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temps, proportionnelle à -pjp*

Quand il s'agit d'une étoile, dont Téclairement direct serait Q, la quantité de lumière QS reçue par la lunette est répandue en majeure partie sur la tache centrale (96), dont la surface s est

proportionnelle à -^; l'éclat intrinsèque de cette imagey estimé

par un verre dépoli, par la chaleur ou les actions chimiques, est

S* donc proportionnel à Q pf c'est-à-dire, toutes choses égales^au

carré de Touverture libre.

Une au Ire méthode consiste à comparer l'étoile avec TiiDagc d'une source réfléchie sur une sphère (680). La surface de lïmage est alors R^a; / étant le pouvoir réflecteur moyen, la quantité de

OR' lumière réfléchie dans l'unité d'angle est f-^-f— • L'éclat intrinsèque

O \li

moyen de la sphère est/—- =f-^ et celui de l'image

Ea t:R- E '^ l^T. R*i""-^4*

A la dislance D, l'éclaircmcnt produit par cette lumière est

Si la distance est assez grande pour que le diamètre apparefll de l'image soit négligeable, on aura ainsi une étoile arlificifH^ dont Téclal est en raison inverse du carré de la distance.

On arrive au même résultat en utilisant l'image, obtenue paruDf lentille à très court foyer, du Soleil, de la Lune ou d'une sourcf quelconque (' ).

Il en est ainsi encore dans la lunette photométrique de M"' ncr, où riniage de Téloile artificielle est amenée par réflexion i" voisinage de celle de l'étoile; Tégalité des éclats est obtenue pif des appareils polariseurs.

(■) J. IIkuschkl, Kesults of Astronom, observai, at the Cape of GoodBopt* p. 353; i83'|-i838.

PHOTOMÉTRIE. 367

siparaison directe de deux étoiles est plus facile quand t assez rapprochées pour se trouver, en même temps, dans

de la lunette. M. Pickering ( * ) se sert alors d'une lunette »n en munissant Toculaire d'un analyseur qui permet d'é- IX des quatre images.

luction de l'ouverture des objectifs permet encore de réat d'une image et de comparer deux étoiles différentes, lut alors se prémunir contre l'erreur qui provient de l'a- 3mentde la tache centrale; le grossissement de l'oculaire assez faible pour que cette dilatation de l'image ne soit pas e. C'est ainsi que W. Herschel (^) comparait les étoiles ►servant successivement avec un même oculaire dans deux îs identiques dont l'un était diaphragmé; il avait soin de es étoiles d'éclats assez peu différents, afin que l'ouverture is réduite à moins de {, et il arrivait de proche en proche les de toute grandeur. Dans ce cas, les observations ne

simultanées et elles exigent une habileté particulière, ering ramène les deux images dans le même champ par ble réflexion et l'un des objectifs est réduit par une ouîn œil-de-chat.

)Ioi de grillages métalliques devant les objectifs présente nvénients plus graves encore que les diaphragmes et il est re de faire une étude préalable de leurs effets. Les mêmes 'erreur n'existent pas quand l'un des faisceaux est interr un disque tournant (683) à secteurs évidés d'ouverture ; rimage paraît continue et son intensité est réduite dans »rt des secteurs pleins à la surface totale, à la condition $ que les interruptions se succèdent à des intervalles s que-j\j de seconde.

souvent évalué l'éclat d'une étoile par la fraction dont il »saire de l'affaiblir pour qu'elle disparaisse sur le fond du le méthode est sujette à de graves erreurs, dues à la variaensibilité de l'œil, à la clarté générale du ciel, à l'influence ine ou du crépuscule, etc.; elle ne peut donner de résul-

PicKERiNQ, Ann. of Harvard Coll. Obs., t. IX, p. i ; 1880. — Journal

rue, t. IX, p. 4i3; 1880.

Herschel, Phil. Trans. L. /?. S. pour 1817, p. 3io.