SPHÈRE CÉLESTE

28. Ooordoxinëes célestes ; hauteur et azimut. — Pour fixer la position d'un point sur la voûte céleste, on a recours à deux angles que nous définirons plus loin, et qu'on appelle les coordonnées célestes du point.

Le théodolite peut servir, comme nous Pavons vu, à la détermination du méridien d*un observateur. Le méridien étant déterminé, on peut, à chaque instant, mesurer Pangle qu'il fait avec le vertical correspondant à la position d'une étoile. Cet angle, qui se lit sur le cercle azimutal de l'instrument, porte le nom d'cusimut.

En même temps que le cercle horizontal du théodolite donne l'azimut, la direction de l'axe optique de la lunette donne la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon ou sa distance zénithale.

On peut donc, à un instant donné, connaître la hauteur et l'azimut d'un astre. Ce sont là deux coordonnées très-propres à la détermination de la position des astres sur la voûte céleste, pour une même station. Mais ces deux coordonnées offrent un grave inconvénient. Lorsque l'observateur se déplace, l'horizon et le plan méridien ne restent pas les mêmes ; la hauteur et l'azimut changent donc en même temps. Aussi ne sont-ce pas là les coordonnées employées. On leur préfère Vascension droite et la déclinaison.

29. Ascension droite et déclinaison. — On appelle ascension droite d'un astre l'angle que fait le cercle de déclinaison passant par l'astre avec un cercle de déclinaison pris pour origine et complètement arbitraire. L'ascension droite est mesurée par l'arc de l'équateur céleste compris entre le cercle He déciitiaison de l'astre et celui qu'on a pris pour origine. Les ascen-

sions droites so comptent de 0® à 360® sans interruption, d*occidenten orient, c'est-à-dire en sens inverse du mouyement diurne. On désigne les ascensions droites par la double lettre AR.

La déclinaison est Tare du cercle de déclinaison de Tasire compris entre sa position' et Téquateur céleste. On distingue les déclinaisons en déclinaisons boréales ou positives et déclinaisons australes ou négatives, selon que Tastre dont il s'agit apj)artient à Thémisphère boréal ou à l'hémisphère austral. Les déclinaisons se désignent par la lettre D.

30. Fixation de la position des étoiles sur la sphère céleste. — Il est clair que la position des astres sur la voûte céleste est parfaitement déterminée par la connaissance de leur

ascension droite et de leur déclinaison. Soit PP' la ligne des pôles, PEP'E' le cercle de déclinaison pris pour origine, EE' l'équateur (fîg. 13). Si nous prenons à partir du point E, dans le sens convenable, un arc EO égal à l'ascension droite d'une étoile, nous saurons que cette étoile doit se trouver sur le demi-cercle POF. Il ne nous restera plus alors qu'à porter à partir du point 0, et dans le sens convenable, un arc Oe égal à la déclinaison de l'étoile ; la position de l'étoile sera ainsi parfaitement fixée.

On peut dire, plus généralement, que tous les astres situés sur un même demi-cercle de déclinaison terminé aux deux pôles ont même ascension droite, de sorte que l'ascension droite d'un astre fait connaître le demi-cercle de déclinaison qui le contient. D'un autre côté, tous les points situés sur un même parallèle ont même déclinaison, de telle sorte que la connaissance de la déclinaison entraîne celle du parallèle sur lequel se trouve l'astre. L'intersection unique du demi-cercle de déclinaison et du parallèle donne donc la position de l'astre.

31. Détermination des ascensions droites. — Le théodolite peut servir à déterminer l'ascension droite d'une étoile. Nous avons dit que l'origine des ascensions droites était arbitraire (fig. U.). Prenons pour origine le point E où le cercle de déclinaison d'une étoile remarquable a vient couper l'équateur •céleste. Ce point n'est pas visible dans le ciel, mais néanmoins

nous pouvons, ainsi que nous allons le faire comprendre, déterminer l'heure de son passage au méridien.

Fig. il.

Fig. 14.

Soit PP la ligne des pôles et PGFE' le méridien du lieu d'observation ; soit PEP' le cercle de déclinaison de l'étoile qui fixe l'origine des ascensions droites, et PepP' le cercle de déclinaison de l'étoile e dont nous voulons me • surer l'ascension droite EO. Voici comment nous pourrons obtenir la graduation de cet arc.

Le cercle vertical du théodolite ayant d'abord été dirigé exactement dans le plan méridien, on observe avec soin le moment où l'étoile a vient passer au méridien. En ce moment même, le point E coïncide avec le point G. Imaginons qu'une pendule sidérale soit réglée de telle sorte qu'elle marque 0^ 0«> 0» , au moment du passage au méridien de l'étoile qui fixe l'origine des ascensions droites. Comptons alors le temps qui va s'écouler jusqu'au moment où rétoile e passera au méridien ; il est clair que nous pourrons déduire l'arc EO de la connaissance de ce temps qui aura été employé par la sphère céleste pour tourner d'un angle précisément égal à l'ascension droite de l'étoile. Nous dirons : En 2^ heures sidérales, la sphère céleste tourne de 360*^; donc en 1 heure elle tourne de ^ ou 15®; en 1 minute, elle tourne de a de degré ou de 15'; en 1 seconde, elle tourne de ^ de minute ou de 15*. Donc, pour avoir l'ascension droite de l'étoile, il suffit de multiplier par 15 le nombre d'heures , minutes et secondes qui se sont écoulées depuis le passage de l'étoile qui fixe l'origine des ascensions droites au méridien jusqu'au passage de l'étoile e. Si nous admettons, par exemple, qu'il se soit écoulé 3^ 18™ 13* sidérales entre les deux passages des étoiles a et e au méridien, nous trouverons pour l'ascension droite de l'étoile e, AR=49« 33' 15*.

32. Différence en ascension droite de deux étoiles. — Dans la pratique, on a souvent besoin de la différence en ascension droite de deux étoiles qui est évidemment indépendante de l'origine choisie ; il suffit alors que l'ascension droite de Tune des étoiles soit connue pour qu'on puisse en déduire l'autre. Supposons qu'il s'agisse de déterminer la différence en ascension droite des étoiles e et e'.

