jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
de Schmidt de 200 millimètres à / 2 qui m'avait donné entière satisfaction, j'ai envisagé peu après la construction d'un autre Schmidt de plus grande dimension. Les considérations de prix pour l'achat des verres bruts et pour la construction de la monture mécanique — j'étais encore amateur à ce moment — me firent opter pour les dimensions suivantes : Miroir sphérique : 420 millimètres de diamètre et 38 millimètres d'épaisseur seulement. Lame compensatrice, en glace de miroir, ne présentant aucune garantie d'homogénéité : 380 millimètres de diamètre et 10 millimètres d'épaisseur. Le miroir fut taillé avec une distance focale de
d'épaisseur. Le miroir fut taillé avec une distance focale de 590 millimètres, il s'ensuit que l'échelle des clichés est d'environ un degré par centimètre. Étant donné la faible épaisseur de ce miroir, le rapport (x) de la 4ème puissance du rayon du disque au carré de son épaisseur vaut sensiblement 13 500, il était donc impossible de le laisser reposer simplement sur le fond du barillet car il y aurait eu des lésions intolérables. Pour éviter ces flexions, la meilleure solution aurait été d'utiliser quelques levers àstatiques comme ceux qui soutiennent les grands miroirs des réflecteurs paraboliques, mais une telle
soutiennent les grands miroirs des réflecteurs paraboliques, mais une telle construction mécanique aurait été longue et délicate. Dans le cas présent, le miroir est supporté par neuf touches de plomb placées aux sommets de trois triangles d'acier tenus eux-mêmes au leur centre de gravité par les vis de réglage du miroir (fig. 43) (1). C'est par un dispositif analogue, mais beaucoup plus compliqué que Rossé supportait son grand miroir de 683 de diamètre et de 14 centimètres d'épaisseur. En ce qui concerne la lame dont une face est plane et l'autre asphérique, il existe une infinité de formes capables de
l'autre asphérique, il existe une infinité de formes capables de compenser l'aberration de sphericité du miroir. Les formes les plus faciles à réaliser sont celles des lames 1 et 2 (fig. 44) qui constituent des solutions limites, mais le calcul montre que la forme 3, onéreuse au bord et convexe au centre, avec zone neutre située à 0,866 du centre, est celle qui introduit le minimum d'aberration chromatique. C'est pour cette raison que la forme 3 fut adoptée bien que de construction plus laborieuse. Les déformations de la surface asphérique sont très fortement exagérées sur le dessin, en réalité la
sont très fortement exagérées sur le dessin, en réalité la dépression maximum de la zone neutre : de l'ordre de ce qui constitue ailleurs une déformation considérable. On sait que le télescope de Schmidt présente une courbure de champ prononcée et on ne veut pas compliquer l'instrument par l'adjonction d'une lentille de Piazzi ou plan convexe placée aussi près que possible de la surface de l'image et destinée à aplanir le champ, il est indispensable d'utiliser des pellicules photographiques courbées. Pour y parvenir en appliquant ces pellicules, au moyen d'un anneau étroit, sur un support sphérique convexe de rayon de
anneau étroit, sur un support sphérique convexe de rayon de courbure égal à la distance focale du miroir. J'avais constaté avec mon premier Schmidt que les images étaient aussi fines au bord du cliché que au centre, aussi désirais-je donner à ce nouvel instrument un champ plus étendu. Un premier porte-film de 170 millimètres de diamètre fut donc construit mais dut être abandonné aussitôt car les pellicules employées n'étaient pas assez souples pour s'appliquer parfaitement sur toute la surface du support convexe. Un autre porte-film de 140 millimètres de diamètre s'est montré beaucoup plus satisfaisant à cet égard et a
