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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
Puis on attribue aux groupes, qui se succèdent, des magnitudes qui différent d’une constante.
On constate sans peine que cette définition des magnitudes stellaires est la même que celle que nous avons déjà donnée. On choisit presque toujours K de la façon suivante :
La différence, des éclats de deux groupes consécutifs est la plus petite différence d’éclat observable.
Si on adopte cette convention, les groupes G?+1 et G* ont bien leurs éclats dans un rapport constant, la loi de Fechner nous
apprend en effet que ——, est constant, car la plus petite
variation d’éclat perceptible pour un objet d’éclat E est proportionnelle à E.
Cette méthode, ou méthode de l’estime, a été employée jusqu’en 1870, Argelander l’a codifiée sous le nom de méthode des degrés.
C’est par ce procédé qu’ont été déterminées toutes les magnitudes antérieurement à cette date.
Elle n’est plus utilisée aujourd’hui pour établir une échelle photométrique précise ; mais elle rend des services dans l’étude des étoiles variables, on se contente alors de comparer une étoile à des astres proches dont les magnitudes sont voisines de celles de l’étoile considérée.
Le photomètre méridien. — Pickering imagina et réalisa l’instrument suivant :
Une lunette L horizontale est dirigée vers la ligne est-ouest, cette lunette comprend deux objectifs Oj et 02, devant chacun desquels se trouve un prime à réflexion totale, qui renvoie dans l’objectif correspondant, l’image d’une étoile lorsqu’elle passe au méridien. On renvoie dans Ox l’image d’une étoile à étudier et dans 02 l’image d’une étoile qui sert d’étalon, la polaire par exemple.
Les objectifs sont disposés de manière à former les images des étoiles en deux points voisins de leur plan focal commun. Sur le passage des deux faisceaux Fx et F2, issus de Oi et de 02, on place un prisme de Rochon qui décompose chacun d’eux en deux faisceaux F'x et F/', F'g et F"a, polarisés suivant deux directions perpendiculaires.
I'i et I'2 sont polarisés dans le même plan, et I"x et I"2 sont polarisés dans un plan perpendiculaire au premier.
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 98,28 %.
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PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Puis on attribue aux groupes, qui se succèdent, des magnitudes qui différent d’une constante.
On constate sans peine que cette définition des magnitudes stellaires est la même que celle que nous avons déjà donnée. On choisit presque toujours K de la façon suivante :
La différence, des éclats de deux groupes consécutifs est la plus petite différence d’éclat observable.
Si on adopte cette convention, les groupes G?+1 et G* ont bien leurs éclats dans un rapport constant, la loi de Fechner nous
apprend en effet que ——, est constant, car la plus petite
variation d’éclat perceptible pour un objet d’éclat E est proportionnelle à E.
Cette méthode, ou méthode de l’estime, a été employée jusqu’en 1870, Argelander l’a codifiée sous le nom de méthode des degrés.
C’est par ce procédé qu’ont été déterminées toutes les magnitudes antérieurement à cette date.
Elle n’est plus utilisée aujourd’hui pour établir une échelle photométrique précise ; mais elle rend des services dans l’étude des étoiles variables, on se contente alors de comparer une étoile à des astres proches dont les magnitudes sont voisines de celles de l’étoile considérée.
Le photomètre méridien. — Pickering imagina et réalisa l’instrument suivant :
Une lunette L horizontale est dirigée vers la ligne est-ouest, cette lunette comprend deux objectifs Oj et 02, devant chacun desquels se trouve un prime à réflexion totale, qui renvoie dans l’objectif correspondant, l’image d’une étoile lorsqu’elle passe au méridien. On renvoie dans Ox l’image d’une étoile à étudier et dans 02 l’image d’une étoile qui sert d’étalon, la polaire par exemple.
Les objectifs sont disposés de manière à former les images des étoiles en deux points voisins de leur plan focal commun. Sur le passage des deux faisceaux Fx et F2, issus de Oi et de 02, on place un prisme de Rochon qui décompose chacun d’eux en deux faisceaux F'x et F/', F'g et F"a, polarisés suivant deux directions perpendiculaires.
I'i et I'2 sont polarisés dans le même plan, et I"x et I"2 sont polarisés dans un plan perpendiculaire au premier.
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