Réparlition spectrale de l’énergie. — Pour pouvoir interpréter les mesures spectrophotométriques, et en particulier pour en déduire les températures des étoiles, il est nécessaire de calculer, à partir des valeurs obtenues pour les éclats apparents, les rapports des énergies correspondantes. Le problème de la mesure énergétique d’un flux lumineux est un problème difficile, qu’on ne peut guère aborder directement pour le flux très faible que nous envoie une étoile. On a pu par contre déterminer au laboratoire la répartition de l’énergie dans le spectre de certaines sources : on photographie sur la même plaque, avec le même temps de pose, le spectre d’une de ces sources et le spectre de l’étoile à étudier, et l’on déduit facilement la répartition de l’énergie dans le spectre stellaire de la mesure du rapport des éclairements de ces deux spectres pour les diverses longueurs d’onde.
Les mesures directes de répartition spectrale n’ont pu être tentées que pour des étoiles très lumineuses, en recevant sur une pile thermo-électrique les radiations contenues dans une large région spectrale, isolée par des écrans colorés convenables. Ces mesures, très inférieures aux mesures photographiques, n’ont guère d’intérêt que pour la région infra-rouge, où elles sont les seules possibles : en filtrant le rayonnement par une cuve d’eau, une lame de verre ou une lame de quartz, on peut en retirer une portion plus ou moins étendue de l’infra-rouge, et les différences que présentent entre elles, ou avec l’énergie du rayonnement total, les différentes énergies reçues permettent le calcul de la répartition de l’énergie entre le spectre visible et les diverses régions de l’infra-rouge.
Toutes les mesures spectrophotométriques, et surtout celles qui s’étendent dans l’ultra-violet et dans l’infra-rouge, présentent de très grosses difficultés du fait de l’absorption atmosphérique, qui est très variable d’une région spectrale à l’autre. Elles ne peuvent permettre la comparaison des étoiles entre elles, et surtout leur comparaison aux sources terrestres, qu’à la condition qu’on les corrige de l’effet de cette absorption. Comme elles varient d’un jour à l’autre suivant l’état de l’atmosphère, les corrections ne peuvent pas être faites à l’aide de facteurs calculés d’avance : il faut les déterminer pour chaque nuit d’observation, par exemple en prenant plusieurs spectres de la même étoile pour différentes hauteurs au-dessus de l’horizon.