s'est montré beaucoup plus satisfaisant à cet égard et a été définitivement adapté à l'instrument. Le champ couvert a environ 13° de diamètre et les images du bord sont aussi bonnes que celles du centre. Afin d'avoir un éclairement uniforme dans un champ étendu, on donne habituellement à la lame correctrice d'une chambre photographique, de Schmidt un diamètre très inférieur à celui du miroir, généralement des deux tiers environ. Ce n'est pas le cas de l'instrument décrit ici où la lame est presque aussi grande que le miroir. Si ce n'avaient été les considérations de dépenses déjà mentionnées, j'aurais associé
n'avaient été les considérations de dépenses déjà mentionnées, j'aurais associé à cette lame un miroir de 550 millimètres de diamètre au lieu de 420 millimètres. Dans les conditions présentes le champ d'éclairement uniforme est de 13° seulement où l'instrument travaille à / 1,7, compte tenu du silhouettage occasionné par le porte-film qui ramène l'ouverture de 830 millimètres à une ouverture effective de 35 millimètres. La diaphragmation croît graduellement en s'éloignant du centre du champ ; au bord, l'ouverture relative n'est plus que de / 2,4 et correspond à une ouverture effective de 250 millimètres soit une perte théorique de 0,7
effective de 250 millimètres soit une perte théorique de 0,7 magnitude environ. Ainsi lorsqu'on travaille à pleine ouverture, il y a lieu de faire subir aux mesures de magnitudes d'importantes corrections de distance au centre. Ce télescope, dont les pièces optiques ont été terminées en 1941, a été installé l'an dernier à l'Observatoire de Lyon sur la monture équatoriale de la lunette Eichens. La monture du. Télescope, faite depuis plusieurs années, par un serrurier de village est nettement insuffisante pour un instrument de ce genre, aussi le réglage et la mise au point qui doit être réalisée à quelques centièmes
mise au point qui doit être réalisée à quelques centièmes de millièmes près se sont avérés longs et particulièrement difficiles. L'instrument est maintenant au point et la magnitude photographique limite des étoiles enregistrées en une demi-heure de pose est de 16,0, par nuit ordinaire, sur film Kodak Super-Speed. Si l'on compare ce résultat, au résultat théorique qu'il est permis d'espérer et donné, par exemple par la relation empirique et toute approximative : Mph = 4 + 5 log D + 2 log T = 14,9 dans ce cas — D étant le diamètre de l'instrument en centimètres et le temps
étant le diamètre de l'instrument en centimètres et le temps de pose en minutes — avec émulsions ultra-rapides ; on voit que cette valeur 14,9 est nettement dépassée. Avec une telle ouverture relative, il n'y a pas intérêt à prolonger les poses plus de 30 minutes car si on accroît le temps de pose, le voile général dû au fond du ciel nocturne croît aussi rapidement que les images et le contraste ne s'accroît plus. Le programme d'observations suivant a été entrepris avec ce télescope. 1° Recherche de supernovae sur des clichés pris systématiquement, à raison de deux par mois
des clichés pris systématiquement, à raison de deux par mois en moyenne, dans un certain nombre de champs voisins du pôle galactique nord, très riches en galaxies. 2° Observations photographiques et photo visuelles d'étoiles variables et recherche étoiles variables nouvelles. 3° 30 Mesures d'indices de couleur et recherche d'étoiles de la classe spectrale B, d'étoiles rouges et de naines blanches faibles au moyen des trois sortes de clichés suivants : Figure 45. — Région sud de la constellation d'Orion. » 1° À gauche de Orionis, N.G.C. 2024. Nébulosité brillante coupée de bandes sombres. 2° Au-dessous de X Orionis ; I.C.