Admettons que la pendule sidérale ait été réglée au moyen de l'étoile a, c'est-à-dire que l'horloge sidérale ait marqué 0^ 0» 0*, au moment du passage de l'étoile a au méridien. Ob-

serrons les heures de passage des étoiles 6 et e' ; supposons que la pendule marque 5^ 10» 12*, au moment du premier passage, et 12^ 21™ ?• au moment du second, c'est-à-<lire qu*il s'écoule 7 b 10» 55* entre les instants des passages des deux astres. Il est clair que nous obtiendrons Tare 00', ou la différence en ascension droite des deux étoiles, en multipliant par 15 le temps qui s'est écoulé entre les deux passages. Nous trouverons ainsi :

La règle est invariable :

On observe, à Thorloge sidérale, les heures des passages des deux étoiles au méridien, et Ton multiplie la différence des temps par 15.

33. Mesure de la déolinaison. — La déclinaison d*une étoile peut aussi être obtenue à Taide du théodolite. Supposons

toujours que le limbe vertical coïncide exactement avec le méridien du lieu d^observation, et 'soit PEP'E' Tintersection de son plan prolongé avec la voûte céleste (fig. 15). Soient Z le z^ nith de Tobservateur et PP' la ligne des pôles dont la direction a été préalablement déterminée, HH' la méridienne et EE' la trace du plan de Té- Pig^ J5^ quateur céleste sur le méridien.

Supposons d'abord qu'il s'agisse de déterminer la déclinaison d'une étoile e située au nord du zénith; c'est Tare eE qu'il s'agit d'évaluer. Or, nous avons :

eE = D=eZ+ZE.

Mais EZ = PH, hauteur du pôle au-dessus de l'horizon; soit H cette hauteur connue. Si nous représentons par Z la distance zénithale de Tétoile, nous aurons donc :

Supposons maintenant qu'il s'agisse d'une étoile é située au sud du zénith. Nous aurons :

D=e'E = ZE— e'Z= H— Z.

La déclinaison d'une étoile appartenant à l'hémisphère boréal s'obtiendra donc par la formule

D=.-IId=Z,

le signe supérieur servant dans le cas d'une étoile située au nord du zénith de l'observateur, et le signe inférieur dans le cas d'une étoile située au sud du zénith.

Voyons enfin comment nous obtiendrons la déclinaison d'une étoile 6" appartenant à l'hémisphère austral. Nous avons évidemment :

e"E = Ze"— ZE=Z — H=— (H— Z)

ou

La formule D=Hd:Z est donc générale. Il suffit de se rappeler que la déclinaison est australe lorsque H — Z est négatif.

Ainsi, la déclinaison d'une étoile peut être obtenue à l'aide du théodolite. Au moment où l'étoile passe au méridien, on mesure sa distance zénithale qu'on ajoute à la hauteur du pôle au-dessus de l'horizon, ou bien qu'on retranche de cette hauteur, suivant que l'étoile est au nord ou au sud du zénith.

34. Lunette méridienne. — Le théodolite peut servir, comme nous venons de le voir, à déterminer les ascensions droites et les déclinsûsons des astres ; mais, dans les observatoires, on a recours, pour cette détermination, à des instruments particuliers et d'une grande dimension qui sont fixés d'une manière invariable. Pour les ascensions droites, on emploie la limette méridienne (fig. 16); pour les déclinaisons le cercle mural,

La lunette méridienne n'est autre chose qu'une grande lunette dont l'axe optique peut prendre toutes les directions dans le plan méridien du lieu d'observation. A cet effet, la lunette est montée sur un essieu on axe horizontal autour duquel elle peut tourner librement, sans que son axe optique cesse d'être perpendiculaire à l'axe de rotation. De cette manière, l'axe optique de la lunette décrit un plan vertical qu'on amène préalablement à coïncider avec lé méridien.

L'axe de rotation de la lunette est terminé par deux tourillons cylindriques qui reposent dans des coussinets où ils peuvent se mouvoir sans difficulté; ces deux coussinets sont supportés par deux forts piliers en maçonnerie. L'un des coussinets est muni d'une vis qui permet de le faire glisser dans une rainure verticale, afin qu'on puisse donner à l'axe une direction horizontale. L'autre coussinet est aussi muni d'une vis qui permet de le faire marcher horizontalement dans les deux sens; c'est à l'aide de cette vis qu'on fait coïncider exactement

COSUOGIUPIIIË ÉLÉMENTAIRE.

le plan vertical décrit par l'a:

plau méridien.

optique de la lunette X^ee le

La lunette méridientie doit remplir trois conditions indispensables^ nous allons indiquer successivement comment on peut les réaliser :

1" L'axede wtation doit êlrehorisontal. Antaiiyun d'un niveau à bulle d'air qu'on adapte à l'essieu, on s'assure que la ligne idéale autour de laquelle s'effectue le mouvement da rotation et qui coïncide avec les axes de figure des deus tourillons est dirigée horizontalement. Pour arriver à ce résultat, il 'uffltde faire marcher dans un sens convenable la vis qui fait glisser un des coussinets dans la rainure verticale et élève ou abaisse ainsi une des extrémités de l'axe.

2" L'axe optique de la lunette doit être perpendiadain à l'axe de rotation. Pour s'assurer que cette condition est remplie, on fait disposer une mire horizontale à une grande distance de la lunette et l'on viso un point de cette mire. On enlève alors l'essieu des tourillons el l'on fait faire une demi-révolution à l'instrument pour changer les tourillons de coussinet. Si, dans cette nouvelle position, on peut encore apercevoir le même point de la tuire avec la lunette, en est certain que l'axe optique est perpendiculaire à l'axe de rotation. Mais généralement on n'obtient pas ce résultai au premier coup (Hg. 17). Si,

dans la première position, Taxe optique de la lunette était dirigé vers le point m, par exemple, il sera, dans le second cas, dirigé vers le point m', disposé de telle sorte que les directions ont et om' de Taxe m m m»

optique fassent des angles égaux avec la perpendiculaire OM à Taxe de rotation AB. On peut alors marquer sur la mire le point M, milieu de mm\ et Ton cherche ensuite à diriger Taxe optique de la lunette vers le point M. Il suffit pour cela que le réticule de la lunette puisse être rendu mobile dans son plan, à Taide d'une vis. On le déplace alors transversalement dans l'intérieur de la lunette, jusqu'à ce que Taxe optique vienne passer par le Doint M.

