I.i %-.■■ d'Ilerschel) c-t maintenant

toMiiii.,' Le grand a tronpme no quittera plus guère son estai \, il. .ire que pour aller mhhiioiIiv 5 la Su-

Ittblimi i i KM \ fil Bj I IjUll Ils saut eouieiius

ilms Mira 'iiii,-r. . ils fo meut uni' ilos

lemenl supérieur lu miroir réservé, il en prenait /i-qu'.iu moment ou, a loe loar, un aune le primait, et ainsi de mite, i w-on eorieai voir sur quel e i irge éebelle Bien s i lions, même à l'époque oùfdaat la ttiiede Bath, Heraehell n'était qe>»n simple ameieawd miel II fit jusqu'à' deux eeait mtoofia ■ewiaaaVtai de 7 pieds anglais de foyer; IntqtA lesH ctoejeatata

miroirs de 10 pleda, . t eirvii |M(re-v4asgU aai-

roh de 20 pieds.

/ api dt 59 pnwfa mglah et Itigei dt l pitdt de diamètre. — Les avantages qa^Heraebell

avait trouvés en 1783, 1784 el 1788 dam r plol

i es de 10 p eds I larges .1 smétres, lui firenl désirer d'en construire de beau eup plu-,

grands encore. La dépense devait étr nsl

le roi Georges Ml j pourvut. Le travail, c neneé

vers la tin de 1788, nu fini en août 1788. Toutefois, la ili soi iption ne pai ui qu'en 178 I m. mu avail un tuyau cylindri |ue en fer de » pouces anglais fie long il- mètres] el de 1 pieds 10 pouces de diamètre 1 1 mi Iles di-

m osions -oui énormes, co nparé

- i h. .it ee-

pendanl bien mesquines a i persoi - qui ont ente idu pirlcr d'un préten lu bal donn

: eurs .! broil popu-

l.i re -i \ .i .-'ii . onfon lu l'astronome Herse i il avec le brasseur Meux, el un cylindre dans le |uel l'h lome .le la plus n lite taille pouri lil a i

'■ si nneaux eu bols, gi inds comme des

l'on fabrique . . u l'on i onserve ta

célèbre con- bière à Londres.

Pied* dt» têlticOBt^i'Bertchett. —I es istr mes

- ivenl pour quelle large part les | la

es lunettes et d ■ ■ > itribu ni à fexac-

i,u -.. ^ I ;, m de Phi QiOpkical Trannutioni. peiiiE' raoïtail HBJITS pes moyens h'ob-f.rvation

Los pcilii h. mu. inouïs apporlos par llerschell dans la oniiMruiliuu e| dans lo in. un. ni ni do-, létal contribué trop, direct ment aux tjé- I diiiil ce grand o!i»enai.iu i cmulii l'asifOnusie i oui que iumi ta lu'iuiièio ligne,

HttuMtU fttiiyl *AQ9t PT uapaiUer Us iniM.il s dt ut U'ituopat. — Avaul d'avoir trouvé d s in. v rUiilS de donner aux miroirs

la forma et sections c. nuque.-. . il i.i ..ni bien qu'HerscbtU, somma tous loi opticiens oeaaeurs, cberabat à atteindre le but en lalounant. Seulement, sea essais étaieni dirigea de tel qu'il ne pouvait > avoi| île pas réirogra ton mode de travail, le mieux, quoi qu'en ancien adage, n'était Jamais l'ennemi du bien. Quand lloi Si boli eulropirii.nl la nmslriicl.ou d'un . d i .ii,1 ut oi façonnait plusieui s miroirs a la fois : dix, pu exemple. Celui de ces miroirs auquel des observations çéli d ma des

circonstances lavortbles tatignaieat le premier rang élan mis do cote, cl l'on i. Ir.ivai lait les neuf autres. Lorsqu'un .le ieu\-ci dttffttit forllli

litude d.- i. La iliffl ulté d'une liislaHa-

i.nii solide el c pendant très-mobile augn pidemenl a\. c les dimensions el le ;

inouïs, (lu peul donc ce *•• r qu'il rschell eut .i

surmonter bien des obstacles pour monter conve

ialilrni.nl un tries, n e dotil I ni tu.r.

plus de 20 quintau ai i le résoi.it à son m ' de l'Une combinaison de mâts, d.- , .lu ut il

soi.nt iin| ib

ii.rr que ce grand appareil el les pi .1- d'un tout

autre gi nre qu'H

de moindres dimenai j cet illustre

■ inaj ni us mi re temps

l'i ur<iuui UérUÂéllut l'a-l-il pat ;

i.itt employa — i tet du monde,

. plupart dea

.iu\rr(..- d'il On ne s>'

im

l'observateur de Slough se servait sans cesse de ce télescope, qu'en soutenant avec M. de Zach (Voyez Monalliche correspondenz , januar 1802) que l'instrument colossal n'a été d'aucune utilité, qu'il n'a pas servi à une seule découverte, qu'on doit le considérer comme un simple objet de curiosité. Ces assertions sont formellement contredites par les propres paroles d'Herscbell. Dans le volume des Transactions philosophiques de l'année 1795 (page 350), je lis, par exemple : t Le 28 août 1789, ayant i dirigé mon télescope (de 39 pieds) vers le ciel, je

< découvris le sixième satellite de Saturne, et j'aperi <;us les taclies de cette planète mieux que je « n'avais pu le faire jusque-là. i (Voit aussi, quant à ce sixième satellite, les Transactions philosophiques de 1790, page 10.) Dans ce même volume de 1790, page 11, je trouve: < La grande lumière de mon « télescope de 39 pieds était alors si uiile, que le

< 17 septembre 1789, je remarquai le septième i salellite, situé alors à sa plus grande élongaiion

< occidentale. >

Le 10 octobre 1791, Herschell vit l'anneau de Saturne et le quatrième satellite en regardant à l'œil nu, sans oculaire d'aucune sorte, dans le miroir de son télescope de 39 pieds.

Disons les vrais motifs qui détournaient Herschell de se servir plus souvent de l'immense télescope de 39 pieds. Malgré la perfection du mécanisme, la manœuvre de cet instrument exigeait le concours continuel de deux hommes de peine et celui d'une personne chargée de prendre l'heure à la pendule. Dans les nuits à changements de température un peu considérables, le télescope, à cause de sa grande niasse, était toujours en retard thermoméirique sur la variation que subissait l'atmosphère, ce qui nuisait beaucoup à la netteté des images.

Herschell trouvait qu'en Anglelerre il n'y a pas dans l'année plus de cent heures pendant lesquelles on puisse observer fructueusement le ciel avec un télescope de 39 pieds armé d'un grossissement de mille fois. Celle remarque conduisit le célèbre astronome à reconnaître que, pour faire avec son grand instrument une revue du ciel tellement combinée que le champ eût été dirigé un seul instant vers chaque point de l'espace, il ne faudrait pas moins de 800 ans.

Herschell explique d'une manière fort naturelle la rareté des circonstances où il est possible de faire

(1) Les journaux anglais ont rendu compte des oppositions que la famille Je William Herschell vient d'adopter pour assurer la conservation des restes du télescope do 59 pieds anglais.

Le tube en bronze de l'instrument, portant à son extrémité le miroir de i pieds 10 pouces de diamètre, récemment nettoyé, a été placé horizontalement, suivant la ligne méridienne, sur de solides piliers en maçonnerie, au milieu du cercle oii jadis existait le mécanisme nécessaire a sa manœuvre. Le 1" janvier 1H40, sir John Herschell , sa lemme, leurs entants, au nombre de sept, quelques anciens serviteurs de la famille, se réunirent a Slough. A midi précis , rassemblée lu plusieurs l'ois professionnellement le Imir du monument ; ensuite elle s'Introduisit dans le tube, se plaça sur des banquettes préparées d'a-

utilement usage d'un télescope de 39 pieds à trèslarge ouverture.

Un lélescnpe ne grossit pas seulement les objets réels, il grossit aussi les irrégularités apparentes provenant des réfractions atmosphériques ; or, toutes choses égales, ces irrégularités de réfraction doivent être d'autant plus fortes, d'autant plus fréquentes, que la couche d'air à travers laquelle les rayons ont passé pour aller former l'image, a plus de largeur (1).

Grossissements comparatifs des anciennes lunettes et des télescopes d'Herschell. — Les lunettes que construisit Galilée, celles qui lui servirent à découvrir les satellites de Jupiter, les phases de Vénus, et à observer les taches du soleil, grossirent successivement quatre, sept et trente-deux fois les dimensions linéaires des astres. Ce dernier nombre, l'illustre astronome de Florence ne le dépassa pas. En remontant, autant que je l'ai pu faire, aux sources où je devais espérer de trouver quelques données précises sur les instruments à l'aide desquels Huyghens et J.-D. Cassini lirait leurs belles observations, je vois que les lunettes de 12 ei de 23 pieds de long (de 4 mètres et de 7, 5 mètres), de 2 pouces un tiers d'ouverture (63 millim.) qui conduisirent Huyghens à la découverte du premier satellite de Saturne et à la détermination de la vraie forme de l'anneau, grossissaient quarante-huit, cinquante et quatrevingt-douze fois. Rien ne prouve que ces illustres observateurs aient jamais appliqué à leurs immenses lunettes, des grossissements linéaires de plus de cent cinquante fois. Auzout, qui en même temps astronome et artiste, était parfaitement au courant de l'état de l'optique pratique à son époque (lb'64), cite les meilleures lunettes du célèbre Campani, des lunettes de 17 pieds de long (5,5 mètres) qui supportaient sur le ciel un grossissement de cent cinquante fois. Il cite encore une lunette de 35 pieds (11,5 mètres), sortie des ateliers de Rives, présentée en cadeau par le roi d'Angleterre au duc d'Orléans, et dont le grossissement maximum s'élevait à cent fois; une lunette de Hooke de 12 pieds (4 mètres) de long où le grossissement n'était pas porté au delà de 74; une lunette de lui-même (Auzout) de 51 pieds (10 mètres), armée d'un grossissement de cent quarante; enfin, une lunette, travaillée aussi par Auzout, et qui, avec la colossale longueur focale de 500 pieds (97, 5 mètres) ne grossissait

vanec pour la recevoir, et entonna un Requiem en vers anglais, composé par sir John Herschell lui-même. Après sa sortie, la société se rangea eu cercle autour du tu>au, et l'ouverture fut scellée hermétiquement. La journée se termina par une fêle de famille.

Je ne sais si les personnes qui veulent tout apprécier du point de. vue particulier où les circonstances les ont placées, ne trouveront lias quelque chose d'étrange dans divers détails de la cérémonie dont je viens de rendre compte. J'affirme, du moins, que le monde entier applaudira au sentiment pieuv qui a dirigé sir John Herschell. 'fous les amis des sciences le remercieront d'avoir consacré par un monument plus expressif, dans sa simplicité, que des pyramides, que des staïues, l'humble jardin ou son père a oxécuié tant d'immortels travaux.

que six cents fois. Après l'invention de l'achromalisme, ers nombres, I parité île longueur dei luneiies, furent notablement dépasses Cependant,

|M BSlr DCS é| mi ni une ^ ut [pi i -,. • rvlir ,

lorsqu'on I7.s2, ils apprirent qu'Herscbell svaitappllqué a un télescope à réflexion de 7 pieds anglais de longueur ( 2,1 mélres),des grossissements lima res de mille, de mille deux cents, de deux mille deux cents, de déni mille ^v i cuis et même d>- mi mille fois. Ce sentiment, la Société royale de Londres l'éprouva , et Herschell reçut ofliciellenienl

l'invitation de donner de la publicité aux yens

dont il avait rail usage pour reconnaître dans ses léle eopes l'existence de pareils grossissements,

'JVI fut l'objet d'un mémoire Mtséré dans le"-ii t e

de- TYanMctiom philoiophique», et qui dissipa tous les doutes. Personne ne s'étonnera qu'on ne voulût psi croire légèrement a des grossissements qui semblaient devoir montrer les montagnes de i> lune, comme la chaîne du Mont-Blanc m' voi^de Maçon, de Lyon et même de Genève. On Ignorait qu'Hors»

clicll ne s'était guère servi BVI I ;:ios-is-

sements de trois mille et de six nulle rois, qu'en observant de brillantes étoiles; in n'avait pas songé qU la lumière réfléchie par les corps plat élaires est trop faible pour supportci nettement les mêmes

amplifications que la lumière propic des fixes.