de bandes sombres. 2° Au-dessous de X Orionis ; I.C. 434 ou Barnard 33 connue sous le nom de Baie Sombre ou Tête de Cheval. 3° Au centre du cliché, la grande nébuleuse M 42 et légèrement au-dessus N.G.C. 1977 qui entoure l'étoile C2 42 F. Ce cliché est une reproduction directe par contact. Malgré la très grande étendue du champ (environ 130 degrés carrés), les images sont aussi bonnes au bord qu'au centre. Durée de la pose : 30 Film Kodak super-speed orthochromatique. 1a) Clichés bleus, donnant sensiblement la magnitude photographique, obtenus avec des films Kodak Super-Speed orthochromatiques associés
magnitude photographique, obtenus avec des films Kodak Super-Speed orthochromatiques associés à un filtre violet ; la sensibilité spectrale s'étend dans ce cas de 3 800 à 4 000 Å environ. 2° Clichés jaunes, donnant sensiblement la magnitude photovisuelle, avec le même film et un filtre jaune ; sensibilité spectrale de 5 000 à 6 000 Å environ. 3° Clichés rouges, avec des films Kodak Super-Speed panchromatiques et filtre rouge ; sensibilité spectrale de 5 700 Å à 6 700 Å environ. Le télescope de Schmidt apparaît comme l'instrument le mieux adapté à ce genre de recherches par suite du très
adapté à ce genre de recherches par suite du très grand champ photographié sur un seul cliché. Il convient particulièrement bien aussi, à cause de sa très grande ouverture relative à la photographie des nébuleuses de faible brillance et notamment de grandes nébulosités diffuses qui sont enregistrées très rapidement. Observatoire de Lyon. PHOTOGRAPHIES DE LA NOVA D'ORION (ÉTOILE DE WACHMANN) Dans un article récent, j'ai donné les résultats relatifs à cette étoile que j'ai photographiée les 7 février et 18 avril derniers, alors qu'elle était encore au voisinage de la 10e grandeur. Étant donné le caractère tout particulier de l'astre
10e grandeur. Étant donné le caractère tout particulier de l'astre et sa parenté probable avec RT Serpentis, il était intéressant d'avoir d'autres points de sa courbe de lumière entre 1939 et 1945. M. Roger Weber, de Paris, observateur assidu du ciel et membre de la Société, me communique à ce sujet qu'il a l'image de cette étoile sur dix-sept de ses clichés, pris aux dates suivantes : 12 janvier, 16 septembre, 7 novembre, 1er, 5, 10, 12, 16 décembre 1942, 4, 8, 31 janvier, 7 mars, 4 octobre ; 25 novembre, 19 décembre 1943, 21 janvier et 11 novembre 1944,
novembre, 19 décembre 1943, 21 janvier et 11 novembre 1944, avec un objectif Roussel-Stylor (F = 21 centimètres) ou un objectif Berthiot (F = 20 centimètres). La durée de pose moyenne est de 40 minutes et la magnitude limite atteinte est la 12e environ. L'étoile guidée, au centre des clichés, est E Orionis car l'observateur se proposait de suivre les variations d'éclat de l'étoile voisine X Orionis. L'étoile de Wachmann, à 100 de là, se trouve donc sur le bord des plaques, dans un endroit où les images ont subi quelque déformation. Néanmoins M. Roger Weber et moi-même avons pu
quelque déformation. Néanmoins M. Roger Weber et moi-même avons pu nous rendre compte facilement que la Nova d'Orion, sur tous ces clichés, était très légèrement plus faible que l'étoile de comparaison qui m'a déjà servi, BD +-9°856, pour laquelle le Henry Draper Catalogue donne une magnitude photographique de 10,0. On peut estimer la magnitude de l'étoile de Wachmann, aux dix-sept dates précédentes, à 10,1, sans que l'amplitude de la variation, si toutefois cette dernière existe, dépasse un ou deux dixièmes de magnitude. L'éclat est donc resté pratiquement constant et très sensiblement voisin de sa valeur actuelle durant les observations ci-dessus
sensiblement voisin de sa valeur actuelle durant les observations ci-dessus qui couvrent une période de trois ans environ. CH. BERTAUD, LA PROCHAINE APPARITION DES GIACOBINIDES On sait à quelles splendides apparitions météoriques donnèrent lieu dans le passé un certain nombre de comètes périodiques dont l'orbite offrait l'intéressante particularité de croiser celle de la Terre. Ainsi, la comète Tempel IV et la comète de Biela nous ont valu jusqu'au siècle dernier deux avères célèbres du mois de novembre, les Léonides et les Andromédides. La disparition prématurée de ces deux comètes, entièrement désagrégées semble-t-il, nous a privé du retour de ces belles