3® Le plan vertical décrit par Vaxe optique de la lunette doit coïncider avec le plan méridien. • ^*^* *^*

L'axe de rotation étant horizontal et Taxe optique de la lunette lui étant perpendiculaire, il en résulte que le plan décrit par l'axe optique de la lunette est un plan vertical. Il reste maintenant à s'assurer que ce plan vertical coïncide avec le plan méridien. Pour cela, on observe avec une pendule sidérale le temps qui s'écoule entré lé passage supérieur et le passage inférieur d'une étoile citcombolàire dans le plan vertical décrit par l'axe optique de la lunette ; si cet intervalle de temps est égal à un demi-jour sidéral, on en coticlut que le plan vertical coïncide avec le plan méridien. Mais si l'on trouve que le temps écoulé entre les deux passages est plus grand ou plus petit qu'un demi-jour sidéral, on en conclut que la coïncidence n'existe pas. On établit alors cette coïncidence en déplaçant horizontalement le coussinet auquel on n'a pas touché dans la première opération.

La lunette méridienne est donc disposée de telle sorte qu'on puisse observer les astres juste au moment de leur passage au méridien. On lui donne même, à cause de cela, le nom d'instrument des passages. Pour qu'on soit plus sûr des résultats que fournit cette lunette, son réticule porte deux fils horizontaux disposés de part et d'autre eu centre, à des distances égales de ce centre. Gomme le fil mm ne sort pas du plan méridien, il n'est pas nécessaire en effet que l'image de l'astre

GOSMOGRAPBIB ELEMENTAIRE.

n rmr' w

vienne se former précisément au point 0; il suffit que cette image se forme derrière le fil mm. On s^arrange de manière à l'obtenir derrière la portion de ce fil qui se trouve entre les deux fils horizontaux.

Une seule observation de Pétoile, au moment oCi son imago se forme derrière le fil mm, pourrait ne pas donner une approximation suffisante dans restimation de Theure de son passage au méridien.

Aussi le réticule de la lunette méri* dienne contient-il quatre autres fils verticaux, disposés symétriquement deux à deux par rapport au fil mm.

On observe les instants des passages de rétoile derrière les cinq âfe verticaux ; soient t Tinstant du pas'sage au méridien et ^—6, < — 6', e + 6', « + 6 les instants des passages derrière les fils nn, rr, r'r'^ n'n* (fig. 18). Désignons par e, e*, «", e^, «" les erreurs qu'on a pu commettre dans les cinq observations, soit en plus, soit en moins. En prenant la moyenne de ces cinq quantités, nous aurons pour la valeur approchée de Theure du

ps^sage

De cette façon, Terreur commise dans Tévaluation du temps sera le cinquième de la sontnie des erreurs partielles; et, pomme il est probable que ceâr erreurs n'ont pas lieu toutes dans le même sens, on diminuera ainsi Terreur définitive.

35. Moral. — On mesure la déclinaison des étoiles à Taide du mural. C'est un cercle ou limbe gradué qu'on dispose le long d'un mur vertical, exactement dans le plan méridien. Le cercle porte une lunette mobile autour d'un axe perpendiculaire à son plan ^ Taxe optique de la lunette doit décrire le méridien. Le cercle mural est fixé, une fois pour toutes et d'une manière invariable, contre un mur inébranlable. On se sert de la lunette méridienne pour établir le mural.

Le limbe est gradué de 0® à 180®, à droite et à gauche du point le plus élevé correspondant à la verticale du centre. La distance zénithale de Tétoile s'obtient au moment même où elle passe au méridien, et Ton ajoute ou Ton retranche cette distance zénithale à la hauteur du pôle au-dessus de Thorizon suivant la position de Tétoile par rapport au zénith.

S6. Application de l*ëquatorial à la détermination des afioensions droites et des dëolinalsons. — Il arrive quelquefois qu*on ne peut pas observer un astre lors de son passage au méridien, soit qu'il se trouve trop près du soleil, dont la lumière Tempèche d*ôtre aperçu, soit qu'un nuage obscurcisse le ciel au moment du passage. On a recours alors à Téquatorial à Taide duquel on peut obtenir les différences d'ascensions droites et de déclinaisons des deux astres voisins, de sorte que si Ton connaît déjà les coordonnées célestes de Tune des étoiles, on en déduit facilement les coordonnées de l'autre.

L'équatorial étant établi de manière que son axe soit dirigé suivant l'axe du monde, faisons-le tourner autour de l'axe, de manière que le plan du cercle supérieur se trouve près des deux astres, inais à l'occident de chacun d'eux. Les deux astres viendront passer successivement dans le plan du cercle, et il suffira de compter le temps qui s'écoulera entre ces deux passages pour obtenir la différence en ascension droite des deux étoiles. D'ailleurs, le déplacement de l'axe optique de la lunette dans le plan du cercle, pour passer de la première observation à la seconde, donnera en même temps la différence de déclinaison des deux astres.

On comprend très-bien que la réfraction atmosphérique et la non-coïncidence parfaite de l'essieu de l'instrument avec Taxe du monde n'aient ici qu'une influence insignifiante, surtout s'il s'agit de deux astres très-rapprochés.

37. Distinction entre les étoile^s et les planètes. — Parmi les astres qui paraissent attachés à la voûte céleste dont nous occupons le centre, les uns conservent entre eux la même distance invariable ; ce sont les étoiles fixes. D'autres astres, dont le nombre paraît être assez petit, se déplacent sur la voûte céleste par rapport aux étoiles, c'estrà-dire ont un mouvement propre. On les appelle planètes, ou astres errants. Il y a d'autres astres, les comètes, dont la marche dans le ciel est toute particulière et qu'on peut d'ailleurs^ à cause de leur forme, distinguer des étoiles à la vue simple.

Nous nous occuperons plus tard spécialement des planètes et des comètes. Mais comme les premières pourraient être confondues, au premier abord, avec les étoiles, nous allons indiquer immédiatement les caractères qui servent à les distinguer, indépendamment du mouvement propre des planètes, qu'on ne peut constater que par des observations prolongées.,

Ordinairement, la lumière des étoiles ne paraît pas tranquille;' elle semble s'éteindre, puis se ranimer tout k coup et

jette des éclats diversement colorés, tantôt verts, tantôt rouges; en un mot, la lumière des étoiles est continuellement agitée. C'est ce qu'on exprime en disant que les étoiles sdntUlenL Les planètes sont dépourvues de scintillation, ou du moins n'offrent que de faibles traces de ce phénomène. C'est là un caractère qui permet de distinguer, à la vue simple* les planètes et les étoiles.

