HAL Id: jpa-00233754
https://hal.archives-ouvertes.fr/jpa-00233754
Submitted on 1 Jan 1940
HAL is a multi-disciplinary open access
archive for the deposit and dissemination of
sci-entific research documents, whether they are
pub-lished or not. The documents may come from
teaching and research institutions in France or
abroad, or from public or private research centers.
L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est
destinée au dépôt et à la diffusion de documents
scientifiques de niveau recherche, publiés ou non,
émanant des établissements d’enseignement et de
recherche français ou étrangers, des laboratoires
publics ou privés.
Photométrie visuelle des étoiles brillantes
G. Oriano
To cite this version:
PHOTOMETRIE VISUELLE DES
ÉTOILES
BRILLANTES Par M. G. ORIANO.Sommaire. -
L’auteur expose la théorie d’une méthode qui lui a permis de réaliser, à l’0153il nu, des obser-vations d’étoiles brillantes avec une précision voisine de ± 0,02 à 0,04 magnitude suivant les cas, dans un
système de magnitudes bien défini. L’élaboration de la méthode a nécessité l’étude d’un certain nombre de questions connexes qui ne sont pas exposées ici : en particulier, indices de couleur et établissement d’un catalogue moyen sur le système international. Les observations, effectuées en centièmes de
magnitude, sont corrigées de l’absorption atmosphérique, l’équation de position, la valeur du degré,
l’équation de couleur. Les exemples donnés montrent qu’il y a excellent accord entre deux observateurs
indépendants d’une part, et avec des mesures photoélectriques d’autre part, ce qui permet d’affirmer
que la précision annoncée n’est pas illusoire.
Cette Note
présente
un examen sommaire etcertains
résultats,
concernant lesquestions
dephotométrie
des étoiles brillantes dont la solutionpermet
d’envisager
la réalisationpratique, à
nu, d’observations différentielles avec uneprécision
vraievoisine du centième.
1.
Caractérisüques
des méthodes actuelles. ---Dans tout cequi
suit,
on caractérisera laprécision
et la
rapidité
dechaque
méthode par lesquatre
para-mètres suivants : s, l’erreur
probable
externe,
c’est-à-direcorrespondant
aux écarts d’observateur à lamoyenne d’un ensemble d’observateurs ou
d’obser-vateur à
catalogue
(déduction
faite de l’erreurprobable
du terme decomparaison);
E’,
l’erreurprobable
interne,
c’est-à-direcorrespondant
auxécarts des différentes
parties
d’une même mesure;v, le nombre de déterminations distinctes constituant
une mesure; z, le
temps
nécessaire à cette mesure. A l’heureactuelle,
l’observation à l’oeil nu sur lesétoiles brillantes n’est
plus
guère
utiliséequ’à
l’occa-sion des Novoeremarquables,
par les associationsA.A.V.S.O., A.F.O.E.V.,
etc., dont le travailprincipal
porte
nécessairement sur des étoilestélescopiques;
et encore
plus
rarement pour l’étudeapproximative
de certaines variables
typiques
(oc Ori,
~3
Per,
P Lyr,
etc.)
parquelques
observateurs isolés. Dans le cas desassociations,
les étoiles deréfé-rence et
quelques
directivesgénérales
sont seulescommunes aux divers observateurs. Il en résulte
que la correction des erreurs
personnelles
diverses nepeut
être tentée. Lesparamètres
caractéris-tiques
prennent
alors les valeursDans le cas des observateurs
isolés,
lesmagnitudes
des étoiles de référence sont très variées. Les
correc-tions ne
comportent,
engénéral/que
cellesd’absorp-tion
atmosphérique,
de valeur dudegré
etplus
rarement de couleur et deposition;
mais elles sonttoujours statistiques,
cequi
leur enlève unegrande
partie
de leur valeur. On n’arriveguère
ainsiqu’à
La
plupart
des méthodes visuellesproprement
photométriques
ne sontguère plus
précises
1
(Picke-ring,
Zôllner,
etc.)
et d’autantplus longues
qu’elles
sont
plus précises.
Les
plus remarquables
sont celles duphotomètre
àplages
(Dufay)
et duphotomètre
à oeil de chat(Danjon).
Pour ce dernierappareil,
on a :toutefois le zéro des valeurs déduites
peut
êtreaffecté d’une incertitude de
quelques
centièmes.Quant
aux méthodesphysiques
elles sonttoujours
très laborieuses et nécessitent des instrumentsparfois
assez
grands,
cequi
limitebeaucoup
le nombre des étoiles observables par nuit.La
possibilité
d’observations sensiblementplus
précises
à l’oeil nu nousayant
étésignalée
parM. R.
