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CÉLESTE, OU STELLAIRE
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CÉLESTE, OU STELLAIRE , la PHOTOMÉTRIE See also:les premiers disques qui sont descendus à nous concernant les positions relatives See also:des étoiles dans les cieux ont été toujours accompagnées avec des évaluations de leur éclat relatif. À cet éclat a été naturellement associé la pensée des importances relatives des See also:corps See also:lumineux de d'où on a assumé que la lumière procède. Par conséquent dans See also:le See also:catalogue See also:grand des étoiles a édité par Ptolemy (c. 150 A.d.), mais qui avait été formé probablement trois cents ans avant son See also:jour par See also:Hipparchus, les 1200 étoiles aisément évidentes à l'See also:oeil See also:nu à Alexandrie ont été divisées en six classes selon leur éclat, cependant au See also:lieu de See also:cette See also:limite qu'il emploie le µi'ycOor ou la "grandeur" de mot; le plus lumineux qu'il indique en tant qu'être de la première grandeur, et tellement en See also:bas jusqu'à ce qu'il See also:vienne à l'évident minimum, auquel il assigne le sixième. See also:Ces grandeurs il divise encore plus chacun en trois. À ces étoiles qui, cependant non étendues dans n'importe quel See also:ordre See also:particulier d'éclat, néanmoins excèdent la See also:moyenne de cet ordre dans l'éclat il le µ See also:joint See also:lettre, la lettre initiale dans µe4"wv (plus grand), et à ceux dans le même ordre qui montrent un éclat inférieur à celui de la moyenne qu'il appose la lettre e, la lettre initiale d'See also:Alcamo. avec cette sorte de subdivision il traverse tous les six ordres de grandeur. Il, en effet, ne nous dit pas le See also:processus précis par lequel ces divisions ont été estimées, mais le principe impliqué est évident. Il est un des nombreux exemples remarquables de l'intensité et de la précision de l'esprit See also:grec que pour vers le haut de 1500 ans aucune vraie amélioration n'a été fait dans ces évaluations d'éclat. J. See also:Flamsteed a sorti l'évaluation de l'importance d'étoiles évidentes seulement par le télescope, et il a amélioré la See also:notation de Ptolemy en écrivant 4,3 au lieu de 8, indiquant de ce fait un ordre de grandeur plus lumineux que la moyenne d'un See also:quart, mais inférieur à celui d'un thirdand 3,4 pour 6, e, et ainsi de See also:suite; mais il n'avait pas lieu jusqu'à l'année 1?96 que n'importe quelle vraie avance a été faite en photométrie stellaire. See also: Cette méthode a été admirablement adaptée à la découverte de toutes les See also:variations de l'éclat qui pourrait se produire dans la See also:faute du See also: A. See also:Argelander débuté, et dans 1843 accomplis, son nova d'Uranometria, dans lequel les importances de toutes les étoiles évidentes au unaided l'oeil en Europe centrale sont catalogués avec une précision et une See also:perfection précédemment inconnues. Il contient 3256 étoiles, et bien qu'il soit remplacé probablement par la photométrie instrumentale il doit jamais rester un See also:monument de la patience intelligente. Les travaux d'Argelander n'ont pas été confinés aux étoiles évidentes à l'oeil nu; par l'aide de ses See also:aides, DR E. See also:Schonfeld et DR A. See also:Kruger, trois catalogues des grandeurs et célestes coordonne ont été finalement édités (18591862) comme See also:Bonn Durchmusterung, y compris l'énorme nombre de 324.188 étoiles, et un See also:volume additionnel contenant le sud de 133.659 étoiles de l'équateur a été édité en 1886. DR B. A. See also:Gould (18241896), dans son Uranometria Argentine (1879), a effectué le travail semblable pour 7756 étoiles évidentes seulement dans l'hémisphère méridional, et son successeur à Cordoue, J. M. Thome, a édité (1904) trois volumes de l'Argentine (See also:Cordoue) Durchmusterung contenant 489.662 étoiles