COSMOLOGIE
Le Soleil.
C'est surtout par l'observation des taches et des facules que les astronomes ont continué en 1895 les études sur le Soleil. On sait que le nombre de ces taches et facules varie d'une année à l'autre, et que leur importance aune période d'environ onze ans. Le maximum d'activité a eu lieu en 1893, au mois d'août; la surface tachée en 1894 a été un peu plus petite, et l'année dernière la diminution a été très nette. Le prochain minimum aura lieu vers 1900. Toutefois nous avons eu cette année encore de 1res belles taches, notamment en avril, juin et octobre. M. l'abbé Th. Mbreux en a donné à la Société Astronomique un excellent dessin, pris le 26 avril, à 5 heures du soir. Sans être aussi importante que les fameux groupes du maximum, la tache observée était particulièrement remarquable par sa grandeur. Son plus grand diamètre d'un bord de la pénombre à l'autre était de 45700 kilomètres, soit près de quatre fois le diamètre de la Terre! C'était un très beau type de tache circulaire et régulière. M. llainsky, i\
2 LANNÉE SCIENTIFfQlE.
Odessa, a donné également des dessins de la tache de juin, et M. José Comas y Sola, à Barcelone, a étudié, dans les premiers jours d'octobre, l'apparition d*un nouveau groupe. A Tobservatoire de Lyon, M. Guillaume a montré la diminution graduelle des facules sur 1894, dont Timportance suit la même variation que celle des taches.
Les rotations des taches ont fait Tobjet d*éludes nombreuses, notamment à Tobservatoire de Juvisy, où M. Antoniadi s'est appliqué à leur mesure. Une tache observée les 20 et 22 juillet tourna en deux jours de 54 degrés; une autre de 152 degrés du 2 au 6 août. M. Hamsky, notant, les il, 12 et 15 juin, Fangle de la ligne nord-sud avec Taxe de la tache observée, a trouvé les nombres de 56, 45 et 50 degrés. M. Landerer, à Valence, a également remarqué de fortes rotations à la tache d'octobre.
M. Guillaume a fait û Lyon une observation curieuse montrant la concavité de la sphère solaire aux emplacements des taches. 11 a suivi jour par jour une tache assez importante dans les premiers jours d'avril; le 7, elle était arrivée au bord occidental du disque. Avant sa disparition complète, il put observer sa faible largeur due à la perspective, et une ligne lumineuse la séparant du fond du ciel : une dépression très nette, comparable, toutes proportions gardées, à une marque de petite vérole, creusait la face radieuse de Phébus.
M. Ricco, directeur de l'observatoire de Gatane, a comparé ses observations de taches solaires avec les perturbations magnétiques enregistrées à Washington durant la même période : il a constaté que sept perturbations sur onie ont ^u lieu brs du passage d'une tache importante sur le Soleil, dans le voisinage du méridien central.
Une question qui a préoccupé les astronomes a été de savoir si l'intensité des rayons calorifiques du Soleil était affectée par les taches, et dans quelle proportion. M. Savelief,deKiev, s'appuyant sur des observations par lui faites dans ces cinq dernières années, conclut à l'affirmative, sans toutefois donner de loi numérique; mais il constate que la radiation s'augmente avec l'activité des taches solaires, non point avec leur nombre absolu, mais avec Tintensité de leur évolution. MM. Bartoli et Stracciati ont exécuté de leur côté, au sommet du Stelvio (2850 mètres), dans le Tyrol, une série d'observations sur la radiation solaire
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reçue à la surface de notre globe. De leurs expériences, et de celles effectuées Tannée précédente à l'observatoire de l'Etna, il se dégage ce fait que la quantité des radiations solaires transmises à travers Tatroosphère dépend, à hauteur égale du Soleil, de la tension de la vapeur d'eau en suspension dans Tair, mais non de son état hygrométrique : la quantité des radiations décroît rapidement quand la tension de la vapeur d'eau augmente. La couleur du ciel paraît également influer sur cette activité des radiations, qui est moins vive par un ciel pâle que par un ciel franchement bleu.
Il n'est pas de résultats plus discordants que ceux donnés pour la température du Soleil. Alors que l'un donne le nombre i 500 degrés, qui est à priori trop faible, l'autre fixe cette température à cinq millions de degrés, qui paraît assez fantastique. Comme l'a fait remarquer M. Vicaire, ces divergences dans des résultats obtenus par la même méthode, celle de Pouillet, sont dues uniquement aux lois différentes qu'admettent les observateurs sur la relation de la température des corps incandescents avec leur rayonnement. En étudiant cette loi sur un intervalle de i 100 degrés (de 700 à 1 800 degrés), M. Le Chatelier a fait de nouvelles études sur la température solaire; il donne le chiffre de 7 600 degrés, avec une incertitude inférieure à i 000 degrés. Partant d'un principe différent, qui consiste à équilibrer la radiation solaire et celle d'une bande de platine chauffée à une température connue, trois physiciens anglais, MM. Williams, Wilson et Gray, ont recherché également la température du Soleil. Malheureusement, la détermination d'un facteur important du problème, le coefficient d'absorption atmosphérique, est très délicate en Irlande, à cause du climat, et la méthode donnerait sûrement de meilleurs résultats en l'appliquant aux contrées tropicales, où les conditions atmosphériques restent constantes pendant des semaines. La valeur donnée par les physiciens anglais pour le coefficient d'absorption atmosphérique est la même que celle de Rosetti, 29 pour 100 au zénith. Ceci donne comme température solaire 10000 degrés : ce nombre, on le voit, diffère peu de celui qu'a donné M. Le Chatelier.
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La Lune.
UAnnée scientifique a déjà enregistré les premiers résultais obtenus par MM. Lœwy et P. Puiseux dans leur étude de la Lune à Taide de la photographie.
On sait que les clichés obtenus par ces observateurs, après avoir été agrandis par M. le D' Weinek, directeur de Tobservatoire d# Prague» permettent d'obtenir des épreuves de dimensions telles^ qu'elles correspondent à un diamètre de 4 mètres pour le disque entier de notre satellite.
Depuis 1894, où furent obtenues ces premières épreuves, M. *Weinek a poursuivi avec succès ses études dans la même voie, si bien qu'en juillet dernier MM. Lœwy et Puiseux ont pu présenter à l'Académie des sciences, une nombreuse série de ces photographies lunaires; un seul de leurs clichés, entre autres, permit d'obtenir trente-quatre feuilles.
Le grand intérêt de cette étude de la Lune par la photographie est de permettre une comparaison sérieuse des documents et par suite une identification certaine des particularités relevées. En eflet, quand plusieurs clichés obtenus dans des conditions comparables présentent certains détails communs, Ton peut sans crainte affirmer que ces détails sont bien réels et qu'ils ne doivent pas être attribués à quelque erreur d'observation, comme il arrive assez fréquemment lorsqu'on se fie aux examens directs seuls.
D'autre part, il est à noter que la construction d'une carte de la Lune à grande échelle, grâce aux procédés photographiques mis en œuvre à l'Observatoire de Paris, est enfin devenue réalisable sans difficulté.