Rigollet
à la suite d’une de sespublications [i],
nous avons cherché à déterminer les conditions per-mettant d’obtenir les
plus petites
valeurspossibles
des
paramètres caractéristiques
dans une méthodedifférentielle
susceptible
d’uneapplication
courante.2. Conditions
générales
des observations.-Le
problème général qui
se pose consiste àdéter-miner,
parcomparaison
avec un ensembled’étoiles,
lamagnitude
d’une étoile dans unsystème
(~)
donné,défini en zéro, échelle et couleur.
Dans le cas d’une étoile
variable,
c’est leproblème
habituel de rattachement aux étoiles decomparaison;
dans le cas d’une étoile non
variable,
c’est celui dela détermination des corrections aux
magnitudes
275
d’un
catalogue
construit sur(1),
ouqui
définirstatistiquement.
Les méthodes
employées jusqu’ici
conduisent àopérer
en vision fovéale(image
ponctuelle),
cequi
limite auxmagnitudes
inférieures à4,5,
et à necomparer que des étoiles ni
trop
distantes,
ni demagnitudes
trop
différentes(en
général
d 3oO etm),
cequi
limite auxmagnitudes
supé-rieures à zéro.
L’emploi
de la vision fovéale est à recommander pour les raisons suivantes : ellepermet
seule d’assurer en
pratique
la constance des condi-tions devision;
elle n’intéresse que lescônes,
cequi,
d’unepart,
élimine sensiblement lephénomène
dePurkinje,
etdéplace,
d’autrepart,
la visibilité rela-tive vers le rouge - conditionimportante
pour diminuer l’influence del’absorption atmosphérique.
On supposera, d’autre
part,
acquise
la notion dudixième de
magnitude
et de sespremiers multiples
(vers
une certainemagnitude :
2 parexemple).
On pourra alors évaluer lesécarts A,,j-
endegrés
voisins de 0,01magnitude,
de la même manièrequ’on emploie
le dixième demagnitude
dans la méthode dePickering.
Enfin on n’observera
généralement
qu’aux
dis-tances zénithales inférieures à 6oo
(sec z
2)
etnaturellement,
saufprécautions
spéciales,
que par ciel suffisamment clair et uniforme.Le passage des écarts bruts
estinxés àiô
auxmagnitudes
J1lcomportera
nécessairementplusieurs
approximations,
dans les limitesimposées
par la valeur du seuil de sensibilité différentielle de l’oeil -lequel
est très inférieur à cette curieuse valeurclassique
qu’est
ledegré d’Argelander
- etnous
paraît
voisin de 2 pour 100 à lamagnitude
2.On exposera d’abord les conditions
théoriques
d’unepremière approximation,
puis
quelques
résul-tatspratiques
obtenusjusqu’ici
à cetteapproxi-mation.
3. Théorie d’une
première approximation
des corrections. -L’origine
des correctionsappliquées
aux à p
réside dans les erreurssystématiques
dues àl’absorption atmosphérique,
l’équation
deposition,
la valeur du
degré,
l’équation
de couleur. A. ABSORPTION ATMOSPHÉRIQUE. -L’augmen-tation de
magnitude
parrapport
à la limite del’atmosphère
étantoù
(P (z)
est la masse d’air à la distance zénithale z et k laperte
demagnitude
auzénith,
on aurak
(/.)
étantl’absorption
zénithale et m{i,)
lamagni-tude
monochromatique
[correspondant
à lavisi-bilité relative
V(/)].
En
première
approximation
on pourra, dans lesconditions
précisées
plus
haut,
poseren considérant k comme coefficient moyen relatif
aux
longueurs
d’onde effectives usuelles de m(),),
vers o,56 y. Cette valeur de k se détermine au moyen
d’un certain nombre de relations de la forme
où A M est la différence de
magnitude apparente.
Dans les limites où le terme en sec3 z de
(I1)’
restepeu
important,
c’est-à-direjusque
vers z =8oo,
onréduira l’erreur sur k en
augmentant
autant quepossible
la distance zénithale de l’étoile laplus
basse,
depréférence
avec A Mpetit.