entre la déclinaison -22° à -52°. Il y a eu d'autres dignes travailleurs dans le même See also:domaine, chacun de qui a rendu le service efficace, tel que DR E. Heis et M. J. C. Houzeau. Il est à monsieur John Herschel que nous sommes endettés pour la première See also:tentative réussie de photométrie stellaire par ce qui peut se nommer des moyens "artificiels". Il a braqué la lumière de la See also: Il a divisé le petit See also:objet-See also:verre d'un télescope en deux moitiés, dont un était See also:mobile dans la direction de son See also:axe. Les images de deux étoiles dont la lumière il a désiré comparer ont été constitués par réflexion prismatique, presque dans la même See also:ligne de la vue, et un des objectifs ont été alors déplacés jusqu'à ce que la lumière des deux images ait semblé égale. La distance par laquelle il était nécessaire d'apporter l'objectif mobile a fourni les données pour comparer l'éclat relatif des deux étoiles en question. Plus récemment d'autres photomètres ont été conçus, et des descriptions de trois d'entre eux, avec lesquels considérable recherche ont été conduites seront maintenant données. D'abord étant mentionné ci-dessous professeur Pickering de Harvard a fait plus que million de See also:mesures avec ses propres yeux. Les résultats de ses observations, et de ceux de ses aides, seront trouvés dans les annales de Harvard particulièrement dans See also:vol. xlv. édité en 1901, qui contient un catalogue général d'environ 24.000 étoiles plus lumineuses que la grandeur 7,5, See also:nord de la déclinaison -40°. Le See also:jeu See also:rouleau-See also:tambour Gustav de photomètre de Zollner le See also: Astron. See also:Obs. Harv. vols. xiv et xxiii.) se compose côte à côte du pointage placé deux par télescopes directement à l'est, la lumière des étoiles sur le méridien étant reflété dans elles par deux miroirs inclinés sous un See also:angle de 45° à cette direction. S'il y avait une étoile exactement chez le See also:Polonais, un de ces mkt-See also:minerai serait absolument fixe et réfléchirait constamment la lumière de cette étoile en bas de l'axe de son télescope; dans la See also:pratique un léger See also:mouvement peut être donné au See also:miroir afin de tenir l'étoile polaire de Pkkering de See also:compte choisie, si l'étoile polaire, laquelle au méridien les étoiles plus lumineuses ont été comparées, ou un photomètre d'Ursae. Minoris, qui a été employé pour des étoiles plus faibles. Le deuxième miroir (qui projette au delà du See also:premier afin d'obtenir une vue dégagée du méridien) peut être tourné autour de l'axe. du télescope au moyen d'un embrayage de denté-roue, et peut être fait ainsi pour refléter n'importe quelle étoile sur le méridien en bas du deuxième télescope; on lui équipe également de petit mouvement dans la direction perpendiculaire, afin de commander un degré ou deux de chaque côté du méridien. Près de l'oculaire See also:commun des télescopes il y a un prisme de See also:double See also:image qui sépare la lumière reçue de chacun dans deux crayons; le See also:crayon des rayons ordinaires d'un objet-verre est fait pour coïncider avec See also:cela des rayons extraordinaires de l'autre, et les deux crayons restants sont exclus par un arrêt. Les deux crayons coïncidents traversent alors un prisme de See also:Nicol à l'oeil de l'observateur, qu'en See also:tournant le prisme autour de son axe peut les égaliser à une See also:lecture définie selon leurs intensités relatives. Cette lecture donne en fait la différence de la grandeur entre les deux étoiles choisies pour la comparaison. Il peut remarquer que la position du prisme de double image est importante. Il devrait être juste en dedans, pas à, le foyer commun: cette position empêche n'importe quelle See also:couleur apparente dans les images, et donne l'See also:ordinaire et les crayons extraordinaires que une séparation