Attentions indispensables ttani l'observation (t s objet). \rèt faibles ou trèt-rapprochis les uns des nuire-. — Tout le monde a remarqué que si, eu venant du

gr. nd joui', on passe dans un lieu faiblement éclairé,

ou :i besoin d'un temps asseï long pour n apercevoir grandeurs réels, mais les télescopes n'ayant point

les objet!. L'osil, plus ou moins ébloni par faction été encore appliqués i la mesura d'angles d'au

d'une forte lumière, ne revient que peu à peu à excessive petitesse, il devint nécessaire, pour se ga-

l'éial normal; la sensibilité de la rétine une fois rantir de toute illusion, de tenter quelques expé-

énioussée ne se relaldit que graduellement. riences propres à donner la mesure de la puissance

Ces faits, quoique connus de longue daie, n'a- de ces instruments. Tel est le travail de l'infatigable

valent joué aucun rôle dans les observations célestes astronome de Slougb.dont ce chapitre renfermera

passait pas ,',', de pouce anglais, nombre évidemment au-dessous du diamètre qu'a la pupille la nuit. Les ' hangemenii d'ouverture de cet org un- n'exerçaiem donc i<> aucune action : tout dépendait d'une fatigue, d'une paralysie partielle et momeni li rétine , nu long réjour dans l'obscurité él i i > seul moyen de remédier a ce dél tut de -e isfbiliié.

Herschell raconte qu'une lois l'impressionuabilue île son œil était telle, que l'appr» lie de Sirius

s'ani .a dans le champ du grand télescope de 59

pieds anglais, comme le soleil quand d ri atteindre

l'hot /"ii, par un CrépufCUle d'une intensité graduellement croissante, ei qu'au moment i u Pétoile entra dans le champ, il fui contraint de fermer l'œil, ainsi que l'eût exigé on beau soleil levant.

Su- .loiin Berscbell dit, dans un mémoire de 1831, inséré an tome VII I du Recueil de la Soc été astronomique de Londres, que pour apercevoir avec ses paissants télescopes les satellites d'i rantu, < il était i obligé de rester l'œil sppl qu ■ à l'oculaire pendant i quart d'heure, et de se garanti irè

< se ni de l'acli le toute lumière extérieure. »

Avis h ceux qui prétendent apprécier la force l'uito lunette en un clin d'œil ei qui prononcent avec la même rapidité sur les découvertes de leurs prédé-

Quels sont ta plus petits objets dont .es meilleur» télescopes connus puissent nous (jire app< (ormes? — Austitêl que l'iaz/.i, Olliers , llanling. curent découvert trois des quatre plam piques, Herschell se proposa d'en déterminer les

avant les travaux d'Ilersi liell. Le scrupuleux i^truliouic reconnut le premier quo de faillies lumières vues dans des lunettes donnent lieu aussi .i des ébioaissements momentanés, sous l'influence desquels des lumières plus faibles encore deviennent complètement invisibles.

i Quand je \ en, us du jour (ceci signifie, je crois, i d'un lieu éclairé par nne bougie on par une lampe), i dit Herschell, il s'eeonlait vingt minutes avant « que ma vue fut suflisamment reposée pour me « permettre de discerner dans le télescope les obi jeis Irès-délicatS. Les observations du passage i d'une étoile de deuxième ou de troisième grandeur < a trave s le champ de l'instrument, di i € également mon œil, a tel point qu'il lui fallait à i peu prés le ménie intervalle de vingt minutes pour

une analyse très-abrégée.

L'auteur rapporte d'abord qu'en 1774, il essaya de déterminer expérimentalement, à l'œil nu et à la distance de la v sion distincte, quel angle un cerie doit sous-tendre pour se distinguer, par sa forme, d'un carre de même dimension. L'angle ne fut jamais de moins de .' 17"; ainai, dans son maximum, il était environ le quatorzième le Pal tend le diamètre moyen de la Lune.

Il i-i liell n'a dit, ni de quelle nalure étaient les c. n les ci i arréi I ml il f dsaii i

sur quel rond ils se projetaient. <-"*-=> t une lacune regrettable, car dans i • tint ni i le

la lumière doitjOMI RU r le . 1 1 • * , i en

soit, le scrupuleux observateur n'osant p.is i en Ire ;i la vi-imi lélescopique ce qu'il avait trouvé poui

< le rélablissement de sa tranquillité. > (Tians. phi- la fision à l'œil nu, il entre; rit de lever tons lc>

tu, 18t)0, pap. SI .i 58 i es phénomènes se pasnient avec un télescope de 10 pieds anglsis de long, dans lequel le diamètre du laisi de rayons parallèles provenant d'une étoile, uc sur-

DlCTIOUX. p'ASTR'.'KOMIB, etc.

d >ui> s par des observations directes

En examinant avec un télescope de 10 ; anglais des tètes d'épingle plaeées an loin et ci / olein :\r, Berscbell voyait aisément que ces ea -

liaient ronds, quand les angles sous-tendus devenaient, après leur grossissement, 2' 19". C'est presque exactement le résultat obtenu à l'œil nu.

Lorsque les globules étaient jilus sombres ; lorsqu'on employait, au lieu de tètes d'épingle, de petits globules de cire d'Espagne, la forme sphérique jie commençait à être nettement visible qu'au moment où l'angle naturel multiplié par le grossissement atteignait o minutes.

Dans une dernière série d'expériences ; des globules d'argent, placés très-loin de l'observateur, laissèrent voir leur forme ronde , même quand t'-uogle amplifié restait au-dessous de 2 minutes.

A égalité d'angle sous-tendu, la vision téleseopique avec de forts grossissements s'est donc montrée supérieure à la vision à l'œil nu. Ce résultat n'est pas sans importance.

Si l'on tient compte de grossissements employés par llerscbell dans ces laborieuses recberches, gros-sisiemenis qui fuient souvent de plus de cinq cents fois, il demeurera établi que les télescopes dont les astronomes modernes disposent, peuvent servir à constater la forme de corps ronds éloignés, la forme des corps célestes, alors même que les diamètres de ces corps ne sous-tendent pas naturellement (à l'œil nu), des angles de plus de trois dixièmes de seconde; 500 multipliés par -±- de seconde donnent en effet 2' 30".

De la puissance 'des télescopes dans l'observation des objets très-éloignés ou peu lumineux. — Les lunettes n'étaient encore que des instruments incompris, fruit du basard, sans tliéorie certaine, qu'elles servaient déjà à dévoiler de brillants phénomènes astronomiques.Leur théorie, autant qu'elle dépendait de la géométrie et de l'optique, lit des progrès rapides. Ces deux premières faces du problème laissent aujourd'hui peu à désirer ; il n'en est pas de même d'une troisième, jusqu'ici assez négligée, qui touche à la physiologie, au mode d'action de la lumière sur le système nerveux. Ainsi, l'on chercherait vainement dans les anciens traités d'optique et d'astronomie une discussion sévère, complète, du rôle comparatif que la grandeur et l'intensité des images que le grossissement et l'ouverture d'une lunette, d'un télescope, peuvent jouer, de nuit et de jour, dans la visibilité îles astres les plus faibles. Celle lacune, llerscbell essaya de la remplir en 17'!> : tel fut le but du mémoire intitulé : Sur la puissance que les télescopes possèdent pour pénétrer dans l'espace.

Ce mémoire, On the power n{ penelraling inio space by télescopes, renferme d'excellentes choses; il est loin cependant d'épuisec la matière. L'auteur, pir exemple, y laisse entièrement décote les observations laites de jour. La partie hypothétique de la discussion n'est peut-être pas assez nettement Séparée <le la partie rigoureuse; des chiffres contestables, quoique donnes jusqu'à la précision des moindres décimales , fig.iren! mal cn:-mie termes de comparaison de certains résultats qui, eux au con-

traire, sont appuyés sur des observations d'une évidence mathématique.

Quoi qu'il en puisse être de ces remarques, l'astronome, le physicien, qui voudront traiter de nouveau la question de la visibilité à travers les lunettes, trouveront dans le mémoire d'Herschell des faits importants et des observations ingénieuses trèspropres a leur servir de guides.

La rétine est loin de jouir d'une sensibilité indéfinie. De même que des sons très-faibles n'affectent pas sensiblement l'oreille , certaines lumières ne produisent sur l'œil aucun effet appréciable. Ainsi, au-dessous de la septième grandeur, une étoile isolée n'est plus visible à l'œil nu. Je viens de dire une étoile isolée , car une agglomération d'étoiiss de 8e, de 9e grandeur et même d'un ordre encore trèsinférieur peut être parfaitement visible.

Après avoir réfléchi à la manière dont la vision s'opère; après avoir reconnu que chaque point d'un objet a une image particulière et distincte sur la rétine, on est étonné de trouver qu'un corps soit visible dans son ensemble, quand ses éléments ne le sont pas. Comme preuve du fait, llerscbell cite :

La tache blanchâtre qu'un œil pénétrant aperçoit, quand la nuit est bien sereine, dans la garde de l'épée de Persée (aucune des étoiles de cette nébuleuse ne se verrait sans le secours d'une lunette ou d'un télescope);

La nébuleuse découverte par Messicr, un peu au nord et à l'orient de H des Gémeaux (les étoiles de ce groupe, plus faibles que celles de la nébuleuse de Persée, ne se verraient certainement pas à 1 œil nu prises isolément, tandis que leur ensemble s'aperçoit quand le ciel est bien pur)

La nébuleuse comprise entre « et Ç d'Hercule (les étoiles qui la composent sont plus petites encore que celles des deux précédentes nébuleuses).

Ce n'est pas seulement dans les observations à l'œil pu, que la visibilité dépend, suivant Uetschell, de ta lumière totale concourant à la formation de l'image de l'objet ei non de celle de chacune de ses parties : les observations faites avec les instruments d'optique offrent des phénomènes analogues. Ainsi, l'auteur du mémoire rapporte qu'eu 1770, dans ses premiers essais d'un télescope ncwlooien de 20 pieds, il voyait parfaitement, le soir, avec cet instrument, un clocher dont on ne soupçonnait pas même l'existence à l'œil nu, quoiqu'il sous-lendit un angle considérable.

Dans ce mémoire, Ueisibell suppose qu'en général toutes les étoiles sont à peu près d'égale grandeur cl que leur espacement est aussi le même. Ainsi, les éioiles de seconde grandeur seraient é I < ■ i gnées les unes des autres et des étoiles de première grandeur, comme ces dernières sont éloignées du soleil. Celle distribution s'étendrait aux étoiles de troisième comparées aux étoiles de seconde, et ainsi de suite.

