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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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Numériquement on effectue cette correction en ajoutant à la magnitude observée de l’étoile une quantité dite « réduction au centre » de manière à obtenir la magnitude qu’aurait eu l’étoile si elle avait été photographiée au centre du cliché dans les mêmes conditions.
Cette réduction au centre se détermine en photographiant un champ stellaire pendant la même durée à des distances successives du centre.
La mesure des magnitudes successives des étoiles donne immédiatement la réduction au centre.
Cette réduction dépend presque toujours de la magnitude des étoiles, elle dépasse rarement une magn.
Extinction atmosphérique. — Les rayons lumineux traversent l’atmosphère avant de nous parvenir et subissent de ce fait une extinction.
Cette extinction dépend de nombreux facteurs, mais principalement, pour une atmosphère calme, de la distance zénitale z.
Soit E* l’éclat apparent d’une étoile à la distance zénitale z, E0 son éclat au zénith. Les rayons lumineux subissent pour un
dE
petit parcours ds dans l’air une extinction relative ^ proportionnelle à la masse d’air traversée, soit p la densité de l’air à la hauteur h au-dessus du sol, E(/i) l’intensité des rayons provenant d’une étoile à la hauteur h, i l’angle du rayon lumineux avec la verticale. On a :
or
donc
dE = — K • E • p ds, dh = ds cos i,
dE
E
Ko
dh.
cos l
Nous nous bornerons à une première approximation en supposant i constant et égal à z (pour z <C 60°, i varie de z à z — 1') d’où :
où
log E (z) = — C sec z -h G',
est indépendant de z.
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 98,58 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
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Numériquement on effectue cette correction en ajoutant à la magnitude observée de l’étoile une quantité dite « réduction au centre » de manière à obtenir la magnitude qu’aurait eu l’étoile si elle avait été photographiée au centre du cliché dans les mêmes conditions.
Cette réduction au centre se détermine en photographiant un champ stellaire pendant la même durée à des distances successives du centre.
La mesure des magnitudes successives des étoiles donne immédiatement la réduction au centre.
Cette réduction dépend presque toujours de la magnitude des étoiles, elle dépasse rarement une magn.
Extinction atmosphérique. — Les rayons lumineux traversent l’atmosphère avant de nous parvenir et subissent de ce fait une extinction.
Cette extinction dépend de nombreux facteurs, mais principalement, pour une atmosphère calme, de la distance zénitale z.
Soit E* l’éclat apparent d’une étoile à la distance zénitale z, E0 son éclat au zénith. Les rayons lumineux subissent pour un
dE
petit parcours ds dans l’air une extinction relative ^ proportionnelle à la masse d’air traversée, soit p la densité de l’air à la hauteur h au-dessus du sol, E(/i) l’intensité des rayons provenant d’une étoile à la hauteur h, i l’angle du rayon lumineux avec la verticale. On a :
or
donc
dE = — K • E • p ds, dh = ds cos i,
dE
E
Ko
dh.
cos l
Nous nous bornerons à une première approximation en supposant i constant et égal à z (pour z <C 60°, i varie de z à z — 1') d’où :
où
log E (z) = — C sec z -h G',
est indépendant de z.
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