HUITIÈME AK^ÉE

Les étoiles filaates.

Un phénomène physique commence à être compris le jour où Ton découvre, pour la première foîs^ dans sa marche, une régularité, une périodicité quelconque. Le retour identique des mêmes phases fait deviner tout d'abord Texistence d'une loi secrète qui préside aux manifesta- , tions, en apparence capricieuses et complexes, dont nous sommes témoins. Comparant ensuite les époques de ces retours et les intervalles qui les séparent, avec les périodes d'autres phénomènes naturels, on ne tarde pas à découvrir celui dont la marche s'accorde avec le phénomène qu'il s'agit d'expliquer, et l'on a, de cette manière, saisi le fil d'Ariane qui doit guider à travers les méandres du labyrinthe. On marche alors sur un terrain solide; ou vm 1

procède du connu à l'inconnu; de la simultanéité des phénomènes, on conclut à une plus étroite connexion, et ce que l'observation ne peut apprendre, une synthèse hardie nous le révèle, en complétant les anneaux de la chaîne des théories qui relie les faits entre eux.

On a commencé à soupçonner l'origine des taches solaires le jour où Ton a constaté que leur nombre augmente et diminue périodiquement suivant la même loi que les variations annuelles de la déclinaison magnétique. Pour prendre un exemple plus net, on est airivé à expliquer les marées de l'Océan dès qu'il a été bien établi qu'elles suivent le cours des phases de la lune. C'est enfin par la même méthode scientifique que, dans ces derniers temps, on a pu fonder une théorie exacte des étoiles filantes sur le fait de leur recrudescence à certaines époques de l'année.

Les étoiles filantes ont été, de tout temps, l'objet de mille superstitions. Chez les anciens, le peuple y voyait" le présage de la mort de quelque grand personnage. Il était difficile de détruire cette opinion du vulgaire, car un personnage important mourait nécessairement chaque année. Il y a d'ailleurs, dans cette rapide apparition, suivie d'une extinction subite, d'un astre du firmament étoile, quelque chose de saisissant qui a toujours vivement impressionné l'esprit de l'homme et qui l'a porté à identifier le phéno- < mène céleste avec ses propres destinées :

Encore une étoile qui file Qui file, file et disparaît.

dit notre poëte populaire, Béranger, faisant allusion à de ' grandes personnalités contemporaines. C'est la même idée qui frappait Tesprit des anciens, car l'imagination et la poésie ne varient guère dans leurs manifestations, malgré les temps et la durée.

A l'époque du renouvellement des sciences, on vit dans les étoiles filantes, des astres vagabonds, qui venaient faire

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ASTOONOBOE. 3

une apparition mOTientaoée snr la scène du monde, pour se replonger immédiatement après dans les profondears des espaces. Les Allemands appellent encore aujourd'hui ces astres, étoiles mouchantes {stem-schnuppenjy comme pour indiquer que ce sont des déjections de quelque étoile fixe, des produits d'éruption volcanique lancés des régions planétaires. Les savants du dernier siècle voyaient dans les étoiles filantes des traînées de gaz hydrogène enflammé, des vapeurs métalliques condensées, des pierres lancées par les volcans de la lune, etc.

On admet assez généralement aujourd'hui que les étoiles filantes sont des corps qui circulent dans les espaces planétaires, sous l'influence de l'attraction du soleil. Ces corps traversent de temps en temps notre atmosphère; là, ils s'embrasent, et le plus souvent s'y consument en entier. Les bolides ou globes enflammés^ qui sillonnent souvent le del, et dont l'apparition est assez fréquente, sont des météores cosmiques de la même origine : ce sont des étoiles filantes en miniature.

M. Faye s'est constitué devant l'Académie des sciences le défenseur de l'hypothèse que nous venons d'exposer et qu'il a complétée par des développements nouveaux. Si cette théorie n'est pas entièrement certaine, elle a du moins le mérite de rencbre compte de tous les faits observés, et notamment de la périodicité de ces météores lumineux. Elle permet, en outre, de grouper ensemble, d'identifier, pour ainsi dire, les étoiles filantes, les bolides et les aérolithes ou pierres tombées du del.

Ce dernier phénomène a été nié, on aura peine à le croire, jusqu'en 1790. Les journaux du temps traitèrent de « conte ridicule » le fait établi par un procès-verbal dressé par la mnoicipalifé de Juoliac, constatant que, le 24 juillet 1790, il était tombé dans les champs, sur les toits des maisons et dans les rues, une grande quantité de. pierres. L*Aca-

Hiie des sciences de Paris avait, la première, donné

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4 L ANNEE SaENTIFIQUE.

l'exemple de l'incrédulité en cette matière. En 1769, elle avait déclaré que la pierre ramassée, au moment de sa chute, près de Lucé, par plusieurs personnes qui i'avarent suivie des yeux, n'était pas tombée du ciel, attendu que « ce phénomène était impossible, » Il aurait fallu que la pierre fût tombée sur la tête d'un académicien, pour que l'on eût consenti à croire à l'existence du phénomène.

Les Chinois ont pourtant enregistré dans leurs annales, des chutes d'aérolithes dès Tan 644 avant notre ère. Lycosthène, Plutarque, Tite-Live, Pline, etc., parlent de pierres tombées du ciel, et les anciennes chroniques abondent en récits analogues. C'est à Chladni qu'on doit le premier catalogue d'aérolithes. Ce sont les travaux persévérants de ce physicien qui ont fait revenir les savants des énergiques préventions qui existaient contre tout phénomène de ce genre*.

L'analyse chimique des aérolithes et des aérosidéntes^ c'est-à-dire des pierres proprement dites et des masses de fer tombées de l'atmosphère, n'a fait découvrir dans ces corps aucun élément nouveau. Cependant on a bien été

1. Dans le numéro du 1*' octobre 1863 du Moniteur scientifique du docteur Quesneville, un physicien allemand, M. de Reichenbach, présente des considérations théoriques d'un haut intérêt sur Tétat d'incandescence des météores.

La résistance qu'un corps éprouve en pénétrant dans l'atmosphère terrestre avec une vitesse planétaire , paraît suffisante, dit le physicien allemand , pour anéantir cette vitesse dans l'espace de quelques secondes. On peut s'en faire un« idée si l'on considère un boulet de canon d'un pied de diamètre, animé d'une vitesse de 100 kilomètres par seconde-, qui rencontrerait sur son trajet une couche d'air de densité ordinaire, n'aurait plus , au bout de dix secondes, qu'une vitesse de 370 mètres , ou qu'il perdrait en dix secondes les 996 millièmes de sa vitesse primitive. D'\in autre côté, des expériences très-connues, parmi lesquelles il suffit de citer celle du briquet pneumatique , ont mis en évidence l'élévation de température considérable qu'accompagne toute compression subite d'un gaz. En calculant alors la quantité de travail fournie par un bolide pendant qu'il perd une partie de» sa vitesse initiale , et en exprimant ce travail en calories, on ^ut

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forcé de les considérer comme des corps étrangers à la terre, quand il a été établi avec certitude qu'ils nous arrivent du haut des airs. On a vu des pluies .de pierres tomber sur le passage d'un bolide ; d'où Ton a conclu que les bolides sont euxrmémes des corps solides enflammés, qui tantôt tombent sur notre globe, tantôt ne font que traverser notre atmosphère , tantôt, enfin, brûlent et se dispersent complètement dans leur trajet à travers Tair. Rien n'empêche dès lors de considérer les étoiles filantes comme ^ des bolides d'autant moins lumineux, qu'ils sont à une plus grande distance de Tobservateur*. *

Mais d'où viennent tous ces corps qui sillonnent l'océan aérien, comme les poissons sillonnent les mers? En admettant qu'ils sont d'origine cosmique, faut-il en faire des planètes, ou astércndes^ circulant autour du soleil, comme les autres planètes connues? Ou bien, faut-il les regarder comme des satellites de notre terre, comparables à la lune, compagnons fidèles de notre globe et le suivant sans relâche dans sa course éternelle autour du soleil? C'est à ces questions qu'a voulu répondre M. Faye dans deux com-

délerminer la limite supérieure de la température qui doit se produire dans le météore lui-même et dans la couche d'air ambiant. Cette température est prodigieuse ; mais comme il est certain qu'une partie notable de la chaleur engendrée doit se perdre aussitôt par rayonnement, il est nécessaire de chercher, par une autre méthode, une limite inférieure de la température météorique. EUe résulte d'une formule de Poisson , relative à la compression subite des gaz , et qui montre que la température engendrée ne dépend que delà compression relative de Tair, et non pas de sa compression absolue, ni de sa densité initiale. La température minimum qui correspond à une vitesse de bolide supposée égale à 80 kilomètres , serait de plus de 5000 degrés centigrades, et suffirait pour vaporiser le fer. Il suit d'ailleurs de la même formule que même aux limites de l'atmosphère , dans un air extrêmement raréfié, l'apparition de météores très-brillants n'a rien qui doive nous surprendre, et que les étoiles filantes qui traversent l'océan aérien à des hauteurs de plus de 200 kilomètres peuvent encore être des corps solides enflammés par la pression de l'air. i . Voir le curieux ouvrage d'izarn sur les Pierres météoriques.

muDicâtions importantes qu'il a faites à l'Académie des sciences, au mois de septembre 1863.

Les deux hypothèses qui ont actuellement cours, dit M. Paye, sont celle àes chimistes et celle des astronomes. Les premiers considèrent, avec Berzéliu^s, les aérolithes, les bolides et les étoiles filantes, comme des produits d'éruption de roches, cendres ou fumées, provenant des volcans, aujourd'hui éteints, de la lune. L'immense majorité des étoiles filantes se dissipant dans l'atmosphère sans pénétrer jusqu'aux couches inférieures , il faut admettre que ces étoiles filantes' sont composées de matières d'une consistance très-faible, quqique beaucoup plus graïkle que celle de la matière cométaire. D'après cette opinion, les aàrolithes ne différeraient des étoiles filantes que par une masse plus lourde qui leur permettrait d'atteindre le sol avant d'être entièrement consumés.

Nous ne voyons pas bien pourquoi M . Faye attribue exdusivement cette idée aux chimistes. Elle a été longtemps soutenue par Laplace. Dans un chapitre de son Astronomie popidairCy sur l'origine des aérolithes, Arago nous apprend, d'ailleurs, qu'un corps lancé de la lune dans la direction de la terre, entrerait dans sa sphère d'attraction s'il était projeté avec une vitesse égale à 2 kilomètres et demi par seconde. Il ajoute que cette vitesse n'est pas au-dessus des vitesses de projection dont les volcans terrestres nous offrent les effets, puisque le volcan le plus actif des Ck>rdil- 1ères, le Cotopaxi, lance des roches brûlantes avec une force encore plus grande que celle dont le calcul précédent assigne la valeur. Ajoutons, de notre propre chef, que cette puissance de projection ne serait pas au-dessus des forces que l'industrie humaine sait créer aujourd'hui: les projectiles des canons rayés ont des vitesses tout aussi considérables.

L'hypothèse de l'origine lunaire des bolides n'a rien d'illogique à première vue. Les astronomes y ont pourtant

renoacây sans doute à cause des vitesses éDormes que l'observatioa assigne à ces météores, vitesses qui sont de plusieurs myriamètres par seconde. De plus, les essaima périodiques d*aérolithes auxquels nous avons déjà fait allusiony ne s'expliqueraient point dans Thypothèse qui voit dans ces corps des produits lancés de la lune. C'est là ce qui a fait généralement adopter la seconde opinion qu'il nous reste à exposer.

On peut supposer l'existence, dans les espaces planétaires, d'une sorte d'anneau plus ou moins épais, de météores cosmiques, animés d'un mouvement de circulation rapide autour du soleil. Cet anneau couperait le plan de l'ofinte terrestre sur une certaine largeur. Lorsque la terre parviendrait vers ces régions, elle rencontrerait quelquesunes de ces masses errantes , et les soumettant à son attraction, elle les ferait tomber à sa surface; ils s'enflammeraient en traversant son atmosphère. Dans notre système sdaire, ces corpuscules formeraient comme une sorte de nébuleuse interplanétaire, dont l'existence parait d'ailleurs confirmée d'une manière éclatante par des recherches récentes de M. le Varier. On pourrait comparer cette ceinture de matière cosmique à l'anneau de Saturne. Pour compléter l'analogie , il suffirait que l'orbite de l'un des sateUites de Saturne vint percer le plan de son anneau, comme l'orbite de la terre traverse le grand anneau du soleil; ce satellite de Saturne aurait alors des étoiles filantes comme la terre, suivant une remarque de M. Cbasles. Mais celte hypothèse, réduite à des termes aussi simples, est insuffisante , selon M. Faye, pour rendre compte des faits observés. Il s'agit, en effet, d'expliquer trois ordres de laits généraux : les étoiles filantes sporadiqueSy comme les appelle M. Faye, qui apparaissent toute Tannée, à raison de dix ou onze environ par' heure, dans toutes les directk>ns imaginables, en présentant seulement une varialkm horaire bien caractérisée par les observations de

MM. Saigey et Coulvier-Gravier ; puis les étoiles périodi- ' ques, soumises à la même, variation horaire, qui arrivent par essaims vers les 9, 10 et 11 août de chaque année avec une régularité bien remarquable; enfin les étoiles irrégidièrement périodiques de novembre, dont Usmaxlma se déplaçaient d'une année à l'autre et semblent avoir entièrement disparu aujourd'hui. 11 y a donc là, en résumé : 1° un phénomène tout à fait irrégulier, mais de toutes les nuits ; 2*> un phénomène d'une régularité parfaite, qui revient tous les ans à la môme époque; 3° enfin , u^ phénomène intermédiaire , dont les retours changent de date et même de mois , ou parfois manquent entièrement. Une théorie rationnelle doit expliquer ces trois catégories de faits.

Le degré de constance de l'apparitioa des étoiles filantes d'août, dont la périodicité a été signalée pour la première fois par le savant directeur de l'observatoi^re de Bruxelles, M. Quetelet , résulte de la comparaison des observations modernes avec celles qui ont été enregistrées dans les annales chinoises, dont M. Edouard Biot a publié des extraits dans les Mémoires des savants étrangers à l'Académie des sciences. Celle comparaison a été faite à peu près simultanément par le professeur américain, H. Newton, et par M. Faye; tous deux sont arrivés au même résultat : à savoir, que les dates des maoïÂma d'août correspondent toujours à la même position de la terre dans son orbite depuis plus d'un millier d'années. Les apparitions remarquables des années 830, 833, 835, 841, etc. de notre ère ont eu lieu aux dates juliennes des 21, 22 et 23 juillet, ou aux dates grégoriennes des 25, 26 et 27 juillet ; mais ces dates correspondit à la longitude que la terre occupe aujourd'hui dans son orbite vers le 10 août. Si donc l'année du calendrier, au lieu d'être tropique, était l'année sidérale, les maxima d'été arriveraient toujours à la même date du calendrier, tandis qu'avec la chronologie en usage, nous

ASTRONOMIE. y

voyoDs le phénomène remonter le cours des dates et avancer d'un demi-mois en mille ans, précisément comme le fait Tarrivée de la terre à un point fixe de Técliptique dont la longitude est d'environ 318 degrés. La conclusicm qu'il faut tirer de ce fait si bien établi, c'est qu'un anneau d'astéroïdes vient couper l'orbite terrestre en un point sensiblement invariable depuis un grand nombre de siècles. Le seul changement que l'on remarque dans le phénomène d'août, c'est une variation périodique d'intensité. £n effet, M. Coulvier-Gravier a constaté une marche ascendante et descendante très-prononcée dans les nombres horaires des étoiles filantes du 10 août. En 1848, il y eut, en moyenne, 110 étoiles par heure; en 1858, le nombre horaire était tombé à 39. Cette année, il est remonté à 67 ; il y a donc, depuis 1858, une augmentation très-sensible, qui permet d'espérer que nous reverrons cette apparition d'août dans toute sa magnificence.

Les oscillations du nombre horaire du 10 août s'«plique facilement, d'après M. Faye, si l'on admet une inégale densité de l'anneau cosmique, combinée avec une différence d'un vingtième entre le temps de sa rotation et la durée de l'année, puisque la période de ces oscillations semble être de vingt ans.

Ce qui milite encore en faveur de l'idée d'un anneau cosmique , c'est la marche parallèle du phénomène d'août en différentes stations du globe. M. Faye a tracé la courbe ' qui représente graphiquement les observations de M. Coulvier-Gravier depuis le 8 jusqu'au 14 août 1863, et il a comparé ce tracé avec celui des observations que M. Heis, professeur d'astronomie à l'Académie de Munster, a faites simultanément, avec le concours de vingt jeunes gens de ses élèves. La marche de ces deux courbes a offert une analogie complète, qui, d'une part, témoigne de l'exactitude des observations de Paris et de Munster, et, d'autre part, rend plus probable encore la nature cos-

mique des étoiles filantes eonsid^ées dans la période d'août.

Il n*ea est pas de môme du phénomène de novembre. Les apparitions célèbres de 17S9 et de 1833 ont bien eu [lieu du 12 an 13 de ce mois ; mais les autres ne se sont guère présentées à la môme époque. Elles arrivent du 26 octobre au 16 novembre, et elles ont môme totalement disparu aujourd'hui : l'apparition si capricieuse des étoiles filantes de novembre est donc un phénomène beaucoup plus complexe que celle d'août, et il faut pour l'expliquer, comme pQur expliquer les étoiles sporadiques de toutes les nuits, une hypothèse nouvelle.

M. Faye pense qu'on pourrait rendre compte à la fois des trois classes de faits signalés, en considérant qu*à son passage à travers Tanneau du mois d'août, la terre (ou plutftt la planète'double, terre et lune) doit s'emparer nonseulement des corpuscules ayant pénétré dans son atmosphère et qui, désormais, font corps avec elle, mais encore de ceux qui frisent d'assez près la sphère d'attraction de la terre, avec une vitesse comprise entre de certaines limites. Tous ces corps deviendraient alors de véritables satellites comme la lune, et constitueraient un ensemble que l'on pourrait appeler le système terrestre, par analogie avec le système solaire. Ces satellites raccrochés au passage, sauraient des orbites en général très-excentriques ; ils rentreraient dans l'hypothèse de Laplace, qui ne se serait mépris que sur leur origine. C'est à ces satellites forcés de la terre que M. Faye attribue les étoiles filantes sporadiques; il leur accorde aussi une large part dans le phénomène de novembre. La provision de satellites ne s'épuise jamais parce qu'elle se renouvelle chaque 10 août, quand la terre vient à traverser l'anneau de matière cosmique qui circule autour du soleil.