Pans cette Injpoihcsc, Silius, la plus brillant»

!ib5

NOTES AUDITIONY

ftS«

étoile du firmament, deviendrait une balle i Mcoode grand ur, s'il éiait transporté ■> itnnce Joui e de m distant e actui quand boii intensité craii réduite au

Il deviendrait de 5' S la die iyj n I u

lumière serait réduite au ne ■

Il devien Irait de 7e .1 la disl ince de 7, ou q 1

il ne lui resterai) plus qui II W partie di tensilé 1 1 1 l

In continuant l'analogie, Sirius serait de ; ci l, Q.

i';ir 1 n lesquelles

i|iie 'huis leur . pplication h la visai il lé di s planètes, llei chell trouTa :

Qu'avec son 1 . ou pouvait 1 é-

ns l'espace 7 1 luis plus luiti qu'a l'œil au, ] dian être de la pupille étant supposé égal à ,'# de pouce ai

Ce pouvoir de 1 1 nélret d ius l'espace s'élevait à % avec un 23 pieds.

Enfin, les mêmes considérations montraient qu'une i , tout iuste, est visible à l'œil nu i mu • er-

taine distance, pourrait encore être aperçue lui luis plus loin a I aid ! du lélesc< pe de 39 p eds.

Les dernières étoiles visibles à l'œil uu appartenant à la 7'- grandeur, il csi évident, d'après la classification d'Herscliell, que le télescope de devait permettre d'aller jusqu'aux étoiles isolées 'le la 134 •" graudeut : l~>« I asl égal, eu sflbl, à 7 multr lOi.

Kn supposant toujours ,a \isilùiiié proportionnelle a l'ùiU'uid :<-i U M l.i lumière qui frappe l'œil, un gjnutp* tris-rsisend il - lu ;"t. ordre,

disl m. s "n 1 n ique étoile seraii devenue 23(000 bUS plttS l.i bl I, a une .li-iance 188 lins plus grande que la limite dont nous ve uns d'assigtier la valeur i o ir les étoiles Isolées.

In rayon 'le loto ère, m il i son s< e s ve vitesse

de 77 m i. mille l«H lires j Is soi ob i--.

ne pourrait pas Irancliir la distance d'une semblable h i la lecre ta moine d'au éemi mifafontfen nets. (La limite n'étant nue de ."> ans peu nue étoile de lr« gt . k(J ii , tut

.mil il s'agit .le la né mleuae, la lin ii.\ I g Ainsi, les changements qu'ép Dotèrent les

s. 's île cet ordre auront aies il' huai-million

d'années d'antiquité quand nous les apereevrena;

ainsi, un

draii aujourd'hui, i| t'( re de 1 1

teste pas ri-million d'ans -. I s

i e sens, il s i ; u mis d • dit

vent à sonder le temps .in>-i ,. i n

In I7SI, vingt ans avant la publication de son mémoire sur la PSMSMfcfS pénétrante Jet téttttopft,

HersebeU présentait l'augmentation de ■■ t ssfsseasent

an moyen île voir les plus petites éloiles.

•..mous sur lesquelles il se Coudait sont les ti i i t petib • li ie voisina de i eue ui suit • de l'Ai ijle ne s'aperçoit pa:> ..

lois, e devi ai visible quand le même léleteopa

La puis petite des deus étoiles qui aeeompsxjnusnl le est invisible si et --7 '-i i

loues voisines de « de la i j i

d'Hercule, iofisiblas avec "ii7, dev.enn ni v sibles avec i l

os*«miiMi iii-

tronomiquet. — Les islron mes praticiens les plus

i souvent lieu d'être étonnés que, par nu

ciel dont la pureté semblerait deaeii i ire i:c*r.iro-

r.iMe à l'étude de la i institution pb;

les grands instruments fonctl muent imparfait m.

Les i irconalances qui rendent las i ijues diffuses, mal lemiinéea, ondulantes, m sont encore ai eomp étemenl connues, ni suri ut eiactcment définies. Les nombreui . lersehell

renferment sur aet objet divessee remarques dété-

Aniline observation délies re aucune

observation exigeant une force amplificaliva un peu

gmude, us réussira, --i on lente de la rai n regai -

d.i'ii par la fenêtre d'un appartement, oui travers i.i ira pe «lu toit d'un observatoire.

Il est bon d'éviter les lieux abrités, même quand le lélcsi u ;iir.

S'il mil ilu vent, les images téJeaoopiqoes ne sont pas, en gêné ai, srea-diatiru le-. Le \cm doit produira is effet en mêlant entre eues des eoueuea. ausMi bériques de d n iri al ires.

Las aurores boréales musent quelquefors aux observatiena astronomiques, elles semblent icn<lre tous - ondulants, i e plus ordiuiiremenl elles so.it sans effet.

S'il était vrai, r ne llerscliell l'a leiet ave, plu-,

sis t- m i, que les aura b irêales fus-

sent l'indice (cause on effet) de grands ■ li ■ de température dans les différentes régions le Pat» roosphèra, leur influeuee pourrai) être assimilée i

tel a lu % OUI.

Un - itnals bien termine quand les

li nous le finit voiront passe à une petite hauteur au-dessus de toit d'un édifice. \

d'un lui. i j s toujours, e > . ;T i, m inventent

>nl du mélange de ment échauff raimospbère est sèche, le- télcseopes fooe-

0n:ii. m contraire, l'atmospnêr • -i

géc d'humidité, les im s ont une netteté

1 Sussi par un nel brumeux, et

particulièrement |ar un temps de brouillard. Lo brouillard laissa ans images pureté de I- urs contours, jusqu'au niouicui

voie d'obscurcissement, il les fait totalement disparaître.

Quelquefois il arrive que, par un temps en apparence irès-favorable, les astres oi»t des contours mal définis. Ceci, 'dit Herschell, peut tenir à la présence d'une atmosphère sèche qu'un vent d'est a apportée dans les liantes régions, nu dépendre du mélange des couclies de différentes températures résultat du conflit de vents supérieurs diversement orientés.

Quand une gelée subite vient de succéder à un temps doux ; quand un dégel subit vient de succéder à une longue gelée, les télescopes terminent mal les astres.

On ne doit pas non plus s'attendre à ae bons résultais au moment où un télescope vient d'être transporté d'une pièce chaude en plein air.

Pour généraliser, il faut dire que si le miroir de l'instrument n'est pas à la température de l'air qui l'entoure, la vision sera imparfaite ; alors on ne pourra pas employer utilement de forts grossissements.

Le fait se ralt.iche d'ailleurs à une cause physique évidente. Tout le monde comprendra, en effet, qu'un miroir de télescope, pendant qu'il se réchauffe dans sa monture, ou pendant qu'il se refroidit, n'a pas la même température sur tous ses points; que la suite nécessaire de cette inégale distribution de la chaleur doit être une déformation de la surface polie et réfléchissante du miroir, et une imperfection dans l'image focale.

On rend compte de la même manière de l'allongement de foyer qu'Herschell remarquait dans ses télescopes à miroirs métalliques, quand il les appliquait a l'observation du soleil. Celle explication, le célèbre astronome l'a confirmée, en plaçant près du miroir, en avant ou en arrière, un petit boulet de fer chaud. Les rayons caloriques parlant du boulet échauffaient inégalement le miroir de métal, et le déformaient en allongeant son foyer.

Sur les comparaisons théoriques des télescopes et des /miciies.— Quand on veut comparer théoriquement, sous le rapport de la clarté, un télescope à une lunette; en d'autres termes, quand on veut savoir si un instrument, où l'image destinée à l'amplification se forme par voie de réflexion sur un miroir courbe, donne plus ou moins de lumière qu'un autre instrument dans lequel celle même image s'engendre par réfraction à travers une lentille de verre, il faut soigneusement tenir compte des perles qui s'opèrent dans la transmission à travers les verres et dans l'acte de la réflexion sur les miroirs. Celui qui ne se prénccupcrail que des ouvertures réelles des deux instruments, ai riverait à des résultais très-erronés. Herschell a fait, d'après les méthodes pholomélriauds de Bougucr, des expériences qui fournissent les éléments nécessaires pour réduire, à l'aide du calcul, le télescope à la lunette. Ces éléments, les voici :

Si lOu.OOD rayons tomoem à peu près perpendi-

NOTES ADDITIONNELLES. ii88

culairement sur un miroir pian, parfaitement poli, et de l'espèce d'alliage qu'llerschell employait dans ses télescopes, il ne s'en réfléchira que 67,500.

Après une antre réflexion également rectangulaire sur un second miroir, si l'absorption s'opérait dans la même proportion, il ne resterait plus que 45,200 rayons sur les 100,000 dont se composait le faisceau incident.

Les transmissions a travers des verres sont une cause de perle de lumière beaucoup moins forte. Herschell a trouvé, en opérant sur une lame de verre ordinaire à laces parallèles, parfaitement polie et d'une épaisseur à peu près égale à celle des oculaires d'un fort grossissement, que de 100,000 rayons qui tombent perpendiculairement sur un pareil verre, il en passe 91,800.

On trouve dans le tome X, page 505, des Mémoires de l'Académie des sciences, quelques remarques d'Huyghens sur le télescope à réflexion de Newton. Une d'elles est ainsi conçue : i Je compte pour un « troisième avantage, que, par la réflexion du miroir « de métal, il ne se perd point he hayons, comme « aux verres qui en réfléchissent une quantité nota- « ble par chacune de leurs surfaces, el en iniercep- « lent encore une partie par l'obscurité de leur mai tière. >

Ilnyghens n'avait donc, en 1672, aucune idée de l'absorption qu'éprouve la lumière dans l'acie de la réflexion sur des miroirs métalliques !

Sur les moyens d'affaiblir l'image du soleil dans les observations lélescopiques. — L'œil ne peut pas endurer la vive lumière de l'image solaire qui se forme au foyer d'une lunetie ou d*un télescope; les astronomes regardent donc celte image focale à travers un verre coloré, ordinairement rouge ou vert, qui communique sa teinte aux rayons lumineux. Ainsi, l'astre ne se voit pas dans son état naturel. 11 serait facile de ciler des cas où celle coloration est un inconvénienl.

Le choix des verres colorés dont il faut se servir pour atténuer l'intensité des images lélescopiques du soleil, a une grande importance. Il en est de même de la position qu'on assigne à ces verres affaiblissants. Faute d'avoir donné à celte branche de l'art d'observer une attention suffisante, divers astronomes, voués à l'élude de la constitution physique du soleil, sonl devenus aveugles. Herschell ne pouvait laisser passer une pareille question sans en faire l'objet d'expériences développées. Il en a publié les résultais dans le volume des Transactions pour 1800. Voici les principaux :

Les verres rouges, lors même qu'ils ont affaibli la lumière solaire de manière qu'on puisse aisément la supporter , transmettent une grande quantité de rayons calorifiques dont l'œil de l'observateur souffro beaucoup.

Les verres verts interceptent ia majeure partie de la chaleur ; mais, à moins d'une épaisseur démesurée, ils laissent à la lumière une intensité blessante.

I.c faisceau de lumière <|ui sort de l'oculaire, éi ml trèi-eoni nique tu vi rre colore qu'il tra-

verse une clialcur locale intense ; de la, des dilatations brusques, le craquement du verre, la destruction de Sun poli. On évite fes effets en établissant !c ven e coloré entre l'oculaire el l'objet lif, dans une place où le faisceau lumineui n'a pas i ni l'extrême condent lion donl il vient d'être rail menlion. Tel es) l'artifice qui réussit a Herscliell, même tvec des télesi opes a lai ;es ouvet turei il doit avoir un très grave inconvénient, celui d'altérer la netteté de l'image (car les verres colorés sont rarement rien. pis île stries), ci de soumettre enau le les altérations au grossissement des oculaires Dans la place usui Ile du vert e coloré, un. nul ce vei re est en dehors .ii^ oculaires, les défauts donl il peul être la cause ne sont point grossis ; limage focale conserve toute la pureté que le télescope comporte ; e le n'est pas plus déformée que si on la regardait a travers le verre, <i t'a-tt un.

