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 pour quelques étoiles, celles qui possèdent une parallaxe 

 sensible. 



Le nombre en esl assez reslrcinl : il est d'environ qua- 

 rante. 



Pour les autres étoiles, le problème pholomélrique se 

 présente sous une face différente. Il ne peut plus être 

 question ici de déterminer l'intensité absolue, mais seule- 

 ment le rapport de ce que nous appellerons l'éclat d'une 

 étoile avec celui d'une autre, qui aura été choisie comme 

 type de comparaison. Cette recherche est d'ailleurs déjà 

 du plus haut intérêt, car les nombres obtenus peuvent 

 servir de base à des études de nature très diverse. 



Les anciens astronomes s'étaient occupés de ces déter- 

 minations d'éclat relatif, mais d'une manière tout à fait 

 empirique et grossière. Plolémée rangeait les étoiles dans 

 un certain nombre de classes de grandeurs différentes, et 

 entendait par ce mot grandeur l'éclat que les étoiles pré- 

 sentent à l'œil nu. Ce terme, qui peut prêter à confu- 

 sion, tend à être remplacé aujourd'hui par le mot magni- 

 tude. 



Lorsque la lunette eut été, sinon inventée, du moins 

 pourvue d'un grossissement suffisant par Galilée, on la 

 dirigea vers le ciel, où elle fit découvrir des milliers d'étoiles 

 nouvelles que l'œil ne pouvait apercevoir. En même temps, 

 le nombre des magnitudes s'accrut, et chacune d'elles fut 

 subdivisée en un certain nombre de fractions. Ptolémée 

 rangeait les étoiles en six classes de magnitudes décrois- 

 ^ santés; à partir de Galilée, il y en eut douze et leur nombre 

 s'est encore accru depuis, avec le progrès des instruments 

 d'optique. 



L'apparition des méthodes photométriquespour mesurer 

 l'éclnt relaliC des étoiles ou des astres du svstème solaire, 



