OBSERVATOIRES PHOTOGRAPHIQUES

OBSERVATOIRE DE M. L.-M. RUTHERFURD (nEW-YORk).

L'Observatoire de M. Rulherfurd tient certainement aujourd'hui le premier rang parmi tous ceux qui s'occupent de Photographie astronomique. Tandis que, dans la plupart d'entre eux, on se borne à des recherches en quelque sorte qualitatives, telles que la photographie de la Lune, celle du Soleil, de ses taches et même de ses protubérances, M. Rutherfurd a essayé le premier, et avec un succès re,marquable, d'appliquer la Photographié aux mesures de précision, par exemple à la détermination des positions relatives des différentes étoiles qui composent un même groupe stellaire.

L'Observatoire est établi dans le jardin attenant à la maison qu'habite M. Rutherfurd, à l'intérieur même de la ville de New- York, mais dans un quartier suffisamment tranquille et assez peu éclairé la nuit pour que l'illumination

du ciel ne puisse pas être une gêne pour les travaux. Il contenait primitivement comme instruments : i® un ëquatorial de 9 pouces (o™,23) d'ouverture et de g | pieds (2"*, 90) de foyer ; l'objectif avait été travaillé par Fitz, de New- York, et la monture, due à MM. Gregg et Rupp, également de New- York, était copiée sur celle de l'équatprial de Dorpat; ix** une lunette méridienne de Simms, de 0^,075 d'ouverture et de i"*,22 de longueur focale; 3° un altazimut de Simms, de o™,o5 d'ouverture et o™,6i de longueur focale, dont les cercles, de o"',27 de diamètre, étaient gradués en 5 minute^ et donnaient, avec leurs microscopes, la seconde d'arc. Ces deux derniers instruments appartenaient au Collège Columbia, de New- York. C'est dans cet état que l'Observatoire de M. Rutherfurd fut employé, dans l'été de i 848, par le Coast Survey pour déterminer, par le télégraphe, la différence de longitude de New- York et de Cambridge.

. Depuis, lorsque M. Rutherfurd entreprit d'aborder la Photographie astronomique, il conserva la lunette méridienne, utile pour déterminer l'heure, mais installa, au lieu du cercle altazimutal, un laboratoire photographique et remplaça l'équatorial de 9 pouces par un instrument beaucoup plus puissant.

Son nouvel équatorial a i3 pouces (o°*,33) d'ouverture. Comme il était spécialement destiné à obtenir des photographies, l'objectif devait être achromatisé, non pour la lumière ordinaire, mais pour les rayons photogéniques; parmi tous les procédés qui permettent de réaliser cette condition, deux ont paru d'abord les meilleurs. Le premier consiste à fabriquer l'objectif comme de coutume, avec deux lentilles de flint et de crown-glass, mais à

calculer les courburets de ces lentilles de manière à réa* User l'achromatisme pour les rayons bleus et violets, les seuls importants en Photographie; ce procédé excellent offre vm léger inconvénient, c'est que Téquatorial n'est plus aussi propre aux observations directes, car il n*est pas achromatique pour les rayons ordinaires ( ' ) ; aussi M. Rutherfurd a-t-il adopté un autre procédé, dont il est l'inventeur. On commence par construire un objectif ordinaire à deux lentilles et achromatique pour l'œil; puis on ajoute à Textérieur, contre le crown, une troisième lentille de densité et de courbure telles que le système des trois lentilles soit maintenant achromatique pour les rayons chimiques ; avec les deux premières lentilles seules, on a un objectif convenant à l'observation directe, et avec les trois un instrument approprié à la Photographie, à la condition toutefois de rentrer convenablement le coulant du tube de la lunette, car l'adjonction de la troisième lentille raccourcit notablement le foyer ('*]. D'ailleurs les images obtenues directement au foyer de l'objectif étant un peu trop petites, ce qui rendrait les mesures incertaines, on les agrandit généralement cinq fois au moyen d'une lentille achromatique, étudiée avec le plus grand soin et que Ton a reconnue ne pas déformer les

(*) C'est Bur ceê principes qu'a été exécuté Tobjectif photographique fait, sous la direction de M. Rutherfurd, pour l'Obserratoire de Gordoba.