Herscliell .1 proposé île substituer au ver loré

le liquide qu'on obtient en faisant passer de l'ei cre étendue d'eau à travers nu filtre de papier. Ce liquide laisse au soleil sa teinte blanche de neige. Les inégalités, ou, si un le préfère, les accidents dolumière dont la surface de cet astre est paraen ée, s - voient alors beaucoup mieux. J'ajouterai que la teinte blanche doit aussi permettre d'éludier dans toute leur exlenaion les phénomènes dépendant île la fone dispersive de l'atmosphère.

H est une circonstance importante qn'Herscbell dit avoir constatée. Suivant cet observateur, le liquide en question absorbe la majeure partie îles rayons calorifique* qui sont mêlés a II lumière solaire. L'oeil appliqué a l'oculaire se trouve ainsi

soustrait à «use d'inflammati m qui a été fatale

à plus d'un astronome.

L'encre Mirée qu'Herecbell substituai! au verre coloré élail contenue dam un peiil ré ipienl terminé p.u deux glaces planes, polies ci à races parallèles. Le ("in se plaçai) un peu en avant il" l'o ulaire, de telle sorte que les rayons arrivaient à l'image focale ' 1 Mis.

1 ■• moyen de perfectionner >es observations molaires proposé pir llerscbell, malgré loul l'avant ge q';c l'auteur semblait s'en promeut ii' 11 usuel.

ISTI I LlBC.

Classification tics itoilti suivant t'ordi ■■ rfs / lus m-

ttmitét. — avant William Herscbell, la constitution

des astres paraissait pet upei lesastro-

Quoi, cependant, de plus in éressanl que île rechercher, par exemple, si les éioiles brillent d'une lumière ' S pposex celle lumière variable :

noue soleil, élanl évidemment une étoile, Ira se r.m et sous la règle commune ; dans les siècles passés, il aura pu régner sur la lerre une température 1 rieure a celle de notre temps; aux siècles)

futurs sera réservé de voir le soleil s'éteindre, du vu r l'ensemble des planètes circuler autour d'une ijoura énorme, maii 1 inropre a

vie .1 quarante millions de lieues de distance. Pour expliquer divers phénomènes, gués auront le droit de recourit hardiment a une cause donl auparavant il- osaient a peine faire mention, tant elle paraissait hypothétique, etc., etc.

De si importantes considérations ne devaient pas échapper à l'esprit investigateur du savani astronome , iui 1 èsolul il de joindre réunie de l'éclal des étoiles a tant d'autres recherchea nui absorbaient ses jours et ses 1 uiis. Mal leureusement, ni lui, ni les pbysii iena ses 1 rédécesseurs, n'avaient trouvé aucun moyen de déterminer \'iiilen$ité absolue de lumières aussi peu abondantes ipic celles dont brillent les étoiles ; Herschel! fut donc forcé de se borner a di s intensités relatives : il compara eh iqne étoile à celles qui, situées dans son voisinage, étaient

vues d -iui- coup d'œil sans le secours d'aucun

instrument, cl les plaça eusuiie toutes par ordre

d'éclat. Supposons i|U à une certaine époqu

étoiles, A. B, C, D, 1 , P, G, aieni élé rangées, quant à leur intensité, <laus l'ordre alphabétique, A, H, G, D, E, F, G;si, aune seconde époque, l'ordre est

changé pour une étoile seul, nient, pour l'élO le D,

par exemple; -i l'observat'n bligede re

l'ancit e elassiflcalioa parla nouvelle série \, B

I>. C, l . I . '■. ou par a, B.C, E, D, l . U, on, «

fortiori, par des séries dans lesquelles l» se trouvera

éloigné de sa place primitive de plus d'un rang, il

i> aui 1 1 bangé d'ét lat.

La méthode d'Herscbcll est, au 1 I, celle dont

Bayer lit usage en 1603. Ce jurisconsulte asi e

désigne dans ses cartes, par la première lettre de l'alphabet grec, par », l'étoile la plus brillante de chaque constellation ; pir la deuxième lettre 3, l'étoile la plus brillante après . par :.i troisième let- ■ isième étoile ilu n en e grou e, t lujuurs dans l'ordre d'Intensité, ci ainsi de Mine. Les tabli s contenues dans les M moires d'il rschell diffèrent doue peu, ti,enrii|uenient parlant, 1! qu'offrent les 1 11 les d l'asti : nd ; seu-

lement les séries \ n ut plus noml re

• embrassent quelquel i de di-

vet - - ' onsti liai ris; tout y porte l'empreinte >!o l'exactitude, des stientions tes plusminuti uses.

les que rencontre un observateur quand il classer les ét< iles dans l'ordre comparatives, an sert peuvent

résulter ,1

dissemblables des rouelles de l'aln

. à l'iii-

Dueni e affaiblissante de la Innt

la lune, aux effets delà s< inti l ition, eir.

> changements dans l'iule nié de la

lumièn de cet laines étoiles. — A l'aidede ses précieo-

i, quoique les lermes de i imparaison fus-

ÎI01 NOTES ADDITIONNELLES. 1492 sent peu éloignés, Hersclien crut avoir reconnu des la brillante de la serre boréale! i Or maintenant la changements réels d'intensité dans la trentième par- serre boréale est moins brillante que la serre anstic des étoiles observées; je veux dire dans une traie, et, surtout, qu'Antarès. étoile sur trente. Au reste, ce travail doit être ap- Il y a donc eu des changements d'intensité dans la précié bien plus à raison des résultats qu'il promet constellation du Scorpion depuis le temps d'Eraaux astronomes qui, dans l'avenir, le prendront pour losihène.

terme 4e comparaison, qu'à cause des résultats qu'il /'y " de» étoiles qui diminuent. — Tout dérange-

a déjà fournis. ment dans l'ordre d'intensité relatif des diverses

La classification de Bayer, pour l'année 1603, sem- étoiles d'un groupe peut également s'expliquer par

ble pouvoir être, adoptée avec confiance, à l'égard l'augmentation des unes et par l'affaiblissement des

des quatre ou cinq premières étoiles au moins de clia- autres. Quand « (3 devient £ «, rien ne dit si l'étoile a

que astérisme. On court peu |de risque de se nom- s'est affaiblie ou si l'étoile (3 s'est ranimée. Il est en-

per en admettant que l'étoile à laquelle, sur les car- core possible que les deux variations se soient opé-

ies et dans chaque constellation, la lettre a se trouve rées dans le même sens, mais suivant des propor-

accolée, était la plus brillante du groupe au corn- lions différentes. Sous ce rapport, les «.ouiparaisons

mcncemenl du xvne siècle ; que £, 7, S, e occupaient des grandeurs absolues, assignées aux étoiles à tliver-

alors respectivement les second, troisième, quatrième ses époques, donnent d'utiles résultats,

et cinquième rangs. Toutes les fois qu'en refaisant Avant de passer à quelques citations, rappelons

de nos jours le travail de Dayer, on trouvera quel- que les étoiles visibles à l'œil nu sont classées dans

que changement dans l'ordre alphabétique « |3 y S e, les cartes, dans les catalogues, en six ordres de

il sera permis d'affirmer que plusieurs des étoiles grandeurs; que les étoiles les plus brillâmes consti-

ont changé d'intensité. Ceci posé, je vais transcrire tuent la première grandeur; que les étoiles de

quelques lignes d'un Mémoire d'Kerschell, de l'an- deuxième, de troisième grandeur viennent ensuite,

née 1796. Celle simp'e citation prouvera que cerlai- elc. ; que la sixième grandeur compose, enfin, la

nés étoiles ne brillent pas d'une lumière constante, dernière série entièrement visible à l'œil nu.

à quiconque anra toujours présent à l'esprit que l'or- «delà grande Ourse ne pourrait aujourd'hui, à

dre alphabétique a. (3 y S z était l'ordre de grandeur aucun titre, être classée parmi les étoiles de pre-

du lemps de Rayer. mière à deuxième grandeur, comme du temps de

12 mai 1785. Ordre de grandeurs. Flamsteed. Celle étoile a donc diminué.

Bouvier uzy{;8 Flamsteed marquait les deux premières de l'IIydro

Lion ayfiSs comme de quatrième. Herschell ne les trouvait plus

Dragon yfîên que de huitième à neuvième.

Cygne aytSo |3 du Lion, que Bayer rangeait dans ia première

Hercule. • jîaSz grandeur, est aujourd'hui inférieure à beaucoup

Dans C.assiopée, l'ordre des grandeurs était, en d'étoiles de la seconde.

1796 |3a K du Dragon (iguraii dans l'atlas de Bayer comme

Dans le Cancer (3a de deuxième grandeur ; maintenant on le marquerait

Dans l'Aigle uySfis de troisième au plus.

Dans la Baleine /3« Je trouverai, je crois, la preuve la plus inconles-

Dans le Triangle /3« table de la diminution d'intensité d'une étoile, dans

Dans le Sagittaire yS^tt une très-ancienne remarque d'ilipparque.

Dans Andromède Si Cet illustre aslronome, qui vivait à Alexandrie

Dans le Capricorne {il sept. 1782) 3S«y cent vingt ans avant notre ère, disait, en critiquant

Changements d'intensité dans les étoiles, confirmé* Aratus : < L'étoile du pied de devant du Bélier est

par les observations des astronomes giecs. — Les an- belle et remarquable. > De nos jours, l'étoile du pied

ciennes descriptions du ciel elles-mêmes, malgié de devant du Bélier n'est que de quatrième grandeur.

leurs imperfections, me serviront à corroborer les Vainement voudrait-on, pour échapper à la consé-

divers résultais des astronomes de noire époque quence que cette observation entraîne, changer la

touchant la lumière des étoiles. forme de l'animal : le pied s'étendrait même jusqu'au

Je laisserai de côté le poème i'ArattU, où je trou- nœud des Poissons, qu'on n'aurait rien gagné, puis-

verais le vague, l'indécision, l'inexactitude de ions que la plus brillante de ce nœud n'est aussi que de

Ici écrivains de l'antiquité ou des temps modernes, quatrième grandeur.

qui n'ont connu les phénomènes naturels que par Etoiles perdues ou dont la lumière s'est complète" oui-dire, qui ne se sont jamais donné la peine de les !»''«< éteinte. — Nous avons déjà cité des étoiles dont étudier de leurs propres yeux. Je puiserai à une l'intensité va en «'affaiblissant. Nous parlerons mainmeilleure source. tenant d'étoiles qui ont complètement disparu.

