GRANDEUR DES ÉTOILES

moyenne. De même, pour obtenir les quatorzièmes sur papier il faudra Il ne pose d'au moins deux heures.

L'Astronome royal, à la suite de Tétude des négatifs pris à Greenwich, a dressé le tableau suivant des temps de pose nécessaires pour obtenir les images de diamètre donnée des étoiles de diverse grandeur:

llM 14M

Diamètre.

yM

Il faut que le diamètre du disque soit au moins de 2'5 pour être visible. Mais il semble qu'à priori on ne peut rien afûrmer sur les temps de pose, à cause des différences qui existent entre les plaques, de Tinfluence considérable de l'atmosphère, etc. ; c'est sans doute ce qui a engagé l'Astronome royal a proposer l'usage de photographies de la Polaire pour servir de témoins.

M. Dunér a proposé de remplacer la Polaire par un objet plus faible (DM + 88o,4) et d'employer des objectifs à long foyer pour lesquels l'agitation de l'air devient plus sensible : il ne lui parait pas que Ton gagne beaucoup à exagérer les dimensions des lunettes photographiques *.

M. Pritchard a insisté sur la distinction qu'il convenait d'établir entre les grandeurs photographiques définies par une règle nécessairement un peu arbitraire et les grandeurs photométriques.

Le capitaine Abney croit que toutes les plaques du commerce ont reçu une exposition préliminaire, en d'autres termes que les sels d'argent ont subi un commencement de décomposition. Or, quand on veut estimer les grandeurs d'étoiles, cette exposition préliminaire fausse entièrement le rapport des densités et des disques des images; c'est là peut-être la cause de la divergence des formules proposées pour déduire les grandeurs des diamètres des disques des images. Si l'on veut avoir beaucoup d'étoiles sur les plaques, sans s'occuper des grandeurs, une exposition préliminaire est à conseiller; mais si l'on veut mesurer les grandeurs, il faut l'éviter et employer des plaques parfaitement brillantes 2.

M. W. H.-M. Ghristie a étudié la relation qui existe entre le diamètre de limage, la durée de la pose et l'éclat des objets, d'après les photographies stellaires prises à l'Observatoire de Greenwich. Ces photographies ont été faites dans les régions du ciel pour lesquelles le professeur Pritchard a préalablement déterminé avec le photomètre à prisme un certain nombre de types d'étoiles de 9» et 11». Les observations de Greenwich, comme le montre M. Ghristie, conduisent à une relation linéaire entre la racine carrée du diamètre et le logarithme du temps de pose, les écarts entre l'observation et le calcul correspondant à moins du V») d'une grandeur dans l'étendue de huit grandeurs.

1. Bulîetin attnmomiqve, 1S91, p. 523.-2. The Observatory, 1S91.

354 THiLITÉ ENCYCLOPÉDIQUE DE PHOTOGRAPHIE.

De plus, à égalité dV.fiTet photographique ou des diamètres des images, la relation

Durée de pose x éclat de l'objet = constante,

est confirmée par les déterminations photographiques des étoiles de 9>« et li« de M. Pritchard et les évaluations d'Argelander, du moins quand les étoiles considérées appartiennent à une même plaque; car d'un jour à l'autre, Tinfluence de la lune et du ciel, les dépôts de rosée sur Tobjectif, etc., peuvent apporter des différences notables ".

1251. Étoiles variables. — A Cambridge, M. Pickering applique une nouvelle méthode photométrique pour vérifier la variabilité des étoiles. Un petit prisme de très petit angle est attaché à un doublet photographique de courte dislance focale et monté équatorialement. Le prisme couvre une très petite fraction de l'ouverture du doublet, et il a pour but de produire une petite déviation avec aussi peu de dispersion que possible. Dirigée sur un groupe d'étoiles à comparer, la lunette donnera, outre les images A, B, G des étoiles en question, des images dues au prisme a, &, c. lesquelles multiplient les facilités de la comparaison. Des Cartes photographiques montrant toutes les étoiles jusqu'à la 12"« ayant été obtenues, il est alors possible de vérifier aussitôt la variabilité, sujet qui a acquis un grand intérêt par son rapprochement avec la classification des spectres ; en effet, les raies de l'hydrogène ont été vues brillantes dans trente étoiles variables à longue période, et cette particularité des étoiles variables fournit un moyen de les découvrir.

M. Pickering a fait connaître les résultats de l'examen des nombreux négatifs obtenus par les astronomes de Harvard Collège de la région du ciel où se trouve l'étoile nouvelle du Cocher (Nova Aurigœj. Dix-huit négatifs obtenus de 1885 à 1891 n'en laissent voir aucune trace : ce n'est qu'à partir du 10 décembre 1891 qu'elle apparaît sur les photographies. On peut conclure des mesures que la Nova, qui au commencement de novembre était au-dessous de la dixième grandeur, a dû atteindre la sixième grandeur vers le ler décembre, et le maximum d'éclat (4m,4) le 20 décembre; le 20 janvier 1893, elle était descendue au-dessous de la cinquième grandeur. Depuis le 2 février, on l'étudié avec soin, a Cambridge, par l'observation directe et par la photographie, au double point de vue photométrique et spectroscopique.

M. et Mme Huggins, à Londres, en ont photographié le spectre, qui est très remarquable par le grand nombre de raies brillantes accompagnées de fortes raies d'absorption, que l'on rencontre jusque dans l'ultra-violet X 3200. M. Vogel, à PosUlam, a entrepris l'élude du spectre de cette étoile, qui lui paraît résulter de la superposition de trois spectres différents appartenant à trois corps célestes en mouvement relatif *.

Cette môme étoile fait l'objet de plusieurs observations de Huggins, Lockyer et Pickering. Ce dernier, dans ses photographies prises à Haward Collège, a confirmé la présence des raies noires d'absorption signalées par Lockyer comme situées sur les bords les plus réfrangibles des raies K, H, h et G. Sur une des dernières photographies obtenues, le D»" Huggins a vu

1, Bull^in agronomique^ 1892, p. 271. — 2. IMd., 1892, p. 278.