ASCENSIONS DROITES ET DÉCLINAISONS

on aura l’idée de ce que c'est qu’une lunette montée sur un pied parallactique. Un pied de ce genre comprend donc 4° un axe de rotation qu’on rend parakèle à l'axe du monde, 2° un second axe fixé perpendiculairement au premier, et autour duquel peut tourner la pièce qui porte la lunette, 3° un mouvement d’'horlogerie disposé de manière à faire faire un tour entier à la lunette autour du premier axe dans l’espace d’un jour sidéral. La lunette, en tournant autour du second axe, peut être amenée à faire tel angle qu'on voudra avec la direction du premier, c’est-à-dire avec l’axe du monde; en combinant cette rotation avec celle que le second'axe peut effectuer autour du. premier, en emportant aveclui la lunette, on voit qu'on peut diriger cette lunette vers un quelconque des astres qui sont disséminés dans le ciel. 11 suffit alors d'établir une liaison convenable entre de premier des deux axes et le mécanisme d’horlogerie, pour que la lunette suive l’astre dans son mouvement diurne. Le grand toit tournant, de forme hémisphérique, qui surmonte depuis quelques années la partie orientale de l'Observatoire de Paris, est destiné à contenir un pied parallactique sur lequel on pourra installer les plus fortes lunettes de l'Observatoire. $ ‘79. Ascensions droites et déclinaisons. — Nous avons dit ($ 75) que, pour faciliter l'indication de la position des astres sur la sphère céleste, on a imaginé sur cette sphère une série de cercles, tels que l'équateur, les parallèles, les cercles de déclinaison. Voyons comment on se sert de ces cercles pour atteindre le but qu on s’est proposé.

Faisons passer par un astre quelconque A, fig- 433, le cercle de , déclinaison PA Q qui lui correspond, ce cercle coupera l'équateur EE en un point M. Il est clair que, .si lon donne la distance angulaire M O du point M à un point O pris arbitrairement sur l'équateur, et la distance angulaire À M de l’astre A au plan de l’équâteur, la position de l’astre sera complétement déterminée. La première de ces deux quantités, la distance M O du pied du cercle de déclinaison qui passe par Fig. 135. l'astre au point fixe O, est ce que lon nomme l'ascension droite de l’astre ; la disons angulaire À M de l’astre à l'équateur, comptée sur le ceréle de déclinaison P À Q est sa déclinaison.

Le point O, qui sert d'origine aux ascensions droites, peut être pris comme on veut, sur l'équateur céleste; on peut choisir, par exemple, pour cette origine le point de rencontre de l’équateur avec le cercle de déclinaison d’une étoile remarquable, telle que Sirius. Mais ce n'est pas ce qu'ont fait les astronomes ; ils se sont tous accordés à prendre pour origine des ascensions droites un point qui dépend du mouvement du soleil, et que nous ne pourrons faire connaître que lorsque nous nous occuperons de ce mouvement. Quoi qu'il en soit, l’ascension droite d’un astre se compte sur l'équateur, à partir de l’origine adoptée, en marchant toujours de l'occident à l’orient ; sa valeur est toujours comprise entre 0 et 360 degrés. La déclinaison d’un astre ne peut pas dépasser 90 degrés; elle est boréale ou australe, suivant que l’astre auquel elle se rapporte est situé dans l'hémisphère boréal ou dans l'hémisphère austral. On voit, d’après cela, que, pour faire connaître la déclinaison d’un astre, il ne suffit pas de dire de combien de degrés, minutes et secondes elle se compose; mais qu’il est indispensable d'ajouter si cette déclinaison est boréale ou australe. C'est ce qui fait que, lorsqu'on écrit la valeur d’une déclinaison, on fait suivre cette valeur d'une des lettres B, À, initiales des mots boréale, australe. -

Tous les points situés sur une même parallèle de la sphère céleste ont une même déelinaison. Tous les points situés sur un même cercle de déclinaison, ou plutôt sur un même demi-cercle de déclinaison terminé aux deux pôles, ont une même ascension droite. On voit donc que la connaissance de la déclinaison d’un astre entraîne celle du parallèle sur lequel il est situé; et que la connaissance de son ascension droite entraine celle du demi-cercle de déclinaison qui le contient : le point de rencontre unique de ce parallèle avec ce demi-cercle de déclinaison n’est donc autre chose que la position de l’astre, qui est, comme on voit, entièrement déterminée, sans aucune ambiguité, par la connaissance simultanée de son ascension droite et de sa déclinaison.

On comprend dès lors que les astronomes ont dù chercher les moyens les plus simples, et en même temps les plus exacts, pour mesurer les ascensions droites et les déclinaisons. des astres. Nous allons faire connaître ceux qui sont actuellement employés dans tous les observatoires, et qui conduisent à des résultats d’une trèsgrande précision.

$ 80. Lunette méridienne. — [La lunelte méridienne est l’instrument spécialement destiné à la mesure des ascensions droites.-Cet instrument consiste essentiellement en une lunette susceptible de se mouvoir de telle manière que son axe optique puisse prendre

toutes les directions possibles dans le plan méridien du lieu où elle est installée, sans jamais sortir de ce plan. A cet effet, la lunette À À, fig. 134, est montée sur un axe, ou essieu solide B B terminé

a ses deux extrémités par deux petits Lourillons cylindriques. Ces Lourillons reposent dans des coussinets portés par de forts piliers C, C, et peuvent se mouvoir sans difficulté à l’intérieur de ces coussinets;.en sorte que la lunette peut tourner librement avec son essieu, et préndre ainsi une infinité de directions différentes. La ligne idéale autour de laquelle s'effectue le mouvement de rotation, et qui coïncide avec les axes de figure des deux tourillons, est diri-

gée perpéndiculairement au méridien du lieu ; de plus l'axe optique de la lunette est exactement perpendiculaire à l'axe de rotation : cet axe optique reste donc constamment, dans le méridien, quelle que soit la position que l'on donne à la lunette, en la faisant tourner dans les coussinets qui la supportent.

