SÉANCE UU 3l JANVIER 1910. 2']'^ 



INewcomb (' ) puis Burns (-) ont fait des essais de mesure, tous deux 

 visuellement et par des procédés rudimentaires. Leurs résultais peuvent 

 èlre résumés ainsi : 



I" D'une région à une aulre du ciel, Il n y aurait pas de 1res grandes dillérences 

 d'éclat intrinsèque. 11 n'y aurait aucune dilléience entre les régions dont la latitude 

 galactique dépasse 25°. Dans les parties les plus brillantes de la voie lactée, l'éclat 

 serait seulement 2 à 3 fois celui du ciel non galactique. 



2° Un degré carré de ciel non galactique équivaudrait, d'après Newcomb, à 

 1 ,i5 étoile de grandeur 5; d'après Bunis à 2 étoiles de grandeur 5. L'erreur probable 

 du premier de ces nombres est évaluée à 26 pour 100, et le second est la moyenne de 

 nombres qui varient dans le rapport de 1 à 2. 



I^es auteurs d'études sur la répartition des étoiles ne paraissent [tas a\oir 

 pris ces résultats en grande considération, peut-être à cause du résultat 

 inattendu relatif à l'éclat intrinsèque de la voie lactée. De nouvelles mesures 

 n'étaient donc pas inutiles. 



L'éclat intrinsèque du ciel étant très faible, les mesures photographiques 

 sont beaucoup plus faciles que les visuelles, à cause de la possibilité de faire 

 tomber sur la plaque un cùne de rayons très ouvert, ce qui n'est pas possible 

 pour un point de la rétine. 



Un objectif (/= 48'^'°) porte, dans son plan focal, un diaphragme 

 percé d'une ouverture circulaire dont on peut faire varier le diamètre. 

 La lumière qui a traversé cette oiivertui^e tombe sur un système optique de 

 court foyer (/= S*^", 1 î j et de grande ouverture angulaire, ayant par 

 conséquent des qualités analogues à celles d'un objectif de microscope, (pii 

 projette sur la plaque photographique une image de l'objectif. Lorsque 

 l'appareil est dirigé vers le ciel, on a ainsi, sur la plaque photographiijue, 

 (luellesque soient l'ouverture du diaphragme et la répartition des étoiles, ini 

 petit cercle uniformément éclaiié, dont l'éclairement est produit par la 

 lumière de tous les points du ciel qui font leur image à l'intérieur di- 

 l'ouverture du diaphragme. La mesure de l'éclat intrinsèque d'une région 

 du ciel nécessite deux poses successives : 



1° Une pose avec la seule lumière d'une étoile (la Polaire) choisie comme étoile de 

 comparaison, en donnant au diaphragme une très petite ouverture; 



2" Une pose sui- la région étudiée du ciel, avec un diaphragme d'ouverture conve- 

 nable. On fait varier cette ouveituie jusqu'à ce que, dans le même temps, on obtienne 



(') .4 crude altempt to détermine the total light of ail ths stars (Astrophysicat 

 Journal, t. XIV, 1901, p. 297). 



O The total light 0/ ail the stars (Astrophysical Journal, t. -Wl, 1900. p. i6b) 