désagrégées semble-t-il, nous a privé du retour de ces belles apparitions d'autrefois. Mais, par l'effet des perturbations planétaires et de l'incessante déformation des trajectoires cométaires qui en résulte, certains autres de ces astres approchent à la longue leur orbite de celle de Terre, créant de nouveaux points de contact et renouvelant ainsi notre provision de pluies météoriques. La comète Giacobini-Zinner mérite particulièrement notre attention à cet égard puisqu'elle est à l'origine de la magnifique averse, encore présente à nos mémoires, du 9 octobre 1933. Cette comète, qui nous revient tous les six ans et demi, traverse actuellement l'orbite terrestre au
les six ans et demi, traverse actuellement l'orbite terrestre au point où nous passons nous-mêmes tous les ans à la date du 9 octobre. En 1933, elle nous a précédé de moins de trois mois (le 21 juillet) au point de rencontre de nos orbites, et la pluie d'octobre a été très brillante. En 1940, elle a franchi dès février le point de croisement : parvenant en ce point nous-mêmes huit mois trop tard, les corpuscules dispersés que nous avons rencontrés ont fourni à cette époque une pluie insignifiante. Mais à son prochain retour, et à moins de perturbations graves
à son prochain retour, et à moins de perturbations graves subies dans l'intervalle (les calculs des astronomes spécialisés nous fixeront bientôt), la comète Giacobini-Zinner atteindra son périhélie aux alentours du 21 septembre 1946 ; elle devra par conséquent franchir le point de rencontre de nos orbites vers le 27 septembre, soit seulement une douzaine de jours avant nous. Plongeant alors, selon toute probabilité, dans les régions les denses de l'essaim qui l'accompagne, nous courons la chance d'assister l'année prochaine, vers le 9 octobre, à une averse météorique digne de celles d'autrefois. Malgré qu'il n'y ait pas lieu d'espérer dès cette
d'autrefois. Malgré qu'il n'y ait pas lieu d'espérer dès cette année-ci une apparition notable de l'essaim des « Giacobinides », les observateurs pourront utilement guetter ses premiers éclats d'activité au cours de la seconde semaine du prochain mois d'octobre ; l'absence de lune le soir favorisera les observations. Rappelons que cet essaim, caractérisé par la position de son radiant au centre de la « tête du Dragon », donne des météores blancs jaunâtres, lents, à courtes trajectoires. R. RIGOLLET. Août 1945. L'ACTIVITÉ SOLAIRE CARTES-PLANISPHÈRES des taches, des plages faculaires et des filaments principaux, d'après les observations effectuées au spectrohéliographe de
des filaments principaux, d'après les observations effectuées au spectrohéliographe de l'Observatoire de Meudon (2) Fig. 46. — Rotation n° 1224, du 10 mars 1945, 17,9 heures (T. U.) au 7 avril, 1,0 heure. Fig. 47. — Rotation n° 1225, du 7 avril 1945, 1,0 heure (T. U.) au 4 mai, 7,2 heures. Fig. 48. — Rotation n° 1226, du 4 mai 1945, 7,2 heures (T. U.) au 31 mai, 12,4 heures. Aucune protubérance remarquable n'a été observée au cours de ces trois rotations MARGUERITE D'AIMBURJA Observatoire de Meudon. NOUVELLES DE LA SCIENCE, VARIÉTÉS, INFORMATIONS La masse de Pluton. — Dans
LA SCIENCE, VARIÉTÉS, INFORMATIONS La masse de Pluton. — Dans sa chronique scientifique, envoyée par T. S. F., la B. C. de Londres a fourni quelques renseignements intéressants sur les travaux astronomiques exécutés pendant la guerre mondiale. M. SPENCER JONES, astronome royal, directeur de l'Observatoire Royal Astronomique de Greenwich, a parlé des nouvelles recherches effectuées à l'Observatoire de Washington sur les perturbations de la planète Neptune par M. J. E. Willis. Elles ont permis à M. Spencer Jones de déterminer la masse de la dernière planète de notre système solaire. Le nombre qu'il a trouvé, plus précis que celui obtenu
