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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
33
la forme de deux images décalées en x et se distinguent immédiatement des étoiles de la région étudiée.
Cette méthode de comparaison à une séquence est fort simple, mais elle ne suffit pas, il faut d’abord montrer comment on a pu déterminer les m des étoiles des séquences connues actuellement ; de plus, certaines séquences s’arrêtent à la 15e grandeur et il faut pouvoir déterminer les magnitudes d’étoiles plus faibles.
Autres méthodes. — Toutes les autres méthodes sont basées sur l’idée suivante. Au moyen de procédés que nous allons exposer on forme des images stellaires qu’on sait être dans des rapports connus d’éclats, pour ces images les différences des magnitudes réelles m :
A = mi — m-2.
sont connues.
Soient m^prov et m2Vrov les magnitudes provisoires de ces images, et :
m = f{mprov) la relation inconnue entre m et mprov.
on aura :
f{mi,prov) fim^i, prov) - A.
Si on a ainsi un certain nombre d’équations, on en déduit la fonction f à une constante près. En pratique on prend :
f(x) — ax% h- bx3 + ex -+- d
a, et c sont définis par les équations :
— m|p) -h b{m\v — m\v) H- c{mip — m2î>) = A,
que l’on traite par la méthode des moindres carrés.
Pour obtenir la constante d, il faut connaître là magnitude d’une étoile au moins du cliché ; on emploie pour cela la méthode précédemment décrite : On compare la région à une séquence.
L’avantage de ces méthodes réside dans ce fait qu’elles peuvent être étendues à un intervalle de magnitudes bien plus étendu que celui des séquences auxquelles on est obligé de se reporter finalement et qu’elles permettent de vérifier et au besoin de rectifier ces séquences ; enfin il est nécessaire de les avoir à sa disposition pour établir les séquences.
Il nous reste à montrer comment on peut produire des images stellaires, dont la différence des magnitudes est connue.
Mineur, III. s
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 96,58 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
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la forme de deux images décalées en x et se distinguent immédiatement des étoiles de la région étudiée.
Cette méthode de comparaison à une séquence est fort simple, mais elle ne suffit pas, il faut d’abord montrer comment on a pu déterminer les m des étoiles des séquences connues actuellement ; de plus, certaines séquences s’arrêtent à la 15e grandeur et il faut pouvoir déterminer les magnitudes d’étoiles plus faibles.
Autres méthodes. — Toutes les autres méthodes sont basées sur l’idée suivante. Au moyen de procédés que nous allons exposer on forme des images stellaires qu’on sait être dans des rapports connus d’éclats, pour ces images les différences des magnitudes réelles m :
A = mi — m-2.
sont connues.
Soient m^prov et m2Vrov les magnitudes provisoires de ces images, et :
m = f{mprov) la relation inconnue entre m et mprov.
on aura :
f{mi,prov) fim^i, prov) - A.
Si on a ainsi un certain nombre d’équations, on en déduit la fonction f à une constante près. En pratique on prend :
f(x) — ax% h- bx3 + ex -+- d
a, et c sont définis par les équations :
— m|p) -h b{m\v — m\v) H- c{mip — m2î>) = A,
que l’on traite par la méthode des moindres carrés.
Pour obtenir la constante d, il faut connaître là magnitude d’une étoile au moins du cliché ; on emploie pour cela la méthode précédemment décrite : On compare la région à une séquence.
L’avantage de ces méthodes réside dans ce fait qu’elles peuvent être étendues à un intervalle de magnitudes bien plus étendu que celui des séquences auxquelles on est obligé de se reporter finalement et qu’elles permettent de vérifier et au besoin de rectifier ces séquences ; enfin il est nécessaire de les avoir à sa disposition pour établir les séquences.
Il nous reste à montrer comment on peut produire des images stellaires, dont la différence des magnitudes est connue.
Mineur, III. s
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