I.ratosthèiie (né "276 ans avant notre ère) disail, Je ne m'arrêterai pas à la septième des i'léiades,

en parlant des étoiles du Scorpion : dont la disparition coïncida, dit on, avec l'embrasc-

« Elles sont précédée! par la plus belle de lotiles, nient de Troie, et j'arriverai, sans autre iulermé-

NOTES ADDITIONNI I II S.

iiaire. au\ <>l»=;or\ alions d'Ilcrscliclt. Cei istronome

iiuiiT.Ht la nombi t des étoile t pcrdo

reble, a m te époque on v Atlas célette ne loi h

éfiance. Mais, ayant h i in - felisuilo aux

observations originales de Flamsieed, il découvrit dans VAtim tévstfsel dans le Catalogue brltottnique des erreurs nombreuses, qui l'obligèrent de modifier m'> premiers résultais. Ou comprendra II nécessité de ce ir:iv;nl laborieux, si |u *t i -. que le ca renfermait jusqu'à cent onze étoiles imagin lires, ijui

ni Introduites i ir dCB erreut s de de copie ; et que d'autre pat t, cinq a si\ cents étoiles exoeti mi : iv dent Blé ou

i i rement .1 ' 1 révision dont il vient d'être parlé, Herschell plaç » ; 1 au nombre des év «■e sont complètement éteintes depuis Flim

La D du Ta au, de 8' pr.unleur (Catalogue tri-

Mlrllia/Ui ' ;

La lir du Taureau, île G* grandeur (Idem).' Vu cl qui est plus circonstancié, plus net : 1.1.. d'Hercule, placée sur le col de la figure, a été Inaérée dans le catalogue do Flamsteod comme ne étoile de v grandeur. Le 10 octobre 1781, W. flerscbcll la \it distinctement et nota qu'elle était rouge; le II avril I7M, il l'aperçut de nouveau) et l'inscrivit dana son Journal comme one étoile on! 11 1 rc. i t ; H. h 1791, il n'en restait plus aucune trace. Desessa épété • -'>, ei plus lard, ne donnèrent pas un antre résultai : ainsi, la 5' d'Hercule a disparu

Il y a des étoiles dont tintentili va en augmentant. - - 1> .11- un mémoire, lo le i B févr er 17% devant la

royale de Londres, llorschell pi. eut ■

p «l.s Gémeaux ,9 de la Haleine ' ç du Sagittaire;

parmi ie< étoiles dont l'intensité augmente gradneltoraeni : mais il n'a jamais développé, du mo ns .1 , les e nsldéntiona sur lesquelles inclusion s'appuyait.

.1 pu se .1 des Mis pins es| La l du Dragon étais, sUrvanl Ftsmsteed, de sur à 'i lin du wn siècle ; Il 1 rmi les étoiles de quati La 14' du Lynx, de 7" suivant Plamste

montés à Is B" pandevr d'après i -

d'IliTM liell.

Il y a, près «le t île la grande Our- ■

mi très-visible. On admet qu'elle a augmenté, dant sur oeil nliêre que

les Atal. - . mol qui sup|

tmne qui voyait Pé oile une me p i Quoi de ; rus our eus qne m, liions

notre soleil, sont arrh permanent ; si

les hommes doivent compter sur une dur nie de la chaleur bienfaisante qui entretient ,'a surface de lt ter e; s'ils ni a craindre I

Romenls d'intensité lumineuse ou ca.orifiqui', rapides, brusq , mortels.

■ es avaient Tué l'attention de

tronomet, avant qu'Herscbell en fil l'objet

de ses puissantes Invi Sans parlei des

autres plus ou moim fabuleux, 'i"i. de temps à amie,

se sont montrés lubîiement; sans parler :

De l'étoile relie qu'observa Hipparque [ve j

i .11 i :'. ..\:uii notre éro) ;

De Pétoil ■ m uvelle qui te montra son de l't mi ereur Adrien [vers l'an 150

Ile nouvelle aperçue vers l'Aigle, de l'empereur Honorius (la date est Incerta : 588 .t 398);

De l'étoile Immense observée par Albumasar, dans le i\e siècle, au '. * >U-r\r du Scorpion;

De l'étoile obseï ■•• t mois l'empereur Othou irr~ en 845, entre Ca Si <\ ■ et Céphée;

D.. l'étoile qui, en 1164, s., montra, aussi, près du Cassiopée ;

s mi i ai 1er de la ci mvelle de l 7i,

assl i Imeni observée par Tycho-Bt

De l'étoile nouvelle de 1604, a l'occasion de la-

qn Ile Kepler d 1 1 bî largement carrière à sa bi I-

lante imagination ;

De l' loile nouvelle découverte dans le Cygne, eu 1670, par le pore Anthelme, ci qui, circonstance singulière, i arut se ranimer plusieurs fois avant du disparaître entière ni ;

Sans m'arréter, dis-jo. à tous ces faits, je rcmarquerai :

Que dès l'année l i"", dans i > pr.'f ce de son i ai a-

Qu'une étoile du Cocher;

Que la onzièmo du Loup ;

Que six étoiles, parmi lesquelles quatre de troisiéme grand tir, voisines du Po son austral;

Toutes marquées dansles catali gués de I ci d'Abd-el-Bahm n-el Supli . ni plus

une, vers la On «lu xvh* lit

J. 1). Cassini annonçait que l'étoile pVae e par Bayer auprès de £ de la peii;e Ourse ava t d

Que l'étoile ; d'An. Il t considérable-

liblie;

1709, Uaraldi ne voyait aiee la lunette, ni une ancienne étoile de sixième grandeur située dans

la poitrine du Lion et marquée > en 1605;

>i une autre toile île li» grandeur pli 8 p'.r

Bayer au-dessous de li main snslral

Ni une ■ fraudeur qui, datas '

de l'astronome allemand, Dgurail dans

liai de la ftalai •

vîtes ou pt'riodiqu/t. An- '■

Chômeur de let avoir signalées le premier. — Il -\ -le

-. dont l'éclat change périodiquem quelques-uns dores astres singuliers, nwximum au minimum tTinlet siié, et le retOUI du : au maximum, s'opèrenl en l de I

Dans d'autres étoiles, au contraire, ces périodes sont asscï longues.

La première observation qu'on ail faite d'une variation d'intensité sur une étoile périodique, remonte à près de deux siècles et demi.

Dans l'année 1596, le 13 août, David Fabricius aperçut au col de ta Baleine une étoile de 5e grandeur qui disparut en octobre de la même année. Jusque-là c'était, en petit, le phénomène de Yiloile nouvelle de 157-2, de l'étoile de Tycho.

En 1 005, Bayer dessina au col de la Baleine, à la place même où l'étoile de David Fabricius s'était évanouie, une étoile de 4e grandeur qu'il appela o (omicron de l'alphabet grec).

Bayer D'ayant pas rapproché son observation, je veux diie celle de la réapparition de o de la Baleine, de l'observation de disparition enregistrée par David Fabricius, nanqua l'occasion d'attacher son nom à une des belles découvertes de l'astronomie moderne.

La découverte me semble appartenir à un savant Hollandais, à Jean Phocylides llolwarda, professeur à Franècker.

Cet astronome vit l'étoile de la Baleine au commencement de décembre 1638, pendant une éclipse de lune. Elle surpassait alors les étoiles de 5» grandeur. Quand la lumière solaire l'effaça, elle était déjà descendue jusqu'à la 4e grandeur. Vers le milieu de l'été de 1639, llolwarda n'en put retrouver aucun vestige. Plus lard, le 7 novembre 1639, il la revit à son ancienne place.

Phocylides llolwarda prouva ainsi, par ses seules observations, que des étoiles pouvaient être soumises à des alternatives périodiques de disparition et de réapparition.

Les observations d'Moiwarda .tirent suivies de celles de Fullenius, également professeur à Franecker. En 1641, l'étoile ne commença à devenir visible qu'à partir du 23 septembre. Un an après, le 23 septembre 1642, elle se voyait de nouveau. En août 1644 on n'en apercevait aucune trace. Jungius marquait l'étoile de 5e grandeur en février 1047, et la cherchait vainement de juillet à novembre 1648. \inreul ensuite les observations assidues, détaillées, minutieuses d'Hévélius. Une première suite embrassa l'intervalle compris entre les années 1618 et 1662. Elle est consignée dans le mémoire iniitulé : Bittoriola mira: stellœ. Pendant ces quinze années, l'étoile admirable fut plusieurs fois de 3e grandeur et plusieurs fois invisible. La curieuse conséquence tirée des premières observations d'Ilolwarda se trouvait ainsi confirmée irrévocablement.

Le temps nécessaire à l'accomplissement d'une période entière d'angnm nlaiion et de diminution d'intensité de o de la Baleine est-il constant, et, dans ce cas, quelle en est la durée? Les augmentations et. les diminutions se font-elles avec une égale rapidité ? Combien de jours l'étoile resie-t-elle à son maximum et combien de tempo esl-ello invisible?

Dans ses maxima successifs a-l-elle toujours le même éclat ? Ces questions n'étaient presque pas posées, elles n'étaient pas du moins résolues quand Boidliaud les aborda en 1667.

A l'aide d'une discussion attentive d'observations embrassant l'intervalle compris entre 1638 et 1666, l'auteur de V Astronomie philolaïque trouva :

Pour le temps qui s'écoule entre deux éclats ou entre deux disparitions successives de o de la Baleine, 335 jours;

Pour la durée, à peu près invariable, de la plus grande clarté, environ 15 jours;

Boulliaud reconnut de plus que le moment où l'étoile, après sa disparition, commence à atteindre la 6° grandeur, est celui de la plus rapide variation d'intensité.

Il fut encore constaté :

Que l'étoile variable de la Baleine n'arrive pas aux mêmes grandeurs dans toutes ses périodes ; qu'elle va quelquefois jusqu'à la 2e grandeur, et que plus souvent elle s'arrête à la 5e :

Que la durée de son apparition est enangeante ; changeante à ce point que, dans certaines années, on a vu l'étoile pendant trois mois consécutifs seulement, et dans d'autres années pendant plus de quatre mois ;

Que le temps de la période ascendante de lumière n'est pas toujours égal an temps de la période descendante; que l'étoile emploie à aller de la 6" grandeur à son maximum d'intensité, tantôt plus et tantôt moins de temps que pour revenir, en s'alïaiblissant, de ce maximum à la 6e grandeur.

Travaux d'ilcrscltell sur les étoiles périodiques. — J'ai cru devoir tracer l'histoire détaillée des découvertes faites dans le xvne siècle touchant les changements périodiques d'intensité de certaines étoiles. Suivant moi, il régnait à ce sujet un peu de vague, de confusion dans les meilleurs traités d'astronomie. Ce curieux phénomène excita vivement, et de bonne heure, l'attention d'Ilerschell. Le premier mémoire de l'illustre observateur qui ait été présenté à la Société royale de Londres, et inséré dans les Transactions philosophiques, traite précisément des changements d'intensité de l'étoile o du col de la Baleine.

Ce mémoire était encore daté de Bail), mai 17;'. >. Onze ans après, dans le mois de décembre 1791, Herse hell communiqua une seconde fuis à la celèbr,: Société anglaise les remarques qu'il avait faites en dirigeant quelquefois ses télescopes vers l'étoile mystérieuse. Aux deux époques l'attention de. l'observateur s'était principalement portée sur le; valeurs absolues des maxima et des minima d'iuloil site. Les résultats avaient de l'importance:

Maxima.

En octobre 1779, l'étoile atteignit presque la pienticre grandeur (elle surpassait du Bélier et n'était que peu in férieurc à Aldébarau).

En ... .

tu ... .

Lu ... .

En . . . .

En

Le 11 ocl.

1780, l'étoile ne s'éleva pat an-dessus

de la 5* grandeur (son intensité

égalait celle de H de la Haleine).

I7M , . i ilal nn peu infêriëut à celui de

I78Q ( renée toujours plus bible

i|ue ■) île la Haleine)

1789, dans son maximum, o monta jusqu'à la -!• grandeur i aussi brillante que 6 île la Haleine ).

it 3, pai tout à (.lit de S* grandeur ( moins brillante que 3).

