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Chapitre II

LA PHOTOMÉTRIE STELLAIRE

Définitions photométriques

Les définitions fondamentales de la photométrie et l’éclat des étoiles. — Considérons une source lumineuse de surface $\mathrm {S}$ éclairant un écran de surface $\mathrm {S} '$ placé à une distance $\mathrm {D}$ de la source (fig. 1) ;
Fig. 1 supposons les dimensions des deux surfaces $\mathrm {S}$ et $\mathrm {S} '$ petites par rapport à la distance $\mathrm {D}$, et ces deux surfaces normales à la droite qui les joint, de sorte que l’angle solide sous lequel la source est vue de l’écran est ${\Omega =\mathrm {S} /\mathrm {D} ^{2}}$. Toutes les définitions de la photométrie peuvent être données à partir de la formule qui exprime le flux lumineux $\Phi$ reçu par la surface $\mathrm {S} '$ :

$\Phi =\mathrm {B} \,{\frac {\mathrm {S} \mathrm {S} '}{\mathrm {D} ^{2}}}=\mathrm {B} \mathrm {S} \,{\frac {\mathrm {S} '}{\mathrm {D} ^{2}}}=\mathrm {B} \Omega \mathrm {S} '$.

La quantité $\mathrm {S} \mathrm {S} '/\mathrm {D} ^{2}$, qui caractérise au point de vue géométrique le faisceau de rayons lumineux envoyé par la source sur