suffisante au oeil-s'arrêtent pour permettre l'exclusion entière d'une sans See also:perte de n'importe quelle See also:partie de l'autre. Si le prisme étaient exactement au foyer, et n'importe quelle partie des images superflues étaient admises, les images secondaires résultantes coïncideraient avec les autres et mèneraient ainsi aux erreurs en observant. Mais dans la construction réelle de l'instrument les images secondaires apparaîtraient, le See also:cas échéant, seulement en tant qu'étoiles additionnelles près de ceux sous l'observation, et s'évanouiraient trop pour produire n'importe quel dérangement. Il est notable que ce professeur Pickering a prolongé son aperçu dans l'hémisphère méridional, de sorte que la photométrie de Harvard soit la plus complète de tous. Chaque observation se compose de quatre comparaisons; après les deux premiers l'observateur renverse la position des images d'étoile dans le domaine, et renverse également le prisme d'double-image. L'ancienne précaution est nécessaire afin d'éliminer une See also:erreur curieuse selon la position relative des images, qui peuvent s'élever à plusieurs tenths d'une grandeur. Les erreurs de cette sorte affectent toutes les évaluations de l'éclat relatif de deux étoiles dans le même domaine, comme a été à plusieurs reprises montré; un exemple saisissant est donné par A. W. See also:Roberts, de See also:Lovedale, Afrique du Sud (Mon. pas R.a.s. See also:Avril 1897), qui a constaté que ses oeil-évaluations de l'éclat des étoiles variables ont exigé une correction selon l'position-angle de l'étoile de comparaison s'étendant au-dessus de presque deux grandeurs. Dans l'instrument de Zollner une étoile artificielle est prise comme niveau de comparaison. Il y a seulement un télescope, et l'intérieur le See also:tube près de l'See also:oeillet est un See also:plat sous un angle de Zoiiner placé par verre de 45° avec l'axe, de sorte que les rayons d'une See also:lampe que le photomètre entrent dans le tube du côté soient reflétés en bas du tube à l'oculaire, alors que la lumière de l'étoile traverse le plat dégagé. La lumière artificielle traverse un prisme de Nicol et un plat de cristal de See also:roche, qui donne le contrôle de la couleur; par deux Nicols qui peuvent être tournés autour de l'axe du See also:faisceau jusqu aux positions définies lisez au loin sur un See also:cercle gradué; et puis par un objectif See also:convexe qui forme une image s'est reflétée par la See also:glace au foyer à côté de l'étoile. La totalité de cet See also:appareil est portée dedans une forme compacte sur l'oeillet du télescope, il étant arrangé que la lampe se tiendra toujours droite. Les mesures sont faites en tournant le Nicols jusqu'à ce que l'éclat de l'étoile artificielle soit égal à celui de l'étoile vue par le verre d'objet, et la lecture le cercle gradué. 1808-1893) photomètres de See also: Selon ce principe une cale mince est construite avec du verre teinté homogène et presque neutre, par lequel les images des étoiles formées au centre d'un télescope sont regardées. Des moyens simples sont conçus pour mesurer avec la grande précision les multiples épaisseurs auxquelles on s'éteint la lumière de ces étoile-images télescopiques. De cette façon la lumière de n'importe quelle étoile peut être aisément comparée à cela de l'étoile polaire (ou de toute autre étoile choisie) à l'heure actuelle de tion d'observa-, et un catalogue des étoile-grandeurs peut être formé ainsi. Deux améliorations matérielles suggérées par DR E. J. See also:Spitta sont dignes de la See also:notification. Le premier (Soc. de Proc. See also:Roy., 1889, 47, 15) corrige un léger défaut sous forme d'instrument. Si un crayon des rayons traverse une cale mince de verre teinté, tous les rayons ne traversent pas la même épaisseur du verre. DR Spitta propose au tute de substi- par paire de cales avec leurs épaisseurs augmentant