- 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
A titre d’indication voici quelques résultats „ déduits de la formule :
m — 5 log d 4- 2 log t — log f -+- 7,1.
Instrument de la carte du ciel Réflecteur de Yerkes Réflecteur de Crossley Télescope de 1,5 m du Mt Wilson Télescope Hooker
Ouverture cm Foyer cm Temps de pose 10 m. » 30 » » 60 » » 120 » » 240 » 33 344 14.1 15.1 15,7 16,3 16,9 61 258 15.7 16.7 17,3 17,9 18,5 91 330 16,2 17,2 17,8 18,4 19,0 152 760 17.1 18.1 18,7 19,3 19,9 250 1260 18,0 19,0 19,6 20,2 20,8
D’après la formule obtenue on voit que pour gagner une grandeur avec un instrument donné il faut tripler le temps de pose.
Lorsqu’on double le temps de pose on gagne 0,6 magn. et nous verrons que le nombre des étoiles ainsi obtenues sur une surface donnée du ciel est double. Signalons cette curiosité : le nombre des étoiles sur un cliché est à peu près proportionne au temps de pose.
Les nombres du tableau précédent ne doivent être considérés que comme approchés ; ils représentent ce qu’on peut espérer obtenir par ciel ordinaire avec les plaques les plus sensibles. Signalons que, par temps exempt de nuages et de brume, il y a très peu de différence entre la transparence du ciel en divers lieux. Entre une ville comme Paris et un observatoire situé sur les hauts plateaux où le ciel est le plus pur, la différence n’est que de quelques dixièmes de grandeur au plus.
Lorsqu’on se propose de mesurer les magnitudes des étoiles faibles d’un cliché, il faut s’arrêter aux étoiles un peu plus brillantes que la magnitude limite mi, car les étoiles très faibles se manifestent par des taches très petites et très floues sur lesquelles les mesures précises ne sont pas possibles, et de plus la loi de Scharz-schild cesse d’être vraie pour des éclairements très faibles, en pratique si mi est la grandeur limite des étoiles photographiées on ne peut mesurer que la magnitude des étoiles plus brillantes que la grandeur mi — 0,5.
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