MÉTHODES D'OBSERVATION

Je passe maintenant aux méthodes spéciales d'observation, à l'aide desquelles nous avons appliqué aux corps célestes les principes de l'analyse spectrale. Je dirai d'abord que diverses circonstances s'unissent pour rendre ces observations difficiles et très-fatigantes. Dans nos climats, il est d'abord très-peu de nuits, même de celles dans lesquelles les étoiles vues à l'œil nu semblent très-brillantes, où l'air soit assez calme pour rendre possibles ces observations si délicates. En outre, la lumière des étoiles est faible. On échappe dans une certaine mesure à cette difficulté par l'emploi d'une grande lunette. La lumière de l'étoile reçue par un objectif de huit pouces d'ouverture est recueillie et concentrée au foyer sous forme de point délié et brillant.

Un autre inconvénient résulte du mouvement apparent de l'étoile causé par la rotation de la Terre, qui emporte l'astronome avec ses instruments. On neutralise ce déplacement par le mouvement qu'une horloge imprime en sens opposé à la lunette. Dans la pratique, cependant, il n'est pas aisé de maintenir exactement, pour un temps même assez petit, l'image de l'étoile entre les bords d'une fente de j^ de pouce de largeur. A force cependant de persévérance patiente, toutes ces difficultés ont été surmontées, et l'on est parvenu à des résultats satisfaisants. Nous étions convaincu que l'exactitude de ces résultats dépendrait surtout de la comparaison directe et simultanée des spectres terrestres avec les spectres des objets célestes. Et pour y parvenir nous avons combiné l'appareil représenté par le dessin mis sous vos yeux.

L'instrument représenté Jîg. i en coupe verticale, Jîg. i bix en coupe horizontale, est fixé par le tube extérieur à l'oculaire

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de la lunette, et il est entraîné avec lui par le mouvement d'horlogerie. Un second tube muni d'une lentille cylindrique glisse

dans le tube extérieur. Cette lentille a pour but d"allonger le point rond de l'image de l'étoile en une courte ligne de lumière, que l'on fait tomber exactement entre les bords ou joues dune fente presque fermée. Derrière la fente, et à une distance égale à sa longueur focale, se trouve une lentille convexe achromatique qui rend parallèle le faisceau de lumière émergeant de a fente. Ce faisceau de lumière traverse ensuite deux prismes de flint-glass lourd. On regarde le spectre qui résulte de la dé-

composition de la lumière par ces prismes avec une petite lunette achromatique. Cette lunette est munie d'une vis micromé-

Fig. I bis.

trique qui sert à mesurer les écartemenis des raies ùçà spectres. [Voyez 'i^olQ B.)

La lumière des substances terrestres qu'il s'agit de comparer aux spectres des étoiles est introduite dans l'instrument de la manière suivante. On fixe sur l'une des moitiés de la fente un petit prisme qui reçoit la lumière réfléchie sur lui par un miroir mobile porté par le tube ; ce miroir fait face à un collier en caoutchouc durci muni d'une pince contenant les fragments de métaux employés. Ces métaux sont rendus lumineux à l'état de gaz ou de vapeur par la chaleur intense de l'étincelle dune puissante bobine d'induction. La lumière de l'étincelle, renvoyée dans l'instrument par le miroir et le petit prisme, traverse les prismes de flint en même temps que la lumière de l'étoile. Dans la petite lunette les deux spectres sont vus en juxtaposition, de telle sorte que l'on {)uisse déterminer exactement

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les coïncidences ou les positions relatives des raies brillantes du spectre de l'étincelle et des raies sombres du specire de l'étoile.