En supposant que les météores que la terre attache ainsi à son cortège le 10 août de chaque année, circulent désor-

ASTROJ^OMIE. 11

mais antour d'elle dans des orbites très-allongées, on comprendrait parfaitement une circonstance remarquable du phénomène de novembre » à savoir sa localisation. Ce dernier fait est hors de doute : Tapparition de novembre 1837 se présenta en Angleterre avec une grande splendeur; ony vit comme unevéritable pluie de météores, tandis qu*en Prusse on n'apercevait rien de plus que les étoiles sporadiques ordinaires. L'apparition de 1799 ne fut observée qu'en Amérique» du Groenland à Téquateur; celles de 1831 et 1832, en Europe seulement; celles de 1834, aux Ëtats- Unis et non aûlleurs. Le phénomène ain^i limité, ou localisé, s*ezpUque à merveille, si l'on admet un essaim de satellites terrestres.

£n adoptant l'ingénieuse idée de M. Faye, on devrait rapporter à la terre seule, et non plus au soleil, les mouvements d'uitô partie de ces météores ; il faudrait distinguer entre les fUix d'étoiles filantes du mois d'août, qui intéressent toute la terre, et les flux de satellites qui n'intéresseraient qu'une fraction de la surface du globe. Ces derniers subiraient avec le temps, de la part de la lune et du soleil, des perturbations très-considérables qu'il serait peut-être difficile de débrouiller.

Il est évident que, pour pousser plus loin une pareille étude, il ne suffit plus, comme on l'a fait jusqu'ici, de compter le nombre des étoiles filantes qui apparaissent chaque nuit. Il faut en déterminer la direction, la distance, la vitesse, etc. Il faut vérifier, entre autres choses, les résultats déjà obtenus sur la vitesse de translation des bolides, résultats qui pai^issent à M. Faye très-exagérés, et, par conséquent, entachés d'erreurs d'observation dont l'origine est d'ailleurs facile à concevoir. La vitesse d'un corps appartenant au système solaire et circulant à la distance du soleil où est placée notre terre, ne saurait dépasser 45 kilomètres par seconde. Or, les observations semblent donnejr pour certains bolides, des vitesses abso-

12 L ANNEE SaENTIFlQUE.

lues qui vont jusqu*à 175 kilomètrds. Il y a là une contradiction manifeste, et il importe de rechercher la source d'erreur qui a faussé à ce point les résultats tirés des observations.

Voici ce qu'on peut , d'après M. Faye, supposer à cet égard. Les distances ou hauteurs des étoiles filantes sont déterminées par les directions des lignes visuelles de différents observateurs placés en des points assez éloignés l'un de l'autre ; la distance de deux observateurs fournit alors la base d'un triangle dont le sommet aboutit au météore, et dont les deux côtés représentent les distancés du météore aux deux spectateurs. Mais, par malheur, chaque observateur opère sans savoir ce que fait son voisin, et le météore lui apparaît toujours à Timproviste ; il lui faut observer dans l'espace de deux ou trois secondes, le point de départ et le point d'extinction de chaque étoile qui file ; puis rapporter ces points, de mémoire^ par des sortes d'alignements, aux étoiles fixes voisines, enfin les marquer sur une carte céleste. Il est donc plus que probable que l'observateur se trompe de quelques degrés dans l'appréciation de deux points extrêmes ; et comme une erreur d'un degré produit déjà une incertitude d'un septième sur la distance qu'il s'agit de calculer, on conçoit que les hauteurs qu'on appelle hauteurs observées, sont en général d'une exactitude fort douteuse. Mais ce n'est pas tout : lorsqu'il s'agit d'en déduire les vitesses de parcours, il faut encore connaître la durée de l'apparition, et Ton sait que les durées notées par deux observateurs, diffèrent souvent du simple au double.

Ainsi, les vitesses calculées jusqu'ici pour les bolides ne' méritei^t pas assez de confiance pour qu'on puisse les opposer à une théorie, d'ailleurs rationnelle. Il faut rejeter ces résultats et chercher un procédé offrant une garantie d'exactitude plus grande. A cet effet, M. Faye propose

d'appliquer les mesures, noo plus aux étoiles filantes elles-mêmes, comme on a tenté de le faire, en Allemagne, à l'aide de l'ingénieux fiiétéoroscope en bois de M. de Littrow, mais aux traces persistantes qn*un grand nombre de météores laissent après eux. Souvent ces traînées de vapeurs incandescentes durent assez pour laisser à deux observateurs le temps de pointer leurs lunettes aux deux extrémités, et même en un point intermédiaire de la trajectoire. M. Heis a estimé, à Tœil nu, la durée des traînées du 10 août dernier, à 7, 10, 14 et même une fois à 43 secondes. Avec une lunette de nuit, il en a pu observer une pendant une minute, et une autre pendant 2 minutes 48 secondes (168 secondes!). Les lunettes, une fois fixées, on en relèverait la direction à l'aide de cercles divisés comme ceux des théodolites, et l'on obtiendrait enfin de véritables mesures angulaires. Quant aux temps d'apparition et de disparition, il faudrait lés enregistrer électriquement. Enfin, d'après M. Faye, un fil télégraphique devrait unir les stations d'observations, pour permettre de s'avertir mutuellement, ainsi qu'on l'a déjà fait en Allemagne et en Italie. M. Faye voudrait donc placer à chaque station, vers l'époque des apparitions extraordinaires d'étoiles filantes, deux observateurs munis de lunettes convenablement montées, à mouvements très-rapides, et, en outre, d'une touche électrique correspondant à un appareil enregistreur et à un fil télégraphique. Grâce à Tensemble de ces dispositions nouvelles , les appréciations vagues auxquelles on a dû s'en tenir jusqu'ici pour l'observation des étoiles filantes, seraient remplacées à l'avenir par des mesures effectives, [qui conduiraient à des notions plus exactes sur les directions, les distances et les vitesses de ces mystérieux météores.

A côté de. ces observations très-précises, il resterait toujours à poursuivre une série d'autres constatations qui ont déjà fourni des résultats importants et certains. IJ faudra

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contiiiuer décompter le nombre des étcûles filantes, comme l'a iait arec tant de constance M. Couli^r-Crrayier, dans le petit observatoire du Luxembourg^ entretenu aux frais de r£tat. Il serait à désirer aussi que des observatoires de la même destination fussent créés sous un ciel plus pur que celui de Paris, au Mexique ou au Pérou, par exemple, régions favmsées entre toutes celles du globe sous le rapport de la transparence et de la sérénité du ciel.

Associons-nous au voeu de M. Paye. Que les contrées américaines, qui se réorganisent sous l'égide tutékire de la France, apprennent quels services elles pourraient rendre à l'astronomie, et qu'elles complètent par leurs propres efforts les avantages spéciaux dont la nature les a dotées.

Les comètes de 1863.

Nous avons dit, dans notre dernier annuaire, que la première comète de 1862 fut découverte à Marseille par M* Guillaume Tempel, aujourd'hui attaché à l'Observatoire de Marseille, et que la deuxième fut signalée, quinze jours plus tard, par M. Tuttle, astronome de l'Observatoire de Cambridge, en Amérique. Le P. Secchi a fait de cette dernière comète une série de dessins qui représentent, presque jour par jour, toutes les phases successives de cet astre. H a vu naître sous ses yeux et surgir comme par enchantement, de longues aigrettes, des jets droits ou courbes, des nébulosités progressives ou renversées, etc. Ces précieux dessins pourront servir à la vérification des théories cométaires , . et notamment de l'ingénieuse théorie de M. Edouard Roche, professeur à la Faculté des sciences de Montpellier, qui est parvenu à déduire de l'analyse, à l'aide de l'hypothèse d'une force répulsive, la forma-

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ACTROfKNMIE. 15

tios des aigrettes ou secteurs lumineuai que les etniàtes présentent lorsqu'elles s'approchent du sdeil. Griœ aux 'formules qu'il a développées, M. Roche peut indiqua d'avance les phases que le phénomène doit offrir dans certaines circonstances déterminées, et la comparaison de ses résultats avec l'observation a déjà montré des coïa|^dences extrêmement curieuses.

V^rs la fin de 1862, deux nouvelles comités ont fait leur apparition dans le ciel. M. Bruhns, le savant directeur de rcfcservatoire de Leipsick, en ta'ouva une dans la matinée du 1*' décembre, et l'autre le lendemain, 2 décembre ; mais cette dernière avait été vue dès le 28 novembre par M. Respighi, à Bologne; elle était la troisième comète de 1862. Celle du 1** décembre serait la quatrième de la même année, si on numérotait les comètes simplement d'après l'ordre des dates de leur découverte. Mais il n'en est pas ainsi, et l'astre dont il s'agit a été désigné conmie IdL première comète de 1863. Voici pourquoi.

Le catalogue des comètes dont les orbites sont connues, a été commencé par Olbers; les astres y sont rangés suivant l'ordre des dates de leurs passages au périhélie , ces dates étant exprimées en temps moyen à Paris. Les astronomes, pour consei'ver l'ordre adopté, continuent d'inscrire les nouvelles comètes en suivant toujours la même règle. Par conséquent, les comètes qui sont découvertes à la fin de l'année, sont comptées comme aj^artenant à l'année suivante, toutes les fois qu'elles n'atteignent leur plus petite distance du soleil qu'après Je 1*'^ janvier. Chr, la comète du l*' déceujbre 1862 n'est arrivée à son périhélie que le 4 février 1863 ; on l'a donc inscrite comme la première de 1863.

La comète Respighi était visible de grand matin. Elle s'est bientôt perdue dans les régions australes du ciel, mais on espérait la revoir au mois de février, parce qu'elle traversait de nouveau (le 15 février) le plan de Técliptique

pour remonter vers l'équateur. Il ne parait pas cependant qu'on Tait retrouvée.

La comète Bruhns a été suivie par les astronomes jus- * qu'au milieu du mois de mars. Elle n'a rien offert de particulier. On a essayé de calculer Tépoque de son retour; m^ celui qui avait entrepris cette recherche audacieuse^ est arrivé à un temps de révolution d'environ deux millions d'années. Il faut donc attendre jusqu'à l'année 1840863 pour revoir cet intéressant voyageur !

Le mois d'avril nous a donné deux autres comètes nouvelles; Tune, la deitxième comète de 1863, a été découverte par M.Klinkerfues, le 12, à l'Observatoire de Goettingen ; l'autre, la troisième de 1863, le 13, à Bologne, par M. Respighi. Mais il faut dire que cette dernière a été vue en outre, les jours suivants, par les astronomes de Berlin, de Marseille, de Saint-Pétersbourg et de Cracovie. Ainsi, nous pouvons dormir tranquilles : aucune comète, à l'avenir, ne passera inaperçue !

Les deux astres qui ont fait leur apparition au mois d'avril, visitaient la terre pour la première fois; ni l'un ni l'autre n'a offert la moindre ressemblance avec une comète anciennement observée. Un astronome allemand a cru remarquer que le premier des deux avait une orbite un peu elliptique à laquelle correspondrait une révolution d'environ mille ans, mais cette hypothèse ne s'est point confirmée. On a observé cette comète jusqu'en septembre 1863. A la fin d'avril, sa nébulosité avait un diamètre apparent de 5 à 6 minutes d'arc; le noyau, qui avait été assez brillant au début, s'affaiblissait de plus en plus. Vers la fin du mois d'août, elle n'avait plus une demiminute de diamètre angulaire, et le noyau ne présentait plus que l'éclat d'une étoile de douzième grandeur. Il est à remarquer que cet astre s'est approché de l'orbite terrestre jusqu'à une distance de 8 millions de kilomètres, ce qui est peu de chose en astronomie.

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La troisième comète de Tamiée 1863, ou comète Respighiy est restée visible également jusqu'au mois d*août. Tous les astronomes sont d'accord pour vanter la belle apparence de cet astre chevelu. Au début» il était visible à Tœil nu, et offrait une queue rectiligne. Mais dans l'intervalle de quelques jours, de grands chaDgements s'opérèrent dans son aspect. Le 25 avrils la queue avait acquis une longueur de plus de deux degrés et se développait en cône parabolique. On y apercevait par moments, des mouvements ondi^toires analogues à ceux que nous offrent les rayons des aurores boréales. Du côté du soleil, on distinguait une petite émanation de matière nébuleuse. Un observateur anglais a comparé cette comète à la grande comète de Donati, dont elle lui a semblé une miniature. M. Gylden en a calculé les éléments paraboliques.

Le 9 octobre, un amateur-astronome qui avait déjà découvert do son côté la troisième comète de 1863, l'hor- • loger Baecker, à Nauen, près Berlin, a signalé la quatrième comète de cette année. Elle a fait soa apparition dans la constellation du Lion. Son aspect était celui d'une nébulosité assez mal définie. M. Tempel a découvert le même astre à Marseille, dans la matinée du 14 octobre.

Enfin, le 5 novembre, le même astronome de Marseille a découvert la cinquième comète de 1863, laqiielle commençait déjà à être visible à l'œil nu. Elle offrait une queue de S degrés.

Voilà donc le contingent de l'année 1863, à moins qu'on ne découvre encore quelque nouvel astre avant le !•' janvier. On s'attendait à revoir, vers la fin de l'année, plusieurs comètes à courte période, et les astronomes se préparaient à recevoir ces hôtes distingués, en calculant d'avance, avec soin, leurs positions futures. M. Villarceau, astronome de l'Observatoire impérial de Paris, a publié les éphémérides de la comète de M. d'Ârrest, dont la période est de sept ans. D'après ses calculs, cet astre ne devait

18 l'année SCIENUriQUE.

offrir, en 1863, qu'un éclat dix fois plus faiWe que celui qu'il avait eu en janvier 1858, quand Û cessa d'être visible pour la bonne lunette des astronomes du Cap; il n'est donc pas étonnant que personne n'ait pu l'apercevoir. Il est possible qu'au mois de mars 1864 on le retrouve, en s'aidant des télescopes les plus puissants qui existent.

La comète de Winnecke, à période de cinq ans et demi, devait s'offrir de nouveau à nos regards au m(»s de novembre 1863, où elle se couchait une heure après le soleil, d'après les calculs de M. Hensel, conseiller près le tribunal de Dresde. Nous ne pouvons savoir encore si elle a été retrouvée par quelqu'un de ceux qui passent leurs nuits à surveiller le ciel étoile, afin de signaler sur-le-champ les voyageurs suspects qui s'y promènent sans passe-port.

Les petites plaiiôtés.

Depuis la publication du dernier volume de V Année sdentifiquêy le nombre des astéroïdes, qui était alors de 75, s'est augmenté de quatre nouvelles trouvailles. M. d'Arrest, directeur de l'Observatoire de Copenhague, a découvert, dans la soirée du 21 octobre 1862, la soixanteseizième petite planète. Elle ressemblait à une étoile de douzième grandeur. Cest la première fois qu'une nouvelle planète est découverte sous les latitudes hyperboréennes et le ciel brumeux du Danemark ; aussi M. d'Arrest a-t-il donné à son astre le nom de Freya^ la Vénus de la mythologie Scandinave.

Le 12 novembre suivant, M. Peters, directeur de l'Observirtoire de Hamilton-Collége, à Clinton (Ëtat de New- Ycnrl^, a rencontré le soixante-diz-septîème astéroïde. Pour perpétoer le souvenir de l'époque de sa découv^te,

il lui a donné le nom de la déesse Scandinave qui accompagne toujours Freyaj c'est-à-dire le nom de Frigga.

Le soixante-quinzième astéroïde, découvert par le même astronome, a été baptisé Eurydice.

L'image de Frigga offre dans la lunette une blancheur et une netteté qui ont frappé M. Peters ; Féronia^ qui est de la même grandeur et qui se voyait toujours à peu de distance, paraissait, au contraire, diffuse et d'un gris bleuâtre.

L'année 1863 ne nous a encore donné jusqu'ici que deux nouvelles petites planètes : c'est une année maigre sous ce rapport. M. Luther, directem: de l'Observatoire de Bilk, a trouvé Dicma (la soixante-dix-huitième), le 15 mars 1863. Il a choisi ce nom pour se conformer à la singulière manie des astronomes, qui ne peuvent se dépêtrer des allusions mythologiques. Diana joue, à ce qu'il paraît, un rMe terrible dans le mythe de Niobé, l'infortunée rivale de la déesse Léto. Or, Niobé et Léto sont les noms des deux dernières planètes de M. Robert Luther. — Où la mythologie va-t-elle se nicher !

Le soixante-dix-neuvième astéroïde a été découvert le 1^ septembre 1863 par M. Watson, le nouveau directeur de l'Observatoire américain d'Ann-Arbor. Il n'a pas Picore reçu de nom. M. Tempel Pa découvert de son côté dans les premiers jours d'octobre.

La pUniite Mars.

Un des corps lès plus intéressants du système solaire est sans contredit, la planète Mars, placée entre la terre et le gros Jupiter. L'étude physique de Mars offre un mtérêt particttKer en rabon des analogies intimes qu'il {présente

avec notiiç globe, sous le rapport des phénomènes météorologiques en général, et en particulier, par ses glaciers polaires, dont l'existence parait aujourd'hui hors de doute. Aucune autre planète ne saurait d'ailleurs se comparer à Mars dans ses variations extrêmes d'éclat et de diamètre apparent, dues aux changements considérables de ses distances de la Terre. Immédiatement après sa conjonction avec le soleil, quand il se trouve à sa plus grande distance de nous, le diamètre angulaire de Mars se réduit à son minimum, c'est-à-dire à trois secondes environ ;le maximum correspond à une opposition avec le soleil, époque où la planète passe au méridien à minuit, juste douze heures après le soleil : cette plus grande valeur du diamètre de Mars est de vingt-trois secondes. Le diamètre moyen, c'est-k-dire celui que Mars offre à l'unité de distance, est de neuf secondes. Il s'ensuit que le diamètre du disque apparent de Mars varie dans le rapport de un à sept, et sa surface apparente dans le rapport de un à cinquante. Comme les maxima coïncident avec les oppositions, il s'ensuit que ses époques sont les plus favorables pour l'étude de l'aspect de Mars ; on peut alors le dessiner d'autant plus aisément que son disque se montre, pendant ces période^, parfaitement rond, sans phase perceptible, ou en d'autres mots, que Mars brille alors dans son plein. On conçoit maintenant pourquoi les astronomes attendent toujours avec impatience les oppositions de cette planète.

