- 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
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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.
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