dans des directions opposées. Par diapositive d'un excédent l'autre nous obtenons un plat parallèle de verre d'épaisseur variable, et on peut alors s'éteindre d'une manière satisfaisante un faisceau de lumière uniforme des dimensions sensibles. Il a également précisé une source d'erreur dans la méthode d'"évaluer" la cale et a montré comment la corriger. La valeur de échelle a été déterminée par professeur Pritchard par l'utilisation d'un prisme refracting doublement de See also:quartz et d'un prisme de Nicol. En utilisant cette méthode plus See also:tard, DR Spitta a constaté qu'interne * les réflexions dans le prisme de Nicol ont interféré l'exactitude du résultat, mais qu'on pourrait éliminer cette erreur en employant un See also:diaphragme approprié (Mon. pas R.a.s. See also: C'est le premier exemple dans lequel l'effet de ce phénomène a été mesuré dans le cas des étoiles, bien qu'on l'ait connu pour être sensible. Mais il y a un ensemble de résultats numériques obtenus en laboratoire qui est d'importance pour tous tels travaux, à savoir ceux obtenus par monsieur W. Abney (Soc. See also:mai 1891 de Proc. Roy.; et Mon. pas R.a.s. Avril 1892), donnant l'intensité limiteuse à laquelle chaque couleur pure disparaît. Si nous commençons par les lumières C D E F See also: Une grande partie de la lumière est apportée à un foyer précis, mais, dû à l'impossibilité du See also:daltonisme parfait dans le cas des réfracteurs, et à l'See also:aberration non corrigée, à la diffraction, et probablement à une légère See also:diffusion dans les deux réfracteurs et réflecteurs, il y a des rayons qui ne viennent pas au foyer précis, groupés en anneaux de l'intensité diminuant graduellement à l'extérieur du foyer. À mesure que l'éclat de l'étoile augmente, ou pendant que le temps d'exposition est prolongé, les anneaux externes et plus faibles font leur impression sur le plat, alors que l'impression sur - les anneaux intérieurs devient plus profond. Par conséquent l'augmentation du diamètre et de la noirceur des disques d'étoile. À mesure que ceux-ci augmentent concurremment, nous pouvons estimer l'importance de l'étoile en notant l'augmentation de diamètre ou de la noirceur, ou de tous les deux. Il y a par conséquent une variété dans les méthodes proposées pour déterminer des grandeurs d'étoile par la photographie. Mais avant 'vu ces différentes méthodes, il y a un See also:point les affectant toutes qui est d'importance fondamentale. Dans la photographie une See also:nouvelle variable vient dans ce qui n'affecte pas des oeil-observations, à savoir, le temps d'exposition, et il est nécessaire pour considérer comment faire l'See also:allocation due pour lui. Il y a une See also:loi See also:simple qui est vraie dans le cas des lumières lumineuses et des plats rapides, cela en doublant l'exposition que le même effet photographique est produit comme par augmenter l'intensité d'une source de lumière deux fois, et autant que cette loi se tient il nous donne une méthode simple de comparer des grandeurs. Malheureusement cette loi décompose pour les lumières faibles. Monsieur W. Abney, qui avait été un See also:avocat See also:vigoureux pour l'exactitude complète de cette loi vers le haut jusqu'à 1893, échoue du fait l'année a lu un See also:papier à la société royale sur l'échec de la loi, constatant qu'elle échoue quand des expositions à une lampe d'amylacétate à r pi sont réduites à o'.00i, et "signally" pour des intensités faibles de lumière; en effet, il semble possible qu'il y a une intensité limiteuse au delà dont aucune longueur d'exposition ne produirait n'importe quel effet sensible. C'était des See also:nouvelles eues pour les astronomes qui doivent traiter les lumières faibles, parce que la loi d'a.simple de cette sorte aurait été de grande valeur dans le département complexe de la photométrie. Mais il semble possible qu'une certaine modification ou