1780, Je r>" à -1 grandeur ( un lanl soit peu plus vite ipie « du Bélier).

1790, de -' ii "• grandeur (presque

égale à x de la Haleine ).

Minium.

Le 20 ocl. 1777, invisible.

En ... . I7J13, invisible même avec un télescope

qui montrait les étoiles de 10'

grandeur.

En .... 1784, Herschell l'ooserva avec son lélos-

cope ûe 30 pieds à une époque OÙ

elle ne surpassail pas la 8°

grandeur.

Durit des ielalt.

En ... . .77 i, mis entier.

En .... 1782. | lus île \ î i>t; t jours.

'.I résulte du tableau précédent que l'étoile ne avienl paa toujours au mémo éclat. (Cela se trouve ileja dans les am lena observateurs, comme en l'a dit plus liant. Hévélius priteinl.ni même que l'étoile était restée invisible depuis le mois, d'i clobre 107:2 jusqu'au S décembre 1676.)

On savall que l'étoile s'éteignait ordinairement aux époques de ses minima, pour l'astronome muni d'une lunette médiocre , et à plus lorte raison pour celui qui étudiait le cul à l'œil nu ; mais il n'était pas démontré qu'elle dût également disparaître dans les plus puissants télescopes. Sous ce rapport, les observations d'Hersi bell offrent un véritable inti rét.

i observations de Slough des années 177 1 et 17v.;# montreraient elles seules que les duriei des éclats de e de la Haleine sont Irrégulières; mais cela ressert avec plus d'évidence encore de la corupai.ii-iui des résultats anciens et modernes.

Derschell trouvait, comme on l'a vu :

Des durée-- d'un mois entier (en I77'0,

El de [dus de vin-t jours (en 17

Bonlliaud Osait celte durée à quinse 'ouri seulement.

Suivant la discussion de lioulliaud, l'étoile variable de la Baleine employait 533 jours a revenir à sou maximum d'éclat.

Jean Cassinl donna un jour de plus. Il mpyota qu'entre le l3aOÛI 1596, date de l'observation de Fabrrcius, et le i" janvier 1678 , date d'an édat observé, il y avait eu 89 périod s entières. Divisant alors ;wr ce nombre les 89,735 noirs compris entre

les deu S dates* il trouva le quotient 331 jours, au lieu de 533 adopté avant lui.

Suivant Hersrhell, la période de ""•; jours ne s'. ,, , orde p ts ■>• et les é|KX|ues des éi lais déterminée!

vers li ii i du ivui' siècle, mé n rapprochant le

point de dépit jusqu'au maximum observé en soûl Ht'T). Ilerschcll croyait nepuuvoii parvenir ■> "aire concorder raisonnablement les diverses dates de moxinu Insu riti i dans les collet lions ai adi n qui i, qu a l'aide d'une période encore plus courte que celle de Boulliaud, et qu'il usait 1 331 jours. Celle i oui te p i iode laisserait planer le soupçon d'errt ut s très considérables sur b s observations de I de 1678, soit qu'on supposai entre cesdeusi 89 ou 'J0 iei.it-. Il resterait à admettre que l'Intervalle compris entre deux retours de l'étoile à sou minimum d'intensité, n'est p.is le même dans tous les siècles; mais en ce cas, pourquoi procéder par voie do moyennes? pourquoisupposer dans les calculs

une exactitude que le pbé eue serait loin de

comporter! pourquoi ne paa se b rnet s Hier la durée de la période pour iliaque époque, d'après les observations les pins rapprochées possibles!

La cbangeanl • de la Baleine n'est pas la seulo

étoile pei indique dont liersi hell se SOil OCCUpé. Ses observations de 17' '■> et de 17% lui prouvèrent que

d'Hercule appartient aussi a la I StégOl ie des i loib s variables; que dans son maximum d'éclat elle est de 5* grandeur, et dans son minimum de 4* . ;

de li période, ou, si on l'aime mieux, que le temps net essaire a l'act on pliasemi ni de to s les changements d'intensité et au retour de l'étoile i un état donné, est de Ou jours ^.

Quand llerscbell arriva à ce résultai, on connaissait déjà une dizaine d'étoiles changeantes , mail elles él tient toutes à très- longues > u à très-courtes périodes.

Dans ii première crasse on trouvait :

o de la Baleine avec un \ Périodicité découverte

période de . . . 53 i j r par Bolwarda ,

avec une variation entre ) la aV grandeur et la dis-l parilion entière.

/ du col du Cygne . '

période de. . . 40 t jours, (

une variation de la

:, .i la II grandeui .

Etoile de l'Hydre . période de . . . 494 jours.

Elle varie entre l.i l« grandeur et la diS|

Péi iode déterminée nar

I lioulliaud.

i Péri idi< ne reconnue par

Kirch; ' Période déterminée par

' Maraldi.

Dans

o i -, de Peraée Période de i. jours 20

Pét iu.1,1 itédé ouverte par

Maraldi; Période déterra

suite |nr Pig i .

les étoiles a courtes pé

Reconnue invariable entre

l.i -r ei 1 1 , gi tnde :

pai M ntanari et Maraldi.

Période déterminée pas

Goodriik'-

5 de Ceplne. Période de ... 5 I 57 va

nation de la 5' à la 5e | grandeur au plus

Période r.-i i ie et le"»

terminée par G ke.

Période reconnue et déterminée par Goodricke.

Période reconnue et déterminée par Pigoit.

(3 de la Lyre. Période ' de. . . 61 9h0m; variation j de la 3e à la 5e grandeur I au plus.

n d'Antinous. Période de . . . 7i ih iom avec | liiie variation de la 4e à la | 5e grandeur.

Quelle est la cause physique des variations d'intensité des étoiles changeantes. — Herscliell estimait qu'en introduisant entre deux groupes à si courtes et à si longues périodes une étoile qui emploie GO jours à accomplir toutes ses variations d'intensité, il avait fait faire un pas essentiel à la théorie de ces phénomènes : à celle du moins qui consiste à tout attribuer à un mouvement de rotation que les étoiles éprouveraient autour de leurs centres. Le savant astronome ne s'élani pas expliqué sur l'origine de cette théorie, il est peut-être convenable de sunoléer à son silence.

Lorsque Tétoilè nouvelle (je ne dis pas périodique) et si brillante de 1 572 fit inopinément et brusquement son apparition dans Cassiopée, la doctrine péripatéticienne de l'incorruptibilité des cieux n'était pas aussi judaïqnement admise rju'on l'a supposé. Plusieurs astronomes, entre autres Tycho-Brahé, soutinrent, en effet, que cette étoile était le résultat de la récente agglomération d'une portion de matière diffuse répandue dans tout l'univers ; ils la considéraient comme une création nouvelle.

Des scrupules scolasliques et religieux éloignèrent beaucoup d'astronomes de l'opinion professée par Tycbo. Les cienx, disaient-ils, on été créés tout d'un coup dans leur entière perfection : rien ne s'y modifie, rien n'y éprouve de transformation. L'étoile appelée nouvelle était donc aussi ancienne que le monde. En soi, elle ne brillait pas plus dans l'année 1572 qu'aux époques antérieures ; seulement, à ces époques de non-visibilité, l'étoile était considérablement plus éloignée de la Terre. Pour devenir visible, éclatante, il avait suffi qu'elle se rapprochât beaucoup. Mlle s'élait ensuite graduellement affaiblie jusqu'à la disparition totale, en retournant à sa première place. Ces mouvements, d'abord vers la Terre et plus lard on sens opposé, s'étaient eff-ctués exactement en ligne droite, puisque dans les seize mois que durèrent les observations, l'étoile nouvelle conserva rigoureusement la même position au milieu des (toiles anciennes qui l'entouraient.

Je viens d'expliquer comment Jérôme Fraostor, comment J. Dée, commentElieCamérarius tendaient compte de l'apparition et de la disparition de l'étoile de Cassiopée. Tycbo croyait opposer aux idées de ses contemporains une objection entièrement décisive, en disant : < Le mouvement en ligne droite n'est pas naturel aux corps célestes. » Mais il faut observer que les phénomènes n'impliquaient pas un déplacement de l'étoile mathématiquement rtetiligite. Kn substituant à la ligne dioitc une orbite elliptique très-allongée, une orbite courbe dont l'axe trans-

versai serait assez petit pour devenir insensible a la distance de l'étoile à la Terre, il n'y aurait en effet rien de changé dans les apparences, ell'obiccliondc Tycho s'évanouirait.

Ceux-là soulevaient une difficulté plus grave qui disaient : L'étoile se trouve à peu près dans I s mêmes conditions quand elle se rapproche de la Terre et quand elle s'en éloigne; les deux excursions doivent être faites avec des vitesses égales. Il n'y a aucune cause qui ait pu rendre la période d'augmentation d'intensité différente de la période, de détroissement. Or l'étoile de Cassiopée, après s'être montrée tant à coup, employa douze mois à descendre de la première à la septième grandeur. Celte seule remarque renverse de fond en comble l'explication tirée de prétendus changements de distance, du moins pour ceux qui croient que l'étoile se montra tout à coup ; pour ceux qui admettent. qu'une étoile nouvelle de troisième et de deuxième grandeur n'aurait pas échappé des semaines entières, même à des astronomes non avertis de son apparition.

Si les astronomes du temps de Tycho avaient connu la vitesse de la lumière et pu porter dans leurs observations de parallaxe, la précision dont les modernes se piquent avec raison, ils auraient sans doute déduit de l'hypothèse d'un changement de dislance, considérée comme un moyen de rendre compte des variations d'intensité de l'étoile de 1572, des conséquences devant lesquelles, suivant moi, les plus hardis auraient reculé. Le lecteur va en juger. L'étoile de 1572 se trouvant dans la région des étoiles ordinaires, sa distance à la Terre était au moins égale à celle que la lumière parcourt eu trois ans avec la vitesse uniforme de 77 mille lieues pur seconde.

En point de fait, au moment de sa brusque apparition et plusieurs mois après, l'étoile nouvelle surpassaitles plus brillantes étoiles de première grandeur anciennement connues. Pour qu'une étoile de première grandeur devienne de seconde en s'éloignant directement de la Terre, il Faut qu'elle ail cheminé d'une quantité égale à sa distance primitive. Ainsi l'étoile de première grandeur de 1572 ne se serait affaiblie jusqu'au deuxième ordre, qu'api es avoir rétrogradé d'un nombre de lieues au moins égal à celui que la lumière franchit en trois ans. Six ans, au moins, se seraient écoulé^ entre le denier jour de la période durant laquelle l'étoile brila de tout son éclat, et le premier jour où on ne l'aura t plus vue que de seconde grandeur, quand mime la vitesse de truislution de l'étoile eût été égale à celle de la lumière. 11 aurait fallu, en effet, trois ans pour le passage de l'étoile de la position de première à la position de seconde grandeur, et trois ans pour le trajet de la lumière entre cette secondé position c* la première. Et maintenant toujours la même styh position sur la vitesse du corjjs volumineux de l'étoile, le passage de la deuxième grandeur à la troi siénie aurait exiué ui, nouvel intervalle de six ans

isni

Cl ainsi de SllilC jusiu'à la septième grandeur.

Eh résumé, l'astre du milieu de novembre 1572, l'éloignant de la Terre avec la vitesse de la lainière, n'.itiiMit passé, par PeffM de ton changement de distance d'une grandeur a la grandeur suivante, qu'en six ans. il citi ehiployd ircnte-slx ana ehlli ra a des- Madré de la première k la sept ème grandeur. Kapproclions ces calculs dei résultats des obaervatloni.

lui mars 1573, l'étoile nouvelle de Casalopée était encore 'de I" grandeur.

in ntoh aprèa, en avril 1575, elle filait déjà descendue à la -' grandeur.

