Influence de la grandeur des étoiles
[ Cette influence a été soupçonnée par Bessel. Argelander l'a constatée en comparant entre eux les catalogues de Schjellerup et de Santini : la diflTérence systématique en ascension âroite, de -h 0^,02 pour la 6° grandeur, monte à -h o%o8' pour la 8* grandeur» à + o*, 1 2 pour la 9* *.- - Mais il faut remarquer que cette différence peut tenir en grande partie à la difficulté que présente l'observation des étoiles faibles dans des instruments de moyenne puissance.
M. B.-A. Gould, dans son rapport sur 27ie Transatlantic Longitude^ (P* 69)? exprime la conviction que l'équation personnelle varie avec la grandeur.
Fn comparant les positions des étoiles de comparaison de la planète Mars aux mesures héliométriques de M. Gill, M. H. G. van de Sande Bakhuyzen a mis en évidence*, dans les observations provenant de divers observatoires, des différences systématiques variables avec la grandeur, mais
* VierteljahrsBchrift der A. G., VII, p. 19, 1872.
* Smithsonian Contributions io knowledge, 1 869.
* Astr, Nachr , 2262, 1879. »
VALBURS ABSOLUES DE L*£qUAT10N PERSONNELLE 79
n'ayant une valeur sensible que pour les étoiles faibles^ 8-9^ Le cas est semblable à celui qui a été examiné plus haut. • • • • *
Mais ce qu'il importe surtout de connaître, c'est la variation qui naît de la différence d'éclat d'étoiles égalementbien observables sur un réticule nettement visible. ' ' '
Des déterminations directes ont été faites à l'Observatoire de Leyde^ La réduction de grandeur a été obtenue : 1^ à l'aidé d'un diaphragme circulaire de o",o6 d'ouverture, l'ouverture entière de l'objectif, étant o",i6; a* au moyen dfe réseaupc de toile naétallique. Chaque étoile était observée réduite dans une moitié du champ, avec tout son éclat dans l'autre. On n'a pas trouvé de différence sensible entre les deux procédés. Les résultats moyens qui suivent correspondent à une diminution de 2,5 unités dans la grandeur, et représentent des différences de corrections personnelles exprimées en centièmes de seconde, et prises dans le sens B-F (F, étoiles réduites; B, étoiles brillantes) ; G' indique la grandeur réduite.
lu
+ 6,5 ±2,3 + io,3±3,7
+ 5,4 ±1,3 -f- ai3 ±2,o + 4.ï±i,4
Des recherches de ce genre ont été faites à Washburn Observâtory, sous la direction. de M. Holden*, parla méthode E. Un réseau diminuait les grandeurs de 2 classes. '
Voici les résultats obtenus : n représente le nombre d'étoiles observées à 5 : 5 fils.
* VierteljahrsschriftderA.G.^ "879, p. 408.
* Publications of the Washhurn Observatory^lV^ p. 48et saiV.,
RBGHBRGHBS SUR L EQUATION PERSONNELLE
OBSi'
Gr
A'tf
A'tf
Gr
3 Réseaux (Réduction : 6 gr.).
a Réseaux (Réduction : 4 gr.)-
;L'erreur moyenne d'une détermination est à peu prèa ±4pourQ'=^6et±6pourG'=8,5.
Dans les trois premières séries, l'éclairement du Ghamp était réduit à son minimum, et restait invariable. Dans les séries 4 6t 5, l'éclairement était proportionné à l'éclat de l'étoile. Il paraît . ressortir de ce Tableau que les variations d'équation personnelle sont en relation avec L'éclat du champ aussi bien qu'avec la grandeur de l'astre.
A propos des déterminations de M. Holden, M. Krueger* tiit que ses observations d'Helsingfors ne montrent aucune influence de la grandeur, mais qu'il faisait varier l'éclairement de la lunette en même temps que l'éclat de l'étoile.
; .J'ai de mon côté procédé à des recherches analogues, en employant des réseaux simples, doubles ou triples, dont l'effet était de diminuer respectivement les grandeurs d'environ îî,5, 4>5 et 6,5 unités. Chaque étoile était observée à 8:8 fils.
Mes déterminations ont été faites à notre grand instrument, de i888 à 1890, par la méthode Œ-O. Une partie des résultats a déjà été publiée*. Ceux qu'on va lire se rap-
, } AUr. iVacAr., 2690, i885.
« Comptes rendus, GVII, p. 647, 1888.
YALBDRS ABSOLUES DE L EQUATION PERSONNELLE 81
portent à des étoiles dont la déclinaison est inférieure à 45*". En général, réclairemeut du champ est maintenu à son maximum pour les étoiles de grandeur inférieure à 5 ; au delà, il est réglé d'après la grandeur.
Gr RÉSEAU Ae (B-F) n i
norm.
réduite
En interprétant graphiquement ces résultats, on trouve comme réductions des passages à ceux des étoiles de 6' grandeur, les valeurs suivantes :
1 ""^ grandeur. ... -j- 7
2 "~~~ • • • • I îj 4" — ..... +3 7*>^ ^~ • . . • — I
Il faut noter l'accroissement de e, erreur moyenne d'une détermination, avec la différence des grandeurs : on doit en conclure que les observations des grosses étoiles sont moins précises que celles des étoiles plus faibles, mais toujours nettement visibles. Cette conclusion a d'ailleurs été vérifiée directement : le rapport des carrés des erreurs moyennes d'un passage, pour la grandeur réduite et la grandeur entière, est respectivement pour chaque réseau
On peut donc affirmer que l'influence de la grandeur atteint aussi bien l'erreur accidentelle que l'équation personnelle.- -
Je vais indiquer maintenant les résultats obtenus avec Tappareil à équation. Un trou de mire de o'"",2, vivement éclairé à la lumière électrique, donne un disque brillant de 3 34" de diamètre comparable à une étoile de i'** grandeur :
toutefois, là lumière est moindre et plus uniformément répartie dans ce disque que dans l'image d'une grosse étoile, où l'éclat du point central est prédominant. Le réseau triple réduit l'étoile artificielle à la y grandeur ; l'extinction par un réseau est proportionnellement plus forte ici, en moyenne 2,7, que dans les cas d'une étoile.
Les Tableaux suivants contiennent les variations A^ (B-F), correspondant à l'eflfet d'un réseau : on a fait trois groupes suivant la grandeur* Les poids ont été calculés comme cidevant :