Il est
indispensable
non seulement de déterminerainsi k
chaque
soir(l’emploi
d’une tablepermanente
adéjà
étérejeté
par de nombreuxauteurs),
mais il faut encore échelonner les déterminations au coursde la
nuit,
cequi
permet
de déceler à la fois lesvariations
progressives
de k(parfois
trèsimportantes
même partemps
clair)
et ses oscillations aléatoiresqui
fournissent des indicationsprécieuses
sur ledegré
d’homogénéité
del’atmosphère
(nuages invisibles).
B.
ÉQUATION
DE POSITION. - SoitLlP.6
l’écart estimélorsqu’une
étoile se trouve dansl’angle
deposition 0
parrapport
à une direction liée àl’obser-vateur et
passant
par l’autre étoile. L’écart~1~.
corrigé
de l’erreur deposition
sera de la formeP
(6)
étant une fonction dont la valeur moyenne estnulle et
qu’il
esttoujours possible
dedévelopper
en série de Fourier.
On
peut
donc poser enpremière
approximation
(et
lareprésentation
obtenue est en fait trèsbonne)
Il
apparaît
ainsi que cette erreur s’élimine parsymétrie
en faisant les estimations dans les deuxpositions (j
et 5 + ~-, cequi
évite la déterminationde ~. En
fait,
il estpréférable,
car la conditionprécédente
n’estguère
réalisable enpratique,
de donner à ~- 80
quatre
valeurs invariables différantde goo et de déterminer les deux valeurs
corres-pondantes
~1 et ’GJ2 de filsin(9
-(0),
cequi
permet
l’utilisation despointés
dont lesymétrique
nepeut
être réalisé.
C. VALEUR DU DE(;RÉ. -
Au moyen des
Ap.
onet
correspondant
à l’étoile derang k
dans la sérieainsi
formée, et
demagnitude
aucatalogue.
On définit de la sorte une relation
développable
en série de Mac Laurinqui
f ournit 1fI
dudegré
qui
f0Urnit la valeur duOr,
on constatequ’on
a, enpratique,
une trèsbonne
représentation
enposant
ce
qui,
avec la condition =f (o),
détermine la fonctionf ;
on a, eneffet,
il suffit alors d’identifier
(V)
avec ledéveloppement
en série ’
ce
qui
donne
c’est d’ailleurs
évident,
et détermine les coefficients de
(VI)
en fonction de oc,~.
Toutefois,
onpeut
se passer de(VI),
surtoutlorsque
les erreurs des f sont assezpetites;
lescorrections se font alors aisément au moyen de
(6)
qui
donne lesmagnitudes
provisoires
ou même
plus simplement,
àl’approximation
d’où
Comme celle de
l’absorption,
cette déterminationdu
degré
doit être faite àchaque
séanced’obser-vation,
car il n’est paspossible
d’assurer lacons-tance de oc
et P
d’un soir à l’autre et surtoutpendant
quelques
semaines,
àl’approximation
qui
estrecher--
chée ici.
D.
ÉQUATION
DE COULEUR. - Si la visibilité relativeV (),)
de l’observateur étaitidentique
à celle!7(A)
durécepteur
définissant(1),
les valeurs(9)
représenteraient,
à une constanteprès,
les valeurs cherchéesMais il n’en est
généralement
pas ainsi et ilconvient
d’appliquer
auxmagnitudes
provisoires
Mk une correctiondépendant
de larépartition
del’énergie
dans lespectre.
,On obtiendra en
général (rayonnement noir)
unebonne
approximation
enposant,
pour un intervallede
magnitude
assezréduit,
où C est un indice de couleur
correspondant
à(1).
Mais il serait peu correct, à la
précision
recherchée,
de faire la correction au moyen du
type spectral
parce que, d’une
part,
lestypes spectraux
usuels(ceux
du H.D.C. parexemple)
n’ontqu’une
préci-sion très médiocre et
présentent
uneimportante
équation
décimale,
et que, d’autrepart,
il existeune forte différence de couleur entre naines et
géantes
du mêmetype
spectral.
L’ensemble des étoiles dont le
catalogue
donne lamagnitude
et l’indice de couleur CIL fourniradonc,
dans cesconditions,
unsystème
d’équations
de la forme
qu’il
suffit de résoudre. On auraalors,
au moyende
(VII),
les valeurs recherchéesRemarquons
que M~représente
lamagni-tude définitive dans le
système
de couleur de l’obser-vateur etqu’on
peut
avoir intérêt àopérer
sur cette valeur dans le cas de variables à très faibleamplitude.
Remarque
I. - Sans vouloir aborderdes
ques-tions
d’optique physiologique,
il nousparaît
néces-saire derappeler
iciqu’aux
très faibles éclairements277
qu’en
conséquence
lamagnitude
«apparente >}
subjective
évoluera, commel’indique
grosso modola
figure
~, en fonction dutype
spectral.