A la simple vue, une planète présente à peu près le même éclat qu'une étoile et leurs dimensions paraissent être les mêmes. Mais il n'en est plus ainsi lorsqu'on regarde une planète et une étoile avec une lunette. Si l'instrument qu'on emploie est suffisamment fort, la planète présente un disque de forme arrondie, dont les dimensions augmentent avec le pouvoir grossissant de la lunette. L'étoile, au contraire, ne présente jamais de dimensions appréciables et disparaît pour ainsi dire de plus en plus, à mesure qu'on emploie une lunette dont le pouvoir grossissant est plus fort ; les lunettes les plus puissantes ne font jamais voir une étoile que comme un point brillant. Il est facile dé comprendre ces résultats. Les étoiles sont incomparablement plus distantes de nous que les planètes. Si l'on emploie une lunette dont le pouvoir grossissant serait représenté par 1000, par exemple, l'elTet serait le même, pour la grandeur des dimensions apparentes des astres, que si ils étaient mille fois moins éloignés de nous. Or, qu'on rende la distance d'une étoile à la terre mille fois plus petite, cette étoile pourra être encore regardée comme étant située à une distance infinie relativement à ses dimensions, tandis qu'une planète se trouvera très-rapprochée SI l'on rend mille fois plus petite la distance qui la sépare de la terre. Il n'est donc pas étonnant que les dimensions apparentes de la planète augmentent de plus en plus, tandis que rétoile apparaît toujours comiïie un point unique.

On peut se demander pourquoi les dimensions apparentes de la planète et de l'étoile sont les mêmes à la vue simple. Cela tient à un phénomène optique connu sous le nom d'irradiation. Go phénomène n'est autre chose qu'une illusion en vertu de laquelle un objet éclairé paraît avoir des dimensions plus grandes qu'un objet obscur de même grandeur. Ainsi, qu'on trace, Tun à côté de l'autre, deux cercles de même rayon, l'un blanc sur un fond noir et l'autre noir sur un fond blanc, le second paraîtra plus petit que le premier. On est soumis à la même illusion quand on regarde une étoile et une planète. La grande quantité de lumière que l'étoile nous envoie occasionne une irradiation considérable qui nous la fait voir sous des dimensions plus

grandes, tandis que TefTet de Tirradiation est presque nul pour les planètes. Les lunettes ont la propriété de diminuer l'irradiation avec d'autant plus d'énergie que leur pouvoir est plus fort. Il n'est donc pas étonnant que les dimensions apparentes des étoiles diminuent et que celles des planètes augmentent, lorsqu'on a recours aux lunettes pour les observer,

38. Catalogues d*étoiles. — Toutes les étoiles qui ont été observées sont inscrites dans des recueils auxquels on a donné le nom de catalogues d'étoiles. A côté de la désignation ordinaire de chaque étoile, soit par un nom particulier, soit par une lettre ou un numéro, le catalogue contient dans des colonnes spéciales l'ascension droite et la déclinaison de Tétoile. Il est évident que la connaissance de ces coordonnées suffit pour qu'il n'y ait aucun doute sur l'étoile dont on veut parler. Le plus ancien catalogue est celui que nous a conservé Ptolémée^ qui florissait vers le ii« siècle de notre ère. Il faut faire honneur de ce catalogue à Ilipparque, qui vivait à Rhodes environ 150 ans avant Jésus-Christ. C'est à l'occasion de ce travail d'Hipparque que Pline s'écriait : ce II osa, et c'eût été le comble de l'audace même chez un dieu, transmettre le dénombrement des étoiles à la postérité. »

39. Globe céleste d'Hipparque. — A l'aide d'un catalogue d'étoiles, il est facile de figurer sur un globe les principales étoiles de la sphère céleste. Cette idée de représenter matériellement la sphère étoilée remonte à l'antiquité. Il faut encore en faire honneur à Hipparque, qui s'y était pris de la manière suivante :

Il mesura la distance angulaire de deux étoiles A et B. (fig. 19) et plaça à volonté ces deux étoiles sur la sphère, en s'as treignant à cette seule condition, que l'arc de grand cercle AB fût égal à la dis lance angulaire des deux étoiles.

Cela posé, il mesura la distance angulaire de l'étoile A à une troisième étoile, et il décrivit un arc de cercle du point A comme pôle, avec une ouverture de compas égale à la corde sous-tendant la distance angulaire observée. Ayant ensuite mesuré la distance angulaire ^*^' *•*

de l'étoile B à la troisième étoile, il décrivit un nouvel arc de cercle du point B comme pôle avec une ouverture de compas égale h la corde sous-tcndant In <li<;ln"Co nnprulniro o'»s<Tvéo. L'iiilcrsi clion des deux arcs de cuiclo donnnil L'vi(i"Miim'fil la

Sk

COSMOORAPHlfi lilLÊMENTAlRE.

position de la troisième étoile. Il est clair qu'on peut représenter ainsi autant d'étoiles qu'on le veut sur un globe, en rapportant chaque étoile à deux des étoiles déjà fixées sur le globe.

kO. Globe moderne. — La connaissance de Tascension droite et de la déclinaison des étoiles permet de placer plus facilement ces étoiles, dans leurs positions relatives, sur un globe matériel (fig. 20). D'un point P pris à volonté sur le globe et avec une ouverture de compas égale à la corde qui sous-tend le quadrant, on décrit un grand cercle.

Le point P peut représenter le pôle boréal, par exemple, et alors le grand cercle représente Téquateur céleste. Il est ensuite facile de déterminer le pôle austral ; soit P' ce pôle. Ayant pris, sur la circonférence de réquateur, un point pour servir d'origine aux ascensions droites, on porte à partir de ce point un arc OA égal à l'ascension droite

Fig. 31.

de l'étoile qu'on veut placer sur la sphère. Le grand cercle PAP étant ensuite tracé, on porte à partir du point A, dans le sens convenable, un arc Ae égal à la déclinaison de l'astre *, le point e> ainsi obtenu, est la représentation de l'astre.

Le plus souvent on commence par tracer sur la sphère les parallèles et les cercles de déclinaison, de degré en degré, ou seulement de 10® en 10°, suivant la grandeur du globe. Les cercles étant tracés, on place ensuite les étoiles d'après les valeurs de kurs ascensions droites et de leurs déclinaisons, sans s'astreindre

à Lraccr les deux arcs de cercle dont rintersecUon fixe la posisition de Tétoile. On n'a, il est vrai, qu'une approximation, mais elle est très-suffisante pour le but qu'on se propose.