En vertu du mouvement diurne, tous les astres viennent successivement passer dans le plan méridien. La lunette méridienne sert à déterminer l'instant précis auquel s'effectue ce passage pour chacun d’eux ; et c’est ce qui fait qu’on lui donne souvent le nom d'instrument des passagès. Elle est munie d'un réticule complexe, dont la fig. 435 indique la disposition. Lorsqu’ on fait tourner la lunette autour de son axe, de manière à la diriger vers un astre qui se trouve à peu près dans le méridien, on voit l'image de l’astre se mouvoir à travers ce réticule, en rencontrant successivement les divers fils dont il est composé. Le fil m m, et le fil idéal'u u, perpendiculaire au premier, déterminent par leur intersection o la position de l'axe optique de la lunette ($ 30). D’après ce qui a été dit précédemment, sur la manière dont la lunette est installée, il est bien clair qu'au moment où l’on verra l’image de l’astre coïncider avec le point o, cet astre sera dans le plan méridien. Mais si l’on remarque que le fil mm est tout entier dans le méridien, et qu’il y reste constamment contenu, quelle que soit la position que prenne la lunette dans son mouvement de rotation, on verra qu'il n’est pas indispensable d'amener l'image d’un astre à coïncider avec le point o, pour s'assurer que ‘cet astre est dans le méridien; il suffit évidemment pour cela que l'image de l’astre se cache derrière un point quelconque du fil mm. C’est pour cela que le fil horizontal uu a été supprimé. On l’a remplacé par deux autres fils horizontaux rr, ss, également éloignés du fil idéal uu; c'est entre ces deux fils que l'on amène toujours l’image de l'astre observé, en fai-

sant mouvoir convenablement la lunette, afin que la coïncidence,

de cette image avec un des points du fil man s’eflectue dans la portion de ce dernier fil qu'ils comprennent entre eux.

Malgré toute la perfection que l’on est parvenu à donner aux instruments, et toute l'attention que mettent les observateurs les plus exercés, la détermination del'instant du passage d'un astre au méridien, par la coïncidence de son image avec un des points du fl mm, comporte encore une erreur qui n’est pas négligeable. C'est pour diminuer cette erreur que le réticule de la lunette méri-

dienne contient quatre autres fils nn, pp, n'n',p' p’, tous parallèles à m m, et placés symétriquement de part el d'autre. Au lieu de se contenter d'observer l’instant du passage de l’image d’un astre derrière le fil méridien m "”, on ‘observe les instants ‘de ses passages derrière les cinq fils parallèles, et on prend la moyenne des valeurs du temps correspondant à chacun de ces cinq passages ; on trouve ainsi un résultat plus exact que si l’on s’en était tenu à une seule observation. .

$ 84. La lunette méridienne doit nrdlenientets accompagnée . d'une horloge d’une grande précision, destinée à indiquer le temps correspondant à chaque observation. Cette horloge, dont te-moteur est un poids, et le régulateur un pendule ($ 41), est disposée de manière à marquer le temps sidéral (872). Un cadran, divisé en 24 parties égales, est parcouru par une aiguille dans l’espace d’un jour sidéral; l'aiguille met donc une heure sidérale à parcourir une des divisions. Une seconde aiguille fait un tour entier en une heure, et son extrémité se meut sur un cercle divisé en 60 parties égales; chacune de ces parties est parcourue par tette aiguille en une minute sidérale. De même une troisième aiguille fait un tour entier en une minute, et emploie une seconde sidérale à parcourir la 60€ partie du cadran sur lequel elle se meut. Chaque oscillation du pendule s’effectue en une seconde, en sorte que le commencement des secondes successives est marqué par le bruit que fait l'échappement de l’horloge à chaque oscillation du pendule. L’observateur, qui a l’œil à la lunette méridienne, et qui a regardé d'avance la position qu’occupaient les aiguilles de l'horloge, peut compter les secondes successives à l’aide de ce bruit, et connaître à chäque instant l’heure marquée par l’horloge sans se déranger de son observation.

D’après ce qui vient d’être dit, on comprend comment on peut déterminer, à une seconde près, l'heure à laquelle un astre passe au méridien; mais ce degré d’approximation serait loin d’être suffisant , ainsi que nous le verrons bientôt. Aussi les astronomes emploient-ils des moyens particuliers pour fractionner le temps, plus que ne le font les horloges à secondes ; et ils parviennent, avec un peu d'habitude, à évaluer le temps à un dixième de seconde près. Deux moyens différents leur servent pour atteindre ee but. Le premier consiste à régler sa respiration sur les battements du pendule ; la portion plus ou moins grande d’une période du mouvement respiratoire qui s’est produite, à l’instant même où s’effectue le passage de l’astre observé derrière un des fils de la lunette, permet d'évaluer le nombre de dixièmes de secondes qui se sont écoulés depuis le dernier battement du pendule jusqu'à cet instant. Le se-

cond moyen consiste à suivre l’image de l’astre dans le déplacement qu’elle éprouve dans le plan du réticule, et à conserver aulant que possible la'trace des positions qu'elle occupe successivement au moment de chaque battement du pendule; si, par exemple, cette image se trouve en e, fig. 136, au moment du battement qui précède son passage derrière un des fils, et en e’ au moment du battement suivant, l’observateur, qui voit encore le point e, lorsque l’image arrive en e’, peut aisément reconnaître combien la distance em contient de dixièmes de la distance totale e e” : ce nombre de dixièmes est en même temps le nombre des dixièmes de secondes qui se sont écoulés depuis le battement du pendule correspondant à la position e de Fig. 136. l'image, jusqu’à son passage derrière le fil.