En efl'et, avec les clichés obtenus directement au moyen du grand équatorial coudé, clichés qui mesurent exactement 18 centimètres de diamètre, et peuvent subir un agrandissement de dix fois en diamètre si l'épreuve doit être vue de près, de vingt et même de vingt-trois fois si elle doit être regardée à distance, M. Weinek estime que l'on peut arriver à distinguer à la surface de la Lune des détails de 250 mètres seulement en diamètwe. M. Puiseux, tn revanche, est moins afilrmatif et croit
que Ton ne peut être réellement sûr qu'en ce qui concerne des détails mesurant au moins 1 000 mètres d*étendue.
Quoi qu'il en soit, Tétude des admirables photographies obtenues à Taide des clichés de MM. Lœwy et Puiseux a permis de reconnaître un grand nombre de particularités nouvelles de réelle importance et dont certaines paraissent offrir un intérêt spécial au point de vue de la géologie sélénographique. Ainsi, comme l'ont fait remarquer très justement MM. Lœwy et Puiseux, « la liste des cratères de sommet, analogues par leur situation à ceux des volcans terrestres, se trouve accrue de plusieurs objets par les recherches du D' Weinek ».
Presque tous sont très petits, et il est à croire que cette catégorie deviendrait beaucoup plus nombreuse si l'on disposait de moyens optiques plus parfaits.
« Un cas fréquent est celui d'ouvertures parasites créées sur les parties élevées du bourrelet qui environne un cirque plus ancien. Le D' Weinek en signale un exemple très net sur le rempart de Walter h. Cette circonstance indique, comme l'a fait observer récemment le professeur Suess, que les forces éruptives ont trouvé plus de facilité pour se faire jour dans les régions saillantes que dans les régions déprimées de l'écorce. Les surfaces isothermes suivraient donc toutes les inflexions de la périphérie, et la solidification marcherait aussi vite, ou même davantage, sous les parties déprimées que sous les massifs montagneux. On remarquera l'entière conformité de ces vues avec celles qu'a émises M. Paye au sujet de la consolidation progressive de la croûte terrestre. »
Grâce à la grandeur des épreuves photographiques obtenues avec les clichés de MM. Lœwy et Puiseux, les divers accidents linéaires, vallées et sillons rectilignes, qu'une observation attentive révèle presque partout sur la surface visible de la Lune, sont incomparablement plus aisés à retrouver et à suivre que sur les cartes, et il est à espérer que, ces photographies aidant, on arrivera à édifier une théorie définitive de leur formation.
En attendant qu'il en soit ainsi, MM. Lœwy et Puiseux se proposent d'utihser leurs photographies lunaires à établir la base de la construction d'une carte générale de la Lune ^ l'échelle del millimètre pour 1800 mètres.
« Une telle carte, font-ils en effet observer fort justement
6 L'ANNÉE SCIEKTIFIQIIE.
serait précieuse, même au point de vue de Tétude de la Terre, en donnant la reproduction Adèle d'accidents qui ont sans doute eu leurs analogues sur notre globe, et qui ont trouvé sur la Lune des conditions plus favorables à leur conservation intégrale. »
Gomment s'est formée la surface lunaire.
11 y a déjà bon nombre d'années, le savant anglais Pouletf Scrope imagina une expérience fort ingénieuse, à Taide de laquelle il prétendait démontrer le mécanisme de la formation de ces cavités que les astronomes ont observées en grande abondance à la surface de la Lune.
11 remplissait une poêle à fnre d*un pouce ou deux de plâtre mêlé avec de Teau dans laquelle il avait fondu un peu de glu, et il mettait ce mélange sur un feu assez vif, jusqu'à ce que Teau fût entièrement évaporée.
Les bulles gazeuses qui venaient crever à la surface et constamment aux mêmes points, laissaient à la fin de Topération de nombreuses cavités circulaires avec un petit bourrelet de matière tout autour, et ces cavités ressemblaient tellement à celles de la Lune,(( qu'il est difûcile, déclarait Poulett Scrope, de ne pas être convaincu que notre . satellite a dû subir une opération analogue, quelque différente qu'en soit l'échelle ».
En un mol, notre Lune ne serait qu'un astre frit !
M. Stanislas Meunier a repris ces expériences, et, en modifiant quelque peu le mode opératoire, notamment en changeant la compacité de la pâle, il a réussi à déterminer des accidents spéciaux représentant en particulier l'un des traits distinctifs des volcans lunaires que Poulett Scrope ne semble pas avoir imité : il s'agit d'un petit mamelon situé au centre même des cirques. En suivant attentivement l'expérience, on s'assure que le mamelon se forme au même moment que le cratère enveloppant, ^u reste, d'après M. Meunier, il y a ressemblance complète entre le phénomène expérimental et ce qui a dû se passer dans la nature. Ainsi, dit-il, « les cratères se produisent en certains
points, el même suivant certains alignements réglés par la distribution de la chaleur et par la constitution qui en résulte de canaux de dégagement de la vapeur. Ils peuvent se grouper par deux ou trois ou davantage, et il arrive qu*un cirque unique en enveloppe plusieurs, ce qui est une disposition fréquente de la Lune. Dans ce cas, il est ordinaire que Taltitude dans les cirques soit différente de celle des régions environnantes : elle est souvent inférieure, ce qui est caractéristique aussi, d'après le témoignage des sélénographes ».
11 est encore à remarquer que les cratères sont répartis de façon fort inégale à la surface des récipients, si bien que des régions importantes demeurent parfois complètement lisses, tandis que d'autres sont couvertes de cirques et de cratères, rappelant exactement par cette disposition Taspect des régions de notre satellite baptisées des noms de mers et de continents.
Si l'on continue l'expérience jusqu'au dégagement de la plus grande partie de l'eau, l'on voit s'ouvrir des fissures présentant complètement l'apparence des rainures ou sélénoclases que l'on observe sur la Lune.
Ces expériences de M. Stanislas Meunier ne manquent donc pas, comme l'on voit,d'ètre particulièrement intéressantes, en ce qui concerne l'explication des phénomènes géologiques qui ont dû s'accomplir sur notre satellite, et, grâce à eux, il est actuellement possible, par analogie, d'en exposer une théorie précise.
Les planètes en 1895.
Le mois de juin 1895 a été particulièrement intéressant pour l'observation des planètes. À cette époque, Mercure, Vénus, Mars et Jupiter nous apparaissaient tous les quatre dans la constellation des Gémeaux; d'où plusieurs conjonctions, entre autres celle de Vénus et de Mars, le 5 juin, et celles de Mercure et de Jupiter à deux semaines d'intervalle, le 8 et le 22 juin. Rappelons que, le 42 avril, les planètes occupaient, pour la première fois depuis le commencement de l'ère chrétienne, les positions qu*elles avaient à la mort de Jésus-Christ. Étudions maintenant
8 L A>\Niî;E SCIEΫTIFIQIE.
séparément ces planètes, en notant les travaux effectués en 1895 sur chacune d'elles. Mbrcure. — On admettait généralement pour la masse de Mer-
cure la valeur FïîTTÂTnr» celle de la Terre étant -^, ,,,, et celle 551UUUU 5z4 439
du Soleil étant prise pour unité. En étudiant la révolution autour
du Soleil de la comète d*£ncke, et en voyant cette révolution
diminuer de 2 heures d'une apparition à Tautre, M. Backlund a
été amené à donner comme masse de Mercure la valeur ^^ »
c'est-h-dire beaucoup moins qu'on ne l'adoptait jusqu'ici, près-
que moitié moins. Au lieu d'être les çr-^ de celle de la Terre, la
masse de Mercure n'en est alors que les ttwttî.
