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les étoiles

l’écran, est l’étendue de ce faisceau. La quantité $\mathrm {B}$, qui caractérise les propriétés lumineuses de la source, est la brillance de la source. Le produit ${\mathrm {I} =\mathrm {BS} }$, dont la connaissance suffit au calcul du flux qu’elle envoie sur un écran à une distance $\mathrm {D}$ donnée, est son intensité lumineuse. Enfin la quantité ${e=\mathrm {B} \Omega =\Phi /\mathrm {S} '}$, qui est le flux reçu par l’unité de surface de l’écran, est l’éclairement de cet écran.

Une étoile nous apparaît, même dans les plus puissants instruments, comme un point lumineux sans diamètre apparent sensible, et nous ne connaissons pas — sauf quelques exceptions (p. 116) — la valeur de l’angle solide $\Omega$ sous lequel elle est vue ; sa distance $\mathrm {D}$ nous est aussi le plus souvent inconnue. Nous pouvons bien mesurer l’éclairement $e$ qu’elle produit sur un écran à la surface de la Terre, mais nous ne pouvons en déduire ni sa brillance ${\mathrm {B} =e/\Omega }$, ni son intensité ${\mathrm {I} =e\mathrm {D} ^{2}}$. On est donc conduit à définir l’éclat apparent de l’étoile comme étant l’éclairement $e$ qu’elle produit à la surface de la Terre dans des conditions d’absorption atmosphérique données ; on peut encore dire que le rapport ${e_{1}/e_{2}}$ des éclats apparents de deux étoiles est le rapport des flux lumineux ${\Phi _{1}/\Phi _{2}}$ qu’elles envoient sur un même objectif.

Le but de la photométrie stellaire est la détermination de ces rapports : c’est uniquement de cette comparaison des étoiles entre elles que nous nous occuperons dans ce chapitre. Signalons toutefois que l’on a réalisé la comparaison des étoiles aux étalons photométriques terrestres : Fabry a trouvé que l’éclairement produit par une étoile de première grandeur au zénith par une nuit claire est 8,3.10⁻⁷ lux.

Magnitude d’une étoile. — Nous avons déjà dit que Ptolémée avait divisé les étoiles visibles en 6 classes de grandeur ; cette division a été conservée dans tous les catalogues établis par la suite, les observateurs ayant toutefois introduit, plus ou moins arbitrairement, des fractions de grandeur ; ce n’est qu’au milieu du xix^e siècle qu’on s’est préoccupé de définir l’échelle photométrique de façon plus précise. Les mesures photométriques avaient montré que les intervalles entre deux classes consécutives correspondent tous approximativement à une même valeur du rapport ${e'/e}$ des éclats apparents, ou, si l’on préfère, à