Vainement, pour ex pli |iier une si rapide variai! n d'inrensll k l'aide d'ofi simple Changement de distance, aurait-on floofi l'étoile d'un'' vitesse plus grande ipto la vitesse de la lumière, od ti l'on veut d'une vitesse infinie ; cette dernière supposition ellemême ne réduirait que de moitié les nombres trouvés.

h est sans doute inutile de pousser ces considérations plus loin. l'ajouterai seulement un faii, en laveur de ccui que de semblables calculs peuvent Intérêt er. L'étoile nouvelle, de l" grandeùt en mars 1573, était descendue à la septième grandeur en mars 1571 ; alors, on Effet, au. an aslrohi me ne la voyait o .! nu.

Lorsque tJardati soutenait que l'étoile nouvelle de 15TÎ était celle qui se montra eus mages et lès conduisit à Detliléem , lorsque Tbfiod irt de Bèae, embrassant la même hypothèse, ajontaîl que celle

app trilli n i i ç il le second avéne nenl du

comme Pitoparltioit bibliqueavait précédé le pn mier,

ut, l'un et l'autre, de l'attrotogii et noii de

m e. le i ni- donc m'en tenir a cette kimple

mention d'une si fitrai ge abet ration de deux: esprits

supérieurs.

j'aurai presque le droit de qualtfleY nvec la même sévérité le système que Vallesius CovàrrobianUs \» ur expliquer comment l'étoile nouvelle pouva t avoir existé depuis l'origine des i ho es, dans la place même qu'elle occupait en i it et être devenue subitemetit si brillante, tout en restant au

fend IrtS-petlIe. Cél auteur prétendait que l'éclat extraordinaire, exceptionnel de 1, toile, avait été retfel de l'ihlerpOSlliOn d'une partie ;>/x» I quelque orbe eilttlt.

Ainsi It ; bottés le* mis dans les autres, les sphères de cristal des anciens, se présentaient encore < une une réalité i l'esprit des

astronomes de lu fin du xvt' siècle. Si je comprends

de Covarrobi in is, los o ' leurs points de renflement, auraient

■ de nos phares, en empêi tant lesraj mis Je

Pi to le de diverger, en I. s ramenant au parallélisme

lanl I ans cet piat jusqu'aux dernières limites

de l'espaça. Enlevait-on vrain enl quel |ue chose au

lac nceplion, en remplaçant, avec divers

auteurs, le rendement de la sphère cristalline par

Un amas lenticulaire de vapeurs?

De toutes les cause* auxquelles il était possible de

recourir pour expliquer l'appariii les dis ii ma

deceriaines étoiles et leurs changements graduels d'intensité, celle qui cons si dl ■ dotei es astres de races diversement lumineuse , >t de mouvements de

rotation autour de leurs centres, aurai do, Stifvdni no» idée», s'ufTiir la première ei le plus naturellement a l'esprit des astronomes <'n m* siècle, Pourquoi n'en lut-il pas ainsi ' La réponse i cette difficile à trouver. Avant le comme!

dn mii' siècle, avant la dét ouverte des lunettes, on n'avait aperçu ni les tachée du soleil, ni l s tach * beaucoup plus Faibles qui se montrent quelque! is ù la s n i.i . aucun eifrt ne s'étail d ue

offert encore aux yettl des astronome!

tement «le rotatloli sur sim centre. Copernic, il est vrai, dans son mémorable traité D« recorfctioiiioi/*, fai-ail tnuincr la Terre ; ni ,is l'as-nn IStlOÙ pareil i apport, de notre globe atl soleil ou aux élnilrs,

était une ! es hommes de génie

nui seuls le droit dé se permettre.

Ce que ;e viens de nommer une témérité se trouve en toutes lettres dans la dissertation que 5 publia à rnce.is'nii de Pétôile nouvelle de Ifl t II est croyable, dis.dt le grand astronome, que tontes

< les planètes ti /es /îiei tournent autour de leurs i aies. > Mus tant, .n 1929, il étendit sa conjecture .m soieii. Le 3Ï i hapitie de l'immortel ouvrage: De molfbut si>IUk Munis, renferme ■

« Le corps du soleil est magnétique; il tourne uutour

< de fut-n tme. >

ce était alors rompue. Les lunettes allaient d'ailleurs vérifier les prédictions de Kepler, ,

définitivement les asrt iftial eft possession d'un

n ine.ni moyen d'éxpli uei certains phén

du ciel étoile. Cependant cinquante années s'écoulèrent avant qu'ils songeassent à en faire usage.

Pour rendre compté de l'apparition des étoiles de

1571 et de IC04, sans enfreindre la maxlt le Pin-

corruptibilité des • i<-u s , sans regarder ces étoiles comme des créations nouvelles, lîiicinii supposa -'mu iioruiu, IG51) qu'il existé au Ormaroent certaines étoiles qui, de toute éternité, sont lumineuses Seulement dans une moitié de leur siirlac s, et ODSCU es dois l'autre moitié. Ili rose le Cbald en avait di ja constitué la Lune dl 1 1 lie manié e, a l'occasion d'une explication absurde des \ B ises. R i ajoutait: Quanti Dieu v,m montrer aux hommes quelques signes extraordinaires, il lait tourner brasi;mii enl une ,!.• , es étoiles sur snn centre ; par une semblable révolution ibe 1 nos regards

soit subitement, soit seulement ieu à peu, c rame la Lune dans son d cours, suivant les circonstances du mouvement.

Ce passage de PAlmagestese rapportait aux éioiltt

nouvelle* et nullement aux , iodes évidemment périe-

, ■ l qu'était réservé l'honneur

d'envisager celles ci d'un point de vue vraiment

phil isopbi pie bans un mémoire de 19 i

le la Baleine, Boulliaud fait de cet astre ni

globe doué d'un mouvement de rotaiion régulier et continuel autour d'un de ses diamèlres. En ajoutant à celte première dpnuét la supposition que le globe est obscur sur la plus grande partie de sa surface et lumineux dans le reste, l'astronome français croyait pouvoir satisfaire à toutes les circonstances du phénomène

Après avoir lant hésité à recourir à des inouvemenis de rotation pour expliquer les changements d'intensité réguliers et rapides qu'offrent les étoiles périodiques, on est allé jusqu'à faire dépendre de la \ même cause les apparitions des étoiles nouvelles. Ainsi , les étoiles, citées par des historiens, qui se montrèrent en 945 et en 1264, dans la région du ciel comprise entre Céphée et Cassiopée, seraient d'anciennes apparitions de l'étoile de 1572.

11 est naturel d'opposer à celte hypothèse que les trois époques ne sont pas également espacées; que de 9i5 à 12G4 on compte 319 années, et que de 1264 à 1572 il y en a 308 seulement. A cela voilà la réponse : des étoiles périodiques à courts intervalles, et fréquemment observées, ont présenté des irrégularités proportionnellement aussi fortes.

Si 300 et quelques années constituent la durée de la révolution de l'étoile nouvelle de Tycho, pourquoi ne la vii-on pas dans le vu" siècle? On pourrait ici se réfugier dans le peu de valeur des argument négatifs. 11 est mieux de faire remarquer que la plupart des étoiles changeantes ne reviennent pas au même éclat dans toutes leurs périodes; que la différence , à cet égard , va quelquefois jusqu'à près de deux grandeurs ; qu'en supposant, enfin , que l'étoile de Cassiopée ne se soit élevée dans quelques-uns de ses éclats qu'au niveau des étoiles de "e grandeur, les observaieurs prives de lunelles n'i ii ont pas pu tenir note.

Je dois dire que les astronomes Keill et Pigoll, au lieu d'attribuer à l'étoile de 1572 une période de 300 et quelques années, trouvaient préférable d'adopter la moitié de ce nombre ou environ 150 ans. Une période de 150 ans, sans soulever d'autres difficultés que la période double , aurait sur celle-ci l'avantage de se rapprocher beaucoup plus des périodes reconnues dans des éloiles variables proprement dites. Ilerschell, comme je l'ai déjà i appelé, crut faire une découverte essentielle , le jour où il intercala « d'Hercule avec ses 00 jours de révolution , entre des éloiles de trois à 7 jours et des étoiles de 400 jours. Ici le chaînon intermédiaire entre ces premières éloiles et l'étoile de loO ans de période, serait l'étoile située dans la poitrine du Cygne, découverte en IGiiO parJansonius. Suivant Pigott, en effet, la durée de tous les changements d'intensité de celle étoile, pour les périodes croissante et décroissante réunies, s'élèverait à ttix-huit mis.

Quoi qu'il en soit de ces divers rapprochements, ja m'appuierai tout à l'heure sur des observations cer- .aines, quoique d'une nature assez délicate, pour

établir que l'étoile de 1572 ne pourrait pas , sans d'importantes restrictions, êire assimilée aux vraies éloiles périodiques.

Conséquence* qui se déduisent de l'observation des éloiles changeantes. — En profilant de celle eircmislance pour écrire une histoire si détaillée des éloiles nouvelles ei des éloiles variables , je nie suis proposé, autant qu'il était en moi, d'appeler sur cet objet l'attention des amateurs d'astronomie. J'ai désiré signaler à leur attention une mine très-riche dont les astronomes de profession , distraits par d'aulres travaux, ne se sont guère occupés, et qui me semble pouvoir êire exploitée sans le secours d'aucun grand instrument: une lunette commune doit suffire. Il n'en faudra pas davantage pour pénétrer dans des régions qui se rattachent intimement à en que les sciences modernes offrent de plus grand et de plus pi «fond. De couries explications justifieront ces paroles; elles montreront à quel poini on se tromperait en considérant l'élude des variations de lumière de certaines éloiles comme un simple objet de curiosité.

Les rayons de différentes couleurs se meuvent dans les espaces célestes avec la même vitesse. — La lumière blanche esl un composé de rayons de différentes couleurs ; ces rayons se meuvent-ils dans l'espace avec la même vitesse? On citerait difficilement une question de physique dont la solution puisse conduire à des conséquences plus nettes sur la constitution des espaces célestes. Les observations des éloiles périodiques permettent de la résoudre complètement.

En effet, sans nous occuper pour le moment de la came physique qui détermine les changements d'intensité de l'éloile o de la Baleine, nous pouvons affirmer avec certitude qu'à certaines époques celte étoile nous envoie beaucoup de lumière; qu'à d'autres époques elle ne nous envoie rien, ou presque rien ; qu'enfin , le passage de ce dernier état au premier se fait graduellement et avec assez de rapidité.

L'éloile qui , aujourd'hui je suppose, n'envoio aucun rayon à la terre, deviendra quelque temps api es luisante. Alors elle nous lancera des rayons blancs, puisque sa teinte naturelle est blanche ; autrement dit, qu'on me passe l'assimilation, elle nous dépêchera simultanément et à chaque instant, sept courriers de diverses couleurs. Si le courrier rouge est le plus rapide, ce sera lui qui arrivera le premier pour témoigner de la réapparition de l'étoile : la réapparition se fera donc avec une teinte rouge. Celle teinte se modifiera à mesure que les auires couleurs prismatiques, orangées, jaunes, vertes, bleues, indigo, violettes, arriveront à leur tour et iront se mêler au rouge qui les avait précédées. Le mélange du rouge et de l'orangé ; celui de ces deux premières couleurs cl du jaune ; la couleur qui résulte des trois précédentes unies au vert ; le résultat de la combinaison des quatre couleurs les moins réfran gibles, d'abord avec le bleu seul , ensuite, avec lo

bleu cl l'indigo ; enfin nvcc le bleu, l'indigo ei le

violet, ce qui constitue le blanc, voilà quelles seront

les teintes sueoessives d'une étoile naissante. Les

choses se reproduiront dam l'ordre inverse pend, mt

l'affaiblissement.