Lors de l'opposition qui eut lieu en avril 1856, le P. Secchi voyait distinctement les deux taches neigeuses 4es régions polaires, et il constatait en même temps que leurs centres ne coïncidaient point avec les deux pôles de rotation de la planète. Quand ces deux amas de glace se trouvaient exposés aux rayons solaires, ils fondaient à vue d'oeil, mais ils augmentaient, au contraire, de volume et d'éclat toutes les fois qu'ils échappaient à la radiation solaire directe. Les taches sombres, de formes si variées,

ASTÎIONOMIE. 21

que les lunettes font découvrir sur le disque de Mars, sont plutôt fixes; elles paraissent faire partie du relief de la surface, mais elles varient d'aspect à peu près comme le feraient nos forêts vues en deux saisons différentes.

Pendant Tété de 1858, le même observateur a profité de l^opposition qui venait d'avoir lieu au mois de mai, pour faire une série de dessins très-détaillés delà planète, dans lesquels les taches présentent des couleurs extrêmement variées : rouge, bleu, jaune, verdâtre et même blanc. On a dit qu'un défaut d'achromatisme des verres d'une lunette pourrait être Tunique source de semblables couleurs ; mais cette critique tombe d'elle-même lorsque les teintes sont aussi variées que dans le cas actuel.

Les changements périodiques des taches neigeuses de Mars avaient été d'ailleurs signalés, dès 1719, par Maraldi. C'est William Herschel qui a fait le rapprochement de ces taches brillantes avec nos glaciers polaires. En 1781, il avait vu la tache australe très-développée, pendant que la tache boréale se montrait petite; or, la première avait été pendant douze mois dans l'ombre, et l'autre exposée aux rayons du soleil pendant une durée de temps égale ; il était donc naturel de chercher dans ce rapprochement un rapport de cause àefiet. En 1783, la tache australe, exposée depuis huit mois à l'action du soleil, avait diminué d'étendue; mais à un moment donné, elle devint stationnaire, quand elle recevait les rayons solaires sous une incidence si oblique qu'elle ne pouvait en éprouver beaucoup d'efiet. Tout venait donc confirmer Thypothèse que les taches en question étaient d'immenses amas de glace et de neige ; aujourd'hui les astronomes ne conservent aucun doute sur cette intéressante explication.

L'opposition de Mars qui a eu lieu en septembre 1862, était attendue avec impatience, non-seulement parce qu'elle promettait de fournir l'occasion de nouvelles observations Ithysiques sur cette curieuse planète, mais surtout parce

2i l'aNN^ SGISNTiFIQUE.

qu'on espérait en tirer profit pour la détermiDation définitive de la parallaxe solaire ou de la distance de la Terre au soleil. Mais avant de parler de ce point important, disons d'abord quels ont été les résultats de l'étude physique qu'on a pu faire de la planète Mars.

Beaucoup d'astronomes amateurs anglais (on peut dire qu'il n'y a guère en Angleterre de manoir sans une bonne lunette), ont utilisé la dernière opposition de Mars pour dresser des cartes aréographiques. M. Phillips, professeur de géotegie à l'université d'Oxford, a présenté à la Société rûyale de Londres une série de dessins qui résument ses propres observations, faites avec une lunette de six pouces d'ouverture, et celles de MM. Grove, Robert Main, Lockyer, Nasmyth, lord Rosse et Warren de la Rue. Ces diflférents croquis ont été coordonnés en suivant toujours l'ordre de succession des longitudes aréographiques de diaque esquisse, de sorte que la série entière représente Mars sous tous ses aspects successifs. En outre, M. Phillips avait transporté ses observations ainsi que celles de M. Lockyer sur deux globes artificiels. La position de Mars a été telle qu'on a pu voir nettement le cercle entier de neige qui entoure le pôle sud de l'astre, et le contour en était si bien défini qu'il était facile de constater qu'il se terminait par un escarpement. Les neiges de l'hémisphère nord ne s'apercevaient que comme une faible lueur; il était visible d'ailleurs que les centres des deux cabttes blanches ne sont pas situés sur un môme diamètre et ne coïncident point avec les pâles.

La région équatoriale de Mars est occupée par une large ceinture verdâtre , avec des baies profondes et des parties rentrantes, qui feraient croire que cette ceinture est un amas d'eau, un vaste océan. L'atmosphère boréale, dont la teinte est d'un blanc rougeâtre, semble, au contraire, être un vaste continent. Sur un des points de la nappe d'eau verditre , qui couvre une grande partie de l'hémisphère

sud, on voit surgir une Ue qui présente la même couleur rouge que les grands continents* L'aspect variable de ces parties fixes trahit d'ailleurs des influences atmosphériques analogues à celles des nuages terrestres.

On aurait, d'après M. Phillips, une preuve plus évidente de Tezistence d'une nappe liquide sur Mars, si on pouvait voir l'image solaire r^écbie à sa surface. Cette image ne soutiendrait qu'un angle d'un vingtième de se^ conde environ, qui deviendrait 15 seconde^ avec un grossissement de 300 fois. Malheureusement, la réfleiion qui se fait à la surface de l'eau, absc^rbe une très-grande proportion de la lumië*e incidente, il y a donc peu d'espoir que nous voyions jamais le soleil se mirer dans une mer de la planète Mars.

M. Robert Main, directeur actuel de l'Observatoire d'Oxford, a fait, à l'aide du grand héliomètre de cet établissement, dix-huit séries de mesures du diamètre équatorial et du diamètre polaire de Mars, dans le but d'en déterminer à nouveau l'aplatissement. On sait que Bessel déclarait cet aplatissement tout à fait nul ; Herschel l'avait trouvé égal à un seizième de son diamètre (ce qui serait énorme), Schroeter à un quatre-vingtième, Arago k un trentième. M. Main lui-m^e avait déjà déduit de ses anciennes mesures une ellipticité de un sbixante-deuxi&ne ; ses nouvelles mesures ont donné un trente -neuvième. Enfin, M. Kaiser, directeur de l'Observatoire de Leyde, a fait récemment quelques mesures au moyen du micromètre inventé par M. Airy : il a trouvé l'aplatissement de Mars égal à un cent-dix-huitième.

Le désaccord de ces valeurs obtenues par des astronomes exercés et pourvus de très-bons instruments, prouve suffisamment la difficulté de ce genre d'observations micrométriques. Il ne serait pas impossible, du reste ^ que les variations physiques des glaciers polaires de Mars eussent quelque influence sur la longueur de son diamètre polaire ;

yGooçle

ce n'est là qu'une simple hypothèse, mais il serait peutêtre bon dé la vérifier et d'en rechercher les conséquences.

M. Kaiser a comparé ses dessins de 1862 avec ceux que deux astronomes allemands, MM. Béer et Maedler, ont exécutés en 1830. Pendant cet intervalle de trente-deux ans , la planète a accompli près de douze mille rotations entières autour de son axe ; cependant les taches ou inégalités de la surface de Mars, ne paraissent avoir subi depuis 1830, aucun changement sensible. M. Kaiser a pu identifier ses dessins avec ceux de MM. Béer et Maedler; il y a retrouvé ensuite les particularités signalées par William Herschel, en 1783, et par Arago, en 1813. Enfin, il a même identifié une de ses esquisses avec un croquis, fait à la plume. par Huyghens, dans son journal, le 13 août 1672, La con^paraison r,aisonnée de tous ces dessins , obtenus à des époques si éloignées, a permis à M. Kaiser de déterminer avec une très -grande précision le temps de rotation de la planète : il est de 24 heures 37 minutes 22 secondes, 62 centièmes de temps moyen.

La couleur rougeâtre de certaines portions de la surface de Mars se rétrouve dans les bandes équatoriales de Jupiter; ces bandes paraissent donc être, comme les premières, des continents que nous apercevons à travers les éclaircies des nuages.

Parlons maintenant d'un résultat bien autrement important, qui a été fourni parla dernière opposition de Mars. Ce phénomène a permis de mesurer à nouveau la parallaxe du soleil, et il a confirmé les prévisions de MM. le Verrier, Hansen, Foucault, etc., qui tous étaient arrivés, par des. voies très-différentes et indépendantes les unes des autres, à augmenter d'un trentième l'ancienne valeur de cette parallaxe.

On appelle parallaxe du soleil l'angle sous lequel on verrait du soleil le demi- diamètre de la terre, en supposant les dimensions de notre globe connues en mesure

absolue. Il est évident que la parallaxe solaire nous fait connaître la distance de la terre au soleil, puisque cette distance est inversement proportionnelle à l'angle visuel cfpe sous-tend le globe terrestre, vu du soleil. Un peu de réflexion fait comprendre ensuite que cette parallaxe représente aussi la différence des directions où le soleil se montrerait à un observateur placé sur le contour extérieur du globe et à un observateur placé au centre (en supposant le globe transparent), ou bien, à la moitié de la plus grande différence possible -des directions où deux observateurs verraient le soleil, en se plaçant en deux points diamétralement opposés de la terre. Il s'ensuit que la parallaxe solaire peut être déterminée par des observations faites simultanément en deux points très-différents du globe, et dont la distance nous est connue à priori ^ cette distance des deux stations fournit pour ainsi dire la base d'un triangle dont le soleil occupe le sommet, et dont les côtés sont égaux (à très-peu près) à Téloignement réel du soleil. *

Malheureusement, l'angle visuel que sous-tend la terre vue du bo^eil, ou la double parallaxe solaire, n'est que de 17 à 18 secondes; line si petite quantité est bien difficile à déterminer avec précision. La parallaxe de Mars pouvant, au contraire, dépasser 40 secondes à Fépoque d'une oppojsition, parce qu'il est alors éloigné de nous de moins de la moitié de notre distance au soleil, sa, parallaxe peut se déduire des observations avec plus de certitude. Or, les lois de Kepler conduisent à un rapport très-simple entre la parallaxe, ou, ce qui revient au même, entre la distance de Mars et celle du soleil ; on peut donc calculer cette dernière lorsqu'on connaît la première.

M. Winnecke , astronome de l'Observatoire central de Poulkova, a soumis à un calcul provisoire treize séries simultanées d'observations de Mars, faites- à Poulkova et au cap de Bonne-Espérance, où observe M. Maclear; il en

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^ [l'année SCnCIfTIFIQUE.

, a déduit 8*, 96 pour la valeur de la parallaxe solaire. D'un autre c6té, M. Stone a combiné les observations de Greenwich et Wlliamstown (Melbourne, Australie) ; vingt-deux séries exactement simultanées lui ont donné la valeur S", 93. M. le Verrier avait adopté précédemment 8^ 95; M. Hansen, 8', 97; M. Foucault avait trouvé, par sa nouvelle mesure de la vitesse de propagation de la lumière, 8*, 86. Toutes ces valeurs s'accordent merveilleusement; toutessont plus grandes d'un trentième au moins que l'ancienne valeur 8*, 57, déduite par M. Encke de$ passages de Vénus sur le soleil.

Ainsi, tout concourt à faire abandonner cette valeur qu'on avait cependant crue certaine et parfaitement établie, n faudra, en même temps, changer le cbiffire de la masse terrestre, et diminuer d'un trentième la vitesse des rayons lumineux.

Le !•' décembre 1864, Mars arrivera de nouveau en opposition avec le soleil, et Ton pourra répéter les mêmes observations. La planète sera alors à une distance plus grande d'un tiers que celle où elle s'est trouvée deux ans auparavant, mais elle sera très-haute dans le ciel, ce qrli en fadlitera l'observation, et diminuera l'influence de la réfraction atmosphérique. Les passages de Vénus sur le soleil,qui auront lieu le 10 décembre 1874 et le S décembre 188Î, fourniront, du reste, l'occasion de vérifier définitivement notre distance du soleil.

La pitnète Sstrme.

Les tstronomes de Poulkova, MM. Struve et Winnecke, <mt «gnalé à la surface de l'anneau de Saturne, un phénomène extrêmement curieux. Aux mois de mai et de juin

ASXRONOUIS. 27

1862^ ayant observé cette planète à Taide de la grande lunette éd r(%seryatoire central de Russie, ils ont aperçu, sur lesrdeuz anses de Tanneau, des nuages ou appendices lumineux. Le 15 mai, la ligne des anses était parfaitement visible; le côté nord était le plus brillant et le mieux défini; du côté sud, au contraire , les nuages étalés sur l'anse de Fanneau, paraissaient d'une lumière moins intense. Sur le corps de la planète, on distinguait très-bien l'anneau obscur, mais non les nuages en question. Bien que l'anneau dût disparaître le 18 mai, on a encore revu le même phénomène les 19, 20, 21, 22 mai et le 3 juin. La coloration de ces appendices mystérieux ^ différente de la teinte ordinaire de l'anneau, n'était pas jaune, mais d'une nuance livide brun et bleu. Leur étendue, des deux côtés de la planète, variait entre les 3 et les 6 dixièmes de son diamètre transversal ; ils semblaient s'enfler vers le c(»ps central, de manière à produire une figure cunéiforme.

M. Carpenter, qui a observé Saturne à Greenwich, à la même époque , affirme n'avoir rien remarqué de s^nblable ; mais quatre ou cinq mois auparavant, M. William Wray avait déjà constaté des filets lumineux d'une teinte bleuâtre, qui s'étendaient sur lès deux côtés de Saturne, et il ^st possible que son observation ait quelque rapport avec celle des deux astronomes russes.

Nous venons de dire que l'anneau devait disparaître le 18 mai. L'anneau de Saturne devient périodiquement invisible (ou à peu près invisible) pour deux raisons différentes : une fois , parce qu'il tourne vers nous sa face ol»cure,'le soleil qui l'éclairé se trouvant du côté opposé; une autre foiâ, parce que le soleil vient à se placer dans le prolongement du plan de Tanneau, de sorte qu'il ne l'éclairé que par la tranche et que ses rayons glissent, pour ainsi dire, sur la surface de ce disque peu épais. Depuis le 23 novembre 1861, jusqu'au l*'février 1862, l'an-

neau de Saturne est resté invisible pour nous parce qu'il nous montrait le dos, et du 18 mai jusqu'au 13 août 1862, parce qu'il nous montrait la tranche. Cependant, on voit bien par les observations ci-dessus rapportées, que la faible quantité de lumière réfléchie par le bord de Tanneau, est encore restée perceptible pour les lunettes hors ligne. Qu^tnt à la période d'invisibilité qui a duré jusqu'au l*"^ février, elle n'aurait commencé, en réalité, d'après feu le capitaine Jacob, que le 4 décembre ; ce jour, la terre doublait donc le plan de l'anneau pour passer du côté détourné du soleil, et l'anneau disparut après avoir offert pendant quelque temps l'image d'une ligne lumineuse extrêmement déliée. On comprend qu'il est très-difficile de déterminer d'avance ces instants, même à un ou deux jours près.

M. Warren de la Rue, riche fabricant anglais, qui s'occupe avec ardeur de photographie astronomique, a obtenu en novembre 1852 et en mars 1856, deux beaux dessins de Saturne, qui sont corrélatifs, de manière à se compléter comme deux épreuves stéréoscopiques.En les réduisant par la photographie, et plaçant les deux épreuves dans un stéréoscope, disposées de sorte que le grand axe de Tanneau soit vertical et le côté sud à droite, l'image de 1856 occupant la droite et celle de 1852 la gauche, on a obtenu une vue de la planète sur laquelle l'eflfet de relief est parfait.

M. Warren de la Rue a obtenu également la vision stéréoscopique de la lune, en plaçant à côté l'une de l'autre deux images de notre satellite prises dans des conditions différentes de libration. Deux images convenablement accouplées font voir la lune dans son magnifique relief, comme une boule légèrement elliptique.

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Le cortège de Sirius.

Le satellite de Sirius, soupçonné il y a longtemps par Bessel, et découvert le31 janvier 1862,par M. Alvan Clark, a été observé depuis par M. Bond, en Amérique; par MM. Ciiacomac et Goldschmidt, en France ; par M. Lassell, à Malte ; par MM. Secchi et Galandrelli, à Rome. Ainsi, une fois sûr du succès, on a réussi à voir ce qu'on avait vainement cherché pendant un grand nombre d'années. Mais on n'en est pas resté là ; M. Goldschmidt, le courageux peintre-astronome à qui nous devons déjà tant de découvertes, nous a révélé l'existence d'un cortège de sept satellites daas le voisinage immédiat de la plus brillante étoile du ciel boréal.

On ne sait pas encore si toutes ces petites étoiles, douées d'un éclat si faible qu'il faut plutôt les deviner qu'on ne les voit, sont réellement des planètes de Sirius ; si elles forment un système analogue au système solaire , ou si elles se trouvent simplement placées à côté de cette belle étoile par un effet de perspective, par ce qu'elles sont pour nous situées sur la même ligne visuelle. Quoi qu'il en soit, l'observation de M. Goldschmidt reste toujours un tour de force incroyable, car elle a été faite avec une lunette de moins de quatre pouces d'ouverture. L'admirable objectif qui a permis à M. Alvan Clark de découvrir le plus brillant de ces satellites, a 18 pouces et demi de diamètre; il fournit, par conséquent, vingt-deux fois plus de lumière que l'objectif de M. Goldschmidt. Mais ce dernier astronome est de bonne race !

M, Goldchmidt suivait déjà, depuis quelque temps, toutes les nuits où le ciel était pur, la belle étoile du Grand-Chien,

30 l'année SCISmViQUE.

laquelle était justement dans une position favorable à l'observation. Il espérait voir le satellite découvert par M. Clark. Mais la chose n'était pas facile. Notre astronome en .chambre essayait tous lea moyens en son pouvoir : il aiguisait sa vue par une application incessante; il tenait Fétoile principale cachée derrière un gros fil tendu en travers du champ de sa lunette, afin d'en écarter les rayons trop éblouissants. C'est à la fin du mois de février, qu'il entrevit pour la première fois le fameux satellite, et en même temps, à sa grande surprise, une multitude d'autres points lumineux d'une faiblesse excessive. L'état du ciel ne lui permit que très-peu de fois de vérifier sa découverte; cependant, il put faire un croquis des positions relatives de toutes ces petites étoiles , et arriver à un degré de certitude qui l'encouragea à publier ce qu'il avait constaté.

Depuis cette époque, M. Dawes, un des meilleurs observateurs anglais, connu par sa découverte d'un nouvel anneau de Saturne, a retrouvé l'une des six nouvelles étoiles de M.Goldschmidt. Le P. Secchi croit en avoir observé une autre, et il en a vaguement entrevu un certain nombre. De son côté, M. Calandrelli, annonce qu'il en a vu une. Mais les deux astronomes romains avouent que, même sous leur beau ciel transparent, ce genre d'observations présente des difficultés extraordinaires. Les heures les plus favorables paraissent être celles qui précèdent ou qui suivent immédiatement le coucher du soleil; Sirius est alcnrs moins éblouissant.