L'observation des passages de Mercure devant le Soleil, le
9 mai 1891 et le 10 novembre 1894, faite par M. Barnard à l'équatorial de 12 pouces de l'observatoire de Lick, a donné à cet
astronome les valeurs jrj et 3-? pour l'aplatissement polaire ; la
moyenne des deux séries donne rp. II s'ensuivrait que la planète
tourne sur elle-même, et assez rapidement.
Vékus. — La question de la rotation de Vénus, l'une des plus délicates de l'astronomie contemporaine, n'avance pas vite. Ce n'est pourtant pas faute que les cascades de notre blanche voisine ne soient étudiées par un grand nombre d'observateurs, et par d'excellents. On continue d'hésiter entre 224 jours et 24 heures!
A l'observatoire de Lussinpiccolo, M. Léo Brenner a cru observer sûrement des déplacements de taches qui donneraient pour période de rotation 25 h. 57 m. 7 s. 5, c'est-à-dire une période analogue à celle de la Terre. A Milan, au contraire, M. Schiaparelli afûrme n'avoir constaté aucun déplacement certain. MM. Flammarion etAntoniadi croient pouvoir conclure de leurs observations que Vénus tourne sur elle-même en un temps peu éloigné de 24 heures, et que l'axe est peu incliné sur l'orbite, puisque les deux calottes polaires sont souvent visibles simultanément. Quoi qu'il en soit, le doute subsiste, et la question n'est pas encore résolue.
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Mars. — Parmi les grands travaux qui ont occupé les astronomes pendant l'annt^e dernière, les plus importants sont ceux qui concernent la planète Mars. M. Gampbell, de l'observatoire du Mont-Hamilton, pense que l'atmosphère de Mars ne contient pas de vapeur d'eau. Cependant il y a plus d'un siècle qu'on observe la formation des neiges martiennes pendant l'hiver et leur fusion pendant Télé. Si M. Campbell n'a pu constater lui-même au spectroscope de traces de gaz ou de vapeurs sur Mars, d'autres observateurs ont été plus heureux. Les résultats de MM. Barnard, Uuggins et Yogel sont en effet concordants. L'une des meilleures caries de Mars est celle qu'a dressée M. Stanley Williams en Angleterre; d'autres ont été faites par M. Léo Brenner à LussinpiccolOy et par M. Percival Lowell à l'observatoire qu'il a élevé spécialement dans ce but sur une montagne de l'Ârizona, aux États-Unis.
M. Young a pris une nouvelle mesure du diamètre de Mars à l'équatorial de 23 pouces de l'observatoire Ualsted ; il a trouvé :
Diamètre polaire 9^,748
Diamètre équatorial 9*, 765
Moyenne généi'ale 9'',757
L'irradiation peut diminuer le diamètre de 0",1 .
Les observations faites par M. Campbell sur les positions du premier satellite (Phobos) de Mars ont montré qu*il est beaucoup plus éloigné de la planète à son élongation orientale qu'à son élongation occidentale ; c'était le contraire en 1877, quand il fut découvert par M. Asaph Hall. La ligne des apsides de cette orbite tourne donc assez rapidement. Il parait en être de même pour le second satellite (Deimos) ; mais le fait estplus difficile à établir, parce que cette orbite est circulaire, tandis que celle de Phobos est nettement elliptique.
Les travaux exécutés jusqu'ici sur Mars permettent de donner une idée de la météorologie martienne. A la différence de la Terre, Mars n'a presque jamais de nuages ni de pluies. Les neiges sont fondues pendant Tété par le Soleil, et produisent des inondations périodiques qui font presque disparaître les canaux que nous apercevons pendant Tété; à cette période hivernale succède une époque d'évaporation, durant laquelle la vapeur d'eau est visiblement transportée des régions équatoriales aux régions polaires, où elle se condense sous forme de neige.
Jupiter. — Le géant de notre système a continué d*èlre Tobjet d'observations attentives et nombreuses. La tache rougeàtre est extrêmement faible. M. Denning, de Bristol, a trouvé pour la période de rotation (40i rotations) 9 h. 55 m. 41 s. 2; à l'observatoire de Poulkova, M. Seraphinofa trouvé 9 h. 50 m. 6 s.; M.Brenuer a pu, grâce à une nuit excellente (27 janvier 1895), /aire U tour du monde de Jupiter en dix heures, et prendre une série complète de croquis à des intervalles de AO minutes. Des études qu'il a faites pendant la dernière opposition (1894-95), M. Henderson a tiré une belle carte, en utilisant un télescope de
10 pouces -g» muni de grossissements 210 et 415.
A Paris, M. Bigourdan a repris, après tant d'astronomes, la mesure des diamètres apparents' des quatre satellites de Jupiter. La moyenne des nombres de Struve,Mœdler, Engelmann, Secchi, Hough, Burnham, Michelson et Bigourdan donne, comme diamètres apparents :
soit, en kilomètres :
Satdrse. — Cette merveilleuse planète a été l'objet de belles études de la part de M. Keeler, aux Ëtats-Unis, et de M. Deslandres, à l'Observatoire de Paris. Le premier a annoncé quMl avait fait à l'observatoire des monts Alleghany, non pas une découverte, comme les journaux l'ont prétendu, mais la vériûcation pratique d'une théorie admise depuis longtemps sur les anneaux de Saturne. Ceux-ci ne sont ni solides, ni liquides, ni gazeux, mais sont constitués par une quantité infinie de particules distinctes, qui tournent autour de la planète dans le plan de son équateur, avec une vitesse d'autant plus grande qu'elles sont plus rapprochées de lui, et qui sont tenues en équilibre par cette vitesse même. La zone intérieure parcourt son circuit en 6 heures environ, la zone extérieure en 12 heures C'est à MM. Keeler et Deslandres qu'on doit l'évaluation de ces vitesses : en comparant les raies des spectres fournis par le bord intérieur et le bord extérieur de l'anneau, on trouve que la vitesse des particules éloignées de Saturne est de 16 kilomètres à la seconde et celle des particules rapprochées de 20 kilomètres environ. L'aa-
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neau a 6^700 kilomètres de large et son épaisseur ne paraît pas dépasser 100 kiloroètres. On peut donc le comparer à un anneau de carton placé autour d'une orange qui y pénètre à frottement doux. La durée de la rotation de Saturne parait être, d'après les travaux de M. Stanley Williams, de 10 h. 15 environ pour des latitudes comprises entre 17 et 57 degrés; le mouvement n'est pas le même à Téquateur.
