{{nr||{{sc|la photométrie stellaire}}|39}}il faut connaître, d’une part l’absorption maximum mesurée par la valeur de ce rapport au point{{lié}}M le plus bas de la courbe ([[Les Étoiles (Bruhat)/Chapitre II#fig8|{{fig.|8}}]]), d’autre part la ''largeur de la raie'', qu’on peut mesurer par l’intervalle{{lié}}''cd'' des longueurs d’onde pour lesquelles l’absorption est la moitié de l’absorption maximum. Mais les contours et les largeurs des raies stellaires ne peuvent être déterminés correctement, avec les spectrographes actuels, que pour les quelques raies dont la largeur dépasse un angström : ce n’est guère le cas que pour les raies de l’hydrogène ou les raies{{lié}}H et{{lié}}K du calcium.

En effet, à cause de l’insuffisance du pouvoir de résolution théorique des appareils, à cause aussi de la diffusion de la lumière dans l’instrument et dans la couche sensible de la plaque photographique, chaque radiation monochromatique impressionne une certaine étendue de la plaque, et il en résulte une déformation de la courbe des noircissements qui rend illusoires les déterminations du contour des raies étroites. Cet étalement des diverses radiations ne saurait toutefois modifier la quantité totale de lumière reçue, ni par conséquent la quantité totale de lumière manquante du fait de l’existence de la raie : cette dernière quantité est représentée sur l’enregistrement microphotométrique par la surface comprise entre la courbe{{lié}}AMB et la courbe fictive{{lié}}APB, et est par conséquent accessible à la mesure.

C’est d’ailleurs l’aire de cette surface qui détermine, dans le cas des raies étroites, la visibilité de la raie sur le cliché, et c’est elle qu’on évalue lorsqu’on évalue, à l’estime, l’''intensité'' de la raie d’après cette visibilité. Ce sont de telles estimations, faites d’après une échelle plus ou moins arbitraire, qui ont été utilisées jusqu’ici, avec succès, dans la détermination des parallaxes spectroscopiques (cf. [[Les Étoiles (Bruhat)/Chapitre V#V-4|{{pg|101}}]]). Il est évident qu’il y aura avantage à les remplacer par des mesures sur les enregistrements microphotométriques. Avec les spectrographes stellaires actuels, ces mesures ne peuvent guère être faites avec des erreurs inférieures à 10{{lié}}{{abr|p.|pour}}{{lié}}100, et ne sont peut être pas meilleures que les estimations directes ; mais la définition précise de la quantité à mesurer et l’établissement du principe d’une méthode correcte de mesures sont nécessaires pour que la photométrie des raies spectrales puisse progresser dans l’avenir en même temps que la puissance des télescopes et le pouvoir de résolution des spectrographes.

<references/>
Bruhat - Les Étoiles, 1939.djvu/51