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CH. TRÉPIED, un /U\l 'CARTE PHOTOrMlAPHIQUE bU CIEL 



LA CARTE PHOTO&RAPHIQUE DU CIEL 



! tiiiite et Fin). 



La Conférence de 188" avait décidé que pour 

 donner toute l'exactitude désirable au catalogue 

 phographique d'étoiles qui résulterait des me- 

 sures faites sur les clichés, on imprimerait sur 

 chacune des plaques, avant de l'exposer à la lu- 

 mière du Ciel, l'image latente d'un réseau dont les 

 traits, servant de repères, permettraient de décou- 

 vrir et d'éliminer toutes les déformations subies 

 par la couche sensible dans les opérations succes- 

 sives du développement, du fixage et du séchage. 

 Si, en effet, on mesure, sur un cliché, les distances 

 angulaires des images de deux étoiles, le résultat 

 qu'on obtient ne représente exactement la dis- 

 tance qui sépare les deux étoiles dans le Ciel que 

 si la couche sensible ne s'est pas déformée ; or les 

 déformations, s'il y en a, seront accusées par l'image 

 du réseau. En effet, le réseau original, tracé sur 

 une glace de verre argenté, a été étudié avec un 

 très grand soin ; on connaît exactement les posi- 

 tions relatives de tous les traits. Chaque plaque, 

 avant d'être exposée au Ciel dans le châssis de 

 l'équatorial photographique, a été mise dans un 

 châssis spécial presqu'au contact de la face ar- 

 gentée du réseau original et exposée, dans cet état, 

 à de la lumière parallèle ; il en est résulté une 

 image absolument fidèle du réseau, image qui s'est 

 développée en même temps que celles des étoiles. 

 On découvrira donc les déformations de la couche 

 sensible en comparant les distances des traits suc- 

 cessifs du réseau photographié aux distances 

 correspondantes sur l'original. Or. des études faites 

 sur la demande du Comité permanent, en diffé- 

 rents observatoires et par des moyens différents, 

 il résulte que pour une distance linéaire de 3 mil- 

 limètres mesurée sur une plaque, la valeur du 

 retrait ou de l'allongement do la couche sensible 

 (car l'un et l'autre se produisent) ne dépasseront 

 jamais la dix-millième partie de la distance, ce 

 qui, à l'échelle adoptée, correspond angulairemcnt 

 ;i 0"03 et exprime une limite de précision bien su- 

 périeure à celles des pointés. On a néanmoins main- 

 tenu l'emploi du réseau ; s'il n'y a pas de défor- 

 mation à craindre, il sera d'une grande utilité 

 pour les mesures. Les traits du réseau formeront, 

 en effet, un grand nombre de systèmes parallèles 

 d'axes rectangulaires auxquels on rapportera les 

 étoiles du cliché, et comme l'équidistance des 



1 La première partie de cette étude a paru dans la lieuae 

 du 30 août 1891, t. II, page 529. 



traits est fixée à .t millimètres, on n'aura jamais i\ 

 mesurer aucune distance supérieure <i 2""" o, d'où ' 

 les avantages suivants : simplification de l'appareil 

 de mesure, économie de temps, sûreté plus grande 

 des résultats. 



11 y avait à résoudre une autre question d'une 

 difficulté extrême. On avait fixé, en 1887, les li- 

 mites de grandeur des étoiles qui devraient être 

 reproduites sur les clichés; mais on n'avait pas in- 

 diqué le temps de pose nécessaire pour atteindre 

 ces limites de grandeur. Il faut dire que la ques- 

 tion était alors toute nouvelle et qu'aujourd'hui 

 encore elle est loin de pouvoir être résolue en 

 toute rigueur. Après de longs débats, la Confé- 

 rence de 1889 vota les deux résolutions suivantes : 



a) On adoptera, pour le temps de pose devant 

 donner les étoiles de grandeur 11,0 le produit par 

 6,25 du temps de pose nécessaire pour obtenir la 

 grandeur 9,0 de l'échelle d'Argelander. 



b) Chaque observateur devra s'attacher à obtenir 

 sur ses clichés destinés au Catalogue la grandeur 

 11,0 déterminée aussi exactement que possible au 

 moyen de l'échelle d'-^rgelander que l'on prolon- 

 gera au delà de la grandeur 9,0 par l'emploi du 

 coefficient 2,3. 



Quelques explications sont peut-être nécessaires 

 pour bien fixer le sens de ces deux résolutions. On 

 sait que l'oeil juge mal les rapports d'intensités lu- 

 mineuses, mais qu'il apprécie bien les différences 

 d'intensité ; que la rétine ne commence à percevoir 

 la différence d'intensité de deux lumières que 

 lorsque cette différence atteint une certaine va- 

 leur, appelée valeur sensible, et c'est une question 

 de savoir comment, cette limite étant atteinte, 

 l'intensité de la sensation varie avec l'intensité de 

 la lumière excitatrice. Suivant la loi de Weber, 

 déduite de l'observation, toute .iensation croît en pro- 

 gression aritfnnétigite lorsque Vejriiation rroîl en pro- 

 gression géométrique. Appliquons ces considérations 

 à la définition précise d'une échelle de grandeur 

 stellaire. 



Parmi toutes les étoiles visibles soit à l'œil nu. 

 soit dans une lunette d'ouverture donnée, consi- 

 dérons la plus brillante et la plus faible. Prenons 

 deux axes de coordonnées Ox et Og; sur l'axe Ox, 

 portons deux abscisses auxquelles nous ferons 

 correspondre des ordonnées AM et BN proportion- 

 nelles aux éclats des deux étoiles considérées. 

 Entre ces deux éclats, on peut concevoir une in- 

 finité d'éclats différents. Divisons l'intervalle 



