ET CONSIOKHATIOXS SUH I.A IMIOTO.MKTUIi:. 21!^ 



résullanl do la présenco dans l'air, do l'eau ou des pous- 

 sières alniKsplK'riipios, on quanlilos plus ou moins con- 

 sidérables, et alors miMiio qun l'on borne les observations 

 aux nuits claires. 



L'observateur trouvera toujours dans la région du ciel 

 occupée par l'objfU (ju'il étudie, rpiekjues étoiles dont l'é- 

 clat réel moyen lui sera connu, et dont l'éclat eflectif lui 

 donnera la m 'sure de la puissance avec laquelle agissent 

 les causes atmospbériques d'alï'aiblisscnient ou d'extinc- 

 tion. Quant aux corrections riilatives aux étoiles types 

 elles-mêmes, et qui ont dû leur être préalablement ap- 

 pliquées pour obtenir le cbillVe de l'éclat réel, elles sont 

 données par la comparaison d'une même étoile à diffé- 

 rentes hauteurs sur l'horizon et dans différents états de 

 clarté et de transparence du ciel. La clarté du ciel se me- 

 sure en fermant l'ouverture du photomètre jusqu'à ce que 

 l'on ne distingue plus les limites du champ; c'est ce que 

 nous appelons éteindre le ciel. 



La plus grande difficulté qui existe dans les observa- 

 tions photométriques est celle qui résulte de la différence 

 de couleur des étoiles. Dans les photomètres par compa- 

 raison, c'est l'embarras de prononcer sur l'égalité de 

 deux lumières de couleurs différentes. Dans les instruments 

 par extinction, c'est VimpressionnahiUlé de la rétine, diffé- 

 rente selon les couleurs, d'une personne à l'autre. Bien 

 que, en prmcipe, on ne puisse pas comparer exactement 



li'urs distances zéiiitliales, pour obtenir l'éclat au zénith. Seitlel donne, 

 de degré en degré, les log. des chiffres de correction. 



