CHAPITRE

1. Cnoix DES EMPLACEMENTS. — L'ancienne Astronomie se contentait de noter aussi exactement que possible la position des étoiles et pouvait à la rigueur se passer de les voir très brillantes ; ses Observatoires étaient souvent situés sous des climats assez mal partagés. L’Astronomie physique d’aujourd'hui, qui étudie la lumière même de tous les astres que ses instruments — presque toujours fort coûteux — peuvent atteindre, est plus exigeante : les établissements qui s’y consacrent doivent avant tout occuper des sites particulière- : ment appropriés par la pureté du Ciel et la qualité des images. C’est ainsi qu'avant de fonder un nouvel Observatoire, on se préoccupe d'ordinaire maintenant d'en choisir avec soin l'emplacement et cette étude préalable est d’autant plus utile que bien souvent des localités très voisines ne se ressemblent nullement sous le rapport climatérique.

Les premiers facteurs à envisager sont d'ordre météorologique : nombre moyen, aussi réduit que possible, de jours par an où le Ciel reste couvert ou pluvieux, faible amplitude diurne et saisonnière des variations de température. La première de ces conditions s'explique d'elle-même ; la seconde favorise la stabilité des images. L'’altitude estun autre point important. Notre atmosphère introduit dans les chservations astronomiques des causes de trouble difficiles à éliminer, Elle dévie, comme on sait, par réfraction les rayons des astres (1) ; mais surtout elle absorbe leur lumière et cela d’au-

(1) Elle les disperse aussi. Lorsqu'on observe un astre près de l'horizon on le voit d'ordinaire sous la forme d’un petit spectre dont le rouge est en bas et.le vert en haut : c’est la un effet de la « dispersion atmosphérique ». Le :

tant plus que la couche d'air traversée est plus épaisse ou plus dense : aussi les étoiles sont-elles beaucoup plus brillantes sur les montagnes qu'au niveau de la mer. Le voisinage immédiat des grandes villes, malgré les avantages qu'’offrent leurs ressources de toutes sortes, est également à éviter : les fumées et les poussières qu'elles occasionnent nuisent à la transparence de l'air et, chose plus grave, la réverbération que produisent, la nuit, leurs lumières sur un ciel déjà brumeux tend à voiler les plaques photographiques. Par contre les pays désertiques, à cause précisément de la sécheresse qui les caractérise, sont très favorables à l'intensité et à la pureté des images stellaires.

Ces remarques résultent de l'expérience et sont aisées à contrôler, étant donné que les observations modernes se font presque toujours par la photographie. Il suffit alors, pour comparer diverses stations, de prendre en chacune d'elles, dans des conditions identiques, avec des poses égales, une série de clichés d'une même région du Ciel. On constate alors fréquemment des différences surprenantes qui ne laissent guère de doute sur le choix à faire.

Un autre élément de succès pour les travaux d’Astrophysique est la possibilité d'effectuer rapidement, sur place, au moment où le besoin s'en fait sentir, les recherches de laboratoire suggérées par l'étude des astres. Même dans les domaines les plus féconds en applications astronomiques, en Spectroscopie par exemple, les données rassemblées par les physiciens ne concordent pas toujours en effet avec celles qui seraient nécessaires aux astronomes. Aussi, afin de combler cette lacune, les Observatoires bien montés possèdent-ils presque tous un laboratoire de physique dont l’activité est étroitement associée à la leur. C'est à cette alliance bien comprise de l'observation et de l'expérimentation proprement dite que sont dues quelques-unes des plus belles découvertes de ces dernières années,