Imaginons maintenant qu'un globe, construit comme nous venons de le dire, soit traversé par un axe réel PP', dont les extrémités pénètrent dans l'épaisseur d'un cercle vertical MM ; que le globe soit mobile autour de l'axe et qu'il puisse, avec le cercle, s'adapter sur un pied (fig. 21). Il nous sera alors facile de nous représenter en petit le mouvement diurne. Il suffit, en effet, que le globe soit disposé sur le pied de manière que l'axe PP' ait précisément la direction de la ligne des pôles, et que le cercle qui lui sert de support coïncide avec le plan méridien du lieu. En faisant tourner le globe autour de son axe en vingtquatre heures sidérales, l'observateur, placé au centre de la sphère, verrait chaque étoile décrire une circonférence de cercle dont le plan serait perpendiculaire à la ligne des pôles, et dont le centre se trouverait sur cette ligne. Le cercle HH', représentant l'horizon de l'observateur, celui-ci ne verrait les étoiles que pendant qu'elles parcourraient la partie de leur trajectoire supérieure au plan de l'horizon. En supposant, par exemple, que l'axe PP' soit incliné sur l'horizon de 48® 50' 49", nous aurons la représentation exacte des apparences du mouvement diurne pour un observateur placé à Paris, et nous retrouverons ainsi matériellement les principaux phénomènes signalés au n» 24.

Le globe, dans la position que nous avons indiquée, et animé d'un mouvement de rotation convenable, donnerait donc une idée parfaitement exacte du mouvement diurne à un observateur placé en son centre; mais il n'en peut être ainsi. L'observateur voit les étoiles de l'extérieur ; les groupes formés par ces difl'érentes étoiles sont donc vus à l'envers. Mais ce changement a peu d'importance et n'empêche pas qu'on se fasse une idée assez nette des positions relatives des étoiles.

41. Oartes célestes. — Les globes célestes sont très-convenables lorsqu'on veut prendre une idée des figures que forment entre elles les différentes étoiles ; mais ils offrent un grave inconvénient en ce qu'ils ne sont pas facilement transportables. Aussi a-t-on cherché à les remplacer par des figures planes auxquelles on a donné le nom de cartes célestes. Les étoiles y sont représentées dans leurs diverses positions relatives ; mais il y a encore ici un inconvénient. Aucune portion de la surface de la sphère n'est susceptible d'être étendue sur un plan sans qu'il y ait déformation. Il en résulte que certaines dimensions s'agrandissent, tanrîi^ qne d'autres se raccourcissent. Ainsi, une carie

céleste ne donne jamais une représentation exacte de la portion correspondante de la sphère céleste. On emploie d'ailleurs plusieurs procédés dans la construction do ces cartes.. * 42. Oarta représentant une portion de la sphère céleste, dans le voisinage des pôles. — Supposons qu'il s'agisse de représenter la portion de l'hémisphère boréal comprise entre le pôle boréal et le parallèle de 30°. Traçons un cercle pour représenter ce parallèle et projetons orthogonalement le pôle et les diiTérents cercles de déclinaison sur le plan de ce cercle (fig. 22). Soit l'origine des ascensions droites -, partageons notre cercle

en 360 parties égales h partir du point 0, pour représenter les degrés d'ascension droite. Les 360 cercles de déclinaison sont alors représentés par des droites passant par le point P et partant des divisions tracées sur la circonférence.

Partageons maintenant le rayon OP en 60 parties égales ; puis, du point P comme centre, avec des ^ *^ ^' rayons égaux aux distances

du point P aux différents points de division, décrivons des circonférences de cercle -, elles représenteront les parallèles célestes do degré en degré, à partir du parallèle de 30®. Les cercles de déclinaison et les parallèles célestes se trouvant ainsi représentés de degré en degré, il sera facile de placer une étoile quelconque sur cette carte, dès qu'on connaîtra son ascension droite et sa déclinaison.

^ kZ. Carte représentant une Bone équatoriale. — SuppC' sons maintenant qu'il s'agisse de représenter la zone sphérique comprise entre les deux parallèles de 30® situés de part et d'autre de l'équateur. Substituons à la zone une surface cylindrique comprise entre les deux parallèles, ayant la circonférence de l'équateur pour directrice, et dont la génératrice serait perpendiculaire au plan de l'équateur. Nous déformons ainsi notre surface en agrandissant les dimensions dans le sens des parallèles extrêmes, qui vont devenir deux cercles égaux à l'équateur (fig. 23).

Ouvrons maintenant cette zone suivant un cercle de déclinaison et développons-la de manière à l'étaler sur un plan. L'équa-

leur et les parallèles vont être représentés par des droites égales, et les cercles de déclinaison par des perpendiculaires aux premières. Soit bd le cercle horaire pris pour origine, suivant lequel nous avons ouvert la zone, et 00' une longueur arbi-

a;jo

OiH)

IfH)

GO

Fig. 23.

traire prise pour la représentation de Péquateur, Divisons coite ligne en 360 parties égales qui seront les degrés d'ascension droite, et menons par les points de divisions des perpendiculaires qui figureront les cercles de déclinaison. Portons maintenant sur la ligne bd, de part et d'autre du point 0, 30 des divisions égales de la ligne 00', puis menons par les points de divisions des parallèles à 00' ; ces parallèles figureront les parallèles cékstes.

Ces constructions faites, il sera facile de placer une étoile quelconque sur la carte, dès qu'on connaîtra son ascension droite et sa déclinaison.

kk. Constellations et principales étoiles. — Pour aider la mé~ moire dans l'étude des étoiles, on les a partagées très-anciennement en groupes distincts portant le nom de constellations ou astérismes. Les figures de ces groupes sont celles d'êtres vivants ou d'objets inanimés qu'on a imaginé de dessiner sur la sphère céleste. En général, la disposition des étoiles n'a aucun rapport avec le contour de la figure qui les renferme; cependant, dans certains cas, le choix de la figure paraît avoir été déterminé par l'arrangement des étoiles qu'elle contient. Ainsi i les étoiles principales de la constellation du Taureau ont une disposition triangulaire qui a quelque ressemblance avec la partie osseuse de la tête de cet animal; le Scorpion, la Coiironne, le Serpent, le Dragon, sont des constellations dont les principales étoiles ont, par leur disposition, une certaine analogie avec les figures qui servent à les désigner.

L'origine des constellations est fort ancienne. Hésiode, qui vivait près de 900 ans avant Jésus-Christ, cite les Pléiades, le Bouvier, Orion, etc. Homère, dans la description du bouclier d'Achille, parle des Pléiades, des Hyades,d'Orion, et de l'Ourse ou Chariot, ^ui seul n'a point sa part des bains de VOççqn, l^a

àS COSMOGRAPHIE ÉLÉMENTAIRE.

trace la plus ancienne des constellations se trouve dans le livre de Job, qui remonte au moins à Moïse, mort 1451 ans avant notre ère.