| $ 82. Voyons maintenant Comment l'observation des passages des astres au méridien, effectuée à l’aide de la lunette méridienne et de l'horloge qui l'accompagne, peut conduire à la connaissance de leurs ascensions droites. Supposons que le point de l'équateur céleste, qui sert d’origine aux ascensions droites, soit un point vi sible, une étoile, par exemple, et que, par conséquent, on puisse observer l'heure de son passage au méridien. Si l'on observe ensuite l'heure du passage d’un astre quelconque au méridien, on en conclura sans peine le temps qui se sera écoulé entre les deux observations. Or, il est clair que, depuis te moment où l’origine des ascensions droites à traversé le méridien, jusqu’au moment où l'astre qu’on considère est venu se placer dans le mêmé plan, la sphère céleste a dù tourner autour de l'axe du monde d’un angle précisément égal à l'ascension droite de cet astre. 1[ suffit donc de trouver la valeur de cet angle, dont la sphère céleste a tourné dans l'intervalle des deux observations ; ce qu’on fera sans la moindre difficulté, puisqu'on connaît le temps qui s’est écoulé entre elles: En 24 heures sidérales, la sphère céleste tourne de 360 degrés ; en une heure sidé rale, elle tourne de. 15 degrés; en une minute sidérale, elle tourne d’un angle 60 fois plus petit, c'est-à-dire de 45 minutes; en une seconde sidérale, elle tourne d’un angle de 145 secondes. Ainsi lorsqu'on a trouvé le nombre d’heures, minutes et secondes sidérales. qui se sont écoulées depuis le passage de l'origine des ascensions droites au méridien jusqu'au passage d’un astre quelconque, il suffit de multiplier ce nombre par 45, pour avoir l’ascension droite de l’astre. Si, par exemple, le temps compris entre les deux passages est de 2b 43m 26,7, on trouve, en faisant cette multiplication, que l'ascension droite de l’astre est de 40° 54° 40”,6.

En réalité, l’origine des ascensions droites n’est pas un point visible, qu'on puisse observer à la lunette méridienne comme on observe une étoile; mais on n’en a pas moins le moyen de savoir chaque jour à quelle heure cette origine passe au méridien, tout aussi bien que si on pouvait l'observer directement. C’est ce que nous expliquerons plus tard, lorsque nous serons en mesure de faire connaître quel est le point de l'équateur céleste que l'on prend pour origine des ascensions droites. Qn règle même lhorloge qui sert aux observations des passages de telle manière qu’elle marque 0h 0" 0: à l'instant où ce point de l’équateur passe au méridien ; en sorté que, pour avoir l'ascension droite d’un astre, il suffit de multiplier par 45 le nombre d'heures, minutes et secondes que marque l’horloge; au moment où cet astre passe au méridien.

Nous venons de voir que, dans la britador des ascensions’ droites par l'observation des passages, chaque seconde sidérale correspond à un angle de 45 secondes. On comprend par là pourquoi les astronomes ne peuvent pas se contenter d’avoir le temps du passage d’un astre au méridien à une seconde près ; l’ascension droite qu'on en déduirait serait loin d’être connue avec le degré d’approximation avec lequel on obtient généralement les angles, en les mesurant à l’aide de cercles gradués. En évaluant le temps du passage d’un astre au méridien à un dixième de seconde près, on en conclut son ascension droite avec une approximation d’une seconde et demie.

$ 83. On comprend qu'il est d'une très-grande importance que la lunette méridienne satisfasse exactement aux eonditions d'in: stallation que nous avons supposées remplies, pour que son axe optique ne sorte pas du plan méridien, quelle que soit la position qu'elle prenne en tournant autour de son axe. Et comme il pourrait arriver accidentellement des dérangements capables de fausser les résultats des observations, il est également très-important que les astronomes puissent vérifier, aussi souvent qu'ils le jugent convenable, si ces conditions d'installation sont bien toujours remplies. Nous allons faire connaître les opérations très-simples, à l'aide desquelles cette vérification s'effectue réellement, et qui permettent de rectifier la position de la lunette, dans le cas où la vérification ferait connaître quelque défaut d'installation. Ces opérations sont au . nombre de trois : la première a pour objet de vérifier l’horizontalité de l'axe de rotation de l’instrument; la seconde, de vérifier si l’axe optique de la lunette est bien perpendiculaire à l’axe de rotation ; la troisième enfin, de vérifier si le plan vertical que décrit alors

l'axe optique de la lunette, lorsqu'elle tourne .dans ses coussinets, coïncide bien avec le plan méridien.

Pour vérifier l’horizontalité de l’axe de rotation, on se sert d’un grand niveau à bulle d'air AA, fig. 137, dont la monture se termine, à ses deux extrémités, .. À par deux tiges à crochets B, B.

