INTRODUCTION

Le télescope Foucault de l'Observatoire d'Alger (Bouzaréah) n'avait jamais été employé, malgré son ouverture de cinquante centimètres, sa monture métallique et son entraînement contrôlé par une pendule, avec raquettes électriques de rappel : ses images dénotent un écart considérable par rapport au pouvoir séparateur théorique.

La méthode d'Hartmann a permis de mettre en évidence une aberration sphérique énorme, qui relève très probablement de l'explication suivante : Foucault utilisait des oculaires doués d’une aberration irréductible (voir page 5) qu'il avait compensée par des retouches au miroir parabolique. Une modification apportée par la suite à l'instrument laisse subsister, sans contrepartie, ce défaut introduit à dessein.

Dans ces conditions, il était naturel de songer à des travaux de photométrie, car ils nécessitent seulement une bonne luminosité ; on avait même envisagé la cellule photoélectrique comme récepteur d'énergie. J'ai préféré la plaque photographique, pour les raisons suivantes :

1° La cellule, sans amplification, n'aurait pas permis des mesures précises dépassant la sixième magnitude stellaire : le domaine d'investigation aurait été très restreint.

2° L'humidité, très changeante et en général forte à Bouzaréah, gêne la réalisation d’un équilibre électrostatique. La stabilité du photomètre, déjà difficile à assurer au laboratoire, devient un problème exvessivement compliqué lorsqu'il s'agit d'un montage utilisé à l'entrée du tube d’un télescope newtonien.

3° La passerelle d'observation se prête mal à la mise en place d'un tel dispositif.

4° L'introduction d'un système amplificateur aurait conduit, étant donnée l'obligation d'isolement hygrométrique, à une installation plus gênante encore et trop dispendieuse.

C'est donc comme photomètre impersonnel de laboratoire que j'ai employé la cellule. On trouvera dans le chapitre IT (page 14) la description du dispositif adopté, et quelques perfectionnements dans le chapitre V. Tous les montages, à l'exception du banc d'optique, ont été réalisés sur place, grâce au concours avisé de M. Calmel, mécanicien de l'observatoire. Je suis heureux de lui adresser ici mes plus vifs remerciements.

Il faut ajouter que la sensibilité de l'appareil est du même ordre que celle d’un microphotomètre Fabry- Buisson, qui ne préeente pas les mêmes difficultés d'élimination des causes d'instabilité. Le seul avantage du montage photoélectrique est de permettre une transformation éventuelle en photomètre enregistreur, par l'adjonction d'un système amplificateur.

Il était hors de propos de refaire la théorie du phénomène photoélectriaue et de l’électromètre adopté (Lindemann). J'ai seulement vérifié que la vitesse de l'aiguille de l'électromètre est sensiblement proportionnelle au flux lumineux recueilli par la cellule. C’est suffisant pour l'interprétation des mesures.

Par contre, il était indispensable d'étudier l'imagerie du télescope dans le champ des plaques 8X8 pour lesquelles sont établis les châssis et le porte-châssis. Il fallait d'abord fixer les limites du champ dit de pleine lumière (chapitre premier). De plus, il fallait se rendre compte de l'influence de l'angle de champ sur l'effet photographique ou efficacité. On verra pourquoi j'ai introduit cette variable, dont on trouvera la définition dans la quatrième partie, alors que, pour traiter le même problème appelé calibrage photométrique du champ, on rapporte en général les corrections à la magnitude stellaire.

Dans le cas du télescope newtonien, pour des raisons qu'on trouvera également dans le chapitre IV, le calibrage photométrique ne peut pas être établi avec sûreté. L'avantage de la méthode des plages pupillaires simultanées (chapitre V), variante de celle de M. Charles Fabry, consistera justement en la suppression radicale de ce

problème.

Il reste deux autres causes d'erreurs : l'atmosphère et la plaque photographique. On peut s'affranchir de la première en suivant quelques règles simples :

Poses simultanées (gradient horaire de l'absorption). Poses assez longues (intégration de la scintillation). Distance zénithale maxima imposée par l'étendue du champ en hauteur (absorption différentielle).

Quant à l’'émulsion photographique, son manque d’uniformité introduit des écarts inévitables et souvent importants : il est indispensable de leur trouver un terme correctif. On verra que, par une méthode simple, j'ai pu abaisser considérablement l'erreur moyenne provenant de ce défaut.

Ces différentes causes d'erreurs ne sont pas seules à discréditer la photométrie photographique. Il y a ce qu'on peut appeler la question préalable : « vous aurez beau rendre les mesures précises, saurez-vous ce qu'elles représentent exactement ? ». La seule façon indiscutable de définir un objet au point de vue photométrique consiste à déterminer sa courbe énergétique ; la sensibilité spectrale est une fonction spéciale de la longueur d'onde pour chaque catégorie de plaques. Il en résulte une diversité d’échelles et des réajustements laborieux, et parfois imprécis ; pour permettre à la photométrie photographique de profiter intégralement des progrès réalisés dans l'élimination des erreurs, il faudrait connaître avec précision la courbe de sensibilité spectrale utilisée, compte tenu des absorptions instrumentales.

Cette sujétion, inévitable si l’on se propose d'établir un catalogue photographique, ne l'est plus dans le cas particulier des étoiles variables : ce qui compte alors n'est pas tellement la valeur de la magnitude, mais l’amplitude de la variation ; la précision ne doit pas porter sur le niveau de la courbe dans l'échelle adoptée, mais sur sa forme et sur la date des points intéressants (extrema principaux et secondaires).

Une question se pose cependant, même dans ce cas ; on sait que la courbe caractéristique du noircissement dépend de la longueur d'onde moyenne À de la lumière agissante. En particulier le facteur de contraste y est une fonction y (À). La variation est faible tant qu'on reste au-dessus de À — 0,4 m (1). Mais dans l'ultra-violet elle est très marquée, et l'on se rend compte que le problème doit être posé, surtout dans le cas d’un réflecteur ; le remplacement de l'argent par l'aluminium sur les miroirs rendra ce problème plus important. J'ai réalisé une série de clichés permettant de le résoudre dans le cas de notre télescope (voir le chapitre V), à la précision de 0,01 magnitude.

Quant aux objets non-ponctuels, on s'est plaint à juste titre de la pauvreté des documents photométriques à leur sujet. Pourtant la méthode des plages pupillaires permettrait une détermination directe de leur magnitude intégrale. Seulement il s’agit dans ce cas du niveau exact de la magnitude dans une échelle bien déterminée. Et l'on retrouve les difficultés mentionnées.

Les difficultés de la photométrie absolue dépendent surtout de l'emplacement de l'observatoire, non de la méthode adoptée. Quant à l'étude des étoiles variables, elle offre un immense domaine d'investigation. On a souvent tendance à considérer que la photographie ne permet pas d’y atteindre une précision suffisante. L'emploi d'un télescope ajoute à ce discrédit non seulement la question du calibrage, mais celle de l’obturation centrale.

Cette dernière doit être considérée, nous le verrons, comme un avantage, et non comme un mal sans remède. Le problème du calibrage une fois éliminé, et. les erreurs tenant à l'hétérogénéité des plaques convenablement corrigées, nous disposerons d'une méthode qui, loin d'être un cas particulier, voire un cas paradoxal, mérite d'être utilisée chaque fois qu'on recherche la précision du centième de magnitude.

(1) H. Buisson et Ch. Fabry. — Les lois du noircissement des plaques photographiques. — Revue d'Optique 1024, ne 1, p. 1.