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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
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En effet, comme t est le même dans les diverses poses, le diamètre d’une tache est une fonction dé l’intensité de l’étoile. Pen-
S®
dant la pe pose il tombait sur l’objectif la fonction de la lumière qui tombait pendant la première. Les images d’une étoile obtenues pendant les poses successives sont les mêmes que celles d’une succession d’étoiles dont les intensités seraient :
La condition requise pour l’application de la méthode précédemment exposée, est donc remplie, puisqu’on peut calculer les différences de magnitudes des images successives obtenues pour une même étoile.
Une méthode analogue à la précédente a été employée à Harvard, mais au lieu d’employer un diaphragme circulaire on employait un diaphragme en forme de secteur circulaire.
Méthode du prisme {Harvard). — On place au centre de l’objectif un prisme circulaire de très petit angle et de petites dimensions. Les étoiles brillantes donnent ainsi deux images. L’une est obtenue directement à travers l’objectif, l’autre, légèrement déviée par rapport à la première,est produite par les rayons lumineux qui ont traversé le prisme, ces deux images sont évidemment dans un rapport d’éclat constant.
Méthode du spath d'Islande. — On place devant la plaque photographique deux lames de spath d’Islande dont les directions principales forment un angle connu. Chaque étoile donne 4 images dont les intensités relatives sont connues.
Loi de Schwarzchild. — Schwarzschild a cherché la forme de la fonction D = / (I, t) qui donne le diamètre d’une image stellaire, ou, ce qui est équivalent, la magnitude provisoire, en fonction de l’intensité I de cette étoile et de la durée de pose t. Il a montré qu’en général D est une fonction de 1#», ou p est un exposant variant suivant les émulsions de 0,80 à 0,85 :
D = f{ltp).
Si la loi de Schwarzchild est vérifiée pour les plaques que l’on utilise, on peut déterminer rapidement les grandeurs d’étoiles très faibles par la méthode que nous allons exposer.
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 99,20 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
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En effet, comme t est le même dans les diverses poses, le diamètre d’une tache est une fonction dé l’intensité de l’étoile. Pen-
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dant la pe pose il tombait sur l’objectif la fonction de la lumière qui tombait pendant la première. Les images d’une étoile obtenues pendant les poses successives sont les mêmes que celles d’une succession d’étoiles dont les intensités seraient :
La condition requise pour l’application de la méthode précédemment exposée, est donc remplie, puisqu’on peut calculer les différences de magnitudes des images successives obtenues pour une même étoile.
Une méthode analogue à la précédente a été employée à Harvard, mais au lieu d’employer un diaphragme circulaire on employait un diaphragme en forme de secteur circulaire.
Méthode du prisme {Harvard). — On place au centre de l’objectif un prisme circulaire de très petit angle et de petites dimensions. Les étoiles brillantes donnent ainsi deux images. L’une est obtenue directement à travers l’objectif, l’autre, légèrement déviée par rapport à la première,est produite par les rayons lumineux qui ont traversé le prisme, ces deux images sont évidemment dans un rapport d’éclat constant.
Méthode du spath d'Islande. — On place devant la plaque photographique deux lames de spath d’Islande dont les directions principales forment un angle connu. Chaque étoile donne 4 images dont les intensités relatives sont connues.
Loi de Schwarzchild. — Schwarzschild a cherché la forme de la fonction D = / (I, t) qui donne le diamètre d’une image stellaire, ou, ce qui est équivalent, la magnitude provisoire, en fonction de l’intensité I de cette étoile et de la durée de pose t. Il a montré qu’en général D est une fonction de 1#», ou p est un exposant variant suivant les émulsions de 0,80 à 0,85 :
D = f{ltp).
Si la loi de Schwarzchild est vérifiée pour les plaques que l’on utilise, on peut déterminer rapidement les grandeurs d’étoiles très faibles par la méthode que nous allons exposer.
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