Après avoir vu les déductions théoriques relatives à l'existence d'un satellite de Sirius se confirmer d'une manière si brillante, les astronomes se sont enhardis et ont api^iqué le même procédé ;de recherche à d'autres étoiles qui semblaient oflTrir des mouvements propres suspîects^ d'irrégularités périodiques. C'est surtout Procyon,. l'étoile principale du Petit-Chien, qui a paru présenter^

ASTROKOMIB. 31

SOUS ce rapport, des analogies axtc l'étoile da Grand- ChkD*

« Sirii figuras Procyon imîtator amici, »

aurait-on pu dire en imitant le vers célèbre par lequel Galilée annonça à Kepler sa découverte des phases de Vénus*; mais aujourd'hui on n'avait pas besoin» comin& Galilée, de cacher le sens de la phrase sous le masque de l'anagramme. M. Auwers a trouvé que les positions successives de Procyon trahissent des oscillations dont là période est de quarante ans; et il- en conclut ^e Procyon n'est point solitaire. Parviendra-t-on à observer le satellite qui trouble la marche de cette étoile? C'est ce que l'avenir nous apprendra.

En attendant, voici M. Gurney-Barclay, riche brasseur de Londres, qui vientde se faire construire un observatoire tout comme feu M. Bishop, dont il est l'émule. Ce digne amateur annonce qu'il a vu, le 10 janvier 1856, une trèspetite étoile tout près de Procyon, et qu'au mois de mars 1863, M. Romberg, qui dirige aujourd'hui cet observatoire, muni de très-beaux instruments, a revu l'étoile en ({uestion et deux autres encore plus petites. Les mômes ^iles ont été observées au mois de février 1863, par M. Goldschmidt. Les deux petites sont extrêmement voisines de Procyon.

Les nébuleuses.

Lord Rosse, le même qui s'est illustré par la construction d'un télescope monstrç, a publié depuis vingt-cinq

1. « Cinthiie figuras aemulatur matir amorum;» en an^^rasune : « haee ômnaUiBa jam Crastra a me leguatur. 0. Y. »

ans, de précieux travaux sur les nébuleuses. Il a profondément modifié nos connaissances relatives à un grand nombre de ces mystérieuses agglomérations de matière cosmique. Ainsi, par exemple, il existe une nébuleuse très-remarquable découverte en 1773 par Messier. Elle est située dans l'oreille gauche à*Astérion ou Chien de chasse septentrional y très-près de l'étoile r, de la queue de la Grande-Ourse. Dans le télescope de 45 centimètres de sir John Herschel, elle se présentait sous l'apparence d'une large et brillante nébuleuse globulaire, entourée d'un anneau à une distance considérable, dans lequel on remarquait des inégalités d'éclat. On voyait encore, un peu audessus, un petit amas blanchâtre, qui semblait en faire partie. Le gigantesque télescope de lord Rosse a métamorphosé cet aspect en celui d'une spirale brillante, aux replis inégaux, dont les deux extrémités, c'êst-à-dire le centre et la partie antérieure, sont terminées selon l'expression d'Alexandre de Humboldt, par des nœuds épais, granulaires et arrondis.

Le puissant instrument du même observateur a encore montré l'existence de cette structure en spirale dans plusieurs autres nébuleuses où on ne la soupçonnait pas, et nous a révélé ainsi des états d'aggrégation ou d'agglomération qui semblent ne pas admettre un équilibre stable. Aussi lord Rosse, et beaucoup d'astronomes avec lui, sontils d'avis que ces nébuleuses qui s'enroulent en circonvolu- ,tions interminables, ne peuvent se maintenir dans cet état sans un continuel mouvement intérieur qui agite toutes leurs parties.

Le célèbre astronome anglais a publié , en 1 863 , un nouveau mémoire, accompagné de nombreux dessins, fruit de ses dernières observations sur les nébuleuses. Lord Rosse admet qu'un grossissement de treize cents fois est, en général, le plus fbrt que comporte son instrument ; néanmoins il. a parfois employé des grossissements de deux

mille fois et il pense qu'on pourrait très-bien faire usage d*mie manière habituelle de ce grossissement avec des télescopes de dimensions supérieures au sien. Ce nouveau mémoire contient les résultats de la révision que Ton a fait subir aux 2300 nébuleuses du catalogue boréal de sir John Herschel, dont on a dessiné un grand nombre, et entre autres , quinze qui ont offert la forme en spirale.

M. Goldschmidt en France a fait, de son côté, une belle découverte dans le même domaine. Oh savait, depuis 1859, par M. Tempel, qu'il existe une nébuleuse dans la constellation des Pléiades. Elle a même passé pour une nébuleuse variable parce que M. d*Arrest ne pouvait pas la retrouver, en 1862, avec la puissante lunette de l'Observatoire de Copenhague; ce qui avait, soit dit en passant, sa raison dans ce fait incontestable, que les objets grands, diffus et de très-faible éclat, se distinguent plus facilement au moyen d'une petite lunette qu'avec un instrument de très-grandes dimensions. Pour en revenir à la nébuleuse des Pléiades, l'astronome danois lui avait découvert une qualité qu'elle n'avait pas, et il n'avait pas saisi les choses curieuses qui étaient encore à découvrir à proximité de cet amas globulaire. Il a laissé à M. Goldschmidt le mérite de constater que tout le groupe des Pléiades est entouré d'une grande nébuleuse, dont celle de M. Tempel ne forme qu'une petite fraction. L'ensemble de cette nébuleuse qui se déroule entre les sept étoiles de ce bel astérisme, rappelle, jusqu'à un certain point, la grande nébuleuse de la constellation d'Orion.

M. d'Arrest avait encore annoncé une autre nébuleuse variable, située à la limite boréale de la constellation du Taureau, qui parait avoir sensiblement diminué d'éclat depuis 1859. Enfin, M. Chacomac a signalé dernièrement une nébuleuse variable dans les environs de la même constellation. Il l'avait vue, en 1855, sous une apparence

nuageuse et diffuse; Tannée suivante, elle se montrait plus brillante^ rectangulaire et striée de bandes parallèles; et en novembre 1862, elle était redevenue invisible, tandis que la petite étoile sur laquelle elle se projetait, n'avait offert aucune variation d'éclat.

M. Tempel a publié, à l'occasion de cette annonce de M. Gbacomac, une lettre dans laquelle il cherche à démon-» trer que les nébuleuses ne changent pas, et que leurs variations d'éclat résultent simplébent des circonstances atmosphériques. Cet habile observateur raconte que tràssouvent, il lui est arrivé de noter dans ses cartes, une petite nébuleuse et de ne rencontrer plus tard, au même lieu, que des étoiles doubles de treizième à quatorzième grandeur, quand l'atmosphère était devenue plus pure. Il a plusieurs fois observé,, en 1660, la nébuleuse des Pléiades, que M. Schmidt ne pouvait pas apercevoir, à la même époque, à Athènes ; et pourtant elle était si visible à Marseille que le concierge de l'Observatoire a pu la distinguer avec un chercheur de deux pouces. En général, le ciel de Marseille est plus pur que celui de Paris, et M. Tempel a pu voir ncmibre de nébuleuses que M. Ghacornac n'a pu apercevoir avec le grand télescope de rObseVvatoire impérial.

C'est cette différence marquée entre les climats du midi de la France et celui de la capitale, qui a fait concevoir à M. le Verrier te dessein de transporter vers le sud les plus grands instruments que possède l'Observatoire de Paris, et qui ne peuvent jamais y développer toute leur puissance. La création d'un observatoire à Marseille ne se fera pas attendre.

Les nébuleuses sont aujourd'hui l'objet de la sollicitude constante d'un grand nombre d'astronomes. M. Auwers a récemmment publié les positions exactes d'une quarantaine de ces objets célestes, observés avec Théliomètre de Kœnigaberg. M. d'Arrest a commencé une révision génér-

raie des nébuleuses du ciel boréal^ avec la grande lunette de ODze pouces de Copenhague. 11 s'attachera surtout à décrire les apparences de ces curieux objets, sans viser à une précision des positions, trop difficile à obtenir dans ce genre d*observations. Il existe d'après M, d'Arrest, environ trois mille nébuleuses visibles sous nos latitudes élevées.

De son côté, sir John Herschel annonce qu'il a déjà à peu de chose près, complété son catalogue général des nébuleuses et amas d'étoiles, rangés par ordre d'ascension droite. Cet immense catalogue doit contenir tous les objets de cette catégorie connus jusqu'à ce jour, et observés, soit par William Herschel, son père, soit par lui-même, soit par Dunlop, d'Arrest, Hind, etc, etc. Chaque nébuleuse sera accompagnée d'une courte description; ce sera un véritable dictionnaire des nébuleuses.

Pour terminer, il faut mentionner une fausse nébuleuse qui s'était glissée dans les catalogues et avait été dernièrement signalée comme suspecte de variabilité parce qu'on ne la retrouvait pas. C'est l'astronome anglais Maskelyne qui l'avait observée, le 14 février 1793. M. d'Arrest après bien des hypothèses, a trouvé le mot de l'énigme : Maskelyne avait vu dans sa lunette la seconde comète de 1792, laquelle était déjà à la limite extrême de sa visibilité. En eflFet, la position calculée de la comète correspond exactement à celle qui a été observée par le célèbre astronome anglais. En outre, on a fini par constater que Méchain avait encore observé la comète, là veille 13 février, à peu près à la même place où son confrère croyait voir une simple nébuleuse. La découverte de la seconde comète de 1792 est d'ailleurs due au recteur Gi^egory, et non à IMchain, comme on l'a prétendu.

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L'éclipsé partielle de soleil du 17 mai 1863.

L'éclipsé solaire partielle qui a eu lieu le 17 mai 1863, était visible à Paris, et dans une grande partie de l'Europe ; * en Angleterre, en France, en Italie, en Allemagne, en Russie, en Sibérie, et dans l'Amérique du Nord. A Paris, elle devait durer de 5 heures 58 minutes du soir à 7 heures 22 minutes, et s'étendre au quart du diamètre solaire.

Ordinairement le public dédaigne les éclipses partielles, parce que les phénomènes physiques qui les accompagnent ne son^ qu'un faible reflet de ceux qui ont lieu pendant une éclipse totale. Les astronomes eux-mêmes ne tirent pas grand parti de ces occultations incomplètes du soleil, parce qu'on s'est assuré que l'observation des instants du commencement et de la fin ne comporte pas une grande précision, et qu'il n'a pas encore été possible d'apercevoir trace de protubérances rouges pendant ces phénomènes partiels.

Un physicien français qui s'est beaucoup occupé de recherches spectrales, M. Janssen, comptait surTéclipse de soleil du 17 mai 1863, pour étudier, à l'aide de son spétroscope à vision directe, qui a la forme d'une simple lunette, la constitution de l'atmosphère de la lune. Malheureusement, l'état du ciel à Paris, pendant la soirée du 1 7 mai, n'a pas été favorable au projet formé par M. Janssen, qui a dû se borner à indiquer, dans le Cosmos^ la méthode expérimentale propre à arriver au but en question.

On peut régler d'avance la position de l'objectif de la lunette spectroscopique de manière qu'elle donne une image de l'éclipsé qui ne dépasse pas la hauteur de la fente

de Tappareil. De plus on pourra, au moment de Tobservation, diriger Kmage de telle sorte que le croissant se trouva- partagé en deux segments symétriques, la ligne qui joint les centres des deux astres étant pari%llèle a la fente. . L'échancrure du disque solaire sera éclairée par des rayons qui auront rasé la surface de la lune, et par conséquent, traversé son atmosphère, si tant est que la lune possède une atmosphère. Il s'ensuit que le spectre qu'on doit observer, renfermera des raies solaires ordinaires, et selon la hauteur de l'astre, des raies telluriques dues à l'absorption de l'atmosphère terrestre ; mais en outre, il pourrait offrir, dans la région qui correspond au bord concave du croissant lumineux, des lignes nouvelles d'une très-petite hauteur. Si l'on réussissait à constater l'existence de telles raies lunaires pendant une éclipse partielle de soleil, cette observation trancherait la question si difficile de l'atmosphère lunaire, et conduirait peut-être à quelque notion exacte sur la constitution de c^tte couche gazeuse.

On comprend d'ailleurs, que, pour ce genre d'observation, il soit indispensable d'employer des spectroscopes d'un grand pouvoir dispersif, vu que l'atmosphère si problématique de notre satellite, ne se trahirait, en tout cas, que par une perturbation extrêmement faible du spectre du bord solaire.

Spectre des éclipses solaires.

Nous allons profiter des observations que M. Radau a consignées dans le Moniteur scientifique du docteur Quesneville, pour exposer sommairement ce qui a été fait jusqu'à ce jour sous le rapport de l'étude spectroscopique des éclipses totales du soleil.

Un astronome français d'un grand mérite, M. Faye, a vnx 3

38 l'année scientipiqub.

fortement recommandé, dans une lecture académique, l'étude spectroscopique des éclipses de soleil. Si le spectre de l'auréole, dit M. Faye, vous offrait Tinversion du spectre solaire, c'est-à*dire si les raies noires de Fraûnhofer y étaient remplacées par des raies colorées, brillant sur un fond obscur, la question serait tranchée; l'existence si contestée de l'atmosphère du soleil deviendrait alors un fait définitivement acquis à la science. Dans le cas contraire, il faudrait admettre que l'absorption s'opère dans le sein même de la photosphère, dont la surface n'émet pas seule tous les rayons, mais qui contribue sans doute à la lumière du soleil par une partie de son épaisseur.

M. Kirchhoff ne voit dans l'atmosphère du soleil qu'une simple couche de gaz et de vapeurs embrasées, sans aucune photosphère intermédiaire, de sorte que les rayons solaires émaneraient essentiellement d'un corps à l'état de fusion incandescente. En ce qui concerne les changements qui devraient se manifester dans le spectre solaire d^s qu'on parvient à isoler la lumière du bord, M. Kirchhoff pense que leur absence ne prouverait rien contre sa théorie, puisque la couche gazeuse qui entoure le noyau de l'astre radieux, pourrait avoir xme hauteur relative assez considérable pour que la différence de chemin fût à peine sensible pour les rayons venus des différents pcânts du noyau incandescent, et que, d'un autre côté, la lumière du rayon, réfractée par l'atmosphère, pourrait se mêler aux faibles radiations propres de la couche gazeuse située en dehors du disque (Ascurd. Ceâ remarques du célèbre physicien allemand étaient destinées à répondre à l'observation publiée par M. Forbes.

C'est l'écKpse du 15 mai 1S36 qui avait fourni i ce savant anglais l'occasion de se procurer un spectre exclusivement formé de rayons du bord solaire. Dans une lettre adressée à l'Académie des sciences, il rend compte de son expérience, et affirme que le spectre obtenu du bord lumi-

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neuz est identique^ pour le nombre et la position des raies, arec eelcâ qui provient du disque entier. M. Mattbiessen a obtenu un résultat à peu près analogue.

L'explication donnée par M. Kirchboff de ces observations négatives, ne satisfait pas M. Faye. D'après l'astronoBûe français, le noyau du soleil (Jevrait être supposé par trop petit relativement à son atmosphère, si la diiSférence d'épaiaseur û'aversée par les rayons qui viennent du centre et par ceux qui viennent des bords, pouvait être considérée ctwmne insensible. M, Faye pense qu'il est plus conforme aux iails, d'attribuer le rayonnement solaire à une photosïAière lumineuse et en môme temps transparente jusqu*à une certaine profondeur ; de sorte qu'il y aurait une couche active dont toutes les particules contribueraient au mypnnement, et qui, néanmoins, exercerait une absorption sur les rayons qui la traverseraient, en venant d'une plus grande profondeur. Ce qui 'semble surtout s'opposer à l'hypothèse d'un noyau liquide fournissant la plus grande partie des rayons que noias envoie le soleil, c'est, d'après M. Faye , l'expérience célèbre à la suite de laquelle Arago, se foiulant sur l'absence de toute polarisation dans la lu* mière émise par les bords du soleil, prononça nettement que la partie brillante du soleil n'est' ni un liquide ni un solide, mais un gaz incandescent. « Pour moi, dit M. Faye, je ne connais qu'une espèce de corps qui jouisse à la^fois d'un spectre continu et d'une émission non polarisée, c'est le noir de fumée incandescent : faudrait-il donc admettre que la photosphère du soleil est de cette nature-là? » On pourrait, il est vrai, répondre à M. Faye que si la loi physique sur laquelle s'est appuyé Arago, souffre une exception, elle n'est pas vne loi générale, et que dès lors, le raisonnement d'Arago n'est pas concluant. Il s'en aperçoit, du reste, lui-même, et s'efforce d'étayer son hypothèse par d'autres faits subsidiaires, tels que l'énorme chaleur qui règne sur le soleil; la faible densité moyenne de cet astre

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(elle est quatre fois moindre que celle de la terre); la rapidité avec laquelle s'y forment et dissolvent les taches et les facules; les mouvements continuels qu'y décèle la présence des innombrables pores qui en pointillent la surface, etc. Tous ces phénomènes semblent indiquer au moins une photosphère d'une très-grande profondeur relative, laquelle' pourrait toujours envelopper un noyau central, à l'état de fusion liquide. En outre, l'aspect de l'auréole enchevêtrée de rayons droits, courbes, brillants ou obscurs, en forme d'ostensoir, de lyre ou de panache, qui entoure si irrégulièrement le disque du soleil éclipsé, jusqu'à des distances de plusieurs degrés, ne suggère pas l'idée d'ijne enveloppe atmosphérique, laquelle devrait apparaître autour de la lune comme un disque annulaire, à contour plus ou moins net, et présentant vers les bords une dégradation d'éclat plus ou moins rapide, mais régulière. Cette auréole, aux formes capricieuses, laisse donc croire plutôt que l'atmosphère de l'astre radieux est précisément cette photosphère brillante qui le délimite à nos yeux.

Pour décider entre ces hypothèses diverses qui se disputent le terrain et c^i sont si bien étayées par leurs auteurs, il faudra probablement attendre la prochaine éclipse totale, qui aura lieu le 22 décembre 1870, et sera visible en Grèce, en Algérie et en Espagne. Jusque-là, on aura le temps de préparer les moyens d'observation et de mûrir le plan d'expérimentation.