(*) Ce procédé vient tout récemment d'être adopté par M. Langley, à l'Observatoire d'AlIegheny, pour l'étude photographique du Soleil (voir p. i35). Il fait actuellement tailler la troisième lentille qui lui permettra de transformer à volonté son bel équa torial de i3 pouces en instrument photographique.

images. Tel est le procédé dont s'est servi M. Rutherfurd pour obtenir ces magnifiques photographies de la Lune que tout le monde connaît aujourd'hui, et que l'on a rarement égalées, même avec des appareils beaucoup plus puissants.

Une fois les qualités de son instrument reconnues, M. Rutherfurd l'a utilisé pour l'étude des principaux groupes d'étoiles où Ton a pu constater des mouvements propres. La photographie se fait alors de la manière suivante : l'appareil étant dirigé vers le groupe que l'on étudie, et mis en marche de façon à suivre rigoureusement le mouvement diurne, on fait une première épreuve au collpdion humide; la durée de pose, variable nécessairement avec les conditions atmosphériques, dé* passe rarement quatre minutes et suffit pour que les étoiles de lo' grandeur donnent une image. Comme, dans le développement de la photographie, il pourrait se produire des points noirs qui seraient ensuite confondus avec les étoiles , on recommence une deuxième épreuve sur la même plaque, après l'avoir fait mouvoir d'environ un millimètre : de la sorte, toutes les étoiles sont représentées deux fois par deux points distants d'une quantité constante, ce qui rend toute erreur impossible. Reste à déter* miner une quantité indispensable, la valeur angulaire de l'instrument, c'est-à-dire le nombre de secondes d'arc que représente un n&illimètre mesuré sur l'épreuve photographique. M. Rutherfurd a remarqué que, si l'on arrête le mouvement d'horlogerie de l'équatorial et qu'on laisse les images des étoiles traverser la plaque sensible, toutes celles qui ont une grandeur supérieure à la 4® ou même à la 5** sont assez lumineuses pour laisser une trace con-

tinue. Pour avoir la valeur angulaire de l'instrument, il suffit de mesurer la longueur de la petite ligne noire tracée par chaque étoile, par exemple, pendant une minute, car on sait quel arc l'astre a parcouru pendant cet intervalle de temps. Cette manœuvre est répétée sur chaque photographie, afin qu'il n'y ait plus tard aucune hésitation dans les mesures.

On peut de la sorte obtenir, en une belle nuit, huit ou dix épreuves d'un même groupe et en avoir par suite la carte exacte, résultat qui exigerait souvent plus d'une année par l'observation directe. M. Rutherfurd a déjà obtenu ainsi les cartes des Pléiades, du groupe de Praesepe, de celui de Persée, et des étoiles qui avoisinent la 6i® du Cygne, la première dont le mouvement propre • ait été mesuré exactement par Bessel. La photographie des Pléiades ne comprend pas moins de 7 5 étoiles (*).

Pour dresser un catalogue du groupe que l'on étudie, il faut ensuite mesurer les distances relatives de toutes lès étoiles. Cette opération est faite à loisir sur les épreuves par deux assistants ou, pour être plus exact, par deux assistantes, puisque ce sont des dames que M. Rutherfurd a chargées de ce soin. L'appareil de mesures, construit sur les plans de M. Rutherfurd, est d'une simplicité et d'une exactitude remarquables ('), et se distingue de ceux que l'on emploie d'habitude par l'absence de toute vis micrométrique, sauf, bien entendu, celles des micromètres des microscopes.

(*) Les déterminations de Bessel ne portaient que sur 53 étoiles. (*) Cet appareil a été adopté par la Commission américaine du passage de Vénus.

