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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
31
On a imaginé deux sortes de méthodes de photométrie photographique, la méthode des images focales et la méthode des plages.
La méthode des images focales consiste à mesurer les dimensions des images données par les étoiles sur une plaque placée au foyer d’un instrument photographique.
La magnitude d’une étoile se déduit du diamètre D de la tache produite sur la plaque photographique. Si I est l’intensité lumineuse photographique de l’étoile et t le temps de pose, on a :
D = f(I, t).
On a cru longtemps que D était fonction de la quantité totale de lumière I X i, reçue par la plaque pendant la pose, mais on a reconnu assez tôt qu’il n’en était rien. Dans ce qui va suivre immédiatement nous ne supposerons rien sur la fonction / (I, t).
En pratique, voici comment on procède :
On mesure D et on en déduit des valeurs provisoires des magnitudes. Cette magnitude provisoire est une fonction de D, arbitraire théoriquement, mais choisie en pratique de manière que les magnitudes provisoires soient voisines des magnitudes réelles ou d’une fonction linéaire de celles-ci.
Puis, par des méthodes que nous allons exposer, on dresse une table, qui donne la magnitude réelle en fonction de la magnitude provisoire.
Grâce à cette table et à la mesure de D, on peut mesurer les magnitudes des étoiles du cliché.
Méthode de comparaison à une séquence. — La méthode la plus simple, pour trouver la relation entre les m provisoires et les m, consiste à photographier la région à étudier, et immédiatement après avec le même temps de pose, une région appelée « séquence » dans laquelle les magnitudes des étoiles ont été déterminées une fois pour toutes ; t étant le même dans les deux poses, les étoiles de même m donnent des images de même D, donc de même mProv. Comme on connaît les m de la séquence on mesure les mprov de ces étoiles et on en déduit la relation (m, mprov) que l’on étend alors à la région étudiée.
Nous citerons tout à l’heure les principales séquences, auxquelles
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 98,61 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
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On a imaginé deux sortes de méthodes de photométrie photographique, la méthode des images focales et la méthode des plages.
La méthode des images focales consiste à mesurer les dimensions des images données par les étoiles sur une plaque placée au foyer d’un instrument photographique.
La magnitude d’une étoile se déduit du diamètre D de la tache produite sur la plaque photographique. Si I est l’intensité lumineuse photographique de l’étoile et t le temps de pose, on a :
D = f(I, t).
On a cru longtemps que D était fonction de la quantité totale de lumière I X i, reçue par la plaque pendant la pose, mais on a reconnu assez tôt qu’il n’en était rien. Dans ce qui va suivre immédiatement nous ne supposerons rien sur la fonction / (I, t).
En pratique, voici comment on procède :
On mesure D et on en déduit des valeurs provisoires des magnitudes. Cette magnitude provisoire est une fonction de D, arbitraire théoriquement, mais choisie en pratique de manière que les magnitudes provisoires soient voisines des magnitudes réelles ou d’une fonction linéaire de celles-ci.
Puis, par des méthodes que nous allons exposer, on dresse une table, qui donne la magnitude réelle en fonction de la magnitude provisoire.
Grâce à cette table et à la mesure de D, on peut mesurer les magnitudes des étoiles du cliché.
Méthode de comparaison à une séquence. — La méthode la plus simple, pour trouver la relation entre les m provisoires et les m, consiste à photographier la région à étudier, et immédiatement après avec le même temps de pose, une région appelée « séquence » dans laquelle les magnitudes des étoiles ont été déterminées une fois pour toutes ; t étant le même dans les deux poses, les étoiles de même m donnent des images de même D, donc de même mProv. Comme on connaît les m de la séquence on mesure les mprov de ces étoiles et on en déduit la relation (m, mprov) que l’on étend alors à la région étudiée.
Nous citerons tout à l’heure les principales séquences, auxquelles
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