Pour en revenir aux résultats obtenus jusqu'ici, ils sont assez maigres, probablement parce que l'importance de ce genre d'observations et les points essentiels sur lesquels il fallait fixer l'attention, n'étaient pas encore assez compris des physiciens qui pouvaient profiter d'une éclipse pour des expériences d'optique spectrale. Arago parle d'une observation faite en 1842, par M. Fu^inieri, de Vicence. Ce savant italien décomposa, dit-il, à l'aide d'un prisme de verre, la lumière de l'auréole lunaire : il assure que le

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speôtre provenant de cette décomposition, manquait absolument de vert; que la place que cette couleur occupe ordinairement, était entièrement obscure. M. Faye croit pouvoir conclure de ce résultat, que les raies vertes qui caractérisent le magnésium, et qui auraient dû remplacer les trois raies de Frauenhofer dans cette région du spectre, ne se sont point manifestées dans la lumière discontinue de Tauréole; autrement, Fusinieri n'aurait pas déclaré que la place du vert avait été entièrement obscure.

L'éclipsé partielle du 28 juillet 1851 a été observée, au moyen d'un prisme, à l'Observatoire de Bogenhausen, près Munich, par M. Kuhn. Cet astronome a suivi le spectre du phénomène depuis trois heures sept minutes vingt secondes, où la lune commença à empiéter sur le disque du soleil, jusqu'au moment où le soleil se cacha derrière un obstacle, ce qui eut lieu trente-deux minutes avant la fin de Téclipse. Les lignes sombres du spectre ne changèrent pas de position; mais le nombre des raies visibles dans le rouge et l'orangé diminuait à vue d'œil pendant le progrès de l'éclipsé, et en même temps il augmentait dans la partie violette du spectre. .Quant aux couleurs elles-mêmes, nonseulement leur intensité allait en décroissant, mais encore leur étendue relative sembla se modifier d'une manière frappante. A partir de quatre heures, le vert empiétait de plus en plus sur le bleu, qui disparaissait; finalement, le vert occupait toute la place du bleu clair. Le violet se rétrécissait également, et fut remplacé par une teinte grisâtre; de quatre heures quinze minutes à quatre heures vingthuit minutes, il n'y eut plus de trace ni du bleu ni du violet. Passé le milieu de l'éclipsé, les mêmes phénomènes se sont reproduits dans l'ordre inverse.

M. Liais, astronome français qui réside au Brésil, a observé également une forte diminution de la lumière violette pendant Téclipse annulaire du 15 mars 1858; mais il n'a pas fait la même remarque pendant l'éclipsé totale du 7 sep-

tembre de la même année, dont il a publié un compte rendu détaillé. Il a constaté, en outre, pendant Téclipse du 1 5 mars, une diminution d'intensité dans la région orangée, et en même temps, un renforcement notable de h, r^ûe D^ Le 7 septembre 1858, il vit, au contraire, s'accroître la lumière jaune.

Le 18 juillet 1860, MM. Barreda et Rodriguez, professeurs de physique à Valladolid et à Madrid, firent quelques observations sur le spectre de Téclipse totale, l'un au Desierto de las Palmas, Tautre à Pinseque, non loin de Saragosse. M. Barreda se servait d'un prisme de flint, de 45 degrés, sur lequel il recevait les rayons solaires transmis par le volet d'une chambre obscure* Vingt minutes après le commencement de Téclipse, il se montra une confusion très-visible dans la lumière du spectre ; dix minutes plus tard, on remarquait une altération du rouge^ qui pâlissait, pendant que le jaune et le vert se confondaient, pour faire place à une teinte mixte et uniforme ; au bout de dix minutes encore, le bleu et le violet commencèrent à se confondre aussi, et la teinte trouble qui résulta de ce mélange général, persista jusqu'à la fin de la totalité de l'éclipsé. Pendant que cette confusion des limites des couleurs se produisait, le violet et l'orangé diminuaient d'ia*tensité ; l'orangé disparut entièrement , puis le violet enu fit le bleu, de sorte qu'on ne distinguait plus que de faibles traces du rouge et du vert pendant la totalité '(ce qui est directement contraire à l'observation de Fusinim^ d'après laquelle le vert disparut seul). Après la totalité,, tout revint dans l'ordre inverse. Le bleu repaioit tout d'abord, puis, au bout de quinze minutes,, le jaune et le vert mélangés ainsi que l'indigo et le violet,, avec une intensité toujours croissante, jusqu'à ce que le spectre brillait de nouveau de tout son éclat.

M. Rodriguez dit qu'il a vu d'abord le rouge pâlir, ensuite le jaune et le bleu se confondre^, puis le vwt, le bleu

et le violet disparaître entièrement après s'être fondus dans une seule teinte grise, de serte que, peu d'instants avant l'obscurité totale, on ne distinguait plus qu'un rouge clair, un jaune verdâtre et un bleu très-pâle. Il faut dire d'ailleurs qu'il est très-difficile de distinguer les nuances de teintes très-pâles, et que, pour cette raison, nous ne pouvons guère nous attendre à rencontrer un accord trèsfrappant entre les impressions rapportées par diflFérents observateurs.

L'éclipsé totale da 31 décembre 1861, aurait pu contribuer à éclaircir ces questions, si l'état du ciel, 4ans la presqu'île de Morée, n'avait pas rendu tous les préparatifs des astronomes inutiles. MM. Edmond et Adolphe Weiss étaient venus de Vienne, s'établir en Grèce, près de l'embouchure de la Néda, où l'éclipsé devait être centrale avant le coucher du soleil. Mais l'horizon s'était voilé de nuages derrière lesquels l'astre se cacha, à peine, éclipsé. M. Adolphe Weiss examina, au spectroscope, les bords illuminés des nuages, et il vit un spectre ordinaire ; au moment de la totalité, la lumière diffuse du ciel donnait aussi un spectre, analogue en tout à celui de la lumière céleste ordinaire. On comprend que ces observations ne pouvaient guère avoir un autre résultat.

Un physicien suédois, M. Angstroem, a essayé d'isoler les rayons du bord solaire, en observant, à l'aide de la lunette du spectroscope, les différentes parties de l'image solaire, fournie par un grand objectif, et offrant une largeur de 28 millimètres. Mais tout ce qu'il a cru remarqua c'est que le spectre du bord était un peu moins prononcé et que les raies les plus faibles devenaient alors comparativement mieux accusées.

On conviendra que les conclusions qu'on peut tirer de ces matériaux, sont loin d'offrir le caractère de la certitude. Il paraît, somme toute, qije le spectre s'affaiblit simplement à mesure que la lumière vient à manquer, et

que les couleurs qui sont le moins absorbées par Tatmosphère terrestre, comme le rouge, persistent en dernier lieu. Cet affaiblissement rapide de l'intensité du spectre nçus semble même suffisant pour rendre compte des changements observés dans les raies noires.

Le rouge qui reste en dernier lieu après l'élimination des autres couleurs prismatiques, pourrait bien être la cause de la teinte étrange et fantastique que prennent les paysages au moment de l'obscurité totale, pendant une éclipse de soleil. Un physicien suisse, M. Simmler, voudrait, 201 contraire, les attribuer à une fluorescence des végétaux (pourvu que l'éclipsé n'arrive pas en hiver). On sait que certaines plantes, surtout celles à fleurs jaunes, comme le Souci des jardins, la Capucine, etc., émettent souvent des lueurs dans l'obscurité , et que la matière verte des feuilles est très-impressionnable pour la fluorés* cence. Il ne serait donc pas impossible, à prioriy que l'étrange demi-jour rougeâtre qui se répand sur un paysage au moment d'une éclipse totale, fût produit par une lumière de phosphorescence que les rayons chimiques du f^leil auraient provoquée dans la végétation. M. Simmler a souvent étudié la fluorescence des plantes au moyen d'un instrument qu'il appelle érythroscope et qui consiste en une paire de lunettes bleues, formées d'un système de verres de cobalt superposés, qui ne donnent passage qu'aux rayons rouges, bleus et verts. Il a pu voir ainsi en rouge foncé la verdure et les fleurs jaunes ou orangées, tandis que les couleurs minérales et le bleu du ciel conservaient leurs nuances naturelles.

En terminant cet exposé des observations physiques auxquelles les éclpses de soleil ont déjà donné lieu, nous ne saurions trop recommander à ceux qui ont occasion de voir souvent le soleil se lever ou se coucher dans la mer, d'examiner l'image de son bord qui émerge de l'eau, soit au spectroscope, soit à la lunette ordinaire. Ces

bbservations pourraient nous révéler des faits importants.

Eclipse totale de lune du t*"' juin 1863*

Dans la nuit du 1" au 2 juin, les Parisiens étaient dédommagés, par le phénomène intéressant d*une éclipse totale deluoe, de la rareté des éclipses de soleil. On n*a vu, en elBfet, qu'une seule éclipse totale de soleil à Paris, pendant le dix-huitième siècle (celle de 1 724) ; dans le siècle actuel, on n'en a encore vu aucune et on n'en verra point. Les éclipses totales de soleil qui se rapprocheront le plus de la France, seront celles du 22 décembre 1870 et du 28 mai 1900, visibles en Espagne comme celle du 18 juillet 1860.

Le 1" juin 1863, vers minuit, une foule agitée remplissait les lieux publics, et se pressait autour de nos astronomes en plein vent, pour jouir du spectacle admirable qui s'offrait à tous les yeux. Pendant l'éclipsé totale, qui' dura de 11 heures 3 minutes jusqu'à minuit 9 minutes, le disque de la lune offrit cette sombre teinte cuivrée qu'il revêt toujours lorsqu'il est plongé dans l'ombre portée de la. terre, qui lui cache le soleil. Mais avant de s'enfoncer tout à fait dans le cône d'ombre, le dernier croissant qui resta brillant, sembla offrir une faible coloration bleuâtre. Cette teinte bleue n'est qu'une illusion d'optique qui trouve son explication dans un effet de contraste bien connu des physiciens, par lequel toute lumière blanche comparativement faible, placée à côté d'un rouge intense, paraît d'un bleu prononcé. C'est là un phénomène qu'on observe tous les jours, à l'heure du crépuscule, lorsqu'on fait tomber la lueur rougeâtre d'une bougie ou celle des charbons sur une feuille de papier blanc. La tendre lumière bleuâtre

dont s'illuminent les sommets des montagnes huuùres, . d'après M. Maedler, au moment où le disque va émerger de l'ombre dans laquelle se jouent les lueurs rouges des rayons solaires réfractés par l'atmosphère terrestre, est un des plus beaux spectacles qu'on puisse contempler.

Une autre particularité que plusieurs personnes prétendent avoir remarqué pendant l'éclipsé du 1" juin 1863, c'est l'apparence de sphéricité que le globe lunaire affectait d'une manière frappante, au moment où toute iUununa* tion directe avait cessé. N'étant plus éblouis par l'éclat trop vif de notre satellite, leurs yeux ont pu apprécier la. rondeur, ou mieux, la convexité, Ja forme bombée de cet astre, aussi bien que dans le stéréoscope de M. Warren d« la Rue.

La teinte rouge brique de la lune éclipsée doit provenir principalement des rayons solaires, qui, en traversant notre atmosphère, sont énergiquement réfractés et repliés derrière le corps opaque de la terre. Comme la double réfraction horizontale peut atteindre soixante- dix minutes, c'est-k-dire plus d'un degré, il est évident que la lumière qui passe sur la terre en rasant presque le sol, doit s'infléchir considérablement et être lancée au beau milieu du cône d'ombre, dans l'intérieur duquel elle peut aussi entre^ tenir une sorte de crépuscule. La couleur rouge que la surface lunaire ofire au moment d'une éclipse, est en harmonie parfaite avec cette hypothèse. Qu'on se rappelle,, en effet, que le soleil nous paraît toujours très-rouge, et si peu brillant qu'on peut le regarder à l'œil nu sans grande fatigue, lorsqu'il se couche à l'horizon occidental ou qu'il émerge de l'horizon opposé, surtout quand l'air est chargé de vapeurs et de brouillards. Or, les rayons qui sortent de l'atoiosphère terrestre après en avoir traversé les couches très->basses, ont évidemment éprouvé une absorption encore deux fois plus forte ; quoi de plus naturel, dès lors, que la teinte rouge sombre dont ils éclairent la face nocturne de notre satellite ?

ASTRONOICIE. 47

Néanmoins, ^elques astronomes ont mis en avant cette opinion, que la surface lunaire pourrait briller d'une faible lumière propre, qu'elle émettrait par phosphorescence pendant qu'il &it nuit sur la lune. Cette hypothèse ne rend point compte des disparitions complètes de l'astre qui ont eu lieu pendant quelques éclipses historiques. Nous ne r^pellerons quel'éclipse de 1642 décrite par Helvétius,et celle du 10 juin 1816, observée par MM. Béer et Maedler, pendant lesquelles la lune privée de la lumière directe du soleil» se déroba entièrement aux regards de 'ces astronomes. Il est donc peu probable que la lune obscurcie émette des rayons de fluorescence, et dans tous les cas, la lumière provenant de cette source ne peut constituer qu'une bien faible partie de l'illumination rougeàtre que notre satellite présente lors de la plupart des éclipses totales. On ne saurait, non plus, invoquer la lumière cendrée, puisqu'il fait nuit sur la moitié de la surface terrestre qui regarde la lune au moment d'une .éclipse.

M. Tempel, astronome attaché, comme nous Tavons dit plus haut, à robservatoire impérial de Marseille, et qui est déjà connu par la découverte de plusieurs planètes et comètes, a suivi l'éclipsé de lune du 1" juin 1863, avec une excellente lunette achromatique. Il en a même fait un dessin en couleurs. La lune ^e projetait sur un ciel trèsnoir ; elle ne paraissait pas plus sombre, à Marseille, que lorsqu'on la regarde à travers un verre coloré. Les teintes dt l'éclat de l'astre éclipsé changeaient d'ailleurs à vue d' œil ; on distinguait parfaitement des nuances grise, verditre,, rouge et même blanche ; les circonvallations et chaînes de montagnes lunaires se dessinaient très-nettement el prenaient une teinte sanguinolente. Au sud-est du disque, il s'était formé un segment biconvexe ou fuseau d'un rouge éclatant, bien avant la fin de la totalité. A côté de la lune, on distinguait les plus petites étoiles, et même des nébuleuses. Cette observation intéressante rappelle ce qui est

rapporté par Messier, qui vit, dans les éclipses de lune de 1783, des parties du disque diversement éclairées qui circulaient lentement autour de son centre.

M. Goldschmidt, qui a également suivi l'éclipsé du l"" juin 1863, a été frappé du nombre extraordinaire de petites étoiles , rendues visibles par l'obscurcissement de notre satellite. Plusieurs petites étoiles de 9°»« et 10"** grandeur, disposées en file sur une ligne tangente au contour de la lune, produisaient l'effet de météores en mouvement vers les montagnes lunaires, à mesure qu'elles étaient occultées et découvertes par les échancrures du bord.

De son côté, M. Charles Emmanuel a publié l'observation suivante qui ne manque pas d'un certain intérêt. L'éclipsé était entrée depuis quelque temps dans sa phase de décroissance, lorsqu'on put voir un petit point lumineux brillant dans l'ombre, à une distance assez grande du bord oriental de la lune qui commençait à sortir de la pénombre. Ce point lumineux , qu'on aurait pu prendre au premier aspect pour une étoile ou pour le reflet d'un volcan , n'était autre chose que le sommet du mont Aristarque^ k en juger par la position que cette montagne élevée occupe sur le disque de la lune. A mesure que la phase naissante augmentait d'étendue, le piton brillant gagnait en éclat, et quand il cessa d'être entouré d'ombre, M. Charles Emmanuel reconnut distinctement le mont Arislarque, dont la vive blancheur de tout temps a frappé les observateurs.

Cette curieuse observation, confirmée, d'ailleurs, par un astronome anglais, explique parfaitement pourquoi quelques personnes ont pu se persuader qu'on voit des étoiles à travers la lune.... ou que la lune a des trous, soit dit sans jeu de mots déplacé. Une autre hypothèse qui rentre dans cette catégorie de faits, est celle de l'existence de volcans lunaires en activité. Mais il suffit, ce nous semble, pour expliquer ces apparences, de supposer que les sommets de montagnes très-élevées , comme Aristarque^ par

exemple, puissent dépasser la limite du cAne d'ombre avant les autres parties du corps lunaire, et saluer ainsi les premiers le retour de Tastre du jour, tout comme nos montagnes terrestres.

En Angleterre, Téclipse a été observée par M. Birt, qui, dans la description qu'il a publiée de ce phénomène, insiste sur l'existence d*une zone crépusculaire vers les bords de l'ombre, d^ns laquelle l'illumination est encore assez forte pour laisser apercevoir distinctement, pendant la totalité, les détails de la Mer des crises et de la Mer de la fécondité. Cette illumination crépusculaire faisait lentement le tour de la partie nord du disque lunaire, ainsi que cela a été observé aussi par M. Tempel. La zone éclairée offrait d'après M. Birt, une teinte franchement verte^ tandis que le reste du disque plongé dans l'ombre avait revêtu la couleur rouge cuivré que l'on connaît.

Associations astronomiques en Allemagne et en Angleterre.

Si l'on faisait le dénombrement des observatoires astronomiques qui existent en Angleterre et en Allemagne, et qui appartiennent, soit à l'Etat, soit à des particuliers, on serait frappé du développement que le goût de l'astronomie a pris chez nos voisins. Ces pays ont chacun une trentaine d'observatoires à opposer aux trois observatoires de la France. A Londres surtout, les brasseurs, aux fortunes colossales, rivalisent entre eux à qui fera construire les plus belles lunettes et attachera à son service les plus habiles astronomes. On se souvient du nom de George Bishop, mort il y a deux ans, dans sa soixante-dixseptième année, qui érigea, en 1837, le fameux observatoire de Regent's Park, où M. Hind a découvert un si grand

iKMnbre de planètes^ et publié les précieuses cartes célestes çpà embrassent toutes les étoiles voisines de l'édiptiqjue* Ce softt ces cartes qui ont surtout facilité la rôcberche des petites planètes, car ces astres ne s'éloignent jamais beaacoup des constellations du zodiaque.

Éà 1863, M, Bishop avait attaché à son observatoire le j/euneastronome, Edouard Voge^de Berlin» qui, pea après, le <}Hitta pour aller continuer les périlleuses explorations du docteur Barth, et qui a malheureusement péri dans le Waddau

Uobservatoire de Bishop continue toujours ses travaux ; mais void que M. Gurney Barcley, autre brasseur richissime, s'en construit un pareil dans son jardin, le dote d'excellents instruments et le donne à diriger à un astronome de talent,, M. Romberg,, le mèmedontnous avons cité les observations intéressantes sur l'une des comètes de 1 863.