Le nombre qu'il a trouvé, plus précis que celui obtenu jusqu'à présent, est compris entre les masses de la Terre et de Vénus. Comète Kopff. — L'Astronomie d'avril-mai-juin 1945, p. 90, a annoncé la redécouverte de cette comète par GIGIAS, à l'Observatoire Lowell, de Flagstaff, le 7 mai 1945. Circulaire n° 1018, de l'U. A. I. (du 21 septembre 1945) nous apprend qu'elle a été repérée photographiquement le 12 mai par VAN BIESBROECK à l'Observatoire de Uccle, et le 15 mai à Washington par B. P. SHARPIESS. D'autre part, M. R. WEBER, à Paris, qui ignorait cette redécouverte, a trouvé
R. WEBER, à Paris, qui ignorait cette redécouverte, a trouvé la comète Kopff sur deux clichés pris avec des objectifs différents, les 28 et 29 juillet 1945. M. F. Weber, à Cormeilles-en-Parisis, continua à observer la comète les 2, 3, 6 et 10 août. M. Roger Weber a obtenu huit photographies, c'est celle du 6 août qui est la plus brillante, avec une pose de 28 minutes et un objectif Tessar Zeiss de 71 millimètres de diamètre et 250 millimètres de distance focale. Une photographie prise le 10 août montre la comète plus faible d'éclat déjà. Et M. R. Weber
la comète plus faible d'éclat déjà. Et M. R. Weber conclut que la comète Kopff a été lors de son retour de 1945 (passage au périhélie le 10 août), une visiteuse discrète et, jamais très photogénique. Enfin, la circulaire n° 1016 de l'U. A. I. donne une observation de la même comète le 12 août, sans signaler son aspect, ni sa magnitude. La température de la nébuleuse d'Andromède. — Dans les « Contributions from the McDonald Observatory » n° 10, nous trouvons une étude de JESSE L. GREENSTEIN sur les températures des nébulesques extragalactiques. La moyenne de la courbe de
températures des nébulesques extragalactiques. La moyenne de la courbe de la température (basée sur sept plaques) de la nébuleuse d'Andromède relative aux étoiles de couleur connue est donnée dans une figure. De X 6500 à X 3900, elle correspond à un corps noir de température égale à 4200°. Et les moyennes de la température de couleur des nébulesques extragalactiques sont comprises entre 4700 et 5250°. Errata. — L'Optique électronique et les télescopes : voir L'Astronomie de mai à décembre 1944 et janvier à mars 1945. USUÉE PAGE I.IGNE Au LIEU DE I.IRE 85 4e ligne du paragraphe positions. positions. "Matière
DE I.IRE 85 4e ligne du paragraphe positions. positions. "Matière et lumière". 87 8e ligne du paragraphe, l'énergie cinétique par l'énergie cinétique des électrons. Physique de l'électricité. ÉMISSION DU CHAMP. ÉMISSION DE CHAMP. 87 4e ligne. parmi eux les échos. parmi eux le Cs. 151-152 La note (1) de la page 153 : C. R. Acad. Sci. séance du 10 juillet 1944, 153. se rapporte à c) Étude des rayonnements secondaires, page 151. 153 Bibliographie 36. KREWER, JURRIENS Physica 4 (1937) 285. ANCIEN PAGE JOIGNÉ AU LIEU DE LIRE 28e ligne du sous-paragraphe 3 Accroissement du nombre d'électrons. 15e ligne
ligne du sous-paragraphe 3 Accroissement du nombre d'électrons. 15e ligne du sous-paragraphe. J 29 6 à 106 ligne du sous-paragraphe 2 « L'Opérateur photoélectrique ». Supprimer : Ceci dans le cas où les photoélectrons forment en quelque sorte une lentille à immersion. Cette lentille... mise au point. J 33 Bibliographie (44) (45). COETERIES. COETERIER. 33 Données numériques. e/Mp = 9,5768 108. e/Mp = 9,5768 103 Cette donnée est relative au proton et non à l'atome d'hydrogène. Société Astronomique de France : Séance du 25 mars 1945. — Dans L'Astronomie d'avril-mai-juin 1945, p. 65, un accident de mise en pages a
1945, p. 65, un accident de mise en pages a mutilé le texte des Communications verbales, en supprimant la mention concernant la très remarquable conférence faite par notre savant Président M. P. BAILLET, astronome titulaire à l'Observatoire de Paris-Meudon, sur les Progrès récents dans l'étude des Comètes. Nous en exprimons tous nos regrets à M. F. Baillet, qui est, comme on le sait, Président de la Commission pour l'étude physique des comètes, à l'Union Astronomique Internationale, car nous tenons à ce que le souvenir de cette conférence, laquelle obtint le plus vif succès, reste inscrit en notre Bulletin. Flammes du
