Première page
Page précédente
Page suivante
Dernière page
Illustration précédente
Illustration suivante
Réduire l’image
100%
Agrandir l’image
Revenir à la taille normale de l’image
Adapte la taille de l’image à la fenêtre
Rotation antihoraire 90°
Rotation antihoraire 90°
Imprimer la page
- 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
35
lequel a = 0,129 mm. et b = 12,6 millimètres a trouvé par l’observation des Pléiades m1 — m0 — 8,86, alors que la théorie prévoit mx — m0 = 9,96. Bucerius (*) explique ces différences par le fait que le raisonnement précédent s’applique à un réseau de traits, infini en tous sens, alors qu’en pratique on limite ce réseau à une ouverture circulaire ; mais il semble que ceci ne suffise pas à expliquer les différences observées et la réflexion de la lumière par le bord des fils de la grille peut également intervenir.
Quoi qu’il en soit, il est nécessaire pour appliquer la méthode de
la grille, de déterminer les rapports y1 par des expériences de laboratoire (2), et c’est ce qui a été fait par tous les astronomes qui ont utilisé cette méthode ; on peut éviter ces mesures de laboratoire en déterminant les constantes de la grille au moyen de séquences stellaires où les magnitudes sont bien connues.
Deuxième méthode d'utilisation de la grille. — (Kapteyn et Wirtz (3)). On utilise ce fait que le rapport :
de l’intensité lumineuse de l’image centrale avec grille, à l’intensité lumineuse de l’image sans grille est connu.
On fait successivement deux poses de durée égale, l’une avec grille, en décalant légèrement l’instrument entre les deux poses, l’autre sans grille, les deux images d’une même étoile sont dans
le rapport d’intensité, Cette méthode présente l’inconvénient de supposer la transparence de l’atmosphère constante durant l’observation, mais elle présente sur la précédente l’avantage suivant : les images que l’on compare sont bien rondes toutes les deux. Dans la méthode précédente, au contraire, on compare l’image
l1) Bucerius, Astron. Nachr. Band., 246 p. 44, 1932.
(2) Voir par exemple : Photographie Photometry with the 60 inch reflector of the Mount Wilson solar Observatory. Astroph. Journ., vol. 39, p. 307 (1914) ou Contrib. du Mt. Wilson, n° 80.
(3) F. H. Se are s. Photographie photometry with the 60 inch reflector of the Mount Wilson solar Observatory. Astroph. Journ., vol. 39, p. 307 (1914) ou Mt. Wilson Contrib., n° 80.
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 98,33 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
35
lequel a = 0,129 mm. et b = 12,6 millimètres a trouvé par l’observation des Pléiades m1 — m0 — 8,86, alors que la théorie prévoit mx — m0 = 9,96. Bucerius (*) explique ces différences par le fait que le raisonnement précédent s’applique à un réseau de traits, infini en tous sens, alors qu’en pratique on limite ce réseau à une ouverture circulaire ; mais il semble que ceci ne suffise pas à expliquer les différences observées et la réflexion de la lumière par le bord des fils de la grille peut également intervenir.
Quoi qu’il en soit, il est nécessaire pour appliquer la méthode de
la grille, de déterminer les rapports y1 par des expériences de laboratoire (2), et c’est ce qui a été fait par tous les astronomes qui ont utilisé cette méthode ; on peut éviter ces mesures de laboratoire en déterminant les constantes de la grille au moyen de séquences stellaires où les magnitudes sont bien connues.
Deuxième méthode d'utilisation de la grille. — (Kapteyn et Wirtz (3)). On utilise ce fait que le rapport :
de l’intensité lumineuse de l’image centrale avec grille, à l’intensité lumineuse de l’image sans grille est connu.
On fait successivement deux poses de durée égale, l’une avec grille, en décalant légèrement l’instrument entre les deux poses, l’autre sans grille, les deux images d’une même étoile sont dans
le rapport d’intensité, Cette méthode présente l’inconvénient de supposer la transparence de l’atmosphère constante durant l’observation, mais elle présente sur la précédente l’avantage suivant : les images que l’on compare sont bien rondes toutes les deux. Dans la méthode précédente, au contraire, on compare l’image
l1) Bucerius, Astron. Nachr. Band., 246 p. 44, 1932.
(2) Voir par exemple : Photographie Photometry with the 60 inch reflector of the Mount Wilson solar Observatory. Astroph. Journ., vol. 39, p. 307 (1914) ou Contrib. du Mt. Wilson, n° 80.
(3) F. H. Se are s. Photographie photometry with the 60 inch reflector of the Mount Wilson solar Observatory. Astroph. Journ., vol. 39, p. 307 (1914) ou Mt. Wilson Contrib., n° 80.
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 98,33 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.