Un autre observatoire célèbre est celui de Cranford, où M. Warren de la Rue, marchand de papier par état, mais astronome par vocation, prend tous les jours des photographies du soleil ou des autres merveilles célestes.

Mais nous auricms fort à faire si nous vcHilions énumérer la liste de ces observatoires privés, dont beaucoup ne sont même pas connus du public. Il y a, en effet, un grand nombre d'amateurs modestes qui travaillent dans le silence et n'apparaissent au grand jour que dans les occasions soknn^s, par exemple, quand il y a séance de la Société royali astrùnomiqvSj à Londres.

Ea dehœrs de cette grande Société, il s'est encore formé récemment une sorte d'association universelle^ pour roI>servaticm des étoiles variables, association qui a pour guides les astronomes George Knott, à Cuckfield, et Joseph Baxendell, à Manchester. Les étoiles variables donnent lieu à un genre d'observations qu'on peut recommander partioilièrement aux amateurs, car elles n'exigent qu'une bonne lunette, de bons yeux et de la patience. Mais dans la plu-

part dea cas, les dikttanti qui font de l'astronomie un noble passe-temps, travaillent indépendamment et à Tiosu les uns des autres, sans suivre aucun plan général ; d*où il résulte assez souvent que certaines étoiles sont observées simultanément par beaucoup de personnes, tandis que d'autres sont complètement négligée» et oubliées*.. C'est pour éviter cette perte de force vive, et pour faire coaverger vers un but utile tant d'efforts isolés et épars^ que les astronomes, anglais ont proposé d'organiser l'observation régulière des étoiles variables, en se distribuant la besogne» Les deux chefs de file que nous ven<Hia de nommer^ ont fait imprimer des instructions détaillées pour ce genre d'observations, et c'est à eux que devront s'adresser les personnes disposées à prendre une part active à cette campagne internationale.

£n Allemagne, les astronomes se remuent avec une énergie qui ne le cè(k pas à celle de leurs confrères anglais. Us ont commencé par tenir des congrès annuels, où l'on se concertait sur des mesures générales, et l'on se distribuait les travaux courants, tels (pe recherches sur les comètes ou planètes nouvelles , observation régulière de certaines classes d'étoiles, etc. On dit qu'au premier de ces^ congés, un jjeune astronome^ qui est mort l'année dernière, avait proposé sérieusement de ne plus s'occuper du tout des nouvelles petites planètes qui pourraient être encore déçois vertes, parce qia'elles ne servaient, disait-il, qu'à faire perdre leur temps aux astronomes de profession. Mais ce p»fijet> évidemment trop sévère et qui n'était qu'une mar ûifestatioiL. de nauvaise humeur,, échoua contre l'énergiiqua résistance des heureux chasseurs d'astéroïdes.

Le dernier congrès, qui a été tenu à Heidelberg, dans les derniers jours du mois d'août 1863, a eu pour résultat la fondation d'une nouvelle Société astronomique, qui s'intitulera : Société astronomique d^ Allemagne, mais sans exclure l'admission d'étrangers en qualité de membres ,

pourvu que ces derniers soient disposés à apporter leur obole à Tautel commun. Le but de cette société, dont nous saluons la naissance, est Tavancement des sciences astronomiques par des travaux de longue haleine qui nécessitent la coopération systématique d'un grand nombre de 1 personnes. On s'occupera, avant tout, de faire exécuter, d'après des principes uniformes, ces grands travaux préparatoires dont les résultats servent ensuite de base à toutes les recherches spéciales : de ce nombre sont, entre autres, la construction de tables auxiliaires de toute sorte ; l'établissement définitif des éléments de réduction des observations, etc. En dehors de ces travaux d'un caractère plus général, la Société sera encore prête à aider, par des secours appropriés, tous ceux qui voudront consacrer leur temps et leurs forces à des recherches longues et coûteuses, sur des sujets spéciaux qui soient du domaine de l'astronomie, ou , du moins, s'y rattachent directement.

La ville de Leipsick a été choisie comme siège provisoire de la nouvelle association ; c'est là que les collections et la bibliothèque de la Société astronomique seront déposées , et .qu'on fera publier les ouvrages que la Société éditera. Toutes les publications de la Société sont livrées gratis à tous ses membres, ainsi qu'aux établissements ou sociétés savantes qui voudront accepter l'échange. On se réunira une fois tous les deux ans, au mois d'août ou de septembre, dans la ville qui aura été, chaque fois, désignée d'avance à cet effet. Le bureau est formé de sept membres, savante pléiade qu'on nommera toujours pour quatre ans. Le président actuel est M. Zech, professeur d'astronomie à l'université de Tubingen; les secrétaires sont MM. Foerster, à Berlin , et Schoenfeld, à Manheim.

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La physique au théâtre. — Les spectres Yiyants. — Les spectres au théâtre du Châtelet, au théâtre Déjazet et à la salle Rohin. — Explication du phénomène optique de l'apparition des fantômes vivants. — Coup d'oeil rétrospectif.— La fantasmagorie en 1798.— Robertson et le fantascope.

La physique et la mécanique tendeat de plus en plus à fournir au théâtre les moyens d'accroître la puissance et la vérité de la mise en scène. On a commencé , au grand Opéra, par l'éclairage électrique et les éblouissantes lueurs de la combustion du phosphore dans l'oxygène, pour imiter l'éclat du soleil et la flamme des incendies, et Ton a continué, sur des scènes de second ordre, par des trucs mécaniques ingénieux et compliqués. Mais plus le décor, Tartifice physique et les changements à vue se perfectionnaient, grâce aux inventions des mécaniciens, plus le public, ainsi affriandé, devenait exigeant. Le spectateur ne veut plus faire aucun effort; il exige les effets les plus saisissants. La grande fureur sur les théâtres de Paris, pendant une partie de Tannée 1863, fut l'apparition de fantômes. Les spectres avaient envahi la capitale. Spectres sur la vaste scène du Châtelet, spectres à la salle Robin, spectres au théâtre Déjazet; on ne voyait que cela sur les scènes parisiennes, et la province a eu son tour dans cette exhibition de fantômes fort innocents. Nous ne pouvons

donc nous dispenser de lui accorder quelque attention dans cet annuaire.

La fantasmagorie n'est pas chose nouvelle au théâtre; nous montrerons plus loin qu'elle a défrayé certains spectacles, il y a bien des années. Mais il faut le reconnaître, le système que Paris a admiré en 1 863, n'a rien de commun avec ce qui s'était produit jusqu'à ce jour. Il constitue une invention \Taiment originale. Les spectres^ qui se dressent sur le théâtre du Châtelet, ceux que M. Robin évoque dans la salle du boulevard du Temple, et les personnages qui s'animent au théâtre Déjazet, diffèrent de tous les spectres qui se sont montrés au public jusqu'à ce jour^ Les fantômes que Robertson faisait paraître en 1T98, dans l'anci^i couvent des Capucines,. placé àce sombre carrefour qui s'appelait déjà la place Vendôme, étaient de purs effets de lanterne magique ; c'étaient des images formées sur un écran transparent. Les spectres du théâtre du Châtelet et leurs acolytes des autres théâtres^, ont ce caractère nouveauy qu'ils se placent au milieu des acteurs et se mêlent à leur jeu.

M. Robin, aaboulevard du Temple, évoque des fantômes cpi viennent se dresser devant lui^ ombres impalpables qu'il peut impunément transpercer de coups d'épée, et qui s'évanouissent instantanément,, sur un ordre du magiciea dont ils reconnaissent Tempire*. On voit là un zouave d'Inkeitmann, qui ressuscite au son du tambour, et vient, pâle et grave, montrer sa croix et les blessures qui ont ouvert sa. poitrine.^ Dans un autre tableau, une jeune dame,, un bouquet à la main, s'approche de M. Robin d'un aii? sup-^ pliant ;. elle lui montre, de son doigt rose, une table placée devant hii, et semble le prier de faire parler les esprits qui habitent ce meuble ; prière que M. Robin s'empresse de satis&ire, réduisant, du même coup, à leur jjuste valeur Isa prétendues invocations de ces charlatans maladroits» qm s'affiiUent du nom de médiums.

Dans un autre tableau, la mort apparaît sous la forme d'un spectre hideux. Elle écarte lentement le linceul qui Tenvéloppe, et enlace dans ses bras sans chair le magicien terrifiée Toutes ces apparitions sont d'une réalité palpitante ; on les voit avancer, rétrograder, sortir ou rentrer à travers les murs, s'évanouir sur place et renaître sur un coup de baguette. Elles ne se distinguent des êtres vivants que par un certain vague dans les formes, par une pâleur de teintes qui pour un physicien, décèle tout de suite leur origine, et montre qu'il s'agit ici d'images réfléchies dans un miroir, mais qui, pour le vulgaire, semble trahir une origine surnaturelle 'et les séparer des habitants de ce monde.

Au théâtre Déjazet, sous prétexte d'une légende allenumde avec ses Wilhelm et ses Gretchen, on ofire au public les Spectres de Vaurore^ fantômes qui se laissent percer de grands coups d'épée, et finissent par s'évanouir en vapeurs.

Au théâtre du Châtelet, les spectres font partie d'un .drame tiré de l'anglais et le public, d'ailleurs, nous a paru se préoccuper beaucoup moins de la pièce que de la fantasmagorie annoncée. Quand minuit sonne, l'impatience est partout à son comble. Un revenant qui se respecte et qui sait vivre, doit faire son entrée au douzième coup de l'heure sacrée des fantômes. Ce n'est donc qu'avec une distraction inquiète que Ton écoute, à minuit passé , l'interrogatoire de l'altière miss Aurore. Le dernier acte arrive enfin.

Le rideau se lève sur une forêt faiblement éclairée par la lune. On voit s'avancer le meurtrier, dont les mains ta* chées de sang, froissent un paquet de billets de banque (pi'il a arraché à son maître, après l'avoir tué. Mais, hûrre$ca referenSr à quelques pas de lui, et à la faiUe clarté de la lune, se dresse, plus pâle encore, le spectre de sa victime. Il est étendu au pied d'un arbre, sur le môme banc de mousse où la mort Ta frappé. L'assassin recule

d'épouvante, puis il s'élance sur le fantôme, dont le rire diabolique lui glace le cœur. Mais le poignard ne frappe que le vide, et le spectre s'évanouit, pour reparaître au bout d'un instant. Cette fois, il montre une large blessure sous sa chemise ensanglantée. Le meurtrier saisit une hache et se rue de nouveau sur la terrible apparition ; mais elle se dissipe comme la première fois. Le tout se termine par un cortège funèbre d'ombres drapées dans leurs blancs linceuls, qui se dressent à droite et à gauche, désignant du doigt le coupable à la justice des hommes. . Tous ces fantômes sont d'un effet saisissant, et produisent une illusion presque complète. Pour les mettre en œuvre, M. Hostein avait, dit-on, fait venir d'Angleterre M. Pepper, le physicien qui a dirigé à Londres des représentations anadogues. Peu de temps auparavant, M. Pepper avait donné une séance de fantasmagorie à YInstitution royale polythechnique de Londres^ et il avait, entre autres appari- .tions singulières, montré au prince de Galles, sous la forme d'un spectre, une des personnes de sa suite.

Arrivons pourtant à notre objet essentiel, c'est-à-dire à l'explication du principe physique de ces curieuses illusions.

Les spectres ne sont autre chose que les images de personnes cachées dans le premier dessous du théâtre, et réfléchies par une glace sans tain, devant ou derrière laquelle on peut vcii*, en même temps que ces images, et mêlées avec elles, les acteurs placés sur la scène.

Placez-vous dans une pièce obscure, devant une grande glace sans tain pc^ée verticalement, et éclairez- vous par la lumière d'une lampe ; vous verrez aussitôt votre propre image se dresser de l'autre côté de la vitre* comme si c'était une glace étamée, car la lumière réfléchie par le verre sera plus intense que celle qu'il transmettra, cette dernière venant d'un fond obscur. Si de l'autre côté de la vitre se trouvent des personnages, des acteurs, etc., à la

môme distance à laquelle vous vous êtes placé en avant, votre image réfléchie semblera venir se mettre à côté de ces personnes. Il sera facile de régler la lumière de manière que rimage de la personne réfléchie, qui est vue à travers la vitre, et les personnes placées près de cette image réfléchie, soient éclairées également; dès lors, elles pourront s'approcher du spectre ou plutôt de l'image, sans s'éloigner, lui tendre la main, etc.; on aura, en un mot, le phénomène des spectres vivants du théâtre.

Au théâtre du Châtelet, on s'est procuré une énorme glace sans tain, composée de l'assemblage de trois pièces carrées, de cinq mètres de côté chacune, et qui ont coûté 4500 francs. Placée debout, dans une position verticale, la glace s'élève au moyen d'une trappe, parallèle à la rampe, pendant le dernier entr'acte, de manière à venir occuper le fond de la scène. La transparence de ce mur d^ glace empêche de l'apercevoir dans la double obscurité de la scène et de la salle.

Les comparses habillés en spectres dont on veut faire apparaître rimage, sont placés dans le premier dessous du théâtre, au fond d'une large trappe , qui demeure béante dans le plancher de la scène. On leur donne la position convenue, et on incline la glace selon l'angle nécessaire pour renvoyer leur image au point précis oii les spectateurs devront l'apercevoir. Une source de lumière très -intense sert à éclairer vigoureusement le groupe, dont l'image se réfléchit sur la glace. Cette source de lumière, c'est la lampe électrique.

Ce mécanisme produit des effets merveilleux, grâce surtout au pouvoir éclairant de la lumière électrique, qui donne un éclat extraordinaire à ces images projetées sur un fond obscur. Elles se dessinent nettement au milieu des acteurs, que l'on voit directement, et qui ne sont euxmêmes que faiblement éclairés. Il importe de dire que les acteurs n'aperçoivent pas eux-mêmes les spectres, puis-

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que ce ne sont pas des objets matériels. C'est donc ^n réaKté dans le vide qu'ils agissent, gesticulent, portent des coups, etc. C'est là ce qui explique l'indécision qui se remarque quelquefois dans ce jeu scénique. Il importe beaucoup que l'acteur connaisse exactement l'endroit où lefanlôme viendra se dessiner pour le public, afin qu'il lui soit possible de l'atteindre de ses coups simulés, et pour évit^ qu'il tende les bras à droite, par exemple, vers le fantôme qui s'agiterait à gaudie.

Nous n'avons pas à nous occuper de la quesfion de savoir quel est l'inventeur réel de cet ingénieux moyen de produire des illusions fantasmagoriques. Ce qui est certain c'est que M. Dircks le fit connaître et breveter en Angleterre, en 1858, et que, depuis, M. Pepper en a fait sur les théâtres de Londres une application que le théâtre du Châtelet de Paris s'est mis en devoir de reproduire. Mais il ne sera peut-être pas sans intérêt de rappeler ici les procédés de fantasmagorie primitive, celle que Robertson exhibait aux yeux des Parisiens, vers 1798, afin de montrer les progrès qu'ont faits depuis cette époque, les procédés optiques appliqués à produire des illusions scéniques.

Les miroirs concaves et la lanterne magique étaient les artifices qui suffisaient à Robertson pour produire des illusions d'un effet saisissant et lugubre. Ces appareils servaient à projeter des images sur un écran opaque ou translucide, au moyen d'une combinaison de lentilles. Boberlson se servait principalement de l'appareil nommé fcmtascope.

Cet appareil se compose d'une caisse carrée en bois, de deux pieds de côté, dont Tintérieur est peint en blanc |,et l'extérieur en noir. On y pénètre par trois portes cachées par des draperies noires , afin que la lumière ne puisse s'apercevoir au dehors lorsqu'elles sont ouvertes. Sur le de-

vant esft une ouverture circulaire de quatre pouces , à laquelle on adapte un tuyau de bois de cinq pouces de diamètre intérieur, sur neuf de longueur. Entre ce tuyau et !a botte, on laisse un intervade suffisant pour y introduire des peinttures transparentes , qui se détachent sur un fimd opaque. Dans le tuyau sont disposées deux lentilles convergentes : une demi-boule fixe, de quatre pouces de foyer, et un petit objectif mobile, de trois pouces de foyer, que Ton peut faire avancer ou reculer au moyen d*une crémaillère. Dans nntérieur de la boîte, Robertson plaçait, à une distance de quatre pouces de la demi-boule, un quînquet muni d'un réflecteur parabolique en argent, dont la famée s'échappait par une cheminée coudée. L'apparu était placé dans une pièce séparée de celle où se trouvaient les spectateurs, par un rideau blanc de percale fine, enduit d'un vernis composé d*amidon blanc et de gomme arabique, afin de le rendre légèrement diaphane. Cet écran, que Ton appelait le miroir^ recevait les images amplifiées des objets qu'on voulait montrer. Plongés dans une obscurité complète, les spectateurs n'avaient aucun moyen pour apprécier la distance de ces images. Si on les agrandissait rapidement ou qu'on les fît décroître, elles leurs semblaient s'approcher ou s'éloigner. Pour produire ces effets, on faisait avancer ou reculer le fcmtas^ cope sur un chariot, dont les roues étaient en communication avec l'objectif, de sorte que les lentilles se rapprochaient l'une de l'autre quand l'appareil reculait, et qu'elles s'écartaient à mesure qu'ij avançait vers l'écran. En même temps, on pouvait régulariser la lumière qui frappait les objets à reproduire, par un diaphragme disposé en avant de l'objectif, et composé de deux lames de cuivre, percées d'un trou circulaire qui pouvaient s'écarter et se fermer comme les branches d'une paire de ciseaux. Lorsqull s'agissait d'oflfirir aux spectateurs les images d'objets opaques, comme d'un portrait ou d'une statue, on remplaçait

le tuyau et ses lentilles par un tuyau muni de deux verres achromatiques, et Ton fixait Tobjet derrière le quinquet à un support en fer, dans une position renversée.

Pour montrer des fantômes vivants, Robertson se servait d'une modification particulière de l'instrument connuen physique sous le nom de mégascope. Tout se réduisait à disposer une glace horizontale qui reflétait l'image d'objets placés au-dessous, et un objectif à long foyer, incliné de manière à recevoir les rayons réfléchis par la glace, et à projeter leur image sur l'écran translucide. En faisant usage de deux appareils de ce genre, établis l'un en avant et l'autre en arrière du rideau, on projetait sur ce rideau, d'un côté un paysage, un cloître, un cimetière, etc., et de l'autre côté une ombre mobile, qui se promenait au milieu du tableau. C'est ainsi que Robertson exécutait, par exemple, l'apparition de la Nonne sanglante. Il y avait encore les fantômes de la fumée; on les produisait en faisant tomber les images du fantascope sur la vapeur ondulante et légère qui s'élevait d'un brasier dans lequel on avait jeté quelques grains d'encens.