Fig. 137. F" La distance de ces deux tiges

1 a été déterminée de telle ma-

nière que les crochets dont elles sont munies puissent se placer sur les tourillons de la lunette, dans la petite portion de ces tourillons qui se trouve éntre chaque coussinet et la partie conique de l'essieu de la lunette, fig. 134 (page 151). Le niveau étant ainsi suspendu audessous de l’axe, on observe les points du tube de verre où s'arrêtent les deux extrémités de la bulle d'air; puis on retourne le niveau, en mettant à gauche le crochet qui était à droite, et inversement, et on observe de nouveau les points du tube. eñtre lesquels la bulle est comprise : ces deux points doivent être les mêmes que précédemment, si l’axe de rotation est bien horizontal. Dans le cas où cette opération indiquera que l'axe n’est pas horizontal, on ferait disparaître le défaut d’horizontalité, en faisant monter ou descendre d’une petite quantité un des deux coussinets auquel est adaptée une vis qui permet de produire ce mouvement à volonté, fig. 138. Il cst indispensable que les deux crochets, qui servent à suspendre le niveau aux deux à 4 tourillons, soient disposés de maa ME) nière à prendre une position par- | f'aitement déterminée, lorsqu'on les pose sur les surfaces de ces tourillons : à cet effet, on leur donne une forme anguleuse, fig. 439, À pour s'opposer au bällottement qui À pourrait se produire, s'ils étaient 1 arrondis intérieurement.

Pour s’assurer que l’axe optique de la lunette est bien perpendiculaire à son axe de rotation, on place sur le sol, et à une grande distance, une mire que l'on puisse apercevoir avec la lunette. Après avoir bien remarqué le

point de celte mire vers lequel se dirige l’axe optique de la lunette, c'est-à-dire le point dont l’image se cache derriere le milieu du fil méridien m m, fig. 135 (page 152), on enlève la lunette de ses coussinets, ct on la retourne pour mettre dans le coussinet de gauche le tourillon qui était dans le coussinet de droite, et inversement :

après ce retournement, on vise de nouveau la mire, et on doit voir l'image du mème point se cacher derrière le milieu du fil méridien mm. On voit, en effet, que, si l’axe optique A B, fig. 440, est bien perpendiculaire à l'axe de rotation CD, cet axe optique doit prendre exactement la même direction après le retournement de la lunette, et par conséquent aboutir à un même point de la mire M; tandis que, s’il avait la direction oblique A’ B’, il prendrait après ce retournement la direction A’B”,et viendrait nécessairement rencontrer la mire M en deux points différents. Si l’on reconnaissaïit ainsi que l’axe optique n'est pas exactement perpendiculaire à l’axe de rotation, il faudrait corriger ce défaut, en déplaçant le réticule transversalement à l’intérieur de la lunette, jusqu’à ce que la vérification précédente pt se faire rigoureusement.

Fig. 100, AAA L’axe optique de la lunette étant perpendiculaire à son axe de rotation, cet axe optique décrit un plan lorsque la lunette

tourne; autrement il décrirait un cône plus ou moins aigu, suivant

qu'il serait plus ou moins oblique sur l’axe de rotation. D'un autre côté, l’axe de rotation étant horizontal, le plan que décrit l'axe optique est nécessairement vertical. Il ne reste plus qu’à s'assurer si ce plan vertical coïncide bien avec le plan méridien, et à déterminer celte coïncidence dans le cas où elle n’existerait pas. Pour cela on observe, à la lunette méridienne, les heures des passages successifs, supérieurs et inférieurs, d’une des étoiles circompolaires qui restent constamment au-dessus de l'horizon. Si le plan verticat que décrit l’axe optique de la lunette, et dans lequel on à

observé ces passages, est bien le plan méridien, on doit trouver que.

l'intervalle de temps compris entre un passage supérieur et le passage inférieur suivant, est le même que l'intervalle de temps compris entre ce passage inférieur et le passage supérieur qui le suit immédiatement : chacun de ces intervalles de temps doit être de 12 heures sidérales. Dans le cas où l’on trouverait une différence entre ces intervalles de temps, on en conclurait que le plan vertical décrit par l’axe optique de la lunette ne coïncide pas avec le plan méridien; et on déterminerait cette coïncidence en faisant

ä mouvoir horizontalement l’un des

3 deux coussinets, celui auquel on n’a pas touché lorsqu'on a rendu l’axe de rotation horizontal. A cet effet ce coussinet est muni d'une vis, fig. 441, qui permet de le déplacer d’une petite quantité, jusqu’à ce que l'égalité des intervalles de temps compris entre les passages successifs, supérieurs et inférieurs, d’une même étoile circompolaire, soit obtenue.

On doit remarquer que ces trois opérations, les seules que l’on ait besoin d'effectuer pour s'assurer de la bonne installation d’une lunette méridienne, sont extrêmement simples, et peuvent être répétées fréquemment par les astronomes, ce qui fait qu'on peut avoir une très-grande confiance dans les résultats obtenus à l’aide de cet instrument. Il est vrai que, si l’on trouve quelque défaut dans la position de la lunette, les tâtonnements que l’on a besoin de faire pour la rectifier peuvent être un peu longs. et demander même plusieurs jours: mais il est extrêmement rare que cette circonstance se présente. Une fois que la lunette a été bien installée, les vérifications auxquelles on la soumet de temps en temps ne font habituellement que constater qu’elle ne s'est pas dérangée, et ne demandent en réalité qu’un temps très-court.

