TECHNIQUE DES OBSERVATIONS

Chaque observation comporte un groupe de quatre poses croisées selon le schéma avva, a désignant l'étoile de comparaison et v l'étoile variable. Si l’on juge utile et possible d'employer une deuxième étoile de comparaison, on fait un groupe de huit poses avvbbvva. Chaque groupe de deux poses successives fournit une valeur de la différence M,—M,ouM,—M,, M étant la magnitude de létoile qui correspond. à l’indice. On prend la moyenne des valeurs résultant d’un groupe complet de poses : l'expérience a montré que l’on compensait ainsi fortement les pertubations progressives qui se produisent pendant la durée des observations, qu’il s'agisse des variations de la transparence atmosphérique, de celles de la sensibilité de l’émulsion ou de toute autre pertubation, pourvu que sa marche reste à peu près régulière pendant la durée d’une observation complète.

Les densités des plages pupillaires et celles des copies du com étalon sont mesurées au microphotomètre de Fabry et Buisson. Les dernières fournissent deux courbes de noireissement où les abscisses sont les distances à l’extrémité la moins dense du coin. Comme on Pa déjà indiqué ($ 43), ces copies prennent place entre les deux rangées de plages pupillaires, dans le sens de la longueur de la plaque, les densités croissant en sens inverses sur l’une et l’autre, ce dispositif permettant de contrôler l’uniformité de sensibilité de lémulsion.

Soient d, et d, les densités photographiques correspondant aux étoiles a et », L, et L, les longueurs de coin lues sur la courbe de noircissement, © en magnitudes la constante moyenne du coin pour le domaine de radiations efficaces caractérisé par lassociation de la source, de lémulsion et du filtre coloré éventuellement utilisé ; on à :

NM = Cet, 47. CORRECTION RELATIVE A LA BRILLANCE DU CIEL.

Le diaphragme utilisé pour limiter la région utile du ciel, d’un diamètre de 4 mm, sous-tend un angle inférieur à 2’. Par ciel sans Lune, la brillance du ciel nocturne ne produit aucune action perceptible avec les durées de pose de quelques minutes habituellement pratiquées. Il n’en est pas de même lorsque la Lune éclaire fortement le ciel et surtout lorsque l’atmosphère est brumeuse ou les étoiles photographiées proches de la Lune. On double alors chaque pose sur une étoile par une pose de même durée sur le ciel à son voisinage.

Soit B la brillance du ciel, w Pangle solide sous lequel on verrait le diaphragme, placé dans le plan focal, du centre optique de l'objectif O : la région utile du ciel est comprise dans Pangle solide « et l’éclairement qu’elle produit est E, = Bo. L'effet est le même que celui d’une étoile de magnitude M, et l’on a, M, désignant une constante déterminée :

Me = M — 2,5 log E, M, —M,

en posant A = 10 De même, dans le cas où l’on photographie l'étoile & sur le fond du ciel, on a :

Moro = Mo — 2,5 log (E, + E,)

Fe de E, == Al, de —= A.10 2,5 d’où :

DNA [LORS 0

SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 101

RS o : : Fe Avec l'étoile variable v, on aurait d’une manière analogue :

| Mio M, RES UNU ONS | ne

et finalement :

M,— M,=— — 2,5 log — — 2,5 log 10 ee el 0

Soit, enfin, K la constante moyenne, en densités, du coin étalon. On à:

= — K{(7, — HS 25 = KE tre Lo), etc.

l., l,,, désignant les longueurs de coin fournies par la courbe de noireissement pour les plages relatives au ciel seul, au ciel plus

étoile &, etc.

ec?

Il vient finalement :

CRT | '0)

— K1 Ne

M,— M,—= — 2,5 log Re

Cette formule montre que le calcul est un peu long et, d’autre part, les plages sur le ciel étant presque toujours sous-exposées, la correction n’est, en général, pas très précise : 1l est donc préférable d'éviter, autant que possible, les photographies par ciel trop brillant.