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- 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
66
PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Le noircissement est à peu près proportionnel au poids d’argent réduit.
On sait mesurer le noircissement d’une plage au moyen de divers instruments appelés opacimètres que nous ne décrirons pas ; leur principe consiste à égaliser les intensités du flux lumineux qui a traversé la plage et du flux lumineux incident en réduisant ce dernier dans une proportion connue.
Montrons maintenant comment, ayant mesuré les noircissements du cercle oculaire donnés par deux étoiles on peut évaluer les différences de magnitudes de ces astres.
Sur la plaque on produit une succession de plages auxiliaires par des éclairements qui sont dans des rapports connus. Un des procédés les plus simples pour obtenir ce résultat consiste à éclairer avec une même source et pendant le même temps une petite région de la plaque photographique en interposant un coin photométrique, c’est-à-dire un prisme de matière absorbante homogène sur le trajet des rayons lumineux.
Si E0 est l’intensité incidente, E l’intensité transmise, z l’épaisseur du coin traversée, on a :
E = E0e Kz.
La constante K se détermine à l’opacimètre. Pour chacun des
points de la plage obtenue on détermine z, on en déduit les
E'
rapports des éclairements E, donc les différences, — 2,5 log g* des magnitudes correspondantes à chacun des points de la plage de comparaison.
On dispose ainsi des noircissements Nx et N2 des cercles oculaires^ provoqués par les deux étoiles et des noircissements N', N"... ainsi que des magnitudes m', m".., d’un certain nombre de points de la plage de comparaison. On trace une courbe en portant en abcisses les N','N".., en ordonnées les m\ m".. ; la différence des ordonnées des points d’abcisses Nx et N2 est la différence de magnitudes de deux étoiles.
Nous sommes ainsi en possession d’un moyen de détermination de la différence des magnitudes de deux étoiles, la magnitude d’une étoile, rapportée à la séquence internationale s’en déduit par comparaison avec une étoile de magnitude connue comme nous l’avons exposé à propos de la méthode des images focales.
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 98,70 %.
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PHOTOGRAPHIE STELLAIRE
Le noircissement est à peu près proportionnel au poids d’argent réduit.
On sait mesurer le noircissement d’une plage au moyen de divers instruments appelés opacimètres que nous ne décrirons pas ; leur principe consiste à égaliser les intensités du flux lumineux qui a traversé la plage et du flux lumineux incident en réduisant ce dernier dans une proportion connue.
Montrons maintenant comment, ayant mesuré les noircissements du cercle oculaire donnés par deux étoiles on peut évaluer les différences de magnitudes de ces astres.
Sur la plaque on produit une succession de plages auxiliaires par des éclairements qui sont dans des rapports connus. Un des procédés les plus simples pour obtenir ce résultat consiste à éclairer avec une même source et pendant le même temps une petite région de la plaque photographique en interposant un coin photométrique, c’est-à-dire un prisme de matière absorbante homogène sur le trajet des rayons lumineux.
Si E0 est l’intensité incidente, E l’intensité transmise, z l’épaisseur du coin traversée, on a :
E = E0e Kz.
La constante K se détermine à l’opacimètre. Pour chacun des
points de la plage obtenue on détermine z, on en déduit les
E'
rapports des éclairements E, donc les différences, — 2,5 log g* des magnitudes correspondantes à chacun des points de la plage de comparaison.
On dispose ainsi des noircissements Nx et N2 des cercles oculaires^ provoqués par les deux étoiles et des noircissements N', N"... ainsi que des magnitudes m', m".., d’un certain nombre de points de la plage de comparaison. On trace une courbe en portant en abcisses les N','N".., en ordonnées les m\ m".. ; la différence des ordonnées des points d’abcisses Nx et N2 est la différence de magnitudes de deux étoiles.
Nous sommes ainsi en possession d’un moyen de détermination de la différence des magnitudes de deux étoiles, la magnitude d’une étoile, rapportée à la séquence internationale s’en déduit par comparaison avec une étoile de magnitude connue comme nous l’avons exposé à propos de la méthode des images focales.
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