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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
34
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Méthode de la grille photométrique (Hertzsprang) (* *). — On place devant l’objectif une grille formée de fils métalliques rectilignes, parallèles, d’épaisseurs égales a, séparés par des vides égaux b. Cette grille joue le rôle d’un réseau de diffraction ; la théorie classique de la diffraction nous apprend qu’une étoile donne dans le plan focal de l’instrument une image centrale entourée d’images de diffraction. Les deux images de diffraction d’ordre p sont placées symétriquement par rapport à l’image centrale, à des distances qui correspondent à une déviation angulaire de :
s = K a ^r ^ (radians) où K est un entier, par exemple si
a -4- b = 1 cm. X = 0 [jl, 5 e = 11".
Soit
I0 l’intensité du faisceau incident,
L l’intensité de l’image centrale,
Ij, l’intensité des pièmes images.
On a :
b2
11 = Io (a -4- è)2’
T T 1 • 2 b
Ip = Io -o-a sm-------i 'PT'
p phr8 a -h- b r
}r est donc indépendant de I0 et n’est fonction que de ay b et », Ainsi la différence des magnitudes de l’image centrale et de la première image de diffraction est une constante qui peut être calculée au moyen des dimensions de la grille en appliquant la formule précédente.
La condition imposée au paragraphe précédent est donc remplie puisque la différence — m0 entre les magnitudes correspondant à l’image centrale et à la première image est constante et peut être évaluée. Cependant l’expérience a montré que la différence de magnitude observée entre l’image centrale et les deux premières images de diffraction est inférieure à celle que prévoit la théorie précédente : Par exemple Vyssotsky (2), utilisant un réseau pour
ff) Astron. Nachr., vol. 186, p. 177 (1910).
(*) Vyssotsky, The photovisual magnitude of the companion of Sirius. Astroph Journ., vol. 78, n° 1, p. 1, juillet 1933.
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 95,21 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Méthode de la grille photométrique (Hertzsprang) (* *). — On place devant l’objectif une grille formée de fils métalliques rectilignes, parallèles, d’épaisseurs égales a, séparés par des vides égaux b. Cette grille joue le rôle d’un réseau de diffraction ; la théorie classique de la diffraction nous apprend qu’une étoile donne dans le plan focal de l’instrument une image centrale entourée d’images de diffraction. Les deux images de diffraction d’ordre p sont placées symétriquement par rapport à l’image centrale, à des distances qui correspondent à une déviation angulaire de :
s = K a ^r ^ (radians) où K est un entier, par exemple si
a -4- b = 1 cm. X = 0 [jl, 5 e = 11".
Soit
I0 l’intensité du faisceau incident,
L l’intensité de l’image centrale,
Ij, l’intensité des pièmes images.
On a :
b2
11 = Io (a -4- è)2’
T T 1 • 2 b
Ip = Io -o-a sm-------i 'PT'
p phr8 a -h- b r
}r est donc indépendant de I0 et n’est fonction que de ay b et », Ainsi la différence des magnitudes de l’image centrale et de la première image de diffraction est une constante qui peut être calculée au moyen des dimensions de la grille en appliquant la formule précédente.
La condition imposée au paragraphe précédent est donc remplie puisque la différence — m0 entre les magnitudes correspondant à l’image centrale et à la première image est constante et peut être évaluée. Cependant l’expérience a montré que la différence de magnitude observée entre l’image centrale et les deux premières images de diffraction est inférieure à celle que prévoit la théorie précédente : Par exemple Vyssotsky (2), utilisant un réseau pour
ff) Astron. Nachr., vol. 186, p. 177 (1910).
(*) Vyssotsky, The photovisual magnitude of the companion of Sirius. Astroph Journ., vol. 78, n° 1, p. 1, juillet 1933.
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