plus vif succès, reste inscrit en notre Bulletin. Flammes du Soleil. — Dans L'Astronomie d'avril-mai-juin 1945, p. 77, tous nos lecteurs ont admiré la magnifique planche de protubérances solaires, et tous y ont reconnu les incomparables résultats obtenus par M. BERNARD LYOT, Membre de l'Institut, astronome titulaire à l'Observatoire de Meudon, avec le coronographe qu'il a créé. Mais aucun d'eux n'y a vu sa signature typographique au bas de la page. Nous nous excusons auprès de notre illustre Collègue de cette regrettable omission. En souvenir de Camille Flammarion. — Un accident survenu au moment du tirage de L'Astronomie de mai
accident survenu au moment du tirage de L'Astronomie de mai à août 1944, au cliché de la photographie reproduite ici, ne nous avait pas permis de la joindre au texte de la p. 114. Nous le regrettions d'autant plus que les visiteurs de ce 3 juin 1944 étaient venus à Juvisy sous les bombardements répétés et que nous désirions en fixer le souvenir en notre Bulletin. Nous sommes satisfaits de pouvoir le faire aujourd'hui. L'ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE Les phénomènes de l'électricité atmosphérique ont toujours soulevé un intérêt passionné. Si cet auditoire abrite des enthousiasmes comme j'en ai déjà rencontrés, je crains
abrite des enthousiasmes comme j'en ai déjà rencontrés, je crains de les décevoir en les faisant descendre du plan mystique au niveau d'un chapitre de physique naturelle. Je suppose que la curiosité est d'abord attirée par les grandes manifestations orageuses, mais elle s'étend paradoxalement aux petits phénomènes embrouillés des jours de beau temps. On est porté à exagérer l'importance de ceux-ci. Je crois qu'une mise au point, venant après bien d'autres, car il n'y a rien ici de très nouveau, reste pourtant nécessaire. J'essayerai de la faire aussi sommaire mais aussi claire que possible. Ensuite je vous parlerai de la
aussi claire que possible. Ensuite je vous parlerai de la foudre, mais cette fois sans aucun souci d'être complet. Ma conférence sera boîteuse. Peu importe si elle vous laisse quelques souvenirs qui soient utiles et aucun qui soit ennuyeux. Sec ou humide, l'air est un assez bon isolant : les fuites des appareils électriques par temps humide sont essentiellement des fuites par les supports. Dans cet air, au voisinage du sol, règne un « champ électrique », c'est-à-dire que tout corps électrisé y subit une force proportionnelle à sa charge ; le coefficient de proportionnalité est l' « intensité du
; le coefficient de proportionnalité est l' « intensité du champ ». Si on déplace le corps électrisé, la force exécute un travail, qui lui aussi est évidemment proportionnel à la charge ; le coefficient de proportionnalité est la « différence de potentiel » entre le point de départ et le point d'arrivée. Nous exprimerons le potentiel en volts, le champ en volts par centimètre. Lorsque le temps est beau, et que l'air est calme, par exemple sous un plafond de nuages moyens, le champ au-dessus d'un sol plan étendu est dirigé de haut en bas, de l'ordre du volt
est dirigé de haut en bas, de l'ordre du volt par centimètre, assez constant pendant quelques minutes, assez constant horizontalement sur une distance de l'ordre du décamètre, ou verticalement sur une distance de l'ordre du mètre. Mais ce cas est rare. Le champ est généralement agité. C'est qu'il subit toutes les influences météorologiques (fig. 51 à 60). Ces variations incessantes du champ électrique sont faciles à enregistrer, connues depuis fort longtemps, et somme toute assez frappantes. On a cherché maintes fois à les mettre en rapport avec des phénomènes biologiques. J'ai connu un directeur d'asile persuadé que les variations du
J'ai connu un directeur d'asile persuadé que les variations du champ entraînaient une agitation chez ses fous. J'ai connu un entomologiste qui attribuait aux mêmes variations la sortie des petits insectes qui vivent dans des trous ; beaucoup de botanistes ont pensé à l'action du champ sur la croissance des plantes. Et pourtant, tout au moins si on se borne au champ tel que nous l'offre la nature en dehors des jours orageux, en s'abstenant par conséquent de discuter l'effet possible des champs artificiels intenses, on ne voit aucun processus par l'intermédiaire duquel ce champ normal pourrait produire un effet