Robertson se servait, dans d'autres occasions , de têtes en cire, éclairées intérieurement par une lanterne sourde remplie d'une dissolution de phosphore dans l'huile de girofle ; il entourait d'une draperie et promenait dans la salle ces fantômes ambulants.

Le soin que Robertson apportait à la peinture de ces divers objets, la disposition savante de ses appareils, son talent naturel pour ces sortes d'expériences , qu'il savait rendre encore plus saisissantes en les accompagnant de bruits étranges, imitant le tonnerre, la pluie, les cris de hiboux, etc., donnaient à ses représentations un grand retentissement. Il réussit à conserver pendant huit ans le secret des moyens qu'il employait. Un procès qu'il dut intenter à deux contrefacteurs, et à son ancien associé Aubée, le força de divulguer ce secret. Les personnes que

cette question intéresse trouveront la description de tous les procédés fantasmagoriques de Robertson, dans les curieux Mémoires qu'il a publiés *.

Robertson n'est pas d'ailleurs le premier qui ait fait un métier ou, si l'on veut, un art, de la fantasmagorie optique. Il cite lui-même dans ses Mémoires^ un article du Journal de Paris ^ dans lequel la priorité de ces sortes d'expériences est réclamée en faveur d'un moine réformé, du nom de Grundler. On lit dans un ouvrage, imprimé à Amsterdam, en 1695, et qui a pour titre : Belations historiques des voyages en Allemagne, Angleterre^ Hollande ^ de Charles Patin, le passage suivant qui met en évidence l'existence de la fantasmagorie scénique dès la fin du dixseptième siècle.

« M. Grundler, est-il dit dans Touvrage de Charles Patin, fait voir aux yeux ce qu'il veut, et comme il le veut; car il a tout ce qu'on peut avoir de fond dans le secret de l'optique. C'est cet art qui peut placer la moitié du monde dans un point, qui a trouvé le moyen de faire sortir des échos visuels du cristal, et d'approcher les objets les plus éloignés par des reproductions d'espèces et de correspondances de vues qui étendent, dans les espaces les plus bornés , des lointains à perte de vue ; qui sert enfin, avec la règle et le compas, à régler tous nos sens. Notre homme va encore plus loin : il vemue les ombres, comme il veut, sans le secours des enfers. On vous a quelquefois parlé de cette glace sphérique qui reçoit les objets éloignés par un filet de lumière, et qui, roulant dans les ténèbres, les y imprime et leur fait suivre son mouvement. Les fantômes et les spectres véritables ne sentent pas plus l'autre monde. N'en déplaise à M. Grundler, toute l'estime que j'ai de son savoir ne m'ôta pas la frayeur. Je crus qu'il n'y eut jamais de plus grand magicien que lui au monde. Je vis le paradis, je vis l'enfer, je vis des spectres. J'ai quelque constance, mais j'en aurais donné volontiers la moitié pour sauver l'autre. Tout cela disparut et fit place à des spectacles d'utie autre nature. En un moment, je

1. Mémoires récréatifs, scientifiques et aneedotiques du physicien aéronaute Robertson, Deux vol. ia-8. Paris, 1840.

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fis Tair rempli de toutes sortes d^oiseaux, à peu près comme on les peint à Tentour d'Orphée. En un tour de maini on me représenta une noce de village, d'une manière si natunelle, que je m'imaginais être de la fête ; un palais superbe ; une course de bagues. Les héros en étaient ces dieux que l'antiquité adorait, etc. »

Voilà donc la preuve écrite que la fantasmagorie était mise en pratique à la fin du diz septième siècle* Malheureusement, les procédés dont faisait usage le moine Orundler ne nous sont pas connus; Cent ans plus tard , le fameux Gagliostro exhibait les mêmes prestiges. Il faisait apparaître dans une glace^ les personnages^ a&qrts ou vivants, qu'on lui désignait. Il est probable qu'il n'y avait là qu'un jeu d'optique habile; mais on ignorjB le procédé physique qu'employait Gagliostro. Ce thau- Wfiêim^ge fameux périt &i 1799^ dans le château Saint- Ange, assassiné par les booirreaux du Saint-Office, au moment où les Français, qui entraient pour la prenaière fois dans Rome, l'auraient assurément arraché au cachot où il attendait la sentence de TlnquisitioiL. Tous ses papiers, livres et effets, furent brûlés après sa mort.

(Test en 1798, c'est-à-dire dans les dernières années de la république, que Robertson montrait son spectacle de laniasmagorie. Son répertoire se ressent beaucoup des idées on vogue à cette époque. Il commençait ordinairement ses expériences par un discours tourné dans le genre de celui-ci ;

« Citoyens! ce qui va se passer sous vos yeux n^est point un spectacle frivole. Il est fait pour Thomme qui pense, pour le philosophe qui aime à s'égarer avec Sterne parmi les tombeaux. C'est un spectacle utile à l'homme que celui où il s'in- ■ struit de Teffet bizarre de l'imagination, quand elle réunit la vigueur et le dérèglement ; je veux parler de la terreur qu'inspire les ombres, les caractères^ les sortilèges, les trasvauiooultes de la Ja magie, terreur que presque tous les hommes (mt

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PHYSIQUE ET BIÉCANIQUE. 6S

éprouvée dans l'âge tendre des préjugés, et que quelques-uns conservent encore dans Tâge mûr de la raison, etc. >

Les journaux du temps trouvaient dans les séances d& fantasmagorie de Robertson des sujets de dissertations philosophiques.

t L'ami des lieux consacrés aux mânes , écrivait Babié de Bercenay, l'amante abandonnée, l'épouse qui a perdu l'objet de son amour, le sage, le physicien, le chimiste, iront admirer les expériences du citoyen Robertson l »

Nous sourions aujourd'hui en relisant ces paroles, em- « preintes de la foi naïve qui poussait les républicains de Fan Vin à aller chercher des émotions funèbres dans la salle d'un magicien. Notre siècle ne veut regarder qu'au côté amusant des choses, et il a peut-être raison. Mais tout se gite par l'excès et par l'abus. Espérons que nous ne serons pas trop envahis par les spectres,* qu'on nous évitera l'ennui de ne voir partout qu'ombres et fantômes,, et qu'on n'en viendra pas à dire avec Scarron :

Plus loin, sous l'ombre d'un rocher, J'aperçois l'ombre d'un cocher Qui, tenant l'ombre d'une brosse, En brosse l'ombre d'un carrosse.

L'éclairage électrique appliqué iriUumination des pbares.

L'éclairage électrique qui n'a été longtemps qu'une brillante expérience de physique, est au moment de devenir une grande réalité industrielle. Une décision du nouveau ministre de l'agriculture, du commerce et des travaux publics, M. Béhic, en date du 14 juillet 1863, a ordonné l'application, à titre d'essai, de la lumière électrique à l'éclairage d'un phare de premier ordre, celui du cap la Hève,

près du Havre. Cette décision a été prise à la suite d'un avis émis par la Commission des phares. Après avoir entendu le rapport de M. Reynaud, directeur du service des phares, et examiné le mécanisme et le fonctionnement des appareils, à Tatelier central d^s phares, la commission a déclaré adopter les conclusions favorables de ce rapport, dont nous allons faire connaître les résultats généraux.

Tout le monde sait que les phares de diverses grandeurs qui sont échelonnés sur divers points de nos côtes et à l'entrée des ports, sont constitués par deux parties distinctes : la source lumineuse et l'appareil de réflexion destiné à renvoyer parallèlement à l'horizon la lumière indicatrice du point de la côte. L'appareil de réflexion consiste en une série de portions de sphères de cristal, dont le nombre et la superposition sont calculés de manière à renvoyer parallèlement tous les rayons sans en laisser perdre la plus faible partie. Cet appareil optique porte le nom de lentille à échelons ou de lentille de Fresnel. Quant à la source lumineuse, c'est une lampe à huile, à double ou triple mèche.

Ce n'est pas à l'appareil admirable de Fresnel qu'il s'agit de toucher dans les essais que vient de demander l'administration des phares, mais seulement à la source lumineuse. L'éclairage à l'huile est en effet d'une portée reconnue insuffisante pour l'éclairage à grande distance, et depuis longtemps on s'étonnait que l'éclairage électrique, qui réunit tant de conditions avantageuses pour l'illumination des phares, ne fût pas substitué à l'antique mode d'éclairage à l'huile.

L'administration française des phares n'avait pas manqué, en effet, de se préoccuper de la possibilité d'introduire dans ses appareils l'éclairage électrique, et les mêmes essais se produisaient en môme temps en Angleterre.

Depuis 1848 jusqu'en 1857, on fit à Paris, dans l'atelier

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central des phares, de nombreuses éludes pratiques sur r^clairage électrique. L'intensité lumineuse de l'arc électrique ne laissait rien à désirer, mais on ne connaissait alors que les piles voltaïques, comme moyen de produire deTélectricité. Or, ces appareils nécessitaient des manipulations peu commodes ; les courants n'étaient jamais con-r stants, et l'on n'était même pas à l'abri d'une extinction subite. Ces divers inconvénients avaient conduit à abandonner momentanément l'idée de l'éclairage électrique pour les phares de notre littoral. Mais, en 1857, l'idée vint* d'appliquer à la production de l'éclairage électrique les courants d'induction découverts par M. Faraday, et l'on vit ainsi s'ouvrir une route nouvelle qui pouvait conduire à la solution du problème si important pour la navigation. Dans les premiers mois de 1859, ce nouveau système avait été appliqué, à titre d'essai, en Angleterre, à l'éclairage du phare de South-Foreland.

Les ingénieurs de notre administration des phares s'empressèrent de suivre cet exemple, et d'expérimenter la machine magnéto-électrique construite à Paris, par la Compagnie V Alliance^ et qui permet de produire de l'électricité et un arc éclairant, sans aucune pile voltaïque, à l'aide des courants d'induction engendrés par le mouvement d'une machine à vapeur. Ces études ont été continuées pendant plusieurs années, et l'ingénieur en chef, M. Allard, en a rendu compte dans un rapport circonstancié.

La machine magnéto-électrique qui sert à produire l'électricité éclairante a été construite pour la première fois, par M. NoUet, professeur de physique à l'école militaire de Bruxelles, l'un des descendants du célèbre abbé Nollet, qui a tant contribué, pendant le dernier siècle, aux progrès de l'électricité. Devenue la propriété de la Compagnie YAU liancCy que dirige M. Auguste Berlioz, cette machine a été perfectionnée par M. Joseph Van Malderen, ancien aide du professeur Nollet, et elle répond aujourd'hui si bien à son

66 l'année SQENTIFIQUiU

objet, qu'on peut là regarder comme la solutîoa du pro^ blême de la production industrielle des courants électri^ ques. La machine proprement dite engendre le courant ;^ une Icdmpe électrique^ dans laquelle un appareil spécial régularise la. position relative de deux pointes de charbon, sert à la production de la lumière électriqiue, la plus vive des lumières artificielles, puisqu'elle peut aller jusqu'à représenter un quarantième de la lumière du soleil.

La machine magnéto-électrique qui est établie àl'ateUér Central des phares, se compose de cinquante-six aimants naturels très-puissants, disposés, dans sept plans verti^ eaux, équidistants, sur les huit arêtes d'un prisme droit, à base octogonale. Entre deux groupes d'aimants sont toujours fixées des bobines, sur des disques toumantautour de l'axe du prisme, et qui sont mis en mouvement par une machine à vapeur de la force de deux chevaux. Les aimants sont distribués de telle sorte, que les pôles voisins ou qui se regardent immédiatement dans le sens hori^ntal, comme dans le sens vertical, sont de noms contraires*. Le nombre des bobines d'induction fixées sur chaque disr* que, est de seize, c'est-à-dire égal au nombre des pôle» contenus dans chaque série verticale de faisceaux aimantés,.

Lorsque, dans leur mouvement de rotation, les bobines s'approchent du pôle d'un aimant, il s'établit en elles ua courant, qui se renverse lorsqu'elles s'éloignent du même pôle; par conséquent, seize changements de direction correspondent à chaque révolution de l'axe central. Le maximum d'intensité s'obtient, quand la machine exécute de 350 à 100 tours par minute, et dans ce cas, le courant, s'intervertit près de 100 fois dans l'espace d'une seconde. Les courants partiels de même nom se réunissent en un seul, et aboutissent à un conducteur commun, qui va tantôt à l'axe central de la machine, tantôt à un manchon mé^ tallique isolé de cet axe. On met, en outre, l'axe et le manchon en communication, par deux gros fils, avec deux tiges

PHYSIQUE ET MÉCANigUE. 67

courtes et de gros diamètre appelées b^nes^ implantées sm* k bâti ea fonte, et auxquelles arrivent s^uis cesse les électricités de noms contraires engendrées par la machines- Ces deux bornes forment comme les deux pôles de la pile magnéto-électrique } elles sont percées de trous dans les*quds s'engagent ou sont fixés, par des vis de pression, les gros fils conducteurs qui vont aboutir à la lampe électrique. Par le jeu de la machine, l'électricité qui arrive aux deux bornes est alternativement positive et négative, mais ce renversement continuel du courant, loin de nuire à l'effet qu'on se propose d'obtenir, a un avantage très-réel, celui d'égaliser l'usure des deux charbons entre lesquels jaillit la lumière.

Le régulateur de la lampe électrique sert à rapprocher * les charbons l'un de l'autre, à mesure qu'ils se consument, sans leur permettre jamais de se toucher, car la lumière s'éteindrait aussitôt si les deux pôles arrivaient au contact. Le meilleur système de régulateur paraît être celui de M. Serriû. Voici le principe de cet ingénieux appareil :

Deux porte-charbons sont fixés chacun à une tige verti-^ cale ^i se meut dans une gaine ; les deux tiges, reliées entve elles, saot disposées de teUe manière que» lorsq^ celle du haut descend en vertu de son poids, celle du bas se relève exactement de la même quantité. La gaine du porte-charbon inférieur repose sur un pwallélogramme articula sur l'un des côtés duquel se trouve une petite tige d*arrét qui, suivant qu'elle descend ou remonte,, embraye l'une des roues d'engrenage en arrêtant le mouvement, et la dégage en rapprochant les charbons l'un de l'autre» Deux forces diamétralement opposées agissent sur le pairallélogramme de support : l'une, due à un ressort à boudin, tend i le soulever; l'autre, produite par un électroaimant formé par le courant électrique, tend à l'abaisser par le moyen d'une armature fixée à la partie supérieure du parallélogramme. La distance des charbons nécessaire

pour la production de la lumière une fois arrêtée, l'engrenage est embrayé et les porte-charbons reprennent Timmobilité. Lorsque par suite de la combustion, la distance entre les deux pointes augmente, le courant s'affaiblit, l'électro-aimant perd de son intensité, le parallélogramme cède au ressort, soulève la tige d'embrayage, les portecharbons se mettent en mouvement, se rapprochent et ne s'arrêtent qu'au moment où le courant a gagné une nouvelle puissance assez forte pour produire un nouvel embrayage.

C'est à M. Léon Foucault que l'on doit cette belle idée du courant électrique employé à se régulariser lui-même. Dans tous les régulateurs de lampe électrique, on trouve mis en pratique, comme dans celui de M. Serrin, ce remarquable principe.

Les charbons entre lesquels s'élance l'arc lumineux, sont déforme prismatique et de six à huit millimètres de côté; ils peuvent avoir jusqu'à soixante centimètres de longueur. Leur qualité est un élément de succès très-important. Le meilleur charbon pour la confection des pôles de la lampe électrique est encore le charbon de cornue de gaz^ qui se forme dans les cornues pendant la distillation de la houille. Celui que fournit le commerce, n'est pas toujours suffisamment pur, et l'on est en droit d'espérer des améliorations sous ce rapport. Il faut, en attendant, se contenter des charbons actuels, dont le défaut d'homogénéité joint à quelques variations dans leur écartement, et au déplacement continuel de l'arc voltaïque, lequel se porte tantôt d'un côté des pointes, tantôt de l'autre, donne lieu à de petites intermittences de la lumière. Ces intermittences ne sont toutefois sensibles que lorsqu'on regarde le point lumineux , ou lorsqu'on essaye de mesurer l'intensité de l'éclairage au moyen du photomètre.

Pour cette dernière évaluation, on a adopté comme unité de lumière, celle d'une lampe Carcel ayant un bec de

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2 centimètres de diamètre et consommant par heure 40 grammes d'huile de colza. Dans Tétat actuel des choses, on peut attribuer à l'intensité de la lumière électrique obtenue à l'atelier central des phares, une puissance DQoyenne de 180 à 190 becs de Carcel, avec un maximum de 280 et un- minimum de 100 becs environ. Au début des expériences, on n'avait pas dépassé 140 becs; le progrès qui a été réalisé depuis doit être attribué, d'une part, à l'accroissement de puissance des aimants par suite de leur travail continuel, et, d'autre part, à une amélioration dans les charbons, qu'on a choisis avec plus de soin.

La consommation du charbon est d'environ 5 centimètres par pôle dans l'espace d'une heure. On peut conclure de là que l'éclairage électro-magnétique est quinze fois moins cher que si la lumière était fournie par une pile de Bunsen, et cinq ou six fois moins cher que l'éclairage au gaz ou à l'huile.

Malgré les grands avantages du nouveau mode d'éclairage, les irrégularités qu'il peut comporter nécessiteront quelques précautions spéciales.

n ne serait pas prudent, selon M. Reynaud, de desservir un phare par une seule machine magnéto-électrique. Il faudra employer deux machines, afin d'éviter les chances d'extinction subite. Il conviendrait même d'avoir deux appareils optiques, afin de pouvoir remédier aux accidents qu'éprouverait une lampe, de pouvoir renouveler les charbons sans interrompre l'éclairage, et doubler l'intensité du feu quand le besoin s'en ferait sentir. Un commutateur^ placé à portée du gardien, permettrait de faire passer instantanément la lumière d'un appareil à l'autre.

M. Reynaud s'occupe ensuite, dans le rapport dont nous donnons l'analyse, des questions relatives aux appareils optiques, aux dépenses, à l'intensité lumineuse, à la portée de la lumière électrique et aux chances d'accident.

