ABSORPTION ATMOSPHÉRIQUE
En raison des grandes difficultés que présentent les corrections d'absorption atmosphérique, on organise les observations de telle sorte que ces corrections restent très faibles. On choisit, en conséquence, les étoiles de comparaison les plus proches que l’on puisse trouver et l’on s’efforce, durant les observations, de ne pas dépasser des distances zénithales telles que la correction différentielle ne soit jamais supérieure à 1 ou 2 centièmes de magnitude.
On peut écrire, tout au moins tant que la distance zénithale ne dépasse pas 65° :
m = mo + a(séc C — 1),
m désignant la magnitude apparente d’une étoile, m, sa magnitude au zénith et « la perte de magnitude pour la masse d’air unité. En toute rigueur, cette relation n’est valable que pour un rayonnement monochromatique et l’onne peut l'appliquer, d’une manière approchée, au rayonnement global d’une étoile que si le domaine spectral considéré est assez étroit pour qu’une valeur moyenne de « ait un sens.
Si lon compare une étoile variable v à une étoile fixe 4, on à :
Ma — My = Map — Myy + d(séc E, — séc C,),
en supposant, bien entendu, que l’absorption n’a pas varié entre les instants où l’on a observé les deux étoiles.
Lorsque la correction d'absorption est quelque peu importante, il faut déterminer a par la méthode de Bouguer, qui, elle aussi, n’est légitime que si la perte au zénith reste sensiblement constante pendant toute la durée de la séance d'observation.
Comme on n’est pas assuré de la constance de m,, durant cet intervalle de temps, il faut nécessairement utiliser une deuxième étoile de comparaison b et ce sont les équations de la forme
Ma My = Man — My + AsSÉéc CL, — séc C)
qui fournissent à.
Mais fréquemment [39], durant une séance d'observation, l’absorption varie, soit irrégulièrement de telle sorte qu’il ne soit pas possible de construire de droites de Bouguer, soit d’une manière progressive, et alors les droites trouvées ne correspondent pas à la réalité. C’est la raison pour laquelle, dans les observations courantes, on a préféré s'affranchir à peu près complètement de la détermination de labsorption. Dans ces conditions la correction à faire subir aux mesures pour les ramener au zénith est si petite que l’on peut se contenter d’une valeur moyenne assez grossièrement approchée de a. Ainsi, dans le cas de 6 Lyrae, on ne dépasse presque jamais 4 heures d’angle horaire, soit environ 459 de distance zénithale : dans le cas le plus défavorable, celui d’une émulsion non chromatisée, la correction moyenne d’absorption différentielle est alors égale à 0,01 magnitude et une erreur de 100 % sur la valeur de a n’introduirait encore qu’une erreur de l'ordre de grandeur de cette correction.
Or, si b, est la brillance spectrale d’une étoile de type spectral déterminé, +, le facteur de transmission monochromatique de l’atmosphère pure au zénith, S, la sensibilité spectrale de l’émulsion, +', le
SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 103
facteur de transmission du filtre employé pour limiter le domaine spectral efficace, le facteur de transmission total T de Patmosphère
pure est égal à :
the de L'EST =" 1 F> | ve b,S,+',T, da
et la densité optique moyenne D, à :
Le
D = log T.
On néglige, au cours de cette approximation, la transmission sélective de l’instrument astronomique. On peut faire dA — 200 À et prendre pour les valeurs de b; celles du corps noir correspondant. Les valeurs deS,, de +’, et de +, se déduisent des données des tableaux IX, XVE XVILet XVIIL
On donne ci-dessous, pour les divers types spectraux, dans le cas particulier de émulsion non chromatisée Lumière Opta et de l’'émulsion Agfa Isopan Super-Special associée au filtre orangé Wratten n° 15, la densité optique ou plutôt la perte de magnitude au zénith ainsi calculée pour l'atmosphère pure. Ce données sont suivies de la perte de magnitude visuelle calculée d’une manière analogue à partir des facteurs de visibilité relative.