Nkptune. — En employant le réfracteur de Lick et un oculaire d*un grossissement de 1 000 diamètres, le professeur Barnard a trouvé que le diamètre angulaire moyen de Neptune, ramené à sa distance moyenne du Soleil (500 551), est de 2",455; ceci correspond à un diamètre de 55 000 kilomètres, alors que la plupart des ouvrages indiquent 56000 et même 59000 kilomètres.
Petites PLAMiTBs. — La photographie a permis de découvrir encore une trentaine de petites planètes entre Mars et Jupiter, il est vraisemblable que le diamètre moyen de ces astéroïdes est d'environ 150 kilomètres. Cérès a un diamètre de 850 kilomètres,
c'est-à-dire à peu près le j-r de celui de la Terre ; ceux de Pallas
et de Vesia sont de ^0 à 500 kilomètres. La plus voisine du Soleil, numérotée 550, est à 2 089 kilomètres du Soleil; la plus éloignée, Thulé, à 4262, en prenant la distance de la Terre au Soleil pour unité. A Texception de Vesta, que des vues exceptionnelles peuvent apercevoir à Tœil nu, elles varient de la huitième à la treizième grandeur.
Les éclipses de Tannée.
L'année 1895 a vu cinq éclipses, trois de Soleil et deux de Lune.
De ces trois éclipses de Soleil, la première, qui était invisible à Paris, eut lieu le 26 mars ; elle commença à 8 h. 48 du matin et dura jusque 11 h. 49, temps moyen de Paris.
La dimension apparente du Soleil étant prise pour unité, 'éclipse a eu comme grandeur 0,555.
En France, cette éclipse fut visible seulement en Bretagne el en Normandie. Son observation a donné lieu à la constatation
d'un fait intéressant. Au cours du phénomène, en effet, on put aperceToir, se dessinant en profil, à la façon de hérissures noires, sur le disque solaire, les montagnes Dœrfel et Leibnitz, montagnes mesurant, comme Ton sait, 8 000 mètres de hauteur chacune. Les formes de ces montagnes qui se dressent sur la portion de la surface lunaire s*interposant sur le Soleil, furent même si nettes, qu*un observateur, M. Lucien Rudaux, de Douville (Manche), put en prendre un bon dessin.
La région géographique présentant les conditions les meilleures pour Tobservation du phénomène se trouvait sur une ligne passant par le sud-est delà Nouvelle-Ecosse, par Terre-NeuTe et par le Labrador.
La seconde éclipse de Soleil eut lieu le 20 août. Elle débuta à midi ii minutes (temps moyen de Paris) et se termina à 2 h. 24 du soir. Visible seulement dans l'Empire Russe et au Cercle polaire, sa grandeur, rapportée au Soleil pris conune unité, fut de 0,268 à 1 h. 19 du soir, et vue du point géographique situé à la rencontre du 9i^ W de longitude Est de Paris et du 610 31' de latitude Nord.
La troisième éclipse de Soleil, enfm, survint le 18 septembre entre 7 h. 9 et 10 h. 38 du soir (temps moyen de Paris).
L'occultation porta sur les 0,736 du disque solaire. Le phénomène fut visible seulement dans Test de l'Australie, dans la Nouvelle-Zélande, dans les parties sud-ouest de l'océan Pacifique et dans la Mer polaire du Sud.
Les éclipses de Lune observées en 1895 ont donné lieu à des remarcjues intéressantes.
La première, qui fut totale à Paris, eut lieu le 11 mars; l'entrée dans la pénombre se fit à 1 h. 8, et la sortie à 6 h. 30 du matin; quant à la durée de la disparition complète du disque lunaire, elle fut de 1 h. 35.
Attentivement suivie dans un grand nombre d'observatoires, cette éclipse a fourni, entre autres renseignements, des indications importantes, en particulier sur le» colorations de la pénombre et de l'ombre au cours du phénomène, sur les dépressions et les surélévations lunaires, et sur les points lumineux.
Une observation entre autres mérite d'être mentionnée; elle fut faite à Québec (Canada) par le professeur Uoy.
D'après cet astronome, la coloration de l'ombre fut d'abord
d*un gris bleu; puis une teinte rouge-cuivre envahit lentement le disque lunaire et le couvrit entièrement, pendant que la bande grise disparaissait au bord opposé.
M. Roy, durant la période d'occultation complète, aperçut encore une étoile de 6* grandeur qui se rapprocha du bord lunaire, se projeta même sur le disque durant 5 ou 6 secondes, puis disparut ensuite lentement. Ces particularités doivent être attribuées à ce fait qu'au point du disque lunaire où elles sont survenues, existe la dépression d'un cirque.
U est encore à mentionner qu*au cours de la durée de réclipse un certain nombre de photographies ont pu être prises, notamment à Meudon par M. Trouvelol, à l'observatoire de la Société astronomique de France par M. Guéminot, etc.
M. Bass à Genève et M. Loiseau à La Flèche ont observé deux occultations au bord éclipsé, et le premier de ces deux savants, dont l'étude fut favorisée par un temps magnifique, put même apercevoir un grand nombre d'étoiles et des planètes, entre autres Ârcturus, Régulus, l'Épi, Saturne, Antarès, Véga, etc., et même certaines nébuleuses, ainsi que dans les nuits très sombres.
Quant à la seconde éclipse de Lune de l'année, bien que totale, elle ne fut que partiellement visible à Paris. Elle débuta le 4 septembre, à 2 h. 59 du matin, pour se terminer à 9 h. i i. Mais, à cette date, la Lune se couchant à Paris à 5 h. 20, le phénomène, ipêo facto, ne put être suivi en son entier.
En dépit de ces circonstances défavorables, des observations eurent lieu, et il a été pris un certain nombre de photographies et de dessins des phases observées.
Comme au mois de mars, la coloration de la corne fut trouvée d'abord jaune, puis brune.
Les oomètes en 1895.