Placée au foyer d'un appareil lenticulaire de 32 centi-

mètres de diamètre, la lumière électrique devrait donner une divergence verticîJe d'envion 5 degrés ; d'après les expériences de M. AUard, elle atteint 6 degrés, ce qui est la divergence ordinaire que donne un appareil de premier ordre. Par conséquent, la lumière électrique n'exigerait qu'un appareil optique d'un diamètre six fois moindre que celui de l'appareil éclairé par l'huile de colza. Un appareil à feu fixe, de 30 centimètres, éclairé par une lumière de 160 à 180 becs, donne dans l'axe une intensité moyenne de 4 000 becs, et à deux degrés au-dessus ou au-dessous, encore une intensité de 600 à 700 becs, qui est l'intensité maximum du feu fixe de premier ordre. D'après ces données, on peut évaluer l'avantage économique de l'application de la lumière électrique aux phares. En admettant l'emploi des nouvelles machines de la Compagnie l'iZliance^ qui, avec quatre disques seulement, donnent une intensité de 150 becs, l'intensité du faisceau lumineux d'un feu fixe dont l'appareil optique a 30 centimètres de diamètre, équivaudra à 3600 becs Carcel. En supposant que les firais de construction du phare s'élèvent à 200000 fr., et en tenant compte de l'amortissement de cette somme et des frais annuels d'entretien, les prix de Tunité de lumière par heure seront pour le phare à l'huile de colza (intensité de 630 becs) de 0996; pour le phare électrique (3600 becs) de 0184 ; par conséquent, l'économie réalisée par l'éclairage électrique sera dans le rapport d'environ 5 à 1. On peut se demander maintenant quel sera l'avantage de la grande intensité lumineuse fournie par le nouveau système de phares. Par une atmosphère ordinaire, la plupart de nos phares de premier ordre portent aussi loin que le permet leur élévation ; un excès de lumière, dit M. Reynaud, ne servirait qu'à éblouir les navires et les empêcherait d'apercevoir les écueils. Mais, par une atmosphère brumeuse, il serait très-important de disposer de feuX' plus puissants, car, alors, Tabsorption, atmosphérique

diminue considérablement la portée des feux. (Test dans ce dernier cas que la lumière électrique deviendra précieuse. Pour apprécier la rapidité avec laquelle Topadté de Tair diminue la portée de la lumière d'un phare, il suffira de dire qu'un feu fixe de premier ordre, qui s'aperçoit à 35 kilomètres dans les circonstances ordinaires où ce que Ton nomme Yunité de lumière porte à 7 kilomètres, n'éclaire plus qu'à 8 kilomètres et demi quand la portée de la même lumière est réduite à 3 kilomètres, ce qui ne suppose pas encore une brume très-prononcée. Quand cette portée se réduit de 5 kilomètres à 500 mètres, la portée d'un phare à éclipses, à intensité de 25 000 becs, se réduit de 29 kilomètres à 1200 mètres, et encore ces chiffres représentent-ils des maxima,

La remarquable intensité de l'éclairage électrique qui augmente si prodigieusement sa portée, sera très-atile dans certaines circoiwtances atmosphériques. Il est même possible que, dans la pratique, cet avantage prenne une grande prépondérance. D'abord, comme le nouveau système convient surtout aux temps brumeux, on pourra diriger le faisceau lumineux un peu au-dessus de l'horizon, de manière à donner plus d'éclat aux rayons plongeants. Cette modification ne saurait être appliquée aux phares actuels, sous peine de réduire leur portée utile dans fétat moyen de l'atmosphère. De plus, l'obligation où Ton se trouve d'employer un double jeu de machines pour régulariser l'éclairage, permettra de doubler, quand il le faudra, l'intensité du feu, sans accroître sensiblement la dépense. Le phare électrique à feu fixe, par exemple, au lieu de ne s'apercevoir qu'à 16 kilomètres, lorsque Yunité porte à 4 kilomètres, s'apercevrait encore, alors à une distance de 17 kilomètres, tandis qu'un phare ordinaire ne porterait qu'à 13.

M, Reynaud pense, néanmoins, que l'accroissement d'intensité lumineuse du phare aura moins dlnfluence sur

les portées qu'on ne ^'aurait cru au premier abord. De plus, ajoute-t-il, les gardiens ne reconnaîtront pas toujours qu'il y a lieu d'avoir recours à cette ressource ; ils pourront ne pas s'apercevoir de la présence d'un banc de brume à Thorizon, et lorsqu'il n'y a aucun feu dans le voisinage dont la disparition aurait pu leur annoncer l'état défavorable de l'atmosphère. Mais, ajoute M. Reynaud, il en est de cette mesure comme de l'augmentation d'intensité : on doit également se garder d'en exagérer et d'en contester l'efficacité.

Une autre question très-importante- pour les phares, c'est la régularité du service. Sous ce rapport, le mode actuel d'éclairage à l'huile l'emporte sur l'éclairage électrique. Les machines à vapeur, dit M, Reynaud, sont sujettes à des explosions , la lampe électrique est un appareil fragile et délicat, qu'on osera à peine confier aux gardiens; un crayon de charbon peut se briser près de son point d'attache, et un assez long temps s'écouler avant que le mécanisme du régulateur ait rapproché ce fragment de l'autre ; les charbon s'usent, car, chaque trois heures environ, il faut les renouveler ; enfin, la position du foyer lumineux n'est pas fixe, et l'expérience semble prouver que ce point s'abaisse peu à peu, quand les deux charbons présentent la môme résistance.

Tels sont les reproches qui peuvent être adressés à la lumière électrique appliquée à l'éclairage des phares. Ces inconvénients, toutefois, sont plus apparents que réels. Comme la machine à vapeur ne doit fonctionner que pendant la nuit, on pourra, pendant le jour, la visiter et la nettoyer ; la machine de rechange sera toujours prête à la remplacer. Quant aux lampes, on pourra en avoir toujours plusieurs en réserve, et s'il se produit accidentellement une extinction de lumière, le commutateur permettra de faire passer le feu au second appareil ; enfin, le déplacement du foyer lumineux n'a pas encore été au delà de

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trois millimètres dans les expériences faites jusqu'ici, ce qui est de peu d'importance pour la direction du faisceau éclairant.

La machine magnéto-électrique installée à l'atelier des ptares, à Paris, a marché pendant 104 heures, et le nombre des accidents survenus pendant ce temps n'a été que de 15 ; deux seulement arrivés à la machine à vapeur, ont déterminé une extinction prolongée. Disons enfin que, dans les temps de brume, on pourrait faire servir la seconde machine à vapeur à mettre enjeu des sifflets, qui porteraient bien plus loin que les cloches en usage aujourd'hui. Ainsi les inconvénients que l'on peut redouter de l'électricité pour l'éclairage des phares, ont en eux-mêmes peu de gravité. Ses avantages sont, au contraire, de toute évidence.

En résumé, la lumière électrique appliquée à Tilluminatîon des phares, donne une intensité de beaucoup supérieure à celle des appareils à huile ; le prix de l'unité de lumière est notablement réduit; les dépenses d'entretien seront peu élevées (30 p. 100 dans les phares de premier ordre), et elles auront pour effet de quintupler au moins l'intensité de l'éclairage ; — l'intensité considérable de l'arc lumineux sera sans utilité réelle dans les circonstances atmosphériques ordinaires, et dans le cas de brume très-épaisse, mais elle offrira de grands avantages dans les états intermédiaires de l'atmosphère; sous le rapport de la régularité, l'éclairage électrique n'offre pas pour le service autant de garantie que le système actuel, mais les chances d'extinction ne paraissent pas nombreuses, et il y a lieu de compter sur des perfectionnements à venir.

Telles sont les impartiales conclusions auxquelles s'est arrêtée la commission des phares dans le rapport que nous venons d'analyser.

Nous voudrions pouvoir mentionner de la même ma-

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74 l'aunes sciENTinQns.

nière les résultats obtenus en Angleterre avec Tédairage électrique qui fonctionne, depuis plusieurs années, à titre d'essai, dans le phare de Dungerness ; mais rien n'a . encore été publié en Angleterre sur les résultats de cet essaie Il serait à désirer maintenant que l'on procédât en France à des expériences analogues pour appliquer la lumière électrique à l'éclairage de l'entrée des ports et des docks, à l'éclairage des paquebots transatlantiques et des navires de guerre, à la transmission des signaux du code maritime, des signaux d'attaque et de défense, etc., etc. Il y a, de ce côté, de grands progrès à réaliser. La commission des phares vient de poser des principes et d'éta^ blir des faits qui trouveraient dans ces cas nouveaux, des applications immédiates.

La typo*télégraphi9.

Le nombre des dépêches transmises par la télégraphie âectrique s'accroît partout d'année en année. Le public se familiarise de plus en plus avec ce mode admirable de communication rapide, avec ce miraculeux agent de correspondance, que chacun, pour un prix modique, peut avoir à ses ordres. En France, le télégraphe électrique est déjà entré dans les habitudes ordinaires de la vie; il nous sera bientôt aussi nécessaire que la poste aux lettres. Si l'on jette un coup d'œil sur les nombres de télégranames expédiés en France pendant les cinq dernières années, on remarquera une progression singulièrement croissante. En 1858, le nombre des dépêches transmises fut, en chiflTres ronds, de 464000; en 1859, il s'éleva à 599 000; en 1860, il est de 720000 ; en 1861, de 921 000, enfin, en 1862, le chiffra total des dépêches a dépassé un million : il s'est

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élevé environ à 1 656 000, ce qui constitue, par rapport à Tannée précédente, une augmentation de 80 0/0. Ce dernier et subit accroissement tient surtout à là réduction du prix des dépêches, qui a été ramené en France, pour la première fois en 1862, au tarif uniforme de 2 francs entre deux départements, quelle que soit leur distance.

Cette élévation sans cesse croissante du chiffre des télégrammes doit causer, et cause en effet, sur nos lignes principales, un encombrement qui entraine parfois des retards fâcheux pour les destinataires. Pour remédier, autant que possible, à cet inconvénient, l'administration est forcée d'augmenter le nombre des fils, et d'accroître le personnel des employés. Mais sans parler d'une foule d'autres difficultés que soulève cette complication, il est évident que l'augmentation du nombre des fils doit multiplier les chan-: ces d'interruption du service, car il suffit qu'un des fils vienne à casser et qu'il tombe sur les autres, pour qu'il s'établisse entre ces fils une communication irrégulière.

Le télégraphe le plus généralement en usage en Angleterre, est le télégraphe à aiguilles de M. Wheatstone ; en France et dans tout le reste de l'Europe, on emploie le télégraphe de l'Américain Samuel Morse. Dans ce système, les signaux consistent en une série de points et de petites lignes, qu'une tige d'acier marque sur un fort papier ; c'est une espèce de gaufrage ou d'impression à sec. Pour envoyer une dépêche, il faut commencer par la traduire dans les signes conventionnels de l'alphabet télégraphique de Morse. Arrivés à destination, la dépêche est traduite de nouveau en langage ordinaire. Ces diverses transformations que doit subir l'écrit original, pour être transmis, augmentent nécessairement les chances d'erreur, surtout lorsque l'employé est chargé d'expédier une dépêche écrite dans une langue qui lui est étrangère, ou quand la rédaoion du bulletin laisse à désirer sous le rapport de la clarté, ce qui est d'ailleurs la suite inévitable de la concision et du

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désir d'abréger, imposés p^r le nombre limité des mots qui composent une dépêche. Quand il s'agit de transmettre une série de chiffres, les erreurs sont encore plus faciles à commettre et leur portée est plus grande. Aussi, dans ce dernier cas, la répétition de la dépêche est-elle obligatoire. En général, on a aussi l'habitude défaire répéter par la station de Réception, les noms propres et les chiffres qui se trouvent dans un télégramme. Toutes ces circonstances nuisent nécessairement à la rapidité de la transmission.

L'appareil Morse ne donne, en moyenne, que vingt dépêches par heure. Pour arriver à une moyenne de cent dépêches par heure, il faut faire usage de cinq fils, c'est-àdire de dix appareils avec dix employés, cinq à chaque station. Si l'on veut obtenir cent cinquante dépêches dans une heure, il faut doubler le nombre des employés, c'est-àdire faire dicter les dépêches par de nouveaux employés à ceux qui les expédient. On a donc alors dix appareils et quinze employés. Or, il arrive assez souvent, pendant ou après la Bourse, qu'il se présente, pendant la même heure, deux cents ou même deux cent cinquante dépêches à échanger sur la ligne de Paris à Lyon et à Marseille. Dans ce cas, il est évident que la moitié des dépêches reçues à Paris doit éprouver un retard considérable, par suite de l'insuffisance du nombre de fils dont on dispose.

Entre Paris, Lyon et Marseille, il s'échange actuellement, chaque jour, douze cents dépêches en moyenne. Ces lignes sont desservies par cinq fils, et nous venons de voir que ce nombre n'est déjà plus en rapport avec les besoins sans cesse croissants du commerce et de la population. Évidemment, un système qui fournirait, avec le même nombre de fils, une vitesse de transmission trois ou quatre fois supérieure à celle qui s'obtient aujourd'hui par les appareils Morse, quand même il n'offrirait .pas d'autres avantages subsidiaires, constituerait pour le public un progrès d'une utilité immense. Or, ce progrès vient d'être

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ré.'ïlisé, et il y a tout lieu d'espérer que, dans peu de temps, la France participera aux bénéfices que l'Angleterre a commencé de retirer de la belle invention du chevalier Bonelli.

Avant de décrire le nouveau système de télégraphe tmprimant, il convient de rappeler les essais antérieurs qui ont été tentés dans la même voie, c'est-à-dire pour créer ce genre d'appareils.

, Dès l'année 1839, c'est-à-dire avant l'adoption générale de la télégraphie électrique, on a eu l'idée d'imprimer, par le courant électrique, des dépêches en caractères colorés, c'est-à-dire de produire des traits d'écriture sur une bande de papier préparée d'avance et imprégnée d'une matière chimique. Le physicien anglais Humphry Davy imagina le premier un télégraphe qui traçait des signes au moyen de la décomposition de l'iodure de potassium ; mais ce premier appareil était très-compliqué : il exigeait trois fils conducteurs.

Plus tard, M. Bain, en Amérique, employa du papier imprégné d'une solution de cyanure double de potassium et de fer,* qu'il appliquait sur un plateau circulaire recevant l'électricité négative, tandis qu'un style en acier, appuyé sur la même bande de papier, recevait le fluide négatif de la pile fonctionnant à la station opposée. Le plateau venant à tourner, cette rotation allongeait peu à peu la tige à vis qui portait le style , de telle manière que la pointe décrivait une spirale sur le papier. Quand le courant passait, l'électricité décomposait le cyanure de potassium et de fer, et produisait des taches bleuâtres composées de bleu de Prusse^ ce qui formait des points ou des lignes, selon la durée de l'action.

Vappareil Bain a été, en Amérique, le point de départ d'une foule de nouveaux télégraphes imprimants. Ce môme appareil a été perfectionné en France par M. Pouget- Maisonneuve, qui fait passer un ruban de papier entre

deux cylindres, comme dans l'appareil Morse. L'un de ces cylindres est en métal; le papier est imbibé d'une solution renfermant cinq parties de cyanure de potassium et de fer et cent cinquante parties d'azotate d'ammoniaque, destiné à attirer Thumidité de l'air et à maintenir le papier dans un état hygrométrique constant.

En 1849, un physicien anglais, M. Blackwell, exécuta le premier, un télégraphe autographique, reproduisant le fac-similé d'une écriture ou d'un dessin quelconque, et réalisant ainsi un effet bien plus compliqué que le télégraphe imprimant en usage en Amérique, où tout se borne à imprimer sur le papier des caractères uniformes d'écriture ou de typographie.

Plus tard, M. l'abbé Caselli, de Florence, a construit son beau pantélégraphe, qui atteint le même but et qui donne les plus admirables résultats. Mais ces résultats ne seraient pour la pratique habituelle de la télégraphie, qu'une élégante inutilité.

Voici en quoi consiste le principe de l'appareil de Blackwell. A chacune des stations, un cylindre métallique tourne sous l'influence d'un mouvement d'horlogerie, qui en même * temps communique un mouvement de va-et-vient à un style, lequel appuie sur le cylindre. Les oscillations des styles aux deux stations doivent être absolument synchrones, ce qui s'obtient par un échappement électrique. Le cylindre qui reçoit le fac-similé, est revêtu d'une feuille de papier imprégnée de cyanure de potassium et de fer, et la pointe mobile trace sur ce papier une série de hachures bleues parallèles aux arêtes du cylindre. La dépêche à transmettre s'écrit avec une encre isolante, sur du papier d'étain, que l'on applique sur un cylindre. Toutes les fois quç le style porte sur un trait à l'encre, le courant est interrompu, et le style, à la station opposée, cesse de marquer sur le papier. Le fac-similé est donc reproduit en blanc sur un fond de hachures bleues.

M. de Lncy-Fossarieu a supprimé remploi du papier 'Cbimique en substituant au style un bec, garni d'encre, qui est soulevé par un électro-aimant taat que ie courant passe, et qui retombe à chaque interruption.

M. Hughes, professeur de physique à New- York, est rinventeur d'un autre télégraphe imprimant. Avec ce télégraphe, qui a fonctionné sur quelques-unes de nos lignes, on imprime sur le papier avec des caractères typographiques, au moyen d'un mécanisme des plus ingénieux, mais des plus compliqués. Le gouvernement français a accordé à M. Caselli et à M. Hughes tous les encouragements que méritaient leurs travaux : on a employé ou essayé leurs systèmes sur une large échelle. Nous ne pensons pas, néanmoins, qu'ils puissent entrer en rivalité sérieuse avec le système imaginé par le chevalier Bonelli, ancien directeur des lignes télégraphiques des Ëtats sardes.

Voici en quoi consiste le principe de la typo-télégraphk de M. Bonelli. Imaginons un fil télégraphique aboutissant, à chacune des deux stations, à une pointe de platine. Sous la pointe, qui représente le pôle positif de la pile, faisons passer un ruban de papier imbibé d'une solution de nitrate de manganèse et appliqué sur une règle de fer argenté, communiquant avec le sol, pendant que sous l'autre pointe qui correspond au pôle négatif, défile une dépêche, préalablement composée en caractères typographiques^ également en communication avec le sol. Tant que cette pointe rencontre ie relief d'un caractère d'imprimerie, le courant passe, et à la station d'arrivée, le nitrate de manganèse, réduit par le courant, forme sur le papier une tache de couleur brune ; lorsque la pointe qui fonctionne à la station de départ se trouve sur un creux du caractère typographique, le courant est interrompu, et la partie du papier qui défile sous l'autre pointe conserve sa couleur blanche.

Mais il est évident que cette succession de taches brunes et d'intervalles blancs, ne suffirait pas pour reproduire la