Il en résultequ’une
étoile rougeatteindra,
bienaprès
une étoileblanche,
son éclatapparent
maximum. Par suiteil convient de
prolonger
la vision untemps
suffisantpour amener
chaque
étoile à cemaximum,
si l’onveut
qu’une
relation telle que(VII)
ait un sensbien défini.
Fig. r.
Il faut donc absolument
rejeter
lapratique qui
consiste à se débarrasser de cephénomène
en alter-nantrapidement
lespointés
surchaque
étoile(ce qui
revient,
non pas à éliminer lephénomène,
mais bienà ne
plus
leremarquer).
Il est, eneffet,
évident que l’observationporte
alors sur unpoint
mal défini des branches ascendantes etprésente,
deplus,
l’incon-vénient de diminuer
algébriquement
c, cequi,
on l’adéjà signalé plus
haut,
est assez défavorable àdivers
points
de vue.Remarque
II. - La définitionthéorique
de(1)
suppose naturellement
indépendante
de ~c; mais il n’est pascertain, a
priori,
que lecatalogue
réel basé sur
(1)
satisfasserigoureusement
à cette condition(on
sait même que tous lesgrands
cata-logues
visuelsclassiques présentent
ce défautparmi
tant
d’autres).
D’autre
part,
il est mêmeprobable
que V(À)
dépend légèrement
de Jl1 dans les conditionsindi-quées
(comparaison
binoculaire non simultanée depoints
trèséloignés
par vision directeprolongée),
car la fixation est de moins en moins bien assurée
lorsqu’on approche
du seuil et,qu’en
conséquence,
la vision n’estpeut-être
plus
strictementfovéale,
laissant ainsi
apparaître
un faiblephénomène
dePurkinje.
Il en résulte que le coefficient de couleur c ne sera
pas constant par
rapport
à ilc etqu’il
convient deremplacer (11)
paroù c.ln. sera déterminé par des relations telles que
(10),
mais en n’utilisant
qu’un
intervalle restreint demagnitudes (on
groupera au besoin un certainnombre de
séries).
4.
Application pratique.
Erreurs acciden-telles. - On a laissé de côté laquestion
ducata-logue
de référencequi, théoriquement
arbitraire,
ne doit pas, en
fait,
présenter
d’erreurssystéma-tiques
ou accidentellesnotables;
aussil’emploi
dela HR par,
exemple
ne serait pas sans inconvénients.Le récent
catalogue
moyen de Harvard[3]
seraitbeaucoup plus
indiqué.
Toutefois,
leproblème
actuelfaisant
partie
d’une étudeplus
générale,
on apréféré,
pour des raisons dont il
n’y
a pas lieu de faire étatici,
choisir pour(~)
lesystème
photovisuel
interna-tional de 1922
(IP,,),
surlequel
on a construit uncatalogue
moyenprovisoire (IP’,,),
combinant les valeurs de HR et PD réduites à l’aide decorrec-tions
appropriées.
On a surtout recherché unsystème
de couleur bien invariable en
magnitude
et deserreurs accidentelles internes aussi
petites
quepossible;
on est ainsi arrivé à une erreurprobable
interne
~«~~~ = rb m
et à une coïncidence
pratique
entre cesystème
et
l’IP,,,
dans l’état actuel des étalons internatio-naux ; certainescomparaisons
indirectes conduisenten effet à
il existe une erreur
périodique
en ascensiondroite,
mais son
amplitude
est faible(o,03 m).
Les indices de couleur ont été déduits
d’équiva-lents de
couleur r
réduits ausystème
de couleurinternational
[4]
parrapport auquel
ils neprésentent
sans doute pas d’erreursystématique
supérieure
à -!-
o,05
m, et leur erreurprobable
interne estsensiblement
Les conditions des observations ont été en
partie
décrites
plus
haut;
ajoutons
que la conditionse réalise au mieux en choisissant pour directions invariables celles de la
ligne
des yeux et laperpen-diculaire,
cequi
permet
engénéral
les 4
estimationssymétriques
auvoisinage
du zénith et 2 ou 3 à unehauteur moindre.