Le 20 août dernier, M. Swift découvrait aux États-Unis une comète très faible, arrondie et très pâle. Le 21, M. Barnard l'observait au Mont-Hamillon, et, le 24, on l'observait dans la plupart des observatoires d'Europe. Cette comète n'est observable
qu'aux grands instruments; elle a été observée, par exemple, le 23 août, par M. Le Cadet, à Téquatorial coudé de robservatoire de Lyon : elle apparaissait comme une nébulosité très faible et très diffuse, également étendue dans tous les sens. Cet astre mérite d'attirer l'attention des astronomes, car il appartient, d'après les calculs de M. Schulhof, à ce groupe remarquable de comètes qui, sans être identiques avec la comète de Lexell, paraissent aroir eu avec elle une origine commune. Cette famense comète de Lexell passa en 1767 si près de Jupiter, qu'elle en modifia la durée de révolution de cinquante ans en cinq ans ; elle fut découverte par Messier en 1770, mais reçut le nom de Lexell, qui eu avait calculé immédiatement l'orbite : la période fut trouvée égale à cinq ans et demi, et les calculs du géomètre furent Térifiés pendant tout le temps de la visibilité. Le Verrier a calculé les éléments de l'orbite hypothétique qu'a dû suivre après 1779 la comète de Lexell, et ces éléments sont, à de petites différences près, ceux que M. Schulhof a déduits de quatre observations précises faites en août, septembre et octobre derniers. Il est à désirer qu'on observe cet astre aux instruments les plus puissants le plus longtemps possible, d'autant plus qu'il y a peu de chances de le retrouver avant Tannée 1951, époque de son cinquième retour, étant donné que sa durée de révolution est d'environ 7,2 années, avec une incertitude de 15 jours en plus ou en moins. Les éléments calculés par M. Schulhof montrent qu'en avril 1886 la comète a dû se trouver assez voisine de Jupiter : c'est là encore un point de rapprochement entre la comète de 1895 et celle de 1770. Au mois de novembre 1894, M. Swift fils avait découvert une comète dont M. Schulhof calcula l'orbite et qu'il reconnut identique à celle de Vico, perdue depuis 1844, mais calculée alors par M. Faye avec tant d'exactitude, que sa marche suffisait à ïa reconnaître après cinquante ans d'invisibilité. Les observations que l'on continue à en faire décideront du nom de la comète observée le 20 août par l'astronome américain, et tout porte à croire dès maintenant qu'elle n'est auti*e que celle de Lexell.
Une brillante comète, de septième grandeur, a été découverte le 16 novembre 1895, à l'observatoire de Lick, par M. Perrine. Cet astre, qui porte son nom, a passé au périhélie le 18 décembre 1895, son éclat ayant augmenté à cette date, d'après les
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COSMOLOGIE : ASTROxNOMIE. 15
calculs de fl. Lamp, de plus de soixante fois sur celui de Tépoque de la découverte. Elle a, d*après M. Esmiol, qui l'a observée à Marseille, un noyau grenu de neuvième grandeur, et une queue de 5' à 6' d'étendue. Elle a été observée le 18 novembre à Edimbourg par M. Halm, et le 7 décembre à Juvisy par M. Antoniadi.
Cinq jours plus tard, une nouvelle comète était découverte, également en Amérique, par N. Brooks, à Gène va (État de New- York). C'est une nébulosité très faible, large, arrondie, de 2' à V de diamètre, légèrement plus brillante dans la région centrale, qui a l'aspect granuleux sur environ 25" d'étendue. Elle a été observée le 25 novembre à Nice par M. Javelle, le 27 à Rome par M. Millosevicb, et le 29 à Dresde par M. d'Ëngelhardt. D'après les calculs de MM. Berberich et Deichmuller, les éléments de la comète Brooks ont une grande analogie avec ceux de la comète de 1652, calculés par llalley d'après les observations d'Uévélius.
Ajoutons en terminant que la comète Paye a été retrouvée le 28 septembre par M. Javelle à Tobservatoire de Nice.
Les recherches spectrales de M. Deslandres.
La lunette permet à l'astronome de voir, sous forme de petits points brillants, bleus, jaunes ou rouges, suivant les cas, les étoiles qu'il n'apercevait pas à l'œil nu. Grâce au spectroscope, il peut séparer les rayons élémentaires dont la réunion constitue la lumière des astres, et avoir sur eux des renseignements plus complets. De là l'importance qu'est appelée à prendre en astronomie cette jeune et déjà riche branche de la science qu^on nomme l'analyse spectrale. Par elle, on connaît la nature chimique des gaz qui occupent la surface d'un astre, et même ceux des régions plus élevées au-dessus de la surface, et qui correspondent à la cbromosphère et aux protubérances de notre Soleil. Mais il est un autre service que nous rend cette analyse. L'application aux spectres stellaires du principe de Doppler-Fizeau permet de déterminer la vitesse avec laquelle un astre s'approche ou s'éloigne
de la Terre : c'est la vitesse suivant le rayon visuel, ou, plus simplement, la vitesse radiale. Cette application de la spectroscopie permet de reconnaître des mouvements qui échappent à la lunette simple.
C'est au D' Huggins que sont dues les premières obsenrations de vitesse radiale : il constata, en 1868, dans les spectres de certaines étoiles, des déplacements des raies par rapport aux raies similaires d'un spectre terrestre, ces déplacements étaut proportionnels aux vitesses radiales, mais atteignant au plus quelques centièmes de millimètre. La photographie est venue puissamment aider les observateurs que la délicatesse et la difficulté de ces expériences avaient quelque peu arrêtés dans cette étude. Dès l'année 1890, le professeur Pickering, directeur de l'observatoire de Harward Collège, dédoublait ainsi p du Cocher et ; de la Grande Ourse, étoiles simples aux plus grands télescopes, en montrant que leur spectre est formé de deux spectres semblables, qu'un déplacement périodique empêche le plus souvent de coïncider. De même, M. Vogel étudiait, à l'observatoire de Potsda m, l'étoile pdePersée, ou Algol, variable à courte période, A laquelle la théorie adjoignait un satellite moins brillant, dont l'interposition produisait les éclipses périodiques. L'analyse spectrale lui montra qu' Algol s'éloigne et se rapproche du Soleil, et par suite décrit une orbite, d'où l'existence du satellite conûrmée. A Poulkova, M. Belopolski obtint, avec le grand réfracteur de l'observatoire, des résultats analogues avec 5 de Céphée, puis avec ; d'Hercule : cette étoile s'avance vers nous à la vitesse de 70 kilomètres à la seconde. Par le même raisonnement qui a conduit Le Verrier à déduire des perturbations de la planète Uranus l'existence et la position de Neptune, M. Vogel a assigné un compagnon obscur ou d'éclat plus faible à l'étoile a de la Vierge, qui ne fait pas partie du groupe des étoiles variables. En France, c'est surtout à M. Deslandres, astronome-adjoint à l'Observatoire de Paris, que Ton doit les travaux les plus intéressants sur cette question. Son appareil est constitué par un prisme objectif qui donne et juxtapose les spectres stellaires, et par un spectroscope à fente qui fournit et juxtapose les spectres terrestres. Le prisme objectif est dxé k un équatorial photographique complété par un viseur; ce prisme peut être argenté sur une face et disposé de telle sorte que, les rayons le traversant deux fuis, la dispersion soit doublée. Un petit
piisme à réflexion lotale est placé vis-à-vis du milieu de la fente extérieure, et un collimateur à fente de speciroscope ordinaire est placé sur le côlé, perpendiculairement aux rayons incidents de rétoile. Un spectroscope ordinaire à fente est ainsi constitué par le collimateur et son prisme à réflexion totale, par le grand prisme objectif et par la grande lunette. On photographie le spectre stellaire, puis, au milieu de la pose, le spectre terrestre, de manière qu'ils soient tous deux symétriques par rapport à Taxe optique de la lunette, et placés de telle sorte que les raies de même réfrangibilité se correspondent. On répète cette opération, immédiatement ou quelques jours après, avec Tétoile suivante, en ayant soin de juxtaposer, à Taide du viseur, les spectres stellaires enire eux et aussi les spectres terrestres, à Taide d'un obturateur mobile. La variation de vitesse d'une étoile à \^ suivante est alors représentée par le déplacement des spectres stellaires, diminué du déplacement des spectres terrestres. En prenant pour étoile iniliale une étoile de vitesse radiale connue, on aura les vitesses absolues.
