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De ces mesures, on peut tirer plusieurs conclusions : le maximum de T Céphée a bien eu lieu à l'époque prévue (!” ; une période secondaire, de 31 jours environ, doit être attribuée à une légère variabilité de l'étoile Mais ce qui nous intéresse ici est l'existence de l'influence du noircissement sur la valeur de la magnitude relative. Nous voyons même que cette influence est loin d'être négligeable, et se manifeste d'autant plus que la magnitude est plus voisine de celle (8,13) de l'étoile À. Cela provient du fait que la différence des indices de coloration entre l'objet mesuré (variable) et l'objet étalon passe alors par un maximum.

{r) R. Prager. Kaloloy und Ephemeriden verantdterlichen Sterne li 1936.

Gonclusion. -— Nous trouvons un effet, avec le signe auquel on devait s'attendre, puisque le y est une fonction croissante de la longueur d'onde. Nous nous sommes placés dans des conditions extrêmes et, dans la plupart des cas, le phénomène doit être négligeable. Cependant, en toute rigueur, une magnitude photographique n'est définie que pour une valeur déterminée de l'efficacité. L'emploi de nouveiles émulsions et, pour les télescopes,

de nouveaux alliages réfléchissants risque d'augmenter l'importance de cet effet.

Aussi est-il à recommander, chaque fois qu’on commence une étude de photométrie photographique, de se rendre compte de l'ordre de grandeur qu'il atteint avec le matériel qu'on utilise. On ne peut donner aucune règle générale En lisant le chapitre intitulé « Specktralphotométrie » (A. Brill), du Handbuch der Astrophysik, on remarque que certains auteurs constatent l'absence totale du phénomène : par exemple Rosenberg, Payne et Hogg ; d'autres comme Sampson, trouvent un effet notable.

Comment éliminer, dans ce dernier cas, les erreurs dues aux variations de l'efficacité photographique d’une

pose à l’autre ? La seule méthode est d'établir, par des expériences systématiques, la variation Am de la magnitude

À ; ; Am é $ correspondant à une variation A+ de l'efficacité; le rapport + doit être déterminé pour chaque valeur de la e

magnitude #7 non seulement parce que, lorsque l'éclat de l’objet mesuré change, on le compare à des objets différents n'ayant plus le même indice de coloration, mais encore parce que la variation de magnitude est en général accompagnée de modifications spectrales qui altèrent l'indice de coloration. Comme :il s'agit de corrections petites. il suffit de les déterminer pour quelques valeurs de # (pär exemple pour celles qui coïncident avec les magnitudes n11 , m2, m2, ... . des étoiles de comparaison) et d'interpoler dans les intervalles.

La formule de Sampson. — Au cours de ses recherches de spectrophotométrie, Sampson!(1) fut conduit à la

formule suivante, qui est une généralisation des théories de Schwarzschild d'une part, d'autre part de Hurter et Drifheld :

Log JJ = ata—4)+b{(T-T)+-e(T=T?) À

où J ,Aet T sont respectivement l'intensité lumineuse, une fonction du noircissement, et une fonction du temps de pose, pour une certaine source, J', A'et T” les grandeurs correspondantes, pour une autre source photographiée sur la même plaque que la première. Comme il s'agit de spectres, la formule intéresse un petit domaine de longueur d'onde, et lorsqu'on passe à un autre domaine, il faut modifier les coefficients a , b , e , qui sont fonctions de x.

Cette formule joue le rôle de notre courbe empirique ({,m) reliant la mesure photométrique ft à la magnitude m»1 ; mais il y a un terme supplémentaire, correspondant au temps de pose; il joue le rôle de la correction que nous venons de constater né:essaire.

La structure de la formule de Sampson fait entrevoir que l'effet de l'indice de coloration peut se manifester avec une importance plus ou moins grande suivant que le noircissement varie en même temps que le temps de pose, ou à temps de pose constant, à cause de l'absorption atmosphérique ou de modifications dans le traitement des plaques.

Je n'ai pas encore essayé de mettre en évidence de telles variations du phénomène qu'on peut appeler effet Purkinje photographique. Comme il s’agit d'un terme correctif toujours faible, il n'est peut-être pas plus utile de chercher une représentation perfectionnée, que d'adopter, pour l'élimination de l'hétérogénéité des plaques, un

développement x au lieu d'une constante.

Il faut d’ailleurs remarquer que la mesure { ne dépend pas seulement, comme la fonction 4 , du noircissement; l'irradiation intervient, ce qui risque de compliquer encore un essai de théorie générale de ce phénomène.

(1) Prof, R.-A. Sampsun. Effective temperatures of sixty-four stars. Monthly Nolices of the Royal Astronomical Sociely, LXXXV, 3.

Conclusion sur les plages pupillaires simultanées :

Non seulement le calibrage photométrique du champ est éliminé, mais les erreurs dues à l'hétérogénéité de la plaque sont faibles ; souvent les quatre valeurs fournies par un même cliché sont si voisines qu'il n y a aucun intérêt à effectuer une correction. Lorsqu'on observe des écarts, ils sont peu importants, n'atteignant presque jamais o,1 magnitude. Dans ces conditions, il est inutile d'essayer de « fignoler » la fonction (j'ai adopté la valeur constante — 0,85) La raison de ce nouvel avantage est la transparence du cliché autour des images, tenant à la suppression du

noircissement produit par le fond du ciel.

La précision obtenue (erreur probable 0,005 à 0,010 pour une plaque comportant quatre poses) ne semble guère susceptible d'améliorations, quelle que soit la méthode suivie et quels que soient les progrès réalisés dans la fabrication des plaques ou dans la correction de l'absorption atmosphérique.

En effet, les résultats des mesures sont en fin de compte portés sur la courbe empirique (T , m) , et cette opération présente une incertitude graphique qui est du même ordre que les erreurs probables ci-dessus.

Le seul inconvénient de la méthode des plages pupillaires simultanées est la possibilité de rencontrer des étoiles parasites. La lune introduit également une lumière supplémentaire, plus génante qu'avec les autres méthodes, à cause de sa concentration sur les plages mêmes qu'il s'agit de comparer.

uant à l'objection concernant la complication, nous avons vu qu’elle est d'une faible portée. J P q P

J'essaye un dispositif applicable à n'importe quelle variable, à condition, bien entendu, que les étoiles de comparaison soient à l'intérieur du champ de pleine lumière de l'instrument. Pour le moment, ces essais ne sont pas satisfaisants. La mise en place, successivement, des diverses images au centre des objectifs correspondants est malaisée. [l risque d'y avoir disproportion entre le temps ainsi perdu et les difficultés de l'opération, d'une part, et le gain obtenu en précision d'autre part. Cette méthode n'est donc pas encore pratique, tandis que celle que nous venons d'examiner l'est, bien qu on puisse penser le contraire avant de l'avoir essayée.