2. PRINCIPAUX OBSERVATOIRES ASTROPHYSIQUES. — La plupart des Observatoires modernes satisfont à plasieurs et parfois à l'ensemble des conditions que nous avons énumérées, mais

il va sans dire qu'il ne saurait y avoir là de règles absolues. Nous nous bornerons à citer, parmi les Etablissements Les plus connus : l'Observatoire Lick du Mont Hamilton (1.283 m.), à quelque distance de San José (Californie, E.-U.), avec sa succursale de Santiago du Chili ; l'Observatoire Yerkes à Williams Bay (Wisconsin, E.-U.) (335 m.); l'Observatoire Lowell à Flagstaff (Arizona, E.-U.) (2.210 m.), plutôt consacré aux planètes et admirablement placé; celui du Mont Wilson (1.731 m.), non loin de Los Angeles, le plus puissamment outillé du monde; Le Dominion Observatory de Victoria (Ile de Vancouver, Canada), un des plus récents. Harvard College, à Cambridge (Massachusetts), dans l'Est des Etats-Unis, mérite une place à part: peu favorablement situé, il s'est spécialisé dans des travaux de longue haleine et a fondé à Aréquipa au Pérou une succursale destinée à l’étude du ciel austral. Spécialement équipés en vue de la Physique Solaire sont l'Observatoire de la Smithsonian Institution au Mont Wilson (1) avec sa station de Calama (Pérou) et, aux Indes anglaises, celui de Kodaïkanal.

En France, nous avons l'Observatoire de Meudon où les

recherches sont surtout orientées vers le Soleil, mais où les autres astres ne sont pas laissés de côté et l'Observatoire du Pic du Midi, à 2.860 mètres d'altitude. Dans d’autres pays d'Europe, on peut encore citer l'Observatoire astrophysique de Potsdam et celui de M. Max Wolf à Heidelberg (tous deux en Allemagne) ainsi que les Observatoires anglais de Stonyhurst et de Sidmouth.

. La plupart de ces établissements, et notamment tous ceux des Etats-Unis, ont été fondés par des initiatives privées qui en assurent l'entretien avec une libéralité des plus profitables à la Science.

3: CARACTÈRES GÉNÉRAUX DES LUNETTES ET DES TÉLESCOPES EMPLOYÉS EN ASTRONOMIE PHYSIQUE. — En même temps qu'un site favorable, il faut à l’astrophysicien de: puissants instru-

(1) Au Mont Wilson, il y a ainsi côte à côte deux Etablissements : celui dé la « Smithsonian Institution » et l'Observatoire beaucoup plus important dont nous avons parlé, qui appartient à la « Carnegie Institution ».

ments, lunettes ou télescopes, pour recueillir la plus grande quantité possible de lumière. Presque toujours les appareils d'étude physique exigent en effet tout d’abord l’emploi d'un objectif ou d’un miroir au foyer duquel ils sont placés et qu'on dirige vers l'astre étudié. Or ces appareils, photomètres ou spectroscopes de types variés, comportent d’ordinaire des pertes de lumière considérables soit par absorption soit par suite de réflexions ou de diffusions inévitables. La photographie directe qui vise des astres ou des détails de plus en plus faibles est également conduite à rechercher des instruments très lumineux.

Or la quantité de lumière pénétrant dans un instrument est proportionnelle à la surface de son objectif, c'est-à-dire au carré D? du diamètre de celui-ci. L’éclat de l’image suit la même loi, tant qu’il ne s’agit que des étoiles proprement dites. On sait en effet que, par suite de la diffraction, les instruments d'optique n’augmentent pas le diamètre apparent des étoiles : ils le diminuent plutôt car le diamètre de l'image, qui ne dépasse pas 1” pour une ouverture d'objectit de 10 centimètres, varie en raison inverse de cette ouverture. Il n’en va pas de même lorsqu'on observe un astre à diamètre apparent sensible, planète ou comète : sa lumière se répartit sur toute la surface de l’image focale et l'éclat unitaire de celle-ci, qui seul importe dans la plupart des

cas, dépend non plus uniquement de D* mais de = , carré du rapport de l'ouverture à la distance focale.

Les grands instruments modernes sont donc en général à la fois de fort calibre et de distance focale assez courte comparativement aux anciennes lunettes : rarement, surtout dans

les télescopes, le rapport & descend au-dessous de 1/10 et

dans beaucoup de recherches il est avantageux de travailler avec des rapports d'ouverture de 1/4 et parfois 1/3 ou même 1/2.