Cette méthode a été appliquée par M. Deslandres à l'étude de p de la Petite-Ourse et de a de l'Aigle (Altaïr). Pour une même étoile, les vitesses prises à des dates diflerentes ofl'raient des écarts supérieurs aux eiTeurs d'observation : il faut en conclure que ces étoiles, simples avec les grands télescopes, sont en réalité composées, et ont un mouvement orbital ; il doit d'ailleurs en être de même pour toutes les étoiles. Altaïr a été particulièrement étudiée. A l'inverse des autres étoiles blanches, elle a des raies métalliques (celles du fer et du calcium par exemple) presque aussi larges que celles de l'hydrogène. Les variations de vitesse sont périodiques, mais complexes ; elles peuvent être représentées par deux oscillations superposées, de période et d'amplitude diflerentes : conséquemment, Altaïr est au moins triple, et les deux périodes de révolution (quarante-trois jours et cinq jours) indiquées par le spectroscope sont les durées des rotations de deux astres secondaires gravitant autour de l'astre principal.
Ï.^SVIÉE SCIENTIFIQUE.
yGoOgfë
Les variations d'éclat de l'étoile Algol.
On sait que certaines étoiles, dites étoiles variables, éprouveDt des vnriations d'éclal plus ou moins régulières et plus ou moins étendues, pour revenir au même état à des époques sensiblement équidistantes. La plus anciennement connue de ces étoiles est o de la Baleine, appelée communément Mira Geti — (da Merveilleuse de la Baleine » — qui est, sinon invisible, du moins très peu brillante la plupart du temps, et qui arrive, dans une période d'environ onze mois, à un maximum de lumière pendant lequel elle brille comme une étoile de seconde et même de première grandeur. C'est à Maraldi, Pigott, Goodricke, etc., qu'on doit les premières découvertes dans cet ordre de phénomènes; mais c'est surtout W. Ilerschel puis Argelander, qui ont donné plus tard une grande impulsion à l'étude des étoiles variables. De nos jours, cette partie de l'astronomie est particulièrement étudiée en Amérique, où M. Chandler en est le représentant le plus autorisé. Ces variations de lumière sont régies le plus souvent par des lois assez complexes, et l'on est, en général, encore incertain à ce sujet, malgré le concours précieux qu'a apporté dans ces dernières années l'analyse spectrale à ces études.
Toutefois quelques-uns de ces astres présentent, dans leur variabilité de lumière, une simplicité qui a permis d'en étudier assez avant les diUérentes phases. La plus remarquable des étoiles de ce type est sans contredit l'étoile p de Persée, plus connue sous le nom d'Algol. Elle passe de la deuxième à la quatrième grandeur dans la période rapide de 2 jours 20 heures 48 minutes 55 secondes, ou de 69 heures environ, et, ce qu'il y a de plus remarquable, c'est que celte sorte d'échpse partielle ne dure que six minutes. Remarquée d'abord par Monfanari en 1669, elle fut surtout étudiée par Schmidt (d'Athènes), qui en expliqua la variation d'éclat par la rotation d'un astre éclipsant partiellement Mgol, la phase centrale durant six minutes. Les phénomènes se succèdent avec une telle régularité, qu'Arago avait pensé qu'en déterminant soigneusement les instants des phases d'AIgoI, on pouvait presque s'en servir pour mesurer la vitesse de la lumière, comme avait fait jadis Rœmer en étudiant les éclipses des satellites de Jupiter.
Les varialions d'éclat d'AlgoI au cours de chaque éclipse, déterminées par Schônfeld avec beaucoup de soin, ont permis au professeur Pickering de connaître Torbile du satellite soupçonné : en la supposant circulaire^ cet astronome a trouTé que le rayon de cette orbite est égal à environ 5 fois celui d'Âlgol ;
que la masse du satellite est à peu près les 7 de celle de Tétoile
principale; qu'enfin le plan de cette orbite passe presque par la Terre, de telle sorte qu'elle se projette sur la sphère céleste suivant une ellipse très allongée. L'analyse spectrale est venue confirmer cette hypothèse, car M. Yogel a démontré qu'Algol se meut vers la Terre avec une vitesse variable dont la période est également de 69 heures : à un moment donné, l'étoile s'avance vers nous avec une vitesse de 45 kilomètres à la seconde, pour s'en éloigner d'autant 34 heures et demie après. C'est ce qui doit être, puisque Algol et son compagnon doivent efl'ecluer en 69 heures une révolution complète autour de leur centre de gravité.
Si l'on compare les époques des minima d' Algol, on trouve, en observant plusieurs années, des intervalles tous égaux entre eux. Mais il n'en est plus de même si l'on étudie les phénomènes pendant une longue série d'années, un siècle par exemple : on trouve alors qu'ils se succèdent de plus en plus tôt ou de plus en plus tard, l'écart pouvant atteindre jusqu'à 3 heures, c'està-dire une quantité supérieure aux erreurs d'expérience. Pour expliquer ce désaccord, M. Chandler, qui le premier le mit en évidence, suppose qu'Algol et son satellite sont entraînés simultanément d'un mouvement circulaire et uniforme autour d'un autre astre obscur, la révolution ayant une durée de 140 années. En réunissant toutes les positions d'Algol observées depuis plus d'un siècle, M. Chandler a vérifié — preuve en faveur de son hypothèse — que ces positions éprouvent le changement voulu dans la période de 140 ans.
Toutefois cette révolution du système d'Algol autour d'une troisième étoile, qui doit être plus importante que les deux autres, est d'autant moins probable qu'il devrait en être de même pour deux autres étoiles variables, V de Céphée et U d'Ophiucus, qui présentent, d'après M. Chandler, des irrégularités de même genre. M. Tisserand admet l'existence de deux astres, Algol e
son compagnon obscur» le premier étant légèrement aplati et Torbite du second elliptique au lieu d'être circulaire. Dans ces conditions, l'orbite elliptique tourne dans son plan d'après les lois de l'attraclion universelle et en vertu du renOement équatorial. Conséquemment, il devra y avoir entre les époques des minima successifs, autrement dit entre les instants où le compagnon s'interpose devant Algol, une légère irrégularité, dont la période sera égale à In durée de la rotation du grand axe de l'ellipse. En comparant aux chKTres donnés par M. Chandier ceux
qu'on obtient ainsi pour la durée et l'amplitude, on trouve ^ poor
l'excentricité de l'orbite, et r^ pour l'aplatissement d'Algol. Ces
deux conclusions ne sont d'ailleurs pas en contradiction avec les observations. L'aplatissement doit exister, puisque Algol tourne sur lui-même. De plus, dans l'hypothèse du savant directeur de l'Observatoire de Paris, l'ellipse doit nous présenter, à 120 ans d'intervalle, son diamètre minimum et son diamètre maximum; la vitesse du satellite est, dans le premier cas» maxima, et il met moins de temps à passer devant le disque d'Algol; la durée des éclipses, dans la même hypothèse, doit èlre plus longue aujourd'hui — et d'environ deux heures — qu'à la On du siècle dernier; et la phase centrale doit être maintenant plus courte qu'alors. La confirmation de toutes ces conséquences est une garantie de l'hypothèse de M. Tisserand, que viendront corroborer un jour ou l'autre de nouvelles mesures spectroscopiques.
