- 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
On tire de là :
l°g = — C (sec z 1).
Soit m(z) la grandeur apparente de l’étoile on a :
m(z) — m(0) = h- 2,5 G [sec z — 1].
Ainsi : l’extinction a pour effet de diminuer toutes les magnitudes stellaires d’une quantité qui est fonction linéaire de la sécante de la distance zénithale. Le coefficient de proportionnalité G' =—2,5 G, est indépendant de la magnitude de l’étoile observée, mais il dépend dans une certaine mesure de la longueur d’onde de la lumière de l’astre, en sorte qu’il n’est pas le même pour les divers types spectraux. C' dépend de l’état de l’atmosphère aux diverses altitudes au-dessus de l’observateur. On le détermine expérimentalement en photographiant la même région du ciel dans les mêmes conditions et au cours de la même nuit à diverses hauteurs au dessus de l’horizon, et la quantité :
m(z) — /w(0),
ou réduction au zénith peut être réduite en tables.
La correction d’extinction n’intervient pas lorsqu’on compare les étoiles d’un même cliché. Pour'un cliché de 2° de côté, à moins de 50° du zénith, la correction d’un bord à l’autre est inférieure à 0,01 grandeur. Elle intervient lorsqu’on étalonne les magnitudes d’un cliché par comparaison avec une séquence. Si la région étudiée est photographiée à la distance zénithale z et la séquence à z', il faut augmenter toutes les magnitudes de la séquence de :
m{z) — m(z'),
La constante G' varie d’un lieu à un autre et en un même lieu d’une nuit à une autre, elle est généralement voisine de 0,20 magn. Elle dépend du type spectral et diminue de 0,03 environ lorsqu’on va du type A au type M.
Il importe, lorsqu’on a pris un cliché, d’attendre quelques heures pour le développer. On a constaté en effet que l’intensité d’une image prise dans des conditions déterminées augmentait lorsqu’on attendait un temps de plus en plus long pour effectuer le développement.
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