L'indication de la constellation dont une étoile fait partie indique immédiatement la partie du ciel où elle est placée. Pour la désigner complètement, il n'y a plus qu'à lui donner un nom qui ia distingue des autres étoiles du même groupe. Quelques étoiles placées d'une manière particulière ont reçu un nom qui rappelle leur position spéciale dans la constellation dont elles font partie -, ainsi on dit ; l'OEil du Taureau , le Cœur du Scorpion, l'Épi de la Vierge, etc. Ce mode de désignation ne peut évidemment être employé qu'exceptionnellement.

Pour désigner les étoiles de chaque constellation, on a recours aux lettres des alphabets grec et romain. En général, les lettres a, p, y, B, représentent les quatre principales étoiles de chaque constellation, en sorte qu'en passant d'un astérisme à un autre, ces lettres sont affectées à des étoiles très-différentes par leur éclat. Lorsqu'on a épuisé les lettres des alphabets grec et romain, on désigne les autres étoiles, soit par des chiffres indiquant le rang d'inscription de ces étoiles dans un catalogue connu, soit par les nombres qui fixent leur position sur la voûte céleste.

45. Nombre des constellations. — Ptolémée comptait 48 constellations : 21 au nord, 15 au midi et 12 dans la région intermédiaire, près de l'équateur, dans la zone que le soleil semble parcourir dans sa course annuelle. L'ensemble de ces 48 constellations comprenait un total de 1029 étoiles, savoir : 361 étoiles pour les constellations boréales, 318 pour les constellations australes, et 350 pour les constellations de la région intermédiaire qu'on appelle constellations zodiacales.

Les douze constellations zodiacales décrites par Ptolémée ont été considérées comme les maisons successives du soleil dans sa révolution annuelle. Voici les noms de ces constellations :

Le Bélier, le Tawreau, les Gémeaux, VEcrevisse ou le Canrcer, le Lion, la Vierge ou Gérés, la Balance, le Scorpion, le Sagittaire, le Gapricome, le Verseau ou Deucalion, les Poissons. Les deux vers latins suivants du poète Ausone donnent ces douze noms dians le môme ordre :

Sunt Aries, Taurus^ Gemini, Cancer, Lco, Virgo, Libraquc, Scorpius, Arcitenens, Caper, Amphora, Pisces.

]^os ^1 constellations boréales 4e Ptolémée sont : La Petif*"

Ourse ou le Petit Chariot, la Grande Ourse ou le Chariot de David, le Dragon, Céphée, le Bouvier ou Gardien de VOurse, la Couronne boréale, Hercule ou V Homme à genoux, la Lyre, le Cygne, Cassiopée ou la Chaise, le Cocher, Persée, Ophiucus ou le Serpentaire, le Serpent, la Flèche, V Aigle, le Dauphin, le Peiif Cheval, Pégase, Andromède, le Triangle boréal ou le De/to.

Les 15 constellations australes de Ptolémée sont :

La Baleine, Orion, le /Hewve Èridan, le Lièvre, le Grand Chien, le Peftt Chien, le Navire ou ^r^fo, V Hydre femelle, la Coupe, le Corbeau, V Autel, le Centaure, le Lowp, la Couronne australe, le Poisson austral.

Gomme deux constellations contiguës ne peuvent pas s'emboîter exactement Tune dans l'autre, il y avait dans le ciel de Ptolémée beaucoup d'étoiles qui n'appartenaient à aucune des deux constellations entre lesquelles on les voyait briller. Ces étoiles non comprises dans les formes des astérismes avaient été, par cette raison, appelées étoiles informées.

Les astronomes ont fait des constellations nouvelles avec ces étoiles informes-, d'ailleurs la découverte du nouveau monde a permis d'ajouter quelques constellations à celles décrites par Ptolémée. Aussi le nombre des constellations s'est-il singulièrement accru : on admet généralement aujourd'hui qu'il est de 117.

46. Étoiles de diverses grandeurs. — Les étoiles dont se composaient les astérismes connus des anciens avaient été partagées en divers ordres de grandeurs. Les plus brillantes s'appelaient étoiles de première grandeur ; venaient ensuite celles de seconde, celles de troisième, et ainsi de suite ; la sixième grandeur était formée des dernières étoiles visibles à l'œil nu. Mais dans cette série générale où les intensités diminuent par degrés, la classification était évidemment arbitraire. Telle étoile placée la dernière parmi les étoiles de la troisième grandeur, par exemple, aurait pu tout aussi bien être placée la première parmi les étoiles de la quatrième grandeur. Aussi les astronomes ne se sont-ils pas toujours accordés à cet égard.

La division des étoiles en ordre de grandeur a été conservée par les astronomes modernes. Suivant M. Argelander, l'hémisphère boréal présente : 9 étoiles de V^ grandeur, Zk de 2«, 96 de 3«, 214 de 4«, 660 de 5«, 1439 de 6«; la somme est égale à 2342. En supposant l'hémisphère austral aussi riche que l'hémisphère boréal, on aurait un total de 4684 étoiles des six pr*»mièrcs grandeurs et comprenant :

tO cosuoonAPiiiE: élëuentairb.

18 éloiles de la premiËre grandeur; 68 de la «econde; 192 de la troisième; 428 de la quatrième; UOO de la cinquiËme ; 2873 de la sixième.

Les oarloB les plus accrédiliies ne donnent aujourd'hui que 17 étoiles de la première grandeur. Ce sont ;

S%nus ou a du Grand Chien; ii d'Argo (variable); Canofms ou a d'Argo; a du Centaure; Arctums ou a du Bouvier; Rigel ou P d'Orion ; la C/ièrre ou a du Cocher; IVego ou a de la Lyrej Procyon ou a du Petit Chien; Bêteigneuse ou a d'Orion; Achemai-d ou a d'Éridan; Aldébaran ou a du Taureau; ^ du Centaure; a de la Croix ou du Cygne; Antarès ou a du Scorpion; Alaïr ou a de l'Aigle; l'Epi ou a de la Vierge,

Le dessin que nous mêlions sous les yeux du lecteur donne une idée des intensités respectives de la lumière émise par les étoiles des six premiers ordres de grandeur (fig. 2k) ; celles-ci sont figurées par des disques dont la surface est en raison de leur éclat. Mais il ne faut pas oublier que les étoiles rangées dans une même classe n'ont pas toules !a mâme intensité. Ainsi, on admet que la lumière de Sirius esl égale à quatre fois celle de l'étoile K du Centaure. Cependant toutes les deux sont classées dans le premier ordre de grandeur.