$ 84. Il nous reste encore à faire connaitre, relativement à Ja lunette méridienne, quelques détails que nous avons omis à dessein, dans la description succincte que: nous en avons faite précédemment, afin de ne montrer d’abord que ce qui est essentiel et caractéristique dans cet instrument. . |

Les piliers C, C, fig. 134 (page 151), sur lesquels la lunette re. pose, sont de forts massifs de maçonnerie, qui ont leurs fondations propres, et qui sont entièrement indépendants du bâtiment dans lequel la lunette est placée. Cette disposition a pour objet de mettre

l'instrument à l’abri des mouvements qui se produisent souvent dans les murs des édifices, mouvements que l’on doit craindre beaucoup moins dans des massifs isolés, fermés de grosses pierres taillées et jointes entre elles avec le plus grand soin.

Les ouvertures des coussinets, dans lesquelles doivent tourner les tourillons de la lunette, sont formées de deux faces planes inclinées, comme on le voit sur les fig. 138 et 441, afin que chaque tourillon y prenne une position parfaitement déterminée, sans qu'aucun ballottement soit possible. |

Le frottement du touriHon sur ces faces inclinées des coussinets, pourrait déterminer avec le temps une usure notable, d’où résulterait un dérangement dans la position de la lunette. Pour éviter cette usure, on fait équilibre à une grande partie du poids de la lunette, au moyen des contre-poids D, D, fig. 434. Chacun de ces contre-poids est suspendu à l'extrémité d’un levier horizontal. Ce levier, qui. peut tourner librement autour de son point d'appui, exerce une force de traction, de bas en haut, sur une tringle verticale accrochée à son autre extrémité; la tringle porte inférieurement un collier à galets, qui entoure l’essieu B de la lunette, et dans lequel cet essiau tourne sans difficulté en roulant sur les galets. Par ce moyen, les deux tringles qui aboutissent aux leviers, situés de chaque côté, supportent une partie du poids de l'instrument ; et elles soulagent ainsi les tourillons, qui ne s'appuient sur les coussinets .qu’en vertu de la portion du poids total qui n'est pas. équilibrée par les contre-poids D, D.

Deux petits niveaux -à bulle d’air a, a, fig. 134, sont montés sur un axe b b porté par la monture de la lunette. Cet axe b b, dont la direction est exäctement parallèle à l'axe de l’instrument, est suffisamment éloigné du corps de la lunette, pour. que les niveaux a; a puissent tourner autour de lui sans rencontrer aucun obstacle ; en sorte que, quelle que soit la direction que l'on donne à la lunette, ces deux niveaux peuvent être amenés à être verticalement l’un au-dessus de l'autre. Ils servent à constater, pour ainsi dire à chaque instant, l’horizontalité de l'axe de rotation de l'instrument. Mais, en raison de leur petitesse, ils ne peuvent pas complétement remplacer le grand niveau que l’on suspend aux tou. rillons ($ 83); aussi est-il nécessaire d’avoir recours de temps en temps à ce grand niveau, dont la sensibilité est plus grande, et les indications plus précises.

Pour les observations de nuit, qui sont de beaucoup les plus nombreuses, parmi toutes celles que l’on fait à la lunette méridienne, on a besoin d'éclairer les fils du réticule, amnsi que nous

l’avons déjà dit ($ 31). Pour cela l’essieu de la lunette est creux dans une moitié de sa longueur, et il en est de même du tourillon qui le termine. Une lampe, ou un bec de gaz,.placé en regard de cette ouverture du tourillon, envoie de la lumière à l’intérieur de l’essieu, et dans la direction de son axe; cette lumière, arrivée jusque dans le tuyau de la lunette, y rencontre un miroir incliné qui la réfléchit, et la renvoie sur le réticule.

Un grand nombre d'étoiles peuvent être vues en plein jour, à l’aide des lunettes, et peuvent, par conséquent, être observées à la lunette méridienne. Mais cette observation n’est pas aussi facile que la nuit, parce que, ne voyant pas à l'œil nu l'étoile que l'on veut observer, on ne peut pas se servir de cette vision directe pour diriger la lunette. Aussi, lorsqu'on veut observer lé passage d’une étoile au méridien, emploie-t-on un moyen particulier pour amener la lunette dans la direction convenable. On sait d'avance, à trèspeu près, à quelle hauteur au-dessus de l'horizon l'étoile doit se trouver, au moment de son passage. IL suffit donc de donner à la lunette méridienne une inclinaison égale à cette hauteur angulaire, pour que l'étoile vienne traverser le champ de la lunette. À cet effet un petit cercle divisé c, fig. 134, est adapté au tuyau de la lunette, tout près de l’oculaire; une alidade, mobile autour du centre du cercle, porte un petit niveau à bulle d’air, à l’aide duquel on peut rendre cette alidade horizontale. Si, pour chaque position de la lunette, on fait tourner cette alidade jusqu’à ce qu’elle soit horizontale, l'index qu’elle porte correspond à une division du cercle qui peut servir à faire connaître l'inclinaison de la lunette. Si donc on veut donner à la lunette une inclinaison particulière, il suflit de faire tourner l’alidade sur le cercle c, jusqu’à ce que son index coïncide avec la division du cercle qui correspond à cette inclinaison, puis de faire mouvoir la lunette autour de son axe, jusqu’à ce que le petit niveau indique l'horizontalité de cette alidade. Dès le moment que la lunette a reçu à peu près Finclinaison qu’elle doit avoir pour observer le passage d’une étoile, comme on connaît d’ailleurs approximativement l'heure à laquelle doit se faire le passage, on met l'œil à la lunette quelques instants plus tôt; et, en ayant soin de faire varier très-peu, en plus et en moins, l’inelinaison de la lunette, on ne tarde pas à voir l'étoile : en sorte que l’observation du passage peut se faire ‘sans difficulté. |

Comme on ‘doit observer successivement le passage d’un astre derrière chacun des cinq fils parallèles du réticule, on a rendu l’oculaire mobile transversalement, dans une rainure adaptée à l’extrémilé du tuyau de la lunette. On fait mouvoir l’oculaire dans cette

rainure, soit à la main, soit au moyen d'une vis de rappel, de manière à l’amener en face de la portion du réticule où doit se faire l'observation. Cette mobilité de l’oculaire, dans une lunette dont l’axe optique doit conserver une position invariable, repose sur ce que nous avons dit précédemment ($ 30), que la direction de l’axe optique d'une lunette ne dépend aucunement de la position de son oculaire.