équivalent de la loi peut être employée dans la pratique. Professeur H. H. See also:Turner a constaté que pour des plats pris à Greenwich, quand le temps d'exposition est prolongé dans le rapport de cinq grandeurs d'étoile le gain photographique est quatre grandeurs (Mon. pas R.a.s. lxv. 775), et un résultat étroitement semblable a été obtenu par Dr Schwarzschild en utilisant la méthode actuellement à mentionner. Les étoiles de différentes grandeurs impressionnent sur les images de plat différant dans la taille et la noirceur. Pour déterminer le magni-Diatneterastude du caractère de l'image, l'essai le plus facile de la quantité pour mesurer est le diamètre de l'image, grandeur et quand des mesures de la position sont faites avec un micromètre, il est chose facile d'enregistrer le diamètre aussi bien, malgré l'indétermination de la frontière. En conséquence nous constatons que de diverses See also:lois ont été proposées pour représenter l'importance d'une étoile par le diamètre de son image, bien que ceux-ci aient été habituellement exprimés, comme préliminaire, comme relations entre le diamètre et le temps d'exposition. Ainsi G. P. Bond a trouvé le diamètre pour augmenter comme l'exposition carrée d'ofthe, Turner comme See also:cube, Pritchard comme quatrième See also:puissance; tandis que W. H. 
M. See also:Christie a trouvé la loi que le diamètre change comme See also:place du See also:logarithme de l'exposition dans certaines See also:limites. Il n'y a clairement aucune loi universelle -- elle change avec l'instrument et le platebut pour un instrument donné et See also:plaque une loi empirique peut être déduite. Ou, sans déduire n'importe quelle loi du tout, une série d'images peut être produite des étoiles de l'éclat connu et des expositions connues, et, en utilisant ceci comme See also:balance de la référence, les importances d'autres images peuvent être impliquées par See also:interpolation. Un morceau le plus important de travaux systématiques a été mené à bien par la mesure des diamètres dans le cap Durchmusterung photographique (vols, iii., iv. et v d'Ann. Cape Obser..) des étoiles à la dixième grandeur dans l'hémisphère méridional. Les mesures ont été faites par professeur J. C. Kapteyn de See also:Groningue, sur des photographies prises au cap du bon observatoire d'espoir; il adopte en tant que sa grandeur de formule = B/(diameter+ purement empiriques C), où B et C sont obtenus indépendamment pour chaque plat, de comparaison avec des grandeurs visuelles. C change du RO à 28, et à B de 90 à 260. La partie du See also: Des méthodes qui choisissent la noirceur de l'image plutôt que le diamètre pour la mesure, le plus intéressant est cela lancé indépendamment par Pickering chez les images de Harvard dehors et le C. Schwarzschild à Vienne, qui se compose du foyer. en prenant des images d'étoile considérablement hors focale. Le résultat est que ces images ne changent plus sensiblement dans la taille, mais seulement dans la noirceur ou la densité; et que cette gradation de densité est reconnaissable par un éventail de grandeurs. D'un plat pris au bon foyer normalement il y a une gradation de la même sorte pour les étoiles les plus faibles; les plus petites images sont toute l'approximativement même taille, mais changent dans la tonalité de See also: Bond (1789-1859). L'ancien a comparé la lumière reçue du soleil à cela de la lune de la See also:mode suivante en 1725. Un trou un-douzième de See also:pouce de See also:Paris a été fait dans l'obturateur d'une See also: Trans. 