47. Nombre dee étoUei TiBlblBB. — Le nombre des étoiles visibles à l'œil nu parait être très-considérable; mais l'évaluation qu'on pourrait donneràlaseuleinspection du ciel serait de beaucoup supérieure à celle que fournil une étude plus sérieuse. M. Argelander a encalalogué 3256 étoiles visibles à l'œil nu et répandues sur la voûte céleste entre le pôle boréal et le 36" degré de déclinaison australe. Celte zone comprend environ les huit dixièmes de la surface totale de la sphère. Une proportion donnerait 844 étoiles pour les deux derniers dixièmes, ce qui porterait à 4100 le nombre total des étoiles visibles â l'œil nu.

Certains observateurs peuvent apercevoir h l'œil nu quelques étcilus de la 7' gr;indeur. Dans colle hypothèse il faut augmon-

MOUVEMENT DIURNE. 4l

tor d'environ 2000 le nombre 4100 trouvé précédemment, co qui fournit un total de 6000 étoiles visibles à Tœil nu. Ainsi que nous Pavons fait remarquer, ce nombre est certainement inférieur à l'évaluation qu'on serait tenté de faire au premier abord.

Lorsqu'on se sert de télescopes très-puissants, le nombre des étoiles visibles augmente considérablement. On peut admettre que le quatorzième ordre de grandeur marque la limite extrême de la puissance de ces instruments. L'astronome Struve^ qui s'était servi d'un télescope de 6" ,5 de longueur et de 38 centim. d'ouverture, à fixé à 20 400 000 le nombre des étoiles visibles. Lorsqu'on regarde successivement un même point du ciel, d'abord à l'œil nu, puis à l'aide d'une lunette, on éprouve une très-grande surprise. Ainsi, pour ne citer qu'un exemple, en regardant à l'œil nu un coin de la constellation des Gémeaux, on n'aperçoit que six étoiles, tandis qu'avec un télescope de 27 centimètres d'ouverture, on en voit 3205, depuis la troisième jusqu'à la treizième grandeur.

Struve avait remarqué que jusqu'à la sixième grandeur inclusivement, le nombre des étoiles de chaque classe est environ le triple du nombre des étoiles appartenant à la classe précédente. En admettant que cette loi soit vraie jusqu'à la quatorzième grandeur inclusivement, le nombre total des astres qu'on pourra apercevoir avec les instruments les plus parfaits sera la somme des termes d'une progression géométrique dont le premier terme sera 17, la raison 3 et le dernier terme 17x3**. On trouve ainsi : 40 663 728. Mais il est probable que ce résultat pèche par défaut et que la raison de la progression est trop petite. En effet, la loi donne dans l'hémisphère boréal environ 12 000 étoiles pour la septième grandeur, et Struve en a compté directement 14000.

48. Description du oiel étoile. — Aucun dessin précis des anciennes constellations ne nous est parvenu; aussi existe-t^il une grande incertitude sur les véritables positions et dimensions des figures dont les anciens avaient couvert la voûte céleste. D'ailleurs certaines figures ont été volontairement déformées par les astronomes, ou du moins quelques étoiles ont été déplacées dans l'intérieur de ces figures. C'est là, du reste, une question peu importante, la connaissance cle l'ascension droite et de la dc^clinaison d'une étoile ne pouvant laisser aucun doute sur la véritable position de cotte étoile.

Un moyen facile pour retrouver les constellations consiste à comparer le ciel à des cartes célestes construites d'après les

a cosuo'.nAPHiE élêhentaire.

métliodes précéderruiânt indiquées. Quand on n'a pas de cartes BOUS la main, on peut, à l'aide de certains points de rcpëro, retrouver par des clignements successifs les principaux groupes étoiles. Dana nos climats, le point de départ est la constellation de la Grande Ourse, toujours située au-dessus de notre horizon. Grande Ourse (fig.25). La constellation de la GrandcOurse renferme sept étoiles principales, toutes de deuxième grandeur, à l'exception de l'étoile B qui est de troisième grandeur. Les étoiles E, C, 1], forment la queue de la Grande Ourse. Ou donne aussi quelquefois le nom de Chariot k cette constellation, en considérant les étoiles a, p, t, 5, comme représentant les quatre roues, les trois autres formant le timon. Cette assimilation est évidemment défectueuse. A l'époque de la découverte de l'Amù-

rique, les Iroquois connaissaient la Grande Ourse; ils la désH gnaient sous le nom de Okoitari, c'est-à-dire l'Ours. Près de l'étoile K de la Grande Ourse se trouve une petite étoile de cinquiËme h sixième grandeur, que les Arabes appelaient Saidak, c'est-à-dire épreuve, parce qu'ils s'en servaient pour éprouver la perte de la vue. Cette étoile est appelée aujourd'hui Akor.

Polaire. La ligne ^a prolongée du côté de s, k une distance égale à ni], passe prés d'une étoile de deuxième à troisième grandeur. Cette étoile est la Polaire actuelle qui va nous servir à retrouver toutes les constellations importantes visibles sous le ciel de Paris,

Comme nous l'avons déjà dit, la Polaire tire son nom du voisinage du pôle, dont elle n'est éloignée que de 1 degré {. Lorsqu'on a trouvé la Polaire, il est facile de s'orienter, c'est-à-dire de trouver les quatre points cardinaux. En effet, en regardant l'étoile polaire, on a devant soi le nord, derrière soi le sud, à droite l'est, à gauche l'ouest.

La l'olaire est 1? troisième étoile du Timon ou di! la ijucue

UOUVEMENT DIURNE. 43

d'une constellation semblable à la Grande Uurae, plus peUte qu'elle, placée en sens inverse et qu'on appelle la Petite Ourse.

Cassiopiie (fig. 25). Joignons S de la Grande Ourse et la Pi^laîre. En prolongeant cette ligne d'une quanlité égale au delà de la Polaire, nous rencontrons Cassiopée, qui renferme plusieurs étoiles de troisième grandeur. Celte constellation est toujours opposée à la Grande Ourse, par rapport à la Polaire. Les étoiles les plus apparentes de Cassiopée forment un Y dont la branche verticale serait un peu brisée. On la compare encore à une chaise renversée dont le dossier serait brisé, mais il faut pour cela joindre une étoile de cinquième grandeur aux cinq premières.

