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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
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
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erreur moyenne de 0,01 magnitude, et il importe peu de connaître avec la même précision sa magnitude à un instant origine rappbr-tée à l’échelle internationale.
Par contre pour les recherches de statistique stellaire et en particulier pour les évaluations de distances stellaires, il importe de connaître la différence des magnitudes de deux étoiles dont les éclats sont dans le rapport de 1 à plusieurs millions, la précision d’une telle mesure est forcément -inférieure à celle de la mesure des faibles variations d’une étoile variable, mais il importe peu que des erreurs accidentelles de 0,1 magn. se produisent pour quelques étoiles, ce qui importe c’est que l’échelle dé magnitudes établie ne comporte pas d’erreurs séculaires, par exemple qu’on n’ait pas :
m = — (2,5 -t- e) log E,
s gardant un signe constant tout le long de l’échelle.
Seule cette dernière espèce de mesure importe pour la statistique stellaire, nous nous y bornerons.
Bien que nous ayons en vue l’exposé des méthodes de photo-métrie photographique, nous allons rappeler brièvement deux méthodes de photométrie visuelle qui ont servi par le passé à établir des catalogues très étendus encore utilisés quelquefois en statistique stellaire.
Photométrie visuelle statistique. — Méthode ancienne. — Les anciens évaluaient déjà les magnitudes stellaires ; leur procédé consistait à estimer l’éclat d’une étoile d’après son aspect dans un instrument donné et pour un observateur donné. La forme la plus précise qu’on ait donné à cette méthode est la suivante :
Soit Ej, E2, E3....... EB, une série d’étoiles, on range ces
étoiles en groupes.
1 Ei Ea ...... E„, Ci,
2 E*,+l En, e2.
P E»p-1 + 1 E», V
de telle sorte que les étoiles d’un même groupe aient le même éclat et que lorsqu’on passe d’un groupe au suivant l’éclat des étoiles soit multiplié par un facteur constant K.
L’œil est capable de juger si le rapport des éclats exet e2 des groupes Gx et G2 est le même que le rapport des éclats eq et e?+1 des groupes Gg et Gî+1.
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 96,85 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
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erreur moyenne de 0,01 magnitude, et il importe peu de connaître avec la même précision sa magnitude à un instant origine rappbr-tée à l’échelle internationale.
Par contre pour les recherches de statistique stellaire et en particulier pour les évaluations de distances stellaires, il importe de connaître la différence des magnitudes de deux étoiles dont les éclats sont dans le rapport de 1 à plusieurs millions, la précision d’une telle mesure est forcément -inférieure à celle de la mesure des faibles variations d’une étoile variable, mais il importe peu que des erreurs accidentelles de 0,1 magn. se produisent pour quelques étoiles, ce qui importe c’est que l’échelle dé magnitudes établie ne comporte pas d’erreurs séculaires, par exemple qu’on n’ait pas :
m = — (2,5 -t- e) log E,
s gardant un signe constant tout le long de l’échelle.
Seule cette dernière espèce de mesure importe pour la statistique stellaire, nous nous y bornerons.
Bien que nous ayons en vue l’exposé des méthodes de photo-métrie photographique, nous allons rappeler brièvement deux méthodes de photométrie visuelle qui ont servi par le passé à établir des catalogues très étendus encore utilisés quelquefois en statistique stellaire.
Photométrie visuelle statistique. — Méthode ancienne. — Les anciens évaluaient déjà les magnitudes stellaires ; leur procédé consistait à estimer l’éclat d’une étoile d’après son aspect dans un instrument donné et pour un observateur donné. La forme la plus précise qu’on ait donné à cette méthode est la suivante :
Soit Ej, E2, E3....... EB, une série d’étoiles, on range ces
étoiles en groupes.
1 Ei Ea ...... E„, Ci,
2 E*,+l En, e2.
P E»p-1 + 1 E», V
de telle sorte que les étoiles d’un même groupe aient le même éclat et que lorsqu’on passe d’un groupe au suivant l’éclat des étoiles soit multiplié par un facteur constant K.
L’œil est capable de juger si le rapport des éclats exet e2 des groupes Gx et G2 est le même que le rapport des éclats eq et e?+1 des groupes Gg et Gî+1.
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