Détermination de la position du pôle par la photographie.
On sait que la position du pèle céleste change continuellement parmi les étoiles, en vertu de divers mouvements de la Terre, dont le principal est celui de la précession des équinoxes.
D'après M. C. Flammarion, rien ne serait plus simple que de déterminer celte position avec une parfaite précision.
Pour Gela, il suflirait de diriger un appareil photographique
sur le pôle et d'enrAgisIrer sur la plaque sensible l'image des étoiles accomplissant leur rotation circompolaire. Le 6 septembre dernier, M. Flammarion, en coUaboralion
Détermination de la position du pôle.
avec M. Antoniadi; quijavait^à sa disposition un excellent objectif photographique de 6 pouces et des plaques Lumière d'une sensibilité parfaite, essaya, à son observatoire de Juvisy, de
réaliser cette détermination. L'expérience réussit à souliait.
La pose fut de 250 minutes, de l^,h(i à minuit. Le cliché obtenu donne des tracés circulaires d'étoiles mesurant 62«,5, et la largeur de ces tracés dépend uniquement de Téclat photogénique de rétoile considérée et de la vitesse de son mouvement, vitesse qui est naturellement d'autant plus faible que l'on s'approche davantage du pôle, où elle est nulle.
La plus épaisse de ces trijectoires, a relevé M. Flammarion, est celle de la Polaire, dont la distance au pôle est actuellement de ioj.V Si»".
Quant à l'étoile la plus proche du pôle, et qui en e a extrêmement voisine, dit l'ingénieux astronome, elle s'est enregistrée sous la forme d'un trait minuscule : malgré son amplitude de 62 degrés, sa distance polaire est exactement de 5',4. « Celte étoile est la circompolaire t du catalogue de Carrington, de 10' grandeur. Sa position était, en 1855, 22',15 et 0» J2'; elle est aujourd'hui vers 17\45 et O*' 5'. »
La formation du calendrier.
On sait que la durée exacte de l'année solaire ne coïncide pas d'une façon complète avec- celle des calendriers existants.
Ainsi , tandis que l'année solaire mesure exactement
565',2 422I69 , le calendrier Julien accorde à l'année
365 jours + 1/4, soit 3(i5^25; le calendrier Grégorien lui donne
365 jours + V^~77n'i' soit 505^2 i25, et le calen<ilrier Perse 4()u
365 jours + 8/35, soit 365^24242424....
Comme on le voit, d'après ces chitTres, c'est le calendrier Perse qui des trois se rapproche le plus de la réalité, sans être tout à fait exact ; il s'en faut en effet d'une journée pour une période de cinq ouille ans environ.
Or, a remarqué à ce propos M. A. Auric,si l'on réduit en fraction continue la partie fractionnaire du nombre représentant la durée de Tannée solaire, on trouve les réduites successives :
1 2. ± IL 1?. ^ m
V 29' 35' 128' loi' 289' 1317**'
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La première réduite correspond au calendrier Julien, la troisième au calendrier Perse.
Dans ces conditions, mentionne l'auteur de cette remarque, (( il parait possible d*obtenir une approximation bien plus grande qu'ayec ce dernier calendrier en adoptant la quatrième réduite, ce qui conduirait à une manière de compter très analogue à celle du calendrier Grégorien. Il suffirait de dire que toutes les années dont le millésime est divisible par A sont bissextiles, sauf celles dont le millésime est divisible par 128, règle qu'il serait très facile d'appliquer ».
Avec cette bypothèse, le calendrier donnerait, pour Tannée,
365 + j^» soit 365^24211 875, etTapproximation serait d'environ dix fois supérieure à celle du calendrier Grégorien.
L'inscription astronomique de Keskinto.
Il y a quelques mois, M. Hiller von Gœrtringen publiait, dans les Inscripiiones grœcœ insularum maris jEgeiy la traduction d'un fragment d'inscription astronomique, déchiffré avec le concours de M. Paul Tannery,et contenant des conclusions importantes sur l'état de la théorie des planètes immédiatement avant Hipparque.
Cette inscription, qui fut découverte dans l'île de Rhodes et dont la date peut être fixée entre 150 et 50 ans avant Jésus- Christ, se rapporte à ce que les premiers astronomes appelaient la grande année, c'est-à-dire à la période au bout de laquelle toutes les planètes devaient revenir dans les mêmes positions relatives, en ligne droite par exemple.
D'après le Journal du Ciel, auquel nous empruntons ces détails, cette inscription porte des traces de remaniements et de corrections qui ne peuvent être attribuées qu'à Hipparque. Cette « grande année », inscrite sur le document en question, n'est pas complète : elle n'est relative qu'au Soleil, c'est-à-dire à la Terre, puis à Mars, Jupiter et Saturne. Pour les anciens, c'était le Soleil qui tournait autour de la Terre, et dans l'inscription même ce ne sont ni le Soleil ni la Terrequi figurent, c'est Mercure, la planète la plus
voisine du Soleil; mais il esl inscrit comme ayant une révolution sidérale moyenne de 565 jours 25 centièmes, la même que le Soleil.
L'inscription fixe nettement k 291 400 ans, ou 291 400 révolulions sidérales moyennes de Mercure ou du Soleil ou de la Terre, cette durée de la grande année, correspondant à 154 920 révolutions de Mars, 24 500 de Jupiter et 9920 de Saturne. 11 en résulte 1 an pour la révolution de la Terre, 687^02 pour Mars, 4344^24 pour Jupiter et 10 729^22 pour Saturne. Les vrais nombres sont reconnus aujourd'hui respectivement de : 365,25 — 686,98 — 4332,59 - 10 759,24 : l'accord est donc déjà extrêmement remarquable.
La même inscription donne en outre les nombres de révolutions synodiques des mêmes planètes, ce quiesl bien plus important, car c'est là certainement ce qui a été mesuré directement parles anciens, puisqu'elles sont fixées par les élongations (époques de plus grande visibilité) pour Mercure, et par les oppositions (passages derrière la Terre par rapport au Soleil) pour les trois autres planètes.
Les nombres de ces révolutions synodiques sont donnés, sur l'inscription, de : 918 700 pour Mercure; 136480 pour Mars; 266 900 pour Jupiter; 281480 pour Saturne. Toujours en 201 400 ans.
Ces nombres donnent, pour la durée d'une révolution synodique, en jours : 115,85 pour Mercure; 779,85 pour Mars; 2:98,78 pour Jupiter; 378,12 pour Saturne.
Nous ne dirions pas mieux aujourd'hui.