Le rôle de l'instrument principal consistant surtout à recueillir la lumière à étudier, il n’est plus indispensable qu'il soit pourvu, en ascension droite ou en déclinaison, de cerclés finement divisés non plus que de micromètres com-

LUNETTES ET TÉLESCOPES 23 pliqués : il suffit qu'o on puisse sans ‘erreur grave diriger l'ap: pareil vers l’astre désiré. Souvent du reste la visée, destinée à corriger durant les poses photographiques les an Ur tions possibles du rouage, s’effectue à l’aide d’une lunette auxiliaire d'ouverture modeste, mais d'assez long foyer, placée le long du tube principal et munie d’un réticule très simplifié.

Par contre, il est sinon indispensable, du moins très utile — plus peut-être que dans Les instruments'ordinaires — que le rouage suive le mouvement diurne aussi bien que possible. Les mécanismes d’horlogerie sont alors très robustes (fig. 2) et munis de régulateurs à force centrifuge, fondés sur l’inertie et non plus, comme jadis, sur la résistance de l’air. Il est établi qu'on peut obtenir de cette façon une régularité de marche telle que, pendant dix minutes, l'étoile ne quitte absolument pas la croisée du réticule, en dépit d'énormes distances focales. On arrive ainsi à se passer de Partifice (auquel on avait naguère souvent recours) de L’ «electric control » qui consiste à relier, par des contacts électriques, le rouage à la pendule sidérale, de manière à l’en rendre rigoureusement solidaire. — C'est grâce à ces perfectionnements que des poses de 6 heures et plus deviennent aisément réalisables.

La rigidité du tube, des axes et de la monture du miroir ou de l’objectif a aussi une grande importance car les flexions, faibles avec les petits instruments, sont fort redoutables avec les grands : aussi les calculs de résistance et l’art de l'ingénieur jouent-ils en Astronomie un rôle de plus ‘en plus considérable, qui n’est d'ailleurs pas toujours apprécié à sa valeur et dont l’oubli a parfois amené de graves déceptions.

Enfin la nécessité d'adapter, selon les besoins, à l’instrument principal, des accessoires variés (photomètres, spectroscopes, etc.) souvent assez lourds donne un sérieux intérêt pratique aux questions d’équilibrage. On doit toujours équilibrer chaque nouvel accessoire, à la fois en déclinaison et en ascension droite, au moyen de contrepoids appropriés en plomb ou en fonte. Pour cela, il faut d’abord amener le centre de gravité de tout le tube sur l’axe de déclinaison, opé-

ration qui, dans le cas le plus général; se fait elle-même en trois temps. Le tube étant horizontal:et dans le méridien, en déplaçant un contrepoids parallèlement à sa direction, on ämène le centre de gravité sur la perpendiculaire commune à l'axe optique et à l'axe de déclinaison ; puis, en disposant un second contrepoids sur cette perpendiculaire, on amène le centre de gravité à être exactement sur l'axe de déclinaison. Ceci fait, il suffit, pour le faire coïncider avec l'intersection des deux axes de déclinaison et d’ascension droite, de disposer un troisième contrepoids à l’extrémité libre de l’axe de déclinaison. L’équilibrage est alors réalisé.

4. RELATION DU DIAMÈTRE D'UN INSTRUMENT ET DE LA GRANDEUR LIMITE DES ÉTOILES QU'IL RÉVÈLE. — La quantité de lumière qui pénètre dans un instrument est, nous l’avons dit, proportionnelle au carré de son diamètre. Si donc une lunette permet d'atteindre les étoiles d'une grandeur donnée, pour apercevoir avec le même éclat Les étoiles de la grandeur au-dessus, il faudra employer une lunette dont l'objectif ait un diamètre \2,512 ou 1,59 fois plus grand.

Or une lunette de 1 pouce (1), soit 2 em. 5 d'ouverture, permet de voir les étoiles de $° grandeur. D'après la loi indiquée, une lunette de 10 pouces (25 cm.) donnerait celles de 14° et la grande lunette de Yerkes (40 pouces) celles de 17°. Enfin le Télescope de 109 pouces du Mont Wilson (2 m. 54) atteindrait la 19° grandeur.