La plaque photographique est Gxée sur un cercle divisé iiorizontal et éclairée par-dessous. Au-dessus est un système de deux rails fixes, sur lesquels peut glisser un chariot qui porte deux microscopes grossissant 5o fois : l'un, au centre, vise sur la photographie et possède simplement deux fils croisés; l'autre, muni d'un micromètre à fils, permet de pointer sur une règle divisée en verre, attachée à poste fixe à côté des rails. Pour mesurer la distance de deux étoiles, on dispose la photographie de façon que la ligne qui les joint coïncide avec celle que décrit le point de croisement des fils du premier microscope quand on fait glisser le chariot sur les rails ; on amène alors le premier microscope successivement sur les deux étoiles, et avec le second on lit sur l'échelle fixe les divisions entières correspondantes, tandis que les fractions d'une division de l'échelle s'évaluent avec le micromètre du second microscope. La différence des deux lectures donne la distance cherchée, avec une exactitude qui dépend du soin avec lequel l'échelle fixe de verre a été fiiite et étudiée. La pratique a montré que l'on pouvait répondre par ce procédé de ■~y de millimètre.

Les mesures des groupes d'étoiles que nous avons signalés plus haut étaient poussées activement en mars 1875, et il est probable que les Cartes et Catalogues seront prochainement publiés.

Indépendamment de ces recherches, on doit à M. Rutherfurd quelques travaux intéressants dé spectroscopie. Il a publié une photographie remarquable du spectre solaire obtenu au moyen de prismes, et a ensuite utilisé le grand pouvoir éclairant de son équatorial pour étudier les spectres des étoiles. Le premier il a reconnu les difiërences

notables que peuvent présenter ces spectres, d'une étoile à l'autre'; son examen n*a pas été assez prolongé pour lui permettre de dresser un Catalogue de toutes les étoiles en les rangeant par types, mais ce n'en est pas moins à lui qu'il faut rapporter cette découverte des types des spectres des étoiles.

Il est impossible de terminer^la description de Tobser* vatoire de M. Rutherfurd sans rappeler un autre genre de travaux dans lequel il excelle également, nous voulons parler de la fabrication des réseaux de diffraction. Les réseaux de M. Rutherfurd contiennent généralement 255 traits par millimètre (*) et sont £iits soit sur verre, soit sur métal des miroirs.

Ces réseaux sont particulièrement utiles pour l'étude des protubérances solaires, car la partie rouge du spectre solaire est beaucoup plus dilatée quand on l'obtient au moyen de réseaux que lorsqu'on le forme avec des prismes. Leurs qualités optiques sont d'ailleurs remarquables et leur emploi commence à devenir général : c'est ainsi qu'aujour* d'hui le P. Secchi se sert très-fréquemment pour l'étude des protubérances d'un réseau de Rutherfurd, fait sur métal des miroirs et qui montre, avec la plus grande netteté, les plus petits détails de ces belles flammes roses.

Ajoutons que M. Rutherfurd n'est pas avare de ses ri-

(^) En mars i8^5, l'un de nous a vu M. Rutherfurd chercher k faire des réseaux deux fois plus tins, ayant 5io traits par millimètre; mais il rencontrait alors de grandes difficultés, surtout à cause du temps considérable que demandait l'opération, temps pendant lequel il était impossible d'éviter de légers changements de température^ et par suite des irrégularités considérables dans le tracé.

chesses et que, dans ses voyages en Europe, il distribue ses réseaux avec la plus grande générosité à tous ceux qui peuvent en tirer^ parti pour leurs recherches.

OBSE&VATOXR£ DE M. H. DRAPBB, A HA6T1NGS UPOTI HUDSON

(îîBTr-YORK.),

On sait que J.»W. Draper est un des premiers savants qui se soient occupes de l'action dé la lumière sur les sels métalliques. Ses recherches photochimiques sur le cfalo»^ rure et le bromure d'argent avaient été publiées dès 1837 ( ' ), et aussitôt que Daguerre eut fait connaître l'admirable procédé qui porte son nom (19 août 1839), J.-W. Draper fut un des premiers, sinon le premier, à remployer pour obtenir des portraits ('). Depuis, il obtint également des photographies de spectres d'interférence, et y reconnut l'existence des groupes de raies M, N, O, P, dans la partie ultra-violette invisible à Tosil ( •) ; il se livra aussi à d'importants travaux sur la structure des flammes contenant différents corps simples. C'est lui enfin qui obtint le premier une image dkguerréotypique de la Lune; cette image fut présentée le 23 mars 1 840 au lycée des Sciences naturelles de New-York {*)t elle avait

(*) Journal of the Franklin Institute (1837). (*) Philosophical Magazine^ juin l84o.

