même étoile.
2) Comparer entre elles des étoiles dont les éclats sont très différents.
Pour étudier la courbe d’une étoile variable il suffit de connaître en effet les variations de sa magnitude au cours du temps par comparaison avec des étoiles voisines, cela peut se faire avec une
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