Page:Bruhat - Les Étoiles, 1939.djvu/37

25

la photométrie stellaire

suffisantes pour que son noircissement puisse être mesuré au microphotomètre. On obtient une plage uniformément éclairée ayant des dimensions convenables — quelques dixièmes de mm — en écartant un peu la plaque P du plan focal F (fig. 6) : chacune des étoiles du champ donne alors une petite plage circulaire, dont l’éclairement $\mathrm {E}$ est proportionnel à son éclat apparent $e$, et les mesures microphotométriques fournissent les différences de magnitude par la formule :

$m'-m=2{,}5\log {e/e'}=2{,}5\,(\log {\mathrm {E} }-\log {\mathrm {E} '})=c\,(\sigma -\sigma ')$.

Fig. 6

La constante ${c=2{,}5/b}$ doit être déterminée pour chaque plaque par un étalonnage spécial. Il existe des séries d’étoiles dont les magnitudes ont été mesurées avec un soin particulier pour qu’elles puissent servir d’étalons aux mesures ultérieures ; on peut donc le plus souvent étalonner la plaque en y photographiant, dans une pose spéciale, une de ces séries d’étoiles.

Dans la mesure des étoiles étalons, il a fallu au contraire déterminer directement le facteur de contraste $b$ des plaques. Le procédé qui a été le plus souvent employé consiste à prendre sur la même plaque, avec la même durée de pose, trois clichés de la région du Ciel étudiée, en réduisant pour deux d’entre eux, par un diaphragme convenable, la surface utilisée de l’objectif^[1] : les

1. On déplace naturellement un peu la lunette en passant d’un cliché à l’autre, de façon que les trois plages données par une même étoile ne se superposent pas.