Il convient naturellement de
prendre,
au cours desobservations,
un certain nombre deprécautions
simples,
que lapratique
faitrapidement
découvrir,
et de veiller à sedégager
de toute erreur d’ordrepsychologique,
cequi
n’est pas très difficilelorsque
les observations sont nombreuses et
régulières,
condi-tion par ailleurs
indispensable à
la réussitecomplète
de la méthode.En
fait,
l’application pratique
est trèssimple
pourun observateur
entraîné;
onpeut,
en moyenne,acces-soires
comprises)
en untemps
voisin de 2 h, soit sensiblementJusqu’à
maintenant les réductions ont été faites en recherchant le maximum desimplicité
et derapidité,
on n’a donc pas obtenu toute laprécision
dont estsusceptible
laméthode,
même dans le cadre de cettepremière
approximation. Cependant,
lesvaleurs moyennes des erreurs
probables
sont, dans le cas des corrections auxmagnitudes
d’étoiles nonvariables
(ou réputées
telles),
et dans le cas des observations les
plus précises
decertaines variables
Il convient de mentionner le fait que ces résultats ont été obtenus pour la
plupart
sous le ciel peu favorable de Paris. ’ #5.
Exemples. -
A titre d’indication sur lesordres de
grandeur
descorrections,
indiquons
les valeurspersonnelles
suivantes :Équation
deposition
légèrement
variable avec lamagnitude.
Valeur du
degré
les variations avec le
temps
sont de l’ordre de + 10 pour 100.Équation
de couleurde
et décroît
jusqu’à
c =o,oo au seuil =
4,5).
Absorption
atmosphérique.
- Paratmosphère
stable, k
est déterminé parquatre
comparaisons
avec une erreur
probable
voisine de h o,02 m. Lesvariations sont donc facilement décelables.
Les
quelques
graphiques
suivantspermettront
demieux réaliser les
possibilités
de la méthode.A. OBSERVATIONS LES PLUS PRÉCISES. - La
figure
2 donne la courbe de lumière de oc UMirapportée uniquement
à p
UMi,
d’après
31 obser-vations de mai à octobreIg38
dans l’échelle decouleur de l’observateur
Après
correction de couleur lamagnitude
moyenne estle
catalogue
donnantRemarquons
que(12)appliquée
donne[IP,,1=9,,07
alors que la valeur internationale révisée
[5]
estIP,,,,
=2,07.
L’amplitude
estsensiblement
de o,06 m(vers 1,
=o, 5 ~
li)
et lavariation,
nullement sinu-soïdale contrairement à ce que l’on admet généra-lementd’après
des observations outrop ’peu
précises
outrop
peu nombreuses.Fig. 2.
B. COMPARAISON A DES MESURES
PHOTOÉLEC-TRIQUES. - La
figure
3 montrequ’il
y a très bon accord entre nos mesures(.)
de yCassiopeiae
et lesmesures
photoélectriques
de Huffer[6]
(+),
diminuéesFig. 3.
de o,1 o m
(ce qui représente
sensiblement lacorrec-tion de zéro et de couleur aux
magnitudes
photo-électriques).
La concordance estparfaite pendant
les deux derniers
mois,
l’étoile étant alorsprès
duzénith. Cet
exemple
permet
d’apprécier
objecti-vement laprécision
obtenue,
les variations étantimprévisibles.
C. ACCORD D’OBSERVATEURS DIFFÉRENTS. - La
figure 4 permet
unecomparaison plus
détaillée de nos mesures(+)
de ,,
Cas,
rapportée
surtoutà [3
Caset à la courbe de lumière
(déterminée
parailleurs)
de à10),
avec celles exécutées defaçon
analogue
(.)
( v
= 3 à6),
par M. R.
Rigollet,
279
En
dépit
d’une distance zénithale assezgrande
(z
= 5o à6oo),
on constate que les mesuresdéfi-nissent la même courbe avec
ce
qui
caractérise encore laprécision
objective
desmesures, les estimations des deux observateurs étant naturellement
indépendantes.
Fi g. 4.
D. OBSERVATIONS LES MOINS PRÉCISES. - Cet
exemple (fig. 5)
montre leparti
qu’on
peut
tirer dela
méthode,
même dans les conditionsatmosphé-Fig. 5.
riques
les moins stables. Le minimumd’algol
estcelui du 22-23 octobre
io38,
il a pu être déterminé àenviron 1 min
près
et o,02 demagnitude
Nous avons ainsi obtenu les valeurs
provisoires
(la
réduction serareprise
avecplus d’exactitude) :
Dans des circonstances
plus
favorables,
il doit êtrepossible
de déterminer ce minimum avec des erreursprobables
de l’ordre de o,3 min et o,01magnitude.