Pégase : Andromède (fig. 26). Prolongeons au delà de la Po-

laire la ligne qui nous a servi k U déterminer; nous rencontrerons la constellation de Pégase, dont trois étoiles jointes à l'éloile a d'Andromède forment ce qu'on appelle le carré de Pégase dont les quatre angles sont occupés par des étoiles de seconde grandeur. Si l'on joint « de Pégase et a d'Andromède, on trouve les étoiles P et y d'Andromède qui vont en se rapprochant de la Polaire.

Persée. La ligne py d'Andromède prolongée va passer par l'étoile a, do Persée. Le carré de Pégase, P et y d'Andromède et a de Persée forment un groupe dont la Qgure a de l'analogie avec celle de la Grande Ourse.

44 COSMOGRAPHIE ÉLÉMENTAIHE.

AlgoL L'étoile a de Persée se trouve encore sur le prolongement de la ligne ay du rectangle de la Grande Ourse. Cette dernière direction prolongée ifi peu au delà de a rencontre P ou Algol de la même constellation, étoile très-remarquable, dont Téclat varie considérablement-, Algol est aussi la plus brillante étoile de la tète de Méduse qu'on a placée dans la main de Persée.

Vierge : Epi, Vers le côté opposé de Thémisphère et à peu près sur le prolongement de la même diagonale du rectangle de la Grande Ourse, se trouve la constellation de la Vierge, Elle renferme une étoile de première grandeur qu'on appelle VEpi delà Vierge,

Lion : Régulus, La ligne ap de la Grande Ourse prolongée à Topposite de la Polaire traverse la constellation du Lion, L'étoile a de cette constellation est une étoile classée par certains astronomes parmi les étoiles de première grandeur; on lui a donné le nom de Régulus.

Gémeaux : Castor et Pollua, La seconde diagonale p8 du rectangle de la Grande Ourse prolongée du côté de p fournit plusieurs étoiles remarquables. D'abord a et p ou Castor et Pollu^x appartenant à la constellation des Gémeaux.

Petit Chien : Procyon, Plus loin l'étoile a ou Procyon du Petit Chien qui se trouve aussi sur la droite formée par la Polaire et l'étoile Castor. Enfin, la ligne sp fournit encore, au delà de Procyon, l'étoile a ou Sirlus du Grand Chien : cette étoile est la plus brillante du ciel.

Cocher : la Chèvre {Cig, 27). Si l'on prolonge la ligne Py d'Andromède au delà de a de Persée, on trouve une étoile de première grandeur; c'est a du Cocher ou la Chèvre,

Tau/re-au : Aldébaran, La direction de 8a de la Grande Ourse prolongée au delà du Cocher vient tomber dans la constellation du Taureau et passe près (ï Aldébaran ou Vcsil du Taureau, étoile de première grandeur. C'est dans la constellation du Taureau que se trouvent les Pléiades et les Hyacles.

Orion : Grand Chien : Sirius. La ligne qui joint la Polaire à la Chèvre, prolongée au delà de la Chèvre, vient rencontrer Orion, la plus belle constellation du ciel (fig. 28). Elle renferme sept étoiles principales, dont quatre disposées en trapèze, conliennent les trois autres qui sont d'un éclat moikidre; ces trois dernières sont en ligne droite et forment ce qu'on appelle le Baudrier d'Orion ou le Râteau, Deux des sommets du trapèze 90nt formés par des étoiles do première grs^ndciir. Cç sont : qi

UUtIVBUEMT DIURNE.

OU Béteigtumse et P ou Higel. La ligne du Baudiîer proloDgiio rencontre l'étoile Sirius du Grand Chien que nous avons déji

trouvée par un autre alignement. Déteigneuse s'appelle aussi l'épaule droite d'Orîon et Rigel son pied.

Bouvier: Arclurus (fig. 29). La queue delà Grande Ourse prolongée passe prts d'une étoile de la première grandeur qui appartient à la constellation du Bouvier: c'est Arclurus, l'étoile la plus brillante du ciel aprËs Sirius.

La Lyre : Wêga. La ligne qui joint l'Épi do la Vierge et Arcturus pa^se dans la constellation de la Lyre près de l'étoile primaire appelée a de la Ljre ou Wéga.

Cygne. A côté de la Lyre, on rencontre la constellation du

Cygne, composée de cinq étoiles formant une cr

■Je cotte cons'.clhlion est do premiùrc grandeur.

Equinoxe du printemps. Sur le prolongement de la droite passant par 6 de la Grande Ourse, a de la Petite Ourse et a d'Andromède se trouve, sur Téquateur, V equinoxe du printemps,

Aldébaran du Taureau, Antarès du Scorpion, Régulus du Lion et Fomalhani du Poisson austral, partagent le ciel en quatre parties égales. Ces quatre étoiles, surnommées royales^ étaient sans doute les quatre gardiens du ciel des Perses, 3000 ans avant Jésus-Christ. Alors Aldébaran était dans Téquinoxe du printemps et gardien de Test ; Antarès se trouvait précisément dans Féquinoxe d'automne et était gardien de Touest; enfin, Régulus n*était qu'à une petite distance du solstice d'été et Fomalhant à une petite distance du solstice d'hiver, de manière à désigner pour les Perses le midi et le nord. On voit ainsi combien changera, dans les siècles futurs, le point que nous avons désigné comme étant aujourd'hui l'équinoxe du printemps. Nous ferons connaître plus loin les causes de ce changement.

Nous bornerons là cette description sommaire du ciel de Paris, nous réservant de donner, dans un chapitre spécial, des notions plus complètes d'astronomie sidérale.

48 bis. Photographie astronomique. — Un progrès considérable s'est accompli dans ces dernières années, et tous les grands problèmes qui semblaient présenter des obstaeles insurmontables ont pu être résolus, au moins en partie, par la jphotographie. Les travaux de MM. Paul et Prosper Henry, et l'initiative entraînante de feu l'amiral Mouchez, ont permis à nos astronomes d'établir, avec le concours de quelques observatoires convenablement répartis sur la surface du globe, une carte de la voûte céleste comprenant non seulement les cinq à six mille étoiles visibles à l'œil nu, mais aussi les millions d'étoiles, jusqu'aux plus faibles, visibles seulement avec les instruments les plus puissants. L'état du ciel va être ainsi connu de la façon la plus exacte et la plus authentique.