En réalité, si l’on n’envisage que l’observation visuelle, les pertes de lumière dues notamment à l'épaisseur des verres traversés, ne permettent généralement pas d'atteindre. la limite théorique que fournit la loi ci-dessus (2). Mais la photographie, qui fait intervenir le temps, réussit à aller au delà. Cest ainsi que le grand Télescope de.100 pouces peut enregistrer, en. posant suffisamment, les étoiles de 21° grandeur.

4) On évalue le plus FOUERE le diamètre des lunettes en pouées anglais de 2 cm: 54, ARC

° (2) Il.s’en faut de plus, d’une RUE

On n'est guère arrêté dans cette voie que par le voile général dû à la faible luminosité du fond même du Ciel et qui, dès que la pose devient par trop longue, vient recouvrir uniformément les clichés.

5, AVANTAGES RESPECTIFS DES LUNETTES ET DES TÉLESCOPES. — Le grand Herschel et ses successeurs, Lord Rosse entre autres, avaient obtenu de magnifiques résultats en se servant de télescopes colossaux à miroirs métalliques qu'ils polissaient le plus souvent eux-mêmes, mais qui étaient sujets à se ternir. Le maniement de ces instruments, à l’aide de mâts et de cordages, était fort malaisé ; l'observateur, juché sur des échafaudages, à l’orifice du tube, était pratiquement en plein air. Aussi, malgré les avantages de ces télescopes, la préférence allait-elle presque toujours, il y a peu de temps encore, aux lunettes proprement dites. La possibilité de construire des miroirs paraboliques (1) en verre, de les argenter facilement, les progrès optiques ou mécaniques de tout ordre et aussi la nouvelle orientation des recherches ont aujourd'hui grandement modifié cette manière de voir.

Les lunettes sont incontestablement beaucoup plus commodes. L'observateur y occupe la position la plus naturelle, face au Ciel; elles ne nécessitent guère d'entretien et leur luminosité est à peu près invariable. Malheureusement leurs objectifs ne sont jamais parfaitement achromatiques ; composés d'ordinaire de 2 verres, l’un en crown l’autre en flint, ils ne peuvent faire converger en un même foyer que les rayons de deux longüeurs d'onde déterminées et leurs images sont toujours plus où moins irisées. Ce défaut ne peut être pallié qu’en employant trois ou quatre verres au lieu de deux; mais l’appareil devient alors plus coûteux et aussi, chose encore plus grave, moins lumineux. — De plus la taille d’un objectif ordinaire exige le travail de 4 surfaces (2 par verre) ainsi que l'emploi d’une matière irréprochable au point de vue de l’homogénéité ou de la trempe : or, dès

(1) Paraboliques et non plus sphériques comme au temps d'Herschel. On réduit ainsi beaucoup les aberrations.

qu'on excède les dimensions habituelles, il devient extrêmementdifficile de couler de pareils blocs de verre sans défaut : en fait, un mètre de diamètre représente un maximum très difficile à atteindre et encore plus à dépasser.

Les Télescopes par contre n’exigent pas une matière aussi parfaite puisque la lumière ne les traverse pas : l’homogénéité du verre a encore de l'importance, mais seulement pour lui assurer une dilatation régulière sans déformation. fl n’y a plus qu’une surface à travailler et celle-ci peut se réargenter, sans qu'il faille, comme autrefois avec les miroirs métalliques, recommencer le polissage initial. Les Télescopes sont donc beaucoup moins chers. Mais surtout, avantage précieux pour la photographie ou la spectroscopie, ils sont parfaitement achromatiques et les difficultés de montage non plus que l'obligation de recourir souvent à un petit miroir auxiliaire renvoyant l’image sur le côté ne sauraient contrebalancer cette qualité. — Aussi les très grands instruments construits depuis 20 ans sont-ils presque tous des Télescopes (1).