On s'étonnera peut-être de ne pas voir figurer Vénus sur l'inscription de Rhodes ; mais cela est assez naturel : les anciens voyaiant bien que Vénus était entre nous et Mercure; il devait leur être impossible, avec la Terre supposée immobile, de donner 116 jours à la révolution synodique de Mercure, et 584 jours à celle dt Vénus — plus qu'au Soleil. On peut presque dire que s'ils avaient pu faire cette détermination, ils en auraient conclu que la Terre n'était pas au centre de l'Univers, et qu'ils ont reculé devant le bouleversement de leurs idées à ce sujet.
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La couleur du ciel.
Jamais jusqu'ici Ton n'avait encore donné une explication vraiment satisfaisante de la coloration bleue du ciel. Grâce à M. W. Spring, cette question semble aujourd'hui à peu près résolue d'une façon définitive.
D'après M. Spring, il faudrait attribuer cette coloration à ce fait que la lumière qui se voit dans tous les points du firmament est une lumière polarisée et non pas une lumière directe. Celte circonstance, en l'espèce, est capitale.
Sous une grande épaisseur, les éléments constitutifs de l'air, l'azote excepté, présentent une teinte bleue; or l'épaisseur de notre atmosphère est trop faible pour que par leur trajet direct les rayons du Soleil se chargent de cette couleur de la façon intense dont nos yeux la remarquent.
Mais, si Ton tient compte de la lumière polarisée, on voit que les choses changent.
Dans cette dernière hypothèse, en elfet, en dehors des rayons solaires directs, nous en percevons d'autres, qui, après avoir frappé directement la surface de la Terre, ont été réfléchis dans toutes les directions.
Mais ces derniers rayons, en cheminant dans l'atmosphère, au fur et à mesure qu'ils s'éloignent du sol, rencontrent des couches d'air de moins en moins denses. Or à chaque couche nouvelle ils subissent, en vertu des lois de la réfraction, une déviation nouvelle, si bien qu'ils vont en s'éloignant sans cesse de la normale, et quey quand ils viennent frapper les dernières couches atmosphériques, ils se présentent sous un angle tellement ouvert, qu'ils cessent de pouvoir aller plus loin et sont ramenés vers le sol après avoir subi le phénomène bien connu de la réflexion totale.
Ils n'en ont pas moins, grâce à ce cheminement, accompli dans l'atmosphère une course deux ou trois fois plus considérable que les rayons solaires directs, et ont eu le temps de se charger de la couleur de toutes les épaisseurs d'air franchies.
D'après cette explication, vraiment fort ingénieuse, de M. W. Spring, le bleu du ciel ne serait donc autre chose qu'un phénomène de mirage.
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26 VXyytE SCIENTIFIQUE.
Nouveaux instruments d'observatoire.
A mesure que les instruments d'optique se perfectionnent, les découvertes célestes se multiplient» et telle partie du ciel qui nous paraît, même avec de bonnes lunettes, dépourvue d'étoiles, se peuple d'astres quand nous Tobservons avec ces télescopes merveilleux dont le génie humain accroît chaque année la puissance. Hier, c'était l'annonce de la fabrication, à léna, d*nn objectif gigantesque de 1 m. 13 de diamètre, destiné à la photographie astronomique. Aujourd'hui, c'est un de nos compatriotes, M. Mantois, qui commence pour l'Exposition de 1900 un télescope plus puissant encore. Le miroir, en verre argenté, a 5 mètres de diamètre et 0 m. 60 d'épaisseur, et pèse la bagatelle de 10000 kilogrammes. L'objectif a 1 m. 25 d'ouverture et 60 mètres de distance focale. Le grossissement, de 10000, permettra de voir la Lune, non pas à 1 mètre — ce qui d'ailleurs n*est pas nécessaire — mais à 38 kilomètres.
Jusqu'à présent on n'a pu observer les étoiles filantes qu'à l'œil nu, et déterminer les points radiants, c'est-à-dire les points d'où elles semblent diverger, qu'en prolongeant en arrière les trajectoires ainsi observées. On vient d'imaginer à l'observatoire de Yale Collège, aux États-Unis, un ingénieux appareil photographique, construit par MM. Swazey et Warner, se composant essentiellement de six chambres noires disposées de telle manière que leurs champs respectifs sont continus et embrassent par leur ensemble une immense étendue de la voûte céleste. L\*»xe polaire sur lequel ces chambres noires sont montées équatorialemenl est entraîné par un mouvement d'horlogerie placé h la partie inférieure. Naturellement, les chambres noires sont mobiles en déclinaison, et peuvent être dirigées simultanément sur telle ou telle région du ciel. Il est à présumer que des photographies prises avec cet appareil permettront d'avoir les points radiants avec une grande exactitude.
Enfin, l'astronomie s'est encore enrichie cette année d'un nouvel appareil, dû à M. G. Lippmann, le savant professeur de la Sorbonne. C'est un appareil à miroir destiné à immobiliser par réflexion non plus l'image d'une étoile, comme dans le sidérostat,
mais rimage du ciel tout entier. Le principe de l'appareil est extrêmement simple. On sait * que, lorsqu'on fait tourner un miroir d'un certain angle, l'image A' d'un point A quelconque tourne dans le même sens de l'angle double. Inversement, en considérant l'image A' comme un objet, si A' tourne d'un certain angle, il suffira de faire tourner le miroir d'un angle de moitié pour que l'image À de A' reste invariable de position. Si donc A' tourne autour de G d'un mouvement uniforme, il suffira, pour obtenir l'immobilité de A, de communiquer au miroir M une vitesse égale à la moitié de celle de A'. C'est ce qui est réalisé dans le cœloslal. A un axe parallèle à la ligne des pôles est fixé un miroir, qui, par suite, est lui-môme parallèle à la ligne dt-s pôles; Taxe tourne sur lui-même, en entrai- I '<:-.
nant le miroir, avec une vitesse ^ A '
uniforme d'un tour en quarantehuit heures sidérales, dans le sens ^""''P*^ ^" '®^'''"*du mouvement des étoiles. En
installant à poste fixe une lunette braquée sur le miroir, l'appareil fait fonction d'équatorial : l'image du ciel, immobile dans le miroir, l'est aussi dans le plan focal de la lunette. On n'est pas maître de diriger la lunette suivant une horizontale quelconque, car la distance polaire de l'image d'une étoile demeure constante comme celle de l'étoile elle-même ; mais, la position initiale du miroir pouvant être modifiée, on peut disposer de fazimut. Comme l'observateur n'a pas à se déplacer, cet appareil est préférable à l'équatorial droit. Sa simplicité permet d'en faire un appareil de précision, car on peut faire supporter les coussinets par un pilier de maçonnerie, et prendre l'axe du miroir d'une solidité suffisante pour que la flexion soit négligeable ; si elle ne rétait pas, on la mesurerait, au cours des réglages, expérimentalement. Enfin des vis de rappel adaptées à la lunette permettent de suivre les étoiles sans toucher au miroir, puisque ce dernier est indépendant de la lunette.
1. Voici la d<^monstration de ceUe proposition fort simple : AVk' = aÎm' — i^M' = A'OM' — AOM' = 90 -H Uok' — (90 — MOM) = 2 MOM'
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