La lunette méridienne n’a pas besoin, comme la lunette de l’équatorial, de pouvoir être dirigée vers les divers points du ciel, puisqu'elle doit toujours rester dans le méridien. Aussi ne l’installet-on pas sous un toit tournant, comme on le fait pour l’équatorial ($ 77). Le bâtiment qui contient la lunette méridienne doit seulement présenter une ouverture longue et peu large, pratiquée dans le toit et dans les murs du sud et du nord, absolument comme si l’on avait fait passer un large trait de scie, à travers le bâtiment, dans la direction du plan méridien. Cette ouverture, qui permet à la lunette de se diriger sans obstacle vers tous les points du ciel situés dans le méridien du lieu où elle est située, n’a pas besoin d’ailleurs de rester constamment béante; des trappes, indépendantes les unes des autres, servent à en fermer les diverses parties, et peuvent être ouvertes chacune séparément par des moyens mécaniques mis à la portée de l'observateur.

La fig. 142 représente le cabinet d'observation de l'Observatoire de Paris, où est installée la lunette méridienne, On voit, à côté de la lunette, l'horloge sidérale qui en est l'accompagnement indispensable. Plus loin est un cercle mural, instrument dont nous allons donner la description. Vers la droite , on aperçoit un appareil -monté sur des roulettes, et que l’on peut amener au-dessous de la lunette méridienne, en le faisant rouler sur une petite voie de fer incrustée dans le parquet : cet appareil, que nous ne décrirons pas

en détail, sert à enlever la lunette de ses tourillons, pour opérer le retournement qui a pour objet de vériher si l’axe optique est bien perpendiculaire à l'axe de rotation ($ 83).

$ 85. Cercle mural. — Le cercle mural est l'instrument destiné à la mesure des déclinaisons des astres. Il consiste essentiellement en un grand cercle divisé À À, fig. 143, muni d’une lunette BB, et dirigé exactement dans le plan méridien. La lunette est fixée au cercle suivant un de ses diamètres, et peut tourner avec lui autour d’un axe perpendiculaire à son plan. Pour cela le cercle est monté à l'extrémité d’une sorte d’essieu analogue à l’une des moitiés de celui qui supporte la lunette méridienne. Cet essieu traverse un mur très-solide, contre lequel s’applique le cercle (d'où le nom de

cercle mural), et tourne à l’intérieur de coussinets solidement fixés au mur. Des galets C, C, sont disposés de manière à supporter une

, Fig. 105.

partie du poids du cercle et de la lunette, et à soulager en conséquence les coussinets, afin d'éviter l’usure qui pourrait déranger l'instrument; ces galets sont suspendus à des tringles D, D, tirées de bas en haut par des contre-poids qu'on ne voit pas sur la figure, absolument comme nous l'avons déjà vu pour la lunette méridienne ($ 84).

Une pince E, avec vis de pression et vis de rappel, est destinée à fixer le cercle dans une position quelconque, pour le faire mouvoir ensuite avec lenteur. Cette pince est analogue à celle que nous avons décrite dans le cercle répétiteur ($ 39); on s’en sert pour amener l’axe optique de la lunette à être exactement dirigé vers l’astre que

l’on observe, après qu’on lui a donné approximativement la direction voulue, par un mouvement rapide imprimé à tout l'instrument. Le cercle est gradué sur sa tranche. Six micromètres F,F sont répartis régulièrement sur. tout son contour, pour faciliter la lecture des angles dont on fait tourner le cercle. Ces micromètres sont disposés et fonctionnent exactement comme nous l'avons indiqué dans le $ 36; a, a, sont leurs oculaires, et b, b, les têtes graduées des vis qui font mouvoir leurs réticules. Un seul de ces micromètres doit indiquer le nombre entier de divisions du cércle dont l'instrument a tourné ; on peut, pour cette raison, le désigner sous le nom de micromètre principal. Quant à la fraction d’une division qui doit être ajoutée à ce nombre entier, elle est fournie par la moyenne des indications que donnent les six micromètres.

$ 86. La déclinaison d’un astre est la distance angulaire de cet astre au plan de l’équateur céleste ($ 79). On l’obtient sans dificulté, dès le moment qu’on a trouvé la distance angulaire de l’astre au.pôle boréal. Si cette dernière distance est plus petile que 90 degrés, l’astre est situé dans l’hémisphère boréal , et sa déclinaison est égale à l'excès de 90 degrés sur sa distance au pôle. Si, au contraire, la distance de l'astre au pôle boréal est supérieure à 90 degrés, il se trouve dans l’hémisphère austral, et sa déclinaison est le reste qu’on obtient en diminuant cette distance au pôle de 90 degrés. Ainsi la recherche de la déclinaison d’un astre est ramenée à celle de la distance de cet astre au pôle boréal. Ce que nous disons ici du pôle horéal', devrait évidemment se dire du pôle austral, si c'était ce dernier pôle qui se trouvât au-dessus de l'horizon, dans le lieu où l’on est installé pour observer les astres.