6. PRINCIPALES LUNETTES EXISTANTES. — Parmi les plus puissantes lunettes astronomiques employées actuellement, on peut citer chez nous celle de Meudon. Elle possède deux objectifs, dus aux Frères Henry, placés côte à côte : le plus grand, de 0 m. 83 de diamètre et de 16 m. 15 de distance focale, est achromatisé pour les rayons visuels ; l’autre, de 0 m. 65 et de 15 m. 75 de foyer, convient à la photographie. La grande lunette de Lick au Mont Hamilton (0 m. 91 d'ouverture) construite quinze ans plus tôt, dès 1878, est plus puissante encore (PI. 1) : l'excellence de son objectif d'Alvan Clark, servie par l'admirable ciel de Lick et aussi la perfection de sa monture sont justement réputées. D’autres instruments

(1) Voir, sur la Construction des Miroirs de Télescope modernes, les deux mémoires suivants, traduits en français et réunis en un seul volume, publiés par la Société d'Encouragement pour l'Industrie Nationale Henry DraPer, Construction d'un Télescope à Miroir argenté et G. W, Rircney, Sur le Télescope moderne à réflexion (Paris, 4905, 44, rue de Rennes). On trouvera également de nombreux renseignements (et notamment la plus grande partie de la bibliographie du sujet) dans : G. Bicournax, Les méthodes d’examen des miroirs et des objectifs (Annuaire du Bureau des Longitudes pour 1915, p. A. 1). S

PLANCHE

Grande Lunette de 36 pouces (o m. g1) de l'Observatoire Lick. (Cliché de l'Observatoire Lick).

d'ouverture comparable existent encore à Poulkovo (Russie), à Potsdam (Allemagne), à Allegheny et à Flagstaff (Etats- Unis). : ,

La plus perfectionnée de toutes ces lunettes est peut-être celle de Yerkes (E.-U.) qui date de 1897. C’est la plus grande du monde entier : 1 m. 02 de diamètre et 21 mètres de foyer. Comme à Lick d’ailleurs, un plancher mobile électrique élève l’observateur, quelle que soit la distance zénithale de l’astre visé, à la hauteur de l’oculaire, ce qui facilite beaucoup la manœuvre des spectroscopes, du spectrohéliographe ou des chambres photographiques qu'on y adapte tour à tour. L’achromatisme de l'objectif n’étant réalisé que pour les rayons visuels, une lentille correctrice (que l’on place un peu en avant du foyer) permet de faire converger en un même point les rayons actiniques et de prendre sur plaques ordinaires des clichés qui, sans cet artifice, exigeraient des plaques orthochromatiques.

Le mouvement d'horlogerie est, à Yerkes, muni d’un régulateur à force centrifuge, relié à une pendule {« electric control », S 3) : il est assez précis pour que, même durant de très longues poses photographiques, on n'ait pas à toucher à l'instrument dans son ensemble : on se contente de corriger les petites irrégularités inévitables — celles dues à la réfraction différentielle par exemple — en déplaçant au moyen de deux vis appropriées (en ascension droite et en déclinaison) le porte-châssis contenant la plaque, par rapport. à la lunette. — Enfin les « calages », c’est-à-dire l’orientation de l'instrument, se font électriquement : les cercles divisés, marqués de chiffres très gros, se voient à l’œil nu du plancher et l’on n’a qu'à appuyer sur deux boutons pour que l'instrument entier se dirige de lui-même, en moins d'une minute, vers l’astre cherché.

7. Granps TéLescopss. — Les plus célèbres de ces télescopes sont celui de 60 pouces du Mont Wilson, le Télescope Hooker de 100 pouces du même Observatoire (1) et le 72 pouces de

(1) G. E. Haze, The New Heavens, 1993 et The Depths of. the Universe, 1924 (New-York, Scribner), passim. |

28 ÉOURS D'ASTRONOMIÉ

Victoria (1): ils ne se ressemblent guère ; tous trois ont cependant ceci de commun que le verre du miroir principal a été coulé par la manufacture française de St-Gobain.

Le Télescope de 60 pouces du Mont Wilson (fig. 1) a été construit le premier {fin 1908). Le miroir, taillé par M. G: W:

Fig. 4: — Télescope de 60 pouces du Mont Wilson.

Ritchey, a 1 m.52 d'ouverture et7 m.60dedistance focale : il est monté dans son barillet d'une manière spéciale qui, grâce à des contrepoids bien placés, assure en tous les points l'égale répartition dés réactions dues à la pesanteur. L'appareil,