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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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Si on a fait des poses sur une région et sur une séquence à des intervalles de 20 minutes par exemple et qu’on développe le cliché immédiatement après la pose, les poses faites en premier donnent des images relativement plus intenses que celles qu’on a faites en dernier lieu, et la précision des mesures s’en ressent.
Au contraire si on attend 24 heures par exemple, le vieillissement de toutes les poses devient pratiquement le même et les erreurs provenant du phénomène signalé ne sont plus à craindre.
Pickering avait constaté que si on fait successivement des poses identiques sur une même région et une même plaque, les dernières images sont plus faibles que les premières, ceci tient à ce qu’il développait des plaques tout de suite après la pose.
Effet Eberhard. — Lorsque deux étoiles sont très voisines sur un cliché, sans pour cela se toucher, les diamètres de leurs images sont plus petits que si, toutes autres circonstances étant les mêmes, ces étoiles formaient leurs images en deux points éloignés du cliché. Tout se passe comme si la plaque photographique se trouvait fatiguée dans le voisinage immédiat d’une image stellaire. On évite presque complètement l’effet Eberhard en employant un développateur à l’oxalate de fer.
Magnitude limite des étoiles visibles dans un instrument. — Une étoile de magnitude m donne dans le plan focal d’un instrument d’ouverture d une image dont l’intensité est proportionnelle à :
ir°'4w X dK
La magnitude limite mi observable dans un instrument correspond au cas où l’intensité précédente atteint une valeur donnée :
10— 0,4m, x _ C>
ou :
mi = 5 log d H- const.
La constante se détermine par l’expérience. On trouve que si d est exprimé en centimètres :
mi — 5 log d -f- 6,5.
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Si on a fait des poses sur une région et sur une séquence à des intervalles de 20 minutes par exemple et qu’on développe le cliché immédiatement après la pose, les poses faites en premier donnent des images relativement plus intenses que celles qu’on a faites en dernier lieu, et la précision des mesures s’en ressent.
Au contraire si on attend 24 heures par exemple, le vieillissement de toutes les poses devient pratiquement le même et les erreurs provenant du phénomène signalé ne sont plus à craindre.
Pickering avait constaté que si on fait successivement des poses identiques sur une même région et une même plaque, les dernières images sont plus faibles que les premières, ceci tient à ce qu’il développait des plaques tout de suite après la pose.
Effet Eberhard. — Lorsque deux étoiles sont très voisines sur un cliché, sans pour cela se toucher, les diamètres de leurs images sont plus petits que si, toutes autres circonstances étant les mêmes, ces étoiles formaient leurs images en deux points éloignés du cliché. Tout se passe comme si la plaque photographique se trouvait fatiguée dans le voisinage immédiat d’une image stellaire. On évite presque complètement l’effet Eberhard en employant un développateur à l’oxalate de fer.
Magnitude limite des étoiles visibles dans un instrument. — Une étoile de magnitude m donne dans le plan focal d’un instrument d’ouverture d une image dont l’intensité est proportionnelle à :
ir°'4w X dK
La magnitude limite mi observable dans un instrument correspond au cas où l’intensité précédente atteint une valeur donnée :
10— 0,4m, x _ C>
ou :
mi = 5 log d H- const.
La constante se détermine par l’expérience. On trouve que si d est exprimé en centimètres :
mi — 5 log d -f- 6,5.
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