1829). See also:Lien (Mem. See also:Amer. See also:Acad. 1861, p. 295) a adopté un processus différent. Il a formé l'image du soleil sur un globe argenté du diamètre de 10 po; la lumière de cette image a été réfléchie dessus à une petite ampoule See also:mercurial de thermomètre; et alors cette deuxième image a été comparée à une lumière du Bengale ainsi s'est déplacée que les lumières ont semblé être égales. Le même processus a été adopté avec la pleine lune au lieu de avec le soleil. Le résultat était que la lumière du soleil était 470.980 fois qui de la lune. Seidel See also:longtemps avant que cette date ait comparé la lumière de la pleine lune moyenne à celle de See also:Jupiter dans l'opposition moyenne; son résultat est 6430. Tellement également cette lumière de Jupiter s'est avérée les périodes •4864 qui de See also:Venus à elle la plus intelligente; et Jupiter s'est avéré pour donner à 8,2 fois la lumière d'un Lyrae. Si, puis, ces See also:nombres pourraient être acceptés avec See also:confiance, nous devrions avoir les moyens de comparer la lumière reçue du soleil à cela reçue de n'importe laquelle de ces étoiles. Adoptant ces nombres périlleux sur les autorités du lien et du Seidel nous avons les résultats suivants: La lumière du soleil = 470.980 qui de la pleine lune. = 622.600.000 "Venus à elle la plus intelligente. = 302.835.000, Jupiter à l'opposition moyenne. = 5.970.500.000 "Sirius. Pour finir, Bouguer, en comparant la lumière de la pleine lune vue à différentes altitudes à une lumière artificielle, constatée que l'atmosphère absorbe le • 1877 de l'incident léger là-dessus au zénith de n'importe quel See also:endroit. Professeur Pritchard, des mesures photométriques prises au Caire, a trouvé ce nombre pour être •157. À Oxford que c'était détermination de •209. Bouguer indique ainsi une capacité d'absorption dans l'atmosphère de See also:Brittany juste intermédiaire entre ceux d'Oxford et du Caire. Seidel à Munich exprime la "surprise" à trouver ses propres résultats tellement presque concordants avec Bouguer. Bien que plutôt en dehors du domaine de la photométrie dans le See also:sens strict, un mot ou deux puisse être dit ici au sujet des tentatives récentes de mesurer la chaleur reçue des étoiles, la première étant faite avec le "radio-micromètre" de C. V. Boys. (Soc. 1890 De Proc. Roy.). C'est un instrument extrêmement sensible pour la chaleur radiante de mesure très petite, et se compose d'une chaleur très légère du See also:circuit thermoélectrique (deux barres minuscules d'See also:antimoine les étoiles et le See also:bismuth ont soudé ensemble à un See also:bord, aux bords externes relié par un cercle du See also:fil de See also:cuivre) suspendu par une See also:fibre de quartz (une fibre de torsion du sensitiveness le plus grand) dans un See also: Nous pouvons placer à côté de ce résultat qui a obtenu par W. J. See also:Dibdin (Soc. avril 1892 de Proc. Roy.), qui a comparé la bougie-lumière à vingt et une étoiles s'étendant à la sixième grandeur, et avons trouvé la lumière d'une deuxième étoile de grandeur égale à celle d'une bougie à 12õ pi. (H. H. T.) PHRAATES (PHRAHATES; Pers. Frahat, Ferhat See also:moderne), le nom de cinq See also:rois de See also:Parthian. 1. PHRAATES I., fils de Priapatius, a régné le ` 175-170 B.c de c.. Il a soumis le Mardi, une tribu montagneuse dans l'See also:Elburz (See also:Justin xli. 5; Isid. Charac. 7) Il est mort des jeunes, et les a nommé en tant que son successeur non un de ses fils, mais en tant que son frère See also:Mithradates I. (Justin xli. 5). 2. PHRAATES II., fils de Mithradates I., le conqueror de Babylonia, 138-127 régné. Il a été attaqué dans 130 par See also:Antiochus VII. Sidetes, qui, cependant, dans 129 a été défait et tué dans une grande See also:bataille dans les médias, qui ont fini la règle de Seleucid à l'est de l'See also:Euphrates (voir la See also:DYNASTIE de SELEUCID). En attendant le See also:royaume a été envahi par le Scythians (le Tochari de See also:Bactria), qui avait aidé Antiochus. Phraates a marché contre eux, mais a été défait et tué (xlii de Justin. 1; Johannes See also:Antioch, See also:armature 66). 