Description et installation d'un équatorial portatif

Cet instrument se compose d'un pied massif P (fig. 61), très-lourd qui repose sur un pied de théodolite ou mieux, si Ton peut, sur un petit pilier en maçonnerie bâti sur le roc.

Un quart de cercle en cuivre Q peut tourner autour d'un axe a qui traverse deux montants m Taisant corps'avec le pied P; une vis n peut fixer ce quart de cercle en une pos'Hion quelconque.

Une pièce rectangulaire cbc coudée à angles droits et qui est liée au quart de cercle^ est traversée par un axe A qui supporte, à Tune de ses extrémités, un cercle B' (cercle parallèle à Véquateur) avec un système de TÎs de pression V et vis de rappel V^, au moyen desquelles on peut donner un mouvement de rotation très-lent à Taxe A et au cercle B'. L'autre extrémité de Taxe A supporte une seconde pièce rectangulaire b' coudée à angles droits et traversée par un axe A' qui doit être perpendiculaire à l'axe A.

Cet axe A' est terminé, à l'une de ses extrémités, par un support /* qui fait corps <ivec lui et auquel est adapté le tube de la lunette L, et à tautre extrémité par un cercle B (le cercle de déclinaison), qui lui est perpendiculaire et qui est muni d'un appareil de vis de pression et de vis de rappel à l'aide desquelles on peut faire tourne}^ Taxe A' sur lui même, aussi lentement que possible. Un contre-poids G est aussi adapté à cette extrémité de Taxe A'.

La lunette L porte un système oculaire composé de l'oculaire, de la boite E qui contient le réticule des fils fixes et le chftssis du fil mobile, et d'un cercle gradué F qui permet de déterminer la.quantité angulaire dont on fait tourner, dans certaines observations, les fils horaires et le fil mobile.

Ce fil est mis en mouvement à Taide de la vis micrométrique a* à Taxe

de laquelfe est fixé le tambour T divisé en 100 parties égales, et qui sert

à évaluer les centièmes de tour de la vis micromé-

Fig. «î.

trique.

Le rôticule porte trois fils horaires a, a\ a" (fig. 62) et deux fils perpendiculaires fixes.

Un peigne pp' dont chaque dent correspond à tin tour de la vis micrométrique , permet d'obtenir facilement le nombre entier de tours compris entre deux positions du fil mobile.

On peut évaluer la valeur angulaire A'un tour de vis au moyen d'une mire graduée placée verticalement à une di>tance connue et suflisamment grande.

Si n est le nombre de tours nécessaires pour faire parcourir au fil mobile une longueur verticale / de la mire placée à la distance D, la quantité

angulaire a correspondant aux deux positions du fil mobile sera donnée par la relation

tang« = -

ou y si la distance est suftisamment grande, par

/ "■"Dsinl"^ la valeur angulaire A: d'un tour de vis sera donnée par la relation

""nDsinl"'

En faisant un grand nombre de déterminations de la quantité k et prenant la moyenne, on aura une valeur suffisamment exacte de cette quantité. On pourrait encore se servir du diamètre apparent du Soleil.

7â. Voyons maintenant comment on peut établir Véquatorial que nous venons de décrire^ dans la position qu'il doit avoir.

Ayant préalablement tracé une méridienne sur le terrain, on place Tinstrument sur son pilier de manière que la projection de Taxe A se confonde avec la méridienne; ceci peut s'effectuer à l'aide du fil à plomb.

Desserrant ensuite la vis n du montant^ on incline l'axe A jusqu'à ce que son inclinaison , mesurée sur Tare du secteur Q^ soit égale à la latitude du lieu; on serre ensuite la vis n.

Après ces deux opérations l'instrument est à peu près disposé dans la position convenable; il s'agit maintenant de rectifier cette position et d'effectuer sur l'instrument quelques autres rectifications.