{*) Philosophical Magazine i mai iB43* (*) Philosophical Magazine^ septembre i84o.

environ i pouce (îi^,5)de diamètre et avait été formée, après vingt minutes de pose, au moyen d'un objectif de ' 3 pouces mû par un héliostat. M. Henry Draper, fils de J.-W. Draper, a donc été, dès son enfance, nourri pour ainsi dire dans la Photographie ; et, au retour d'un voyage qu'il fit en Europe en 1 857 , voyage pendant lequel il eut l'occasion d'admirer le grand télescope de lord Rosse, il se décida à entreprendre la cçnstruction d'un miroir, plus grand que tous ceux qui existaieilt en Amérique et qui serait spécialement destiné à la Photographie sidérale. Les événements de la guerre de sécession retardèrent la construction de ce télescope, qui fut terminé et monté pendant l'hiver de 1862-1863.

Ce miroir est en verre argenté et a 1 5 7 pouces (o°*,39) de diamètre avec 3"*, 80 de longueur focale. U a été fabriqué par M. Draper lui-même au moyen de machines analogues à celles de lord Rosse et de Lassell, mais plus simples, et dans lesquelles l'auteur a tenté de remédier aussi complètement que possible aux inconvénients qu'avaient rencontrés ses prédécesseurs ( ' ) . La forme de la surface est celle d'un paraboloïdé de révolution, obtenu et essayé par lui avec soin au moyen des procédés de Foucault; ce travail, qui est dû à M. Draper, ferait honneur à un opticien de profession.

Les qualités optiques du miroir sont en effet excellentes, et telles, qu'il semble difficile d'obtenir beaucoup mieux avec une ouverture de 39 centimètres. Il supporte parfaitement un grossissement de 1 000 fois ; il sépare net-

( • ) Voir V Astronomie pratique et les Observatoires ^ II* Partie, p. 42 et suiv.

tement 7^ d'Andromède et montre d'une façon remarquable les couleurs des composantes; il montre également bien le compagnon de Sirius et la sixième composante de Q d'Oriôn. Comme exemple de l'éclat des images, il montre cinq étoiles distinctes autour de la Debilis$ima de J. Herschel entre «• et s' de la Lyre ; il permet d'apprécier les disques des satellites de Jupiter et d'estimer leurs grandeurs relatives; enfin ce miroir montre nettement les taches brillantes et obscures de Vénus, les irrégularités de son bord et T affaiblissement de la lumière tout le long de la partie interne de son croissant.

Four plus de simplicité, ce miroir, disposé en télescope newtonien, a été monté altazimutalement ; sa monture offre quelques particularités intéressantes.

Le tube est mobile autour d'un axe passant très- près de l'oculaire, de façon que, quelle que soit la direction de l'instrument, la position de l'observateur est presque invariable : c'est la partie inférieure du tube, celle qui porte le miroir, qui fait tout le mouvement. Enfin, comme l'instrument était, dans la pensée de M. Draper, spécialement destiné à la Photographie, il ne possède pas de mouvement d'horlogerie, et reste fixe pendant l'observation; mais l'oculaire (ou le porte-plaque photographique) se déplace seul au moyen d'un petit moteur, de façon à suivre rigoureusement l'astre étudié pendant le temps, toujours assez court, nécessaire à la Photographie.

A l'origine, M. Draper faisait mouvoir la plaque à l'aide d'une horloge à écoulement de sable ; depuis, il l'a remplacée par une clepsydre de disposition ingénieuse qui permet de faire varier à volonté la vitesse et d'obtenir un

mouvement à la fois très-régulier et très-doux, sans aucun soubresaut (^).

Le télescope de M. Draper est installé à côté de sa maison de campagne, àHastings-sur-rHudson, au sommet d'une petite colline de 70 mètres, à 32 kilomètres au nord de la ville de New- York. La situation est. très-belle, la vue étendue; et, comme tout le pays est occupé par des villas et des jardins, Tair est toujours très*pur et Ton n'a pas à redouter la fumée des fabriques.