Supposons, pour un instant, que l’axe optique de la lunette du cercle mural puisse être dirigé exactement suivant l’axe du monde, l'objectif étant tourné vers le pôle boréal ; le micromètre principal: fera connaître le nombre de degrés, minutes et secondes de la graduation du cercle qui correspond à cette position de la lunette. Si l'on fait ensuite tourner le cercle avec la lunette, jusqu’à ce que son axe optique passe par un astre, à linstant même où cet astre traverse le plan méridien, le micromètre principal indiquera un autre nombre de degrés, minutes et secondes, correspondant à cette nouvelle position de la lunette. La différence de ces deux nombres représentera évidemment la distance de l’astre au pôle boréal.

Pour arriver à ce résultat, nous avons admis qu'on ait dirigé d’abord l’axe optique de la lunette suivant l'axe du monde. Il n'est pas possible de le faire par une observation directe; le pôle n’est pas un point brillant que l'on puisse viser avec la lunette, comme

on vise une étoile. Mais on y supplée aisément de la manière suivante. Si l'on observe au cercle mural une étoile qui ne se couche jamais, cette observation pourra se faire, soit au passage supérieur, soit au passage inférieur de l'étoile dans le plan méridien; dans ces deux positions, l’étoile se trouve de part et d'autre du pôle, et à égale distance de ce point : la moyenne des deux nombres de degrés, minutes et secondes de la graduation du cercle que fournit le micromètre principal, lors de ces observations de l'étoile à son passage supérieur et à son passage-inférieur, est donc précisément le nombre qu'indiquerait le micromètre principal, si l’on visait directement le pôle.

$ 87. La réfraction atmosphérique n’a pas d'influence sur la mesure des ascensions droites, puisqu'elle ne fait que relever chaque astre dans le plan vertical qui le contient; au moment où l’on aperçoit un astre dans le plan méridien, il y est réellement. Mais il n’en est pas de même pour la mesure des déclinaisons ; l'axe optique de la lunette du cercle mural n’est pas réellement dirigé vers un astre au moment où l’on voit l’image de cet astre coïncider avec Ma croisée des fils du réticule : cet axe optique est toujours dirigé un peu plus haut qu'il ne doit être, en raison de la déviation que l’atmosphère fait éprouver aux ravons lumineux. Aussi est-on obligé d’avoir recours aux tables de réfraction, pour corriger les résultats fournis par l’observation directe, afin d'obtenir ceux que l’on aurait trouvés si l'atmosphère n'eût pas dévié les rayons lumineux.

Lorsqu'on veut viser une étoile E, fig. 144, l'axe optique de la lunette se dirige, non pas suivant OE, mais suivant De; il faut donc tenir compte de l’angle eOE compris entre la direction réelle et la direction apparente de l'étoile : cet angle doit être ajouté au nombre de degrés, minutes et secondes, fourni par le micromètre principal, ou bien en être retranché, suivant que la graduation du cercle marche dans un sens ou dans l’autre, par rapport à celui dans lequel s’effectue la réfraction atmosphérique. Supposons, par exemple, que la graduation soit disposée comme l'indique la fig. 144, et marche dans le sens de la flèche; il est clair que, la lunette étant dirigée suivant Oe, au lieu de l'être suivant O E, le micromètre m indiquera un nombre de degrés, minutes et secondes, trop faible de la quan-

Fig. 144, Z

tité qui correspond à l’angle eO E; donc le résultat de l'observation directe doit, dans ce cas, être augmenté de la valeur de l’angle eOE. Si, la graduation du cercle

Fig. 145. - étant disposée dans.le même sens, on observe une étoile placée de

; l’autre côté du zénith, fig. 445, la EN 777 di C correction devra se faire autre-

ment ; le nombre fourni par le micromètre sera trop grand de l’angle eOE, et on devra le diminuer de

Pi la valeur de cet angle.

x . L'angle eOE, dont le‘ rayon D er ” venu d'une étoile est dévié par l'atmosphère de la terre, est plus ou moins Te suivant que l'étoile est plus où moins éloignée du zénith ($ 58). On en trouve la valeur dans les tables de réfraction dont nous avons précédemment donné un extrait. Mais, pour cela, il faut connaître la distance zénithale apparente eO0Z de l'étoile, ainsi que la température et la pression de l'air atmosphérique. Un thermomètre et un baromètre, installés dans le voisinage du cercle mural, servent à donner la température et la pression. Quant à la distance zénithale apparente e OZ de l’astre observé, on la conclut sans peine de la différence des nombres de degrés, minutes et secondes fournis par le micromètre prineipal, lorsque la lunette est dirigée. suivant Oe, et OEeUS l'est suivant OZ.

Pour connaître ce dernier nombre, qui cor respond à la direction verticale de l’axe optique de la lunette, et qui, une fois déterminé, sert à faire toutes les corrections de réfraction dont on a besoin, on fait une opération préalable, à l’aide d’un horizon artificiel formé d’un bain de mercure. Cette opération consiste à diriger la lunette verticalement, en plaçant l’oculaire en haut et l'objectif en bas, et à viser -ainsi sur le bain de mercure que l’on a placé immédiate-: ment au-dessous. Les fils du réticule de la lunette, étant éclairés comme nous l'avons dit précédemment ($ 31), se réfléchissent sur la Surface du mercure, et on peut en observer l’image à l’aide de la lunette elle-même. Si l’on fait mouvoir la lunette de manière à amener le réticule à coïncider avec son image vue ainsi par réflexion sur la surface du mercure, ilest clair qu’on aura rendu son axe optique exactement vertical. Il suffit alors de lire le nombre de degrés, minutes et secondes indiqué par le micromètre principal; en augmentant ou en diminuant ce nombre de 480 degrés, on obtient celui que le

micromètre principal aurait fourni, si la lunette eût été dirigée de manière à viser le zénith.

