Première page
Page précédente
Page suivante
Dernière page
Illustration précédente
Illustration suivante
Réduire l’image
100%
Agrandir l’image
Revenir à la taille normale de l’image
Adapte la taille de l’image à la fenêtre
Rotation antihoraire 90°
Rotation antihoraire 90°
Imprimer la page
- 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
60
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Nous avons réuni dans le tableau ci-dessous les.valeurs de m relatives à quelques valeurs de D :
Ouverture de l’instrument D (cm) 1 5
Magnitude des
étoiles visibles les
plus faibles mi ... 6,5 10,0
25 60 80 100 150 250
13,5 15,3 16,0 16,5 17,4 f. 19,0
Ces résultats ne sont qu’approchés, en réalité rm dépend,dans une certaine mesure, de la qualité de l’instrument, de la transparence du ciel et du grossissement employé.
Magnitude limite des étoiles photographiées dans un instrument. — Nous avons dit que l’image photographique d’une étoile était un cercle de rayon notablement supérieur à celui de la tache de diffraction ; l’étalement de la lumière de l’étoile sur une telle surface est dû à la diffusion de la lumière dans la plaque photographique et à l’agitation atmosphérique.
L’émulsion et la transparence du ciel étant données, admettons que pour qu’une étoile soit visible sur un cliché il suffise que l’énergie envoyée par elle sur une surface donnée du plan focal dépasse une certaine valeur e.
Supposons d’abord que seule la diffusion de la lumière dans la gélatine intervienne, l’agitation atmosphérique jouant un rôle négligeable la magnitude des étoiles les plus faibles du cliché ne dépend alors que de l’ouverture de l’instrument et du temps de pose.
En effet pour une plaque donnée le diamètre D de l’image d’une étoile est fonction de :
x = E w.
E étant l’énergie lumineuse que l’étoile envoie sur l’objectif en une seconde, si d est le diamètre de cet objectif, E est proportionnel à d?-iO~~0,lkTn’x dépend donc ded2.10— 0,4,V\
L’étoile n’est visible sur un cliché que lorsque x atteint une certaine valeur xQ.
x0 = d210“ 0'4wi^.
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 97,16 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Nous avons réuni dans le tableau ci-dessous les.valeurs de m relatives à quelques valeurs de D :
Ouverture de l’instrument D (cm) 1 5
Magnitude des
étoiles visibles les
plus faibles mi ... 6,5 10,0
25 60 80 100 150 250
13,5 15,3 16,0 16,5 17,4 f. 19,0
Ces résultats ne sont qu’approchés, en réalité rm dépend,dans une certaine mesure, de la qualité de l’instrument, de la transparence du ciel et du grossissement employé.
Magnitude limite des étoiles photographiées dans un instrument. — Nous avons dit que l’image photographique d’une étoile était un cercle de rayon notablement supérieur à celui de la tache de diffraction ; l’étalement de la lumière de l’étoile sur une telle surface est dû à la diffusion de la lumière dans la plaque photographique et à l’agitation atmosphérique.
L’émulsion et la transparence du ciel étant données, admettons que pour qu’une étoile soit visible sur un cliché il suffise que l’énergie envoyée par elle sur une surface donnée du plan focal dépasse une certaine valeur e.
Supposons d’abord que seule la diffusion de la lumière dans la gélatine intervienne, l’agitation atmosphérique jouant un rôle négligeable la magnitude des étoiles les plus faibles du cliché ne dépend alors que de l’ouverture de l’instrument et du temps de pose.
En effet pour une plaque donnée le diamètre D de l’image d’une étoile est fonction de :
x = E w.
E étant l’énergie lumineuse que l’étoile envoie sur l’objectif en une seconde, si d est le diamètre de cet objectif, E est proportionnel à d?-iO~~0,lkTn’x dépend donc ded2.10— 0,4,V\
L’étoile n’est visible sur un cliché que lorsque x atteint une certaine valeur xQ.
x0 = d210“ 0'4wi^.
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 97,16 %.
La langue de reconnaissance de l'OCR est le Français.