Cette
précision
estanalogue
à celle des mesuresphotoélectriques
etdépasse
debeaucoup
celle desmesures visuelles courantes
[7].
6.
Aperçu d’approximations
d’ordresupé-rieur. --
Absorption
atmosphérique.
- Onpeut
avoir
intérêt,
pour obtenir des valeursplus précises
dek,
à descendrejusque
vers z =8~o
à conditiond’utiliser une table des masses d’air
plus approchée,
par
exemple
en utilisant la formule due à M.Danjo n :
Il ne serait pas difficile non
plus
de mettre enévidence l’influence de m
(~,),
c’est-à-dire dans laplupart
des cas celle de C. Onpeut
s’attendre àobserver,
lorsque
C passe de - 0,2 à + 1,6, unevariation de k voisine de ~-- 0,02 m par
rapport
à cellequ’on
obtient enpremière approximation :
engénéral,
la correctionplus précise
ne différera donc pas deplus
de o,oz m de celle faitejusqu’ici.
Il faudrait enfin rechercher- l’influence certaine de lascintillation;
nous pensons toutefois que, saufagitation
exceptionnelle,
la correctionapparente
qui
en résulterait serait très
faible,
car elle se trouvedéjà comprise
en fait dans les valeurs observées pour k. Il sera d’ailleurs facile de s’en assurer.Équation
deposition.
- Sans rechercher leméca-nisme
physiologique
duphénomène,
onpeut
consi-dérer que
l’équation
deposition,
dans les conditions définiesplus
haut,
due à laprésence
extrafovéale del’image
de la 2eétoile,
aura uneamplitude dépendant
de et de d. Il est
vraisemblable,
d’après
les conditionsaux limites
évidentes,
que m décroîtralorsque
J11 et dcroîtront ;
et comme enpratique
d diminuelorsque
~1~augmente
(puisqu’on
choisittoujours
à unemagni-tude donnée des étoiles aussi voisines que
possible),
il est àprévoir
que m passera par un maximum vers une certainemagnitude
voisine de 2 ou 3. Nosobser-vations montrent effectivement une variation de
cet ordre :
B
passant
deo,o5
m vers m =1-2,à o,08 m vers m = 3 et retombant à o,03 m
vers m = 3,8. Il sera très facile d’en tenir
compte.
Notonsqu’il
est inutile de rechercher lesharmo-niques supérieurs
d’amplitude
négligeable
de P(0)
puisqu’on opère
sur deux valeurs fixes de 0 - Valeur dudegré.
- On pourra rechercher la variationprobable (mais
faible pour un observateurentraîné)
de en fonction delu.
Cette étude etl’utilisation de ses résultats éventuels ne
paraît
pasprésenter
de difficultéparticulière.
Onpourrait
aussi àenvisager
l’influencepossible
de la couleur.corrections secondaires ne
peuvent
être que trèspetites (de
un à trois centièmesprobablement).
Nous laisserons pour le moment de côté la ques-tion des erreurs
provenant
dusystème
deréférence,
question complexe,
mais fondamentale pourprofiter
de toute laprécision
des corrections. Cettequestion
nécessite à elle seule une étudecomplète,
mais elle sort duproblème
étudié ici et pourra êtreexposée
ultérieurement.
7. Conclusion. - Dans le cadre des méthodes
très
simples
que nous venonsd’indiquer,
il semble doncpermis
d’affirmer,
après
étude deplus
de 3 000 observations faitesdepuis
rg3~,
que laréalisation
pratique,
à l’oeil nu, de mesuresdifféren-tielles telles que
est actuellement
parfaitement possible.
Il est inutile de
souligner
l’intérêt quepourrait
présenter
l’étudephotométrique,
par un grouped’observateurs,
de toutes les étoiles accessibles dansces conditions.
J’adresse à M. Jean
Cabannes,
professeur
à laSorbonne,
qui
a bien voulu s’intéresser,à cetravail,
l’expression
de ma trèsrespectueuse
gratitude.
Manuscrit reçu le 1 er avril 1940.
BIBLIOGRAPHIE.
[1] R. RIGOLLET, B. S. A. F., 1936, 50, p. 372.
[2] R. RIGOLLET et G. ORIANO, B. S. A. F., 1938, 52, p. 419.
[3] C. P. GAPOSCHKIN, Harvard Photosivual Photometry; Harv. min., 1938, III, 1-2.
[4] KUKARKIN, Public. Sternberg, 1937, Vol. X.
[5] SEARES, Ap. J., 1938, 87, p. 257.