1* Pour s'assurer que Taxe A a la direction voulue, on desserre la' vis de pression V du cercle équatorial et l'on fait tourner l'appareil autour de l'axe A jusqu'à ce que la ligne de foi du vernier se trouve sur une division du limbe égale à la valeur de l'angle horaire astronomique d'une étoile circompolaire et qu'on va observer très-près du méridien; nous verrons plus loin qu'on a la relation suivante :

angle horaire astron. de l'étoile = heure sidérale du lieu — asc. droite,

en appelant heure sidérale d'un lieu le temps écoulé à la pendule sidérale depuis que le point origine des ascensions droites a passé au méridien.

On desserre la vis de pression V du cercle de déclinaison et l'on fait tourner la lunette autour de l'axe A' de manière que la division du limbe du cercle B', qui se trouve sous Vindex de ce cercle, marque la déclinaison de l'étoile. On serre la vis de pression V.

On est à peu près sûr que dans cette position de la lunette on apercevra l'étoile considérée, dans le champ de la lunette, aux environs de l'heure sidérale indiquée.

Quand l'étoile est sur un des fils horaires, on amène, au moyen de la

USAGE DE l'ÉQUATORIAL PORTATIF. 93

vis de rappel \\ l'un des fils fixes perpendiculaires aux fils horaires sur l'étoile et Ton ajoute ou l'on retranche de la lecture que Ton fait sur le cercle de déclinaison de l'instrument^ la moitié de la distance angulaire des deux fils équaioriaux.

On desserre la vis V" du cercle équatorial et l'on fait parcourir à tout l'appareil un angle de iSO" autour de l'axe A .

Si rétoile ne se trouve pas encore derrière le même fil équatorial, on l'y amène au moyen de la vis de rappel V; on obtient alors une seconde lecture au cercle de déclinaison B. La moyenne des deux lectures est la distance polaire instrumentale.

On corrige cette distance polaire de Perreur due à la réfraction et Ton compare le résultat à la distance polaire apparente tirée de la Connaissance des temps.

Si, l'étoile étant au-dessous du pôle, la distance polaire instrumentale est plus grande que celle de la Connaissance des temps, le pôle de Taxe A est au-dessous du pôle céleste et vice versa.

On corrige cette erreur au moyen de la vis de rectification de l'axe polaire et l'on recommence les opérations que nous venons d'indiquer jus* qu'à ce qu'on obtienne un accord satisfaisant.

2* Vindex du cercle de déclinaison B doit marquer zéro lorsque la ligne de collimation est parallèle à Taxe polaire A ; pour réaliser cette condition on prend la demi-différence des deux lectures précédentes et Ton a ainsi Terreur de l'index que Ton rectifie avec la vis destinée à cet usage. 3» Pour s'assurer que Y axe polaire est établi dans le plan du méridien, on observe^ ainsi que nous venons de le dire^ la distance polaire d'une étoile connue f lorsqu'elle est à six heures du méridien^ c'est-à-dire à l'heure sidérale A, = 6'' + iîV.

On choisit une étoile ni trop voisine du pôle ni trop près de l'horizon. On corrige la distance polaire de l'etfet de la réfraction et on la compare à la distance polaire donnée dans la Connaissance des temps. Si l'étoile est dans l'est du méridien et si la distance polaire instrumentale dépasse la distance polaire vraie, le pôle de l'instrument est dans l'ouest du pôle céleste -, on ramène alors Vaxe A dans le plan méridien en donnant, avec précaution, un petit mouvement de rotation, dans le sens convenable, au pied de l'instrument ou à une vis disposée à cet effet. A l'aide de quelques tâtonnements on arrive à la position voulue.

4* La ligne de collimation doit-être perpendiculaire à Vaxe du cercle de déclinaison.

Cette ligne de collimation est la ligne qui joint le centre optique de l'objectif au fil moyen.