Ainsi, en résumant, l'opération préalable faite au moyen ‘du bain de mercure permet d'obtenir le nombre de la graduation du cercle mural qui correspond à la direction verticale de l’axe optique de la lunette; ce nombre, combiné avec celui que l’on obtient lorsque la lunette est dirigée vers un astre, permet de ‘trouver la valeur de la réfraction dans les tables, et par suite de ramener le résultat de l'observation de cet astre à ce qu'il serait si l’atmosphère n'existait pas ; l’observation d’une même étoile, à ses deux passages, supérieur et inférieur, corrigée comme il vient d’être dit, fait connaître le nombre de la graduation du cercle qui correspond au cas où l’axe optique de la lunette coïnciderait avec l’axe du monde; en combinant ce nombre, avec celui que fournit l’observation d'un astre quelconque, à son passage au méridien, et que l’on corrige également de l'effet de la réfraction, on obtient la distance de l’astre au pôle ; enfin la déclinaison de l’astre se déduit immédiatement de sa distance au pôle, ainsi que nous l'avons expliqué.

$ 88. Le cercle mural a besoin, comme la lunette méridienne, d’être parfaitement installé, et de pouvoir être soumis à de fréquentes vérifications, qui constatent qu’il ne s’est pas dérangé. Mais cette installation et ces vérifications se font d’une toute autre manière. |

La face plane antérieure du cercle est nécessairement perpendiculaire à l'axe de rotation de l'instrument, sans quoi le mouvement de rotation ne s effectuerait pas avec régularité : la moindre déviation du plan du Cercle occasionnerait des frottements irréguliers qui manifesteraient le défaut de l'instrument. On rend l’axe optique de la lunette parallèle au plan du cercle, et par conséquent perpendiculaire à son axe de rotation, en se servant d’une lunette d’épreuve, ainsi que nous l'avons indiqué précédemment ($ 32). Dès lors, dans le mouvement de rotation de l'instrument tout entier, l’axe optique de sa lunette décrit un plan perpendiculaire à son axe de rotation. Il n’y a donc plus qu’à disposer les coussinets qui supportent l’essieu sur lequel le cercle est monté, de telle manière que ce plan coïncide avec le plan méridien. -

Pour cela on se contente de comparer le cercle mural à la lunette méridienne. Ces deux instruments ne «peuvent jamais aller l’un sans l’autre; ils sont nécessairement associés dans chaque observatoire, et même ils doivent être installés à côté l’un de l’autre. Quand on s’est assuré, par les moyens indiqués, que l'axe optique

de la lunette méridienne décrit exactement le plan méridien, on fait en sorte que, quelle que soit l'étoile vers laquelle on dirige l’axe optique de la lunette méridienne, celui de la lunette du cercle mural puisse se diriger au même instant vers cette étoile. Lorsqu'on est parvenu à ce résultat, on est sûr Ne l’axe optique de la lunette du cercle mural décrit un-plan parallèle au plan décrit par celui de la lunette méridienne ; et que, par conséquent, en raison de la faible distance qui existe entre les deux instruments, ce plan décrit par l'axe optique de la lunette du cercle mural, est bien le plan méridien du lieu où ce cercle est installé.

Le bâtiment qui contient le cercle mural doit présenter une ouverture longue et peu large, dirigée dans le plan méridien, absolument comme pour la lunette méridienne. C’est ce qu'on voit sur la fig. 142, page 164, qui représente la lunette méridienne et l’un des deux cercles muraux de l'Observatoire de Paris. L’autre cercle mural, installé dans le même cabinet d'observation, est placé de manière à ne pas pouvoir être aperçu, d'après la position que cette figure suppose au spectateur.

$ 89. Usage de l’équatorial. — Toutes les fois qu’un astre peut être observé à l'instant de son passage au méridien, on se sert de la lunette méridienne et du cercle mural pour déterminer son ascension droite et sa déclinaison. Mais il arrive quelquefois qu’il n’est pas possible d’opérer ainsi. S'il s’agit d'un astre nouveau, ou bien d’un astre qu'on n’aperçoit que rarement, on a besoin de profiter de toutes les circonstances qui permettent de déterminer sa place dans le ciel. Lors du passage de l’astre au méridien, 1l peut se faire qu’il se trouve trop près du soleil, dont la vive lumière l'empêche d'être aperçu; ou bien encore que des nuages viennent's ‘’interposer entre l'astre et l'observateur à ce moment même : alors on est obligé d’ob-' server l’astre en dehors du méridien, dans les moments où l’on peut le voir sans difficulté, et c’est l’équatorial ($ 76) qui sert à faire cette observation.

L’équatorial, qui se compose d’un cercle parallèle au plan de l'équateur céleste, et d’un autre cercle qu'on peut amener à coïncider avec un quelconque des cercles de déclinaison de la sphère, paraît éminemment propre à la mesure des ascensions droites et des déclinaisons des astres ; et il n’est pas difficile d'imaginer les dispositions qu'il faudrait adopter pour le faire servir'a cette mesure. C’est ce qu'on ferait en effet, si.son axe de rotation pouvait être dirigé exactement et d’une manière invariable suivant l’axe du monde, et si la réfraction atmosphérique n'existait pas. Mais, d’une part, les opérations à faire pour amener son axe à être dirigé suivant l’axe du