permettent de faire des pointés avec une précision de 1 à 2 p. 100. Pour les raisons indiquées à la fin du paragraphe précédent, cette précision serait le plus souvent inutile en photométrie stellaire : il existe pourtant des comparaisons dans lesquelles on peut éliminer avec assez de sécurité les variations de la transparence atmosphérique pour qu’on puisse utiliser un photomètre à plages.
Dans le photomètre de Dufay (fig. 4), la plage C uniformément lunette 
Fig. 4 éclairée est constituée par le cercle oculaire de la lunette, l’image E de l’étoile à étudier étant isolée par un diaphragme situé dans son plan focal. L’observateur examine cette plage avec une loupe L qui forme une image E′ de l’étoile sur la pupille de l’œil : l’œil reçoit ainsi tout le flux lumineux qui a traversé la lunette, et il est évident que l’éclairement de l’image rétinienne de C est proportionnel à l’éclat apparent de l’étoile. La plage de comparaison est formée par un écran diffusant D qui cache la moitié du cercle oculaire, et qu’on éclaire, à travers un coin photométrique P, par une lampe électrique S alimentée à courant constant : l’éclairement et la brillance du diffuseur D, ainsi que l’éclairement de son image rétinienne, sont proportionnels au flux transmis par le coin. La magnitude d’une étoile est donc liée au déplacement du coin photométrique nécessaire pour
