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différences de sensibilité des yeux. La somme des intensif 

 tés de tontes ces étoiles donnerait une nouvelle uniU; 

 d'Mews/fé sensiblement corrigée pour les variations d'é- 

 clat des étoiles composantes, et à laquelle on rapporte- 

 rait l'unité moyenne d'éclat, puis l'éclat individuel et toutes 

 les composantes. Et ces nombres seraient corrigés à me- 

 sure d'observations nouvelles. 



L'observateur isolé fixerait pour lui, toutes les fois 

 qu'il jugerait à propos de le faire, la valeur corrigée de 

 son (JL>^ en mesurant l'éclat du plus grand nombre possi- 

 ble d'étoiles de la liste photomélrique et modifiant son o),, 

 do manière à obtenir le chiffre normal d'intensité, relatif 

 au total des étoiles qu'il a effectivement observées. 



Les autres avantages qu'offre notre imité secondaire 

 sont les suivants : 



1" L'emploi des photomètres yar comparaison est 

 rendu plus facile, et les résultats obtenus des deux 

 classes de photomètres visuels deviennent immédiatement 

 comparables. 



2° Les corrections qu'exigent les observations photo- 

 métriques en conséquence de l'état de l'atmosphère sont 

 rendues beaucoup plus faciles. Ces corrections sont de 

 trois sortes : 



a. Pour l'épaisseur croissante de l'atmosphère du zé- 

 nith à l'horizon, et l'affaiblissement qui en résulte dans 

 l'éclat des étoiles, affaiblissement qui est fonction de la 

 distance zénithale'. 



b. Pour l'illumination du champ. 



c. Pour les variations accidentelles de transparence 



* Celte correction est assez bien connue pour de faibles altitudes 

 par les travaux de Seidel. Voici quels sont, d'après cet observateur, 

 les coefficients par lesquels il faut multiplier l'éclat des étoiles, suivant 



