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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
56
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Le cliché et l’échelle étant simultanément au point, on estime pour chaque étoile la magnitude provisoire pour laquelle la tache de l’échelle a la même dimension que l’étoile. Il est bon de faire l’estimation plusieurs fois et de prendre la moyenne.
• •
6.0 6j 6a 6.6 6* 7o 7.2 7* 7b 7b 8,o 8a 84 84 84 an 9,2 9* a* 94KUl0,2i0.»l0.6i0jsii,i 1U114 tu n« 12*12412*
Fig. 8. — Echelle de magnitudes provisoires.
Pour faire cette échelle on a tracé pour une succession de valeurs de m en progression arithmétique, une série de cercles dont les diamètres d sont définis par une formule telle que :
log d — c — 0,1 m
La construction d’une échelle de magnitudes peut se faire de plusieurs manières. Par exemple on dessine sur un grand carton blanc des cercles noirs dont les diamètres D varient suivant la loi :
m — a — b log D,
où m prend toutes les valeurs de 0,1 en 0,1.
Les coefficients a et b sont déterminés de manière que l’échelle provisoire ainsi obtenue se rapproche le plus possible de l’échelle des magnitudes vraies ; on photographie ensuite ces disques de manière à obtenir sur verre une échelle semblable à la première et de dimensions minimes.
Un procédé plus simple consiste à photographier une même étoile avec des temps de poses en progression géométrique et en décalant chaque fois la lunette d’une quantité constante.
Correction de distance au centre. — Diverses circonstances (courbure du champ, aberrations de sphéricité en dehors de l’axe), font que le diamètre d’une image stellaire dépend, non seulement de l’éclat de celle-ci, mais aussi de sa position sur le cliché, d’où une correction à introduire avant de comparer entre elles les étoiles du cliché. Traitons le cas le plus simple : celui où le cliché est normal à l’axe optique et où l’objectif est bien symétrique ; dans ce cas la correction à introduire ne dépend que de la distance r de l’image au centre du cliché et de la grandeur provisoire de l’étoile Mprov.
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 96,65 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Le cliché et l’échelle étant simultanément au point, on estime pour chaque étoile la magnitude provisoire pour laquelle la tache de l’échelle a la même dimension que l’étoile. Il est bon de faire l’estimation plusieurs fois et de prendre la moyenne.
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6.0 6j 6a 6.6 6* 7o 7.2 7* 7b 7b 8,o 8a 84 84 84 an 9,2 9* a* 94KUl0,2i0.»l0.6i0jsii,i 1U114 tu n« 12*12412*
Fig. 8. — Echelle de magnitudes provisoires.
Pour faire cette échelle on a tracé pour une succession de valeurs de m en progression arithmétique, une série de cercles dont les diamètres d sont définis par une formule telle que :
log d — c — 0,1 m
La construction d’une échelle de magnitudes peut se faire de plusieurs manières. Par exemple on dessine sur un grand carton blanc des cercles noirs dont les diamètres D varient suivant la loi :
m — a — b log D,
où m prend toutes les valeurs de 0,1 en 0,1.
Les coefficients a et b sont déterminés de manière que l’échelle provisoire ainsi obtenue se rapproche le plus possible de l’échelle des magnitudes vraies ; on photographie ensuite ces disques de manière à obtenir sur verre une échelle semblable à la première et de dimensions minimes.
Un procédé plus simple consiste à photographier une même étoile avec des temps de poses en progression géométrique et en décalant chaque fois la lunette d’une quantité constante.
Correction de distance au centre. — Diverses circonstances (courbure du champ, aberrations de sphéricité en dehors de l’axe), font que le diamètre d’une image stellaire dépend, non seulement de l’éclat de celle-ci, mais aussi de sa position sur le cliché, d’où une correction à introduire avant de comparer entre elles les étoiles du cliché. Traitons le cas le plus simple : celui où le cliché est normal à l’axe optique et où l’objectif est bien symétrique ; dans ce cas la correction à introduire ne dépend que de la distance r de l’image au centre du cliché et de la grandeur provisoire de l’étoile Mprov.
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