.1. JANSSEN. — SLR LA PHOTOMÉTRIE PHOTOGRAPHIQUE 339 



sant légulièremoiit d'un bord à l'autre ot qui donne les éléments des 

 rapports entre le degré d'opacité et l'intensité lumineuse. 



L'instrument donne inmiédiatement la démonstration des principes 

 théoriques de la photométrie. 



Il fournit la mesure des sensibilités des diverses préparations photogra- 

 phiques et donne encore le moyen immédiat de mesurer, par la photogra- 

 phie, l'intensité variable de la lumière solaire avec la hauteur de l'astre et 

 les circonstances atmosphériqu(»s ainsi que les rapports entre les lumières 

 d'origines diverses; la comparaison de la lumière solaire à celle de la Lune. 



On comprend toute l'importance de l'introduction de la mesure dans les 

 phénomènes photographiques. 



Comme première application, l'auteur doime les premiers résultats d'une 

 étude sur les pouvoirs radiants comparés du soleil et des étoiles, sujet, 

 comme on sait, d'une importance capitale en astronomie, et qui a occupé 

 les plus célèbres astronomes, les Huyghens, les Herschel, les Arago. 



L'auteur commence d'abord par l'étude photométrique du Soleil. 



Le photomètre photographique donne, avec des plaques au gélatino- 

 bromure, une série d'échelles de teintes régulièrement croissantes en inten- 

 sité à chacune desquelles correspond un temps d'action solaire déterminé 

 (toutes les circonstances influentes étant notées et appréciées). 



Cela fait, pour obtenir des étoiles des termes de comparaison, l'auteur 



place dans le télescope la plaque sensible, non pas au foyer, où l'étoiJe 



formerait un simple point noirâtre, non susceptible de mesure, mais en 



deçà du foyer, de manière à obtenir un cercle de teinte uniforme dans 



toutes ses parties. 



C'est ce cercle de teinte uniforme ou plate qui sera comparée aux échel- 

 les de teijites données par le soleil. On prend de l'étoile étudiée un certain 

 nombre de ces cercles en donnant à l'action lumineuse des temps d'actioji 

 croissants, mesurés. 



Il n'y a plus qu'à comparer ces cercles stellaires aux échelles solaires, et 

 chaque cercle qui trouve dans les échelles une teinte égale fournit les 

 éléments du rapport des intensités lumineuses appai^entes du soleil et de 

 l'étoile. Il faut, dans le calcul, tenir compte du temps des actions lumineu- 

 ses pour le soleil et l'étoile, du degré de concentration lumineuse donnée 

 par le télescope, etc. 



Si, en outre, on connaît la parallaxe de l'étoile, c'est-à-dire sa distance 

 à la Terre, on peut alors passer du rapport apparent au rapport réel des 

 puissances des deux astres. 



L'auteur a déjà abordé l'étude des étoiles Sirius, la Chèvre, Arctu- 

 rus, etc. On peut déjà dire pour Sirius, bien que les mesures ne soient 

 pas encore terminées, que ce soleil est un colosse qui est des centaines de 

 fois plus puissant que le nôtre, modeste foyer à côté de lui. 