Si tels doivent dire engtnerol\tst pbénon

l'apparition ei delà disparition d'à toile s ■ « - 1 » < > -

dique blanche, dans le cas où les rayons de diverses couleurs se meuvent avec différentes vitesses, il n'est pas moins évident que si le rouge , le vert, le violet, etc., traversent l'espace avec une égale rapidi:e, l'eimle variable restera constamment blanche, depuis si première apparition jusqu'au maximum d'intensité, et pendant la période décroissante, depuis le maximum d'intensité jusqu'à la disparition.

Entre des plié nènei si dissemblables ou'a

statué l'observation I

Depuis qu'il me vint à la pensée que les étoiles variables seraient un moyen de trancher In question , si controversée, de l'égalité ou de l'inégalité

lie vitesse des rayons lumineux do diici

leurs, j'ai souvent examiné des étoiles périodiques

lil.nu lies dans tous leurs degrés d'intensité, sans y remarquer de coloration appréciable. le me suis assuré, en outre, qu'aucun des astronomes modei nés voués à ce genre de recherches n'a mentionné de colorations réelles dans les phases dure étude périodique quelconque. Les témoignages sont d'autant plus précieux, qu'en Faisant buis observations, Ma raidi, llerschell, Goodricke, Pigntt, etc., ne son-' geaienl nullement au parti qu'on pourrait en tiret pour résoudre les questions relatives a la \ tesse de la lumière des divers rayons du spectre.

Ce ne serait pa- ici le lien de déterminer numé

liqueineiii le degré de précision auquel cette

ilmJi' permettrait d'arriver avec telle ou telle étoile changeante : il me suffira de dire que celle précision est très-grande, et d'indiquer une application singulière qu'on petit faire du résultat.

Lu densité de la matière qui remplit le» ttpacei cefMlM RI siiiiruil députer nue innile d.<nt le< observations des étoiles changeante» peuvent aisigner la valeur.-- Dans le système newtonien de l'émission, le seul que je considérerai pour le moment, les rayons lumineux de diverses couleurs traversent les ror|is diaphanes solides, liquides on gaxeux, avec des vitesses différentes. Pans le vile, les rayons rouges sont toujours les plus rapides; les rayons violets toujours les plus lents; les orangés, les jaunes, les verts, les bleus, les indigos, ont toujours

des vitesses inlc kliaires entre ce

rouges ■'! des ra;

La différence de vitesse entre les divers rav ms du Spectre n'est pas constante : elle varie a\ce fi na turc, a\ e la densité des milieux inversés.

i es esp ii es ci lestes, tout le monde en convient, sont remplis d'une matière très-rare. Assimilons cette matière, quant à ses propriétés réfringentes, aux gai terrestres dans lesquels les rayons rouges el

les rayons bleus, par exemple, ont les vifi mo us dissemblables. Cherchons ensuite quelle devrai) être /a densité de ce sa* pour que deux rayons,

l'un ronge el l'autre bleu, partis e ne temps

d'une étoile changeante, arrivassent à la terre h peu prés simultanément, malgré la prodigieuse épai seui de la matière traversée, malgré la durée du trajet qui ne saurait être au dessous de trois ans . le résultai du calcul étonnera l'imagination par sa petitesse.

Déterminer, a l'aide d'un simple phénomène de coloration, la limite supérieure de la densité qno peul avoir l'étber répandu dans les espaces célestes,

m'a paru nue rliose j.mv eni ieu-r pour jiis'ifi.-r les

explications qu'en vient de lire.

Je ferai suivie celte application, déjà I «les phénomènes présentés | ar les étoiles t

les, d'une application , simple ni en projet, el

île de conduire à d'importantes conséquences celai q d saura ajouter quelque nouveau degré de précision à la mesure des intensités des • toiles.

. Une ODservntian attentive des phases ti' Algol pourra servir à déterminer directement la vitesse de la lumière de cette étoile. — Algol ou ;-. de l'ei e dinairflmenl de deuxième grandeur : quelqui ! étoile s'affaiblit jusqu'à n'être plus que de quatrième. Le passage d'un de ces étuis à l'autre S'effectue eu S b. 1/3 environ. Un second intervalle de 7, \\. \yi ramène Algol de la quatrième a la grandeur.

Près du maximum el du minimum le changement d'intensité de l'étoile s'opère leiiiemeni.il esi, au contraire, rapide a certaine époque intermédiaire entre celles qui correspondent aux deux étala extrêmes, je veux dire, quand Algol, son en ditnii mi augmentant d'éclat, pas-c p r la troisième grandeur. Les moments de ces passages pourront être saisis avec plus d'exactitude que les antres phases ; c'est par l'observation des Z'f grandeurs que la période d'Algol sera surtout bien déterminée, du n. oins quand les maaama et les minima resteront constants.

In 105 minutes (moitié de 5 b. 1/-2), A le se de li i* à la 5« grandeur : il ne faut que 18S minutes pour que le. lai de celle étoile double.

Si ii variation était proportionelle au l chaque minute correspondrait^^ m. .is au moment où Castrées! deS* grandeur, s' pèrenl les plus rapides changera nu. Peut-é i la variation, à ceiie époque, arrive-t-elle double de la variation moyenne ; peut-être montel par minute .', est une variation d'inien-

• ! ible a II simple inspection ; ainsi l'on pourrail déterminer les moments de la phase inlen

Ugol, les moments de passage de cette éi il« grandeur, à la précis nu d'une minute.

Quelques perfectionnements dans les m j mesure photomélriqne permetiraieni prob> i

d'aller jusqu'à lamoilieou au quart de celle quantité.

Nous voilà presque arrivés à la précision dont les observations des éclipses des trois derniers satellites de Jupiter sont susceptibles. Rien n'empêchera donc que nous ne reproduisions, à l'aide des observations d'.VIgol, ks combinaisons qui conduisirent fîoëmer à la détermination de la vitesse de la lumière. Seulement, le célèbre astronome opérait sur de la lumière réfléchie, et il ne sera ici question que de la lumière directe ; seulement, les satellites donnaient la vitesse d'une lumière venant du Soleil, et nous trouverons la vitesse de la lumière venant d'une étoile.

Les causes, queue qu en son la nature, qui, dans la région d'Algol, font passer successivement celle étoile de la 2° à la 3e grandeur, ou de la 4° à la 5e, ïe manifestent à nous après un temps égal à celui que la lumière emploie à venir de cette région à la Terre. Il faut bien, en effet, pour que nous apprenions le changement survenu aux confins du lirinament, attendre l'arrivée du courrier lumineux qui nous en apporte la nouvelle. Ainsi, il y a lieu à distinguer soigneusement le moment où, par sa rotation, où par l'interposition d'un corps opaque, etc., l'étoile devient de la 5f grandeur réellement, et celui où elle le devient pour la Terre. Le premier moment e>l celui du phénomène réel, l'autre le nio-, ment du phénomène apparent.

Supposons que l'éloile ci la Terre soient immobiles, le temps de la transmission de la lumière restera constant. Dans le cas contraire, il y aura variation. Ainsi, la Terre s'éloignc-l-elle graduellement de l'étoile , le temps écoulé entre le phenomène réel cl le phénomène observé deviendra de plus en plus grand. L'inverse aura lieu évidemment, si la Terre et l'astre se rapprochent.

L;i Terre est-elle une planète, dans son ninuvenient annuel elle s'éloignera d'Algol pendant six mois consécutifs; elle s'en rapprochera peudanl les six mois restants.

Observons l'instant du passage de l'éloile par la 5° grandeur, le jour où la Terre est le plus près possible de cet astre. Observons la même phase à six mois de là, ou quand la Terre se trouve à son maximum de distance de l'étoile. Rapportée, comparée uu phénomène réel, celle seconde observation sera plus tardive que la première, de tout le temps que tu lumière aura employé à parcourir le nombre de kilomètres dont la Terre s'est éloignée de l'étoile entre la première et la seconde station. En remue!,anl la preiii ère observation de la seconde, on Humera doue pour, résultat {'intervalle réel qui s'e^l écoulé entre les deux phases, aucmenîé du temps (pie la lumière a d.i employer à parcourir un chemin égal ag nombre de kilomètres exprimant la différence entre la plus grande et la moindre distauce de la Terre à Al^ol.

Si l'on prenait pour première observation celle qui terni faite au maximum Ue distance de la Terre

à l'étoile, et pour seconde l'observation correspon dante au minimum de dislance suivant, la différence des deux serait égale à {'intervalle réel des deux phases, diminvé celte fois du temps dont la lumière a besoin pour parcourir la différence entre ces di« stances maximum et minimum.

L'intervalle qu] sépare deux phases réelles d'Algol, vu l'immense dislance de celle étoile, doit êlre totalement iudépendani de la position de la Terre dans son orbite. En effet, à de pareilles distances, l'action de notre globe sur l'étoile ne saurait être appréciable. La supposition contraire put se présenter à l'esprit quand, à l'origine, on discuta les éclipses des satellites de Jupiter, car ces astres sont beaucoup moins éloigné-; ici elle serait d'emblée insoutenable. Ainsi l'interva/fe réel compris entre une phase d'Algol correspondant au moment où celte étoile est à sa moindre dislance de la Terre, et la phase qui arrivera six mois plus tard, quand la distance de la Terre à l'astre aura acquis sa valeur maximum ; cet intervalle , disons-nous, sera égal, en moyenne, à l'intervalle que l'on trouverait en prenant les ternies de départ en sens inverse : en prenant pour premiers termes les phases réelles des distances maximum, et pour seconds ternies les observations de six mois plus tardives et correspondantes aux distances minimum.

Les intervalles réels entre les phases étant égaux, le» intervalles observés ne pourront différer entre eux qu'à raison de la vitesse de la lumière. Or, nous le savons aujourd'hui, dans l'espace de six mois la Terre s'éloigne d'Algol d'un si grand nombre de kilomètres, que la lumière ne les parcourt qu'en 15'M". Dans les six mois suivants, les deux corps se rapproehenl précisément de la même quantité. Pour avoir l'intervalle compris entre une phase observée la nuit de la moindre distance de la Terre à Algol, et la phase observée la nuit de la dislance maximum, il faudrait ajouter 15' 12" à l'intervalle réel s'il nous était connu. Ce même intervalle réel inconnu, diminué de 15' 12", donnerait la valeur de l'intervalle observé entre une première phase correspondante au maximum, et nue seconde phase observée au minimum. Mais si un nombre, quel qu'il puisse être, connu ou inconnu, subit ces deux opérations : si d'une par t on {'augmente de 15' 12", si de l'autre on le diminue de ces mêmes 15' 12", la somme et la différence ainsi calculées différeront cuire elles du double de 15' 12", c'est-à-dire de 30' 24".

30 minutes el24 secondes, telle sera donc la dilférence entre les deux séries d'intervalles de phases d'Algol, observées aux époques des maxima et des minima de dislances, et discutées suivant les conditions indiquées. Cette quantité est beaucoup au-dessus des erreurs auxquelles on sera exposé dans Ici observations. Il semble donc très-possible de dé.crminer directement la vitesse de la lumière d'une étoile.

Outre la dé.erniination importante dont il vicm