On observe le passage d'une étoile équatoriale aux trois fils horaires et l'on prend la moyenne H^ des heures notées; on note la position P indiquée par le vernier du cercle horaire. On fait pivoter la lunette autour de l'axe A pour l'amener dans une position inverse et l'on répète l'observation

96 ASTnO!IOIIIE.

des passages aux fils; on obtieut une heure H'« ci une lecture F au ver* nier du cercle horaire.

On doit évidemment avoir

S'il n*en est pas ainsi c'est que> relativement à l'axe optique $a$u eoHimotion, l'un des passages a été observé trop tôt et l'autre trop tard^ et cela à cause de la position erronée du fil moyen, c*est-à-dire de l'inclinaison de l'axe optique relatif à ce til^ sur l'axe A' du cercle de déclinaison. L'erreur de collimation E sera

et devra être ajoutée^ avec son signe, aux lectures faites au cercle horaire, à moins qu'on ne préfère rectifier la position du réticule avec la vis qui y est adaptée.

5" L'axe de déclinaison A' doit être perpendiculaire à l'axe polaire A.

Pour s'en assurer on amène Taxe de déclinaison dans une position horizontale au moyen d'un niveau à bulle d'air dont les branches reposent sur les extrémités de l'axe; on note l'indication du cercle horaire. On place aux extrémités de l'axe A' une alidade à deux viseurs, à l'aide desquels on détermine un point très-éloigné; on fait tourner tout l'appareil optique autour de l'axe A, de manière à lui faire décrire iSO''; on rectifie avec le niveau l'horizontalité de l'axe A' et l'on place de nouveau les riseurs. Si le rayon visuel^ dans cette position^ est encore dirigé vers le même point éloigné, Taxe A' est perpendiculaire sur l'axe A; dans le cas contraire, au moyen des vis de rectification de l'axe A' on fait parcourir k la ligne des viseurs la moitié de l'intervalle des deux points éloignés déterminés par les deux positions des viseurs.

6" Enfin l'index du cercle horaire doit marquer zéro quand l'axe optique est dans le plan du méridien. Pour voir si cette condition est remplie, on observe le passage méridien d'une étoile connue après avoir mis sur zéro l'index du cercle horaire.

Si l'heure moyenne B^ des passages aux fils horaires n'est pas égale à l'ascension droite JR, de l'étoile, la différence

donne la quantité dont il faut corriger l'index du vemier du cercle horaire. Une fois l'instrument rectifié ainsi que nous venons de le dire, on doit n'en approcher qu'avec précaution pour éviter les chocs; il est bon qu'il soit mis à l'abri des injures de l'air au moyen d'un toit tournant et dans lequel est pratiquée une trappe qui permet de diriger la lunette vers tous les points du cîeL

ÉTCDE DES ÉTOILES. — DE LECll CLASSIFICATION. 97

73. Voici l'ordre que nous allons suivre dans Tétude de la Géométrie céleste; nous étudierons successivement :

Les ÉioileSf

Le Soleil,

La Lune,

Les Planètes^

Les Satellites des Planètes,

Les Comètes.

Pour chacun de ces astres, nous allons étudier le mouvement apparent^ en conclure leur mouvement v^ai relatif^ et 1rs lois qui régissent ce mouvement vrai^ pour déduire de ces lois le principe de Newton sur Tatirac* tien universelle de la matière.

En même temps, nous étudierons, autant que les moyens d'observation le permettront, ces astres en eux-mêmes, c'est-à-dire au point de vue de leur forme, de leur grandeur et des particularités que l'on peut remarquer sur le disque de l'astre.

Rappelons-nous seulement, dans l'étude que nous allons faire, que, ii*aprè8 ce que nous avons vu,no/re observatoire^ c'est-à-dire la Terre, est ne MODVEicEirr, et que son mouvement de rotation autour de son axe, en un jour sidéral, détennine un mouvement général apparent, en sens inverse, de toute la voûte céleste; mouvement qu'il ne faut pas confondre avec celui que peut avoir un astre, soit par suite d'un second mouvement propre à notre globe, soit par suite d'un mouvement propre à l'astre.