3. PHRAATES III., "Dieu" (See also:Phlegon, armature 12 AP. La See also:morue 97 de See also:Photius et sur certaines de ses pièces de monnaie), réussi son père, See also:Sanatruces, à 70 B.c., au moment où Lucullus préparait pour attaquer See also:Tigranes de l'Arménie, qui était suprême en Asie occidentale et a eu wrested See also:Mesopotamia et plusieurs états See also:vassal du royaume de Parthian. Naturellement, Phraates refusé pour aider Mithradates de See also:Pontus et de Tigranes contre le See also:Romans (voir le TIGRANES). Il a See also:soutenu son beau-fils, le Tigranes plus jeune, quand il s'est rebellé contre son père, et a envahi l'Arménie (65 B.c.) dans l'See also:alliance avec See also:Pompey, qui a abandonné Mesopotamia au Parthians (Dio. See also:Cass. xxxvi. 45, 51; See also:Appian, Mithr. 104; Liv. See also:Loo d'Epit.). Mais Pompey a bientôt dépassé le traité; il a reconnu l'aîné Tigranes, a porté son prisonnier de fils, occupé les états vassal Gordyene et See also:Osroene pour le Romans, et nié le See also:titre du "See also: Environ 57 Phraates ont été assassinés par ses deux fils, See also:Orodes I. et Mithradates III. 4. PHRAATES IV., fils d'Orodes I., par qui il a été nommé successeur dans 37 B.c., après la mort de See also:Pacorus. Il a bientôt assassiné son père et tous ses See also:trente frères (xlii de Justin. 5; Plut. See also:Grossier. 33; Xlix de Dio Cass.. 23). Il a été attaqué dans 36 par See also:Antonius (See also:marque Antony), qui a marché par l'Arménie dans des médias Atropatene, et a été défait et a perdu la plupart de son armée. La croyance a trahi par Artavasdes, roi de l'Arménie, il a envahi son royaume dans 34, lui a pris le prisonnier, et a conclu un traité avec un autre Artavasdes, roi d'Atropatene. Mais quand la See also:guerre avec Octavianus See also:Augustus a éclaté, il ne pourrait pas maintenir ses conquêtes; Phraates a récupéré Atropatene et a conduit Artaxes, le fils d'Artavasdes, de nouveau dans l'Arménie (xlix de Dio. Cass.. 24 sqq., 39 seq., 44; See also:cf. See also:Li 16; Plut. Antonius, 37 seq.). Mais par ses beaucoup de cruautés que Phraates a eues roused l'indignation de ses sujets, qui ont soulevé Tiridates II. au trône dans 32. Phraates a été reconstitué par le Scythians, et See also:Tiridates sauvé en la Syrie. Le Romans a espéré qu'Augustus vengerait la défaite de See also:Crassus sur le Parthians, mais il s'est contenté avec un traité, par lequel Phraates a donné en arrière les prisonniers et les aigles conquis (20 B.c., Mon. Anc. 5, 40 sqq.; Xlii de Justin. 5); le royaume de l'Arménie également a été identifié comme dépendance romaine. Bientôt après Phraates, dont les plus grands ennemis étaient sa propre See also:famille, a envoyé cinq de ses fils comme otages à Augustus, de ce fait reconnaissant sa dépendance à légard See also:Rome. Ce See also:plan qu'il a adopté conformément à l'avis d'un concubine See also:italien qu'il a fait à sa épouse légitime sous le nom "de la déesse Musa"; son fils Phraates, généralement appelé Phraataces (une forme diminutive), il a nommé le successeur. Environ 4 B.c. il a été assassiné par Musa et son fils (See also:fourmi de See also:Joseph xviii. 2, 4). 5. PHRAATES V., ou PHRAATACES, le fils plus jeune de Phraates IV. et la "déesse Musa," avec qui il est associé sur ses pièces de monnaie. Sous lui une guerre a menacé d'éclater avec Rome au sujet du supremacy en Arménie et médias. Mais quand Augustus a envoyé son fils adopté Gaius See also:Caesar dans l'est afin d'envahir See also:Parthia, le Parthians a préféré conclure un traité (A.d. 1), par lequel l'Arménie a été identifiée de nouveau comme dans la sphère romaine (Dio. Cass. RO de BT; Putréfaction de Velleius ii.). Peu après Phraataces et sa mère ont été massacrés par le Parthians, au sujet d'cA.d. 5 (fourmi de Joseph xviii. 2, 4). L'information et commentaires additionnelsIl n'y a aucun commentaire pourtant pour cet article.
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