M. Draper Sl principalement employé son télescope à obtenir de belles photographies de la Lune et des taches du Soleil. Les images sont prises directement au foyer principal du miroir et les clichés sont ensuite agrandis au moyen de systèmes optiques où n'entrent également que des miroirs, de façon qu'on n'ait pas à se préoccuper de l'achromatisme. Quelques-unes de ces images Agrandies de la Lune sont d'un très-bel effet : l'un de nous a vu, chez M. Draper, l'une de ces épreuves ayant i™,5o de diamètre; les détails y deviennent alors un peu troubles il est vrai, mais, vue à une certaine distance, cette grande photographie est de l'aspect lé plus saisissant. Quelques-unes des photographies des taches du Soleil sont également très-belles, et montrent non-seulement l'ombre et la pénombre, mais souvent des facules presque

(*) Consulter pour plus de détails ba Mémoire de- M. H. Draper « On the construction of a silvered glass télescope », inséré àans les t Smitksonian contributions to knowledge », n** 180/ pour 1864. Ce Mémoire très-étendu est des plus intéressants à étu* dier en ce qu'il résume la grande expérience qu'a acquise M. Draper aussi bien pour la construction des miroirs que pour les dispositions mécaniques et les détails de monture d'un télescope.

invisibles h Tœil, et même Tapparence floconneuse de la surface du Soleil.

Depuis cette époque, M. Draper a construit un autre miroir parabolique en verre argenté de dimensions bien supérieures, o"*,7 1 de diamètre. Ce miroir doit être monté équatorialement en télescope Gassegrain, et, en avril 1875, M. Draper était occupé à construire lui-même un mouvement d'horlogerie qu'il espérait devoir être parfait. Si ses espérances se réalisaient, il avait alors Fintention de consacrer ce nouvel insb'ument à Tétude photographique des spectres des étoiles.

M. Draper a, en effet, abordé avec le plus grand succès les études spectrales. Il a commencé par publier une magnifique photographie du spectre solaire obtenue au moyen de réseaux, c'est-à-dire donnant le spectre normal (*). Cette photographie reproduit toute la partie du spectre dont la longueur d'onde est comprise entre o"*"*,ooo344 et o°*"*,ooo435, c'est-à-dire de la raie G à la raie ultraviolette O (nomenclature de M. Mascart) ('). Une portion agrandie représente plus particulièrement la région qui entoure la raie H, entre les longueurs d'onde o"*"* ,00087 36 et o"*", 0004205. Pour donner une idée de la beauté de ces spectres, il sufQt d'ajouter les détails suivants : dans la région de4ioi à4ii8 des célèbres cartes d'Angstrôm,

( * ) Voir On diffraction spectrum photography, by H. Draper {American Journal oj Science and Arts, vol. VI, décembre 1873, et Comptes rendus de V Académie des Sciences, tome LXXVIII, 1874, p. 682.)

(') Mascart, Recherches sur le spectre solaire ultra^violet. Paris, 1864.

il ne se trouve aucune raie indiquée, tandis que la photographie de M. Draper en montre 17; dans les excellentes cartes qu'a données M. Mascart du spectre obtenu avec les prismes, il n'y a que 70 raies de H à L, tandis que la photographie du spectre de diffraction en montre i38, sans compter quelques bandes obscures non résolubles. Enfin, de 8925 à 4^05, la planche d'Angstrom ne donne que 1 1 8 raies, tandis que l'épreuve originale sur verre de M. Draper en montre 396. A cette photographie est jointe une nouvelle détermination de la longueur d'onde des raies principales.

M. Draper a d'ailleurs étudié de la même façon les spectres des corps simples, afin de pouvoir identifier les raies que l'on observe dans les étoiles et en reconnaître sûrement l'origine.

Depuis l'époque où ces recherches ont été publiées, M. Draper a reculé notablement les limites entre lesquelles étaient comprises ses premières photographies. Il a pu aller ainsi depuis B (longueur d'onde o°*™,ooo5i67) jusqu'à T (o"'"*,ooo3o32). -Dans ces derniers temps il a même obtenu l'image photographique du spectre entier, comprenant les raies D, C, B, a, A, et même les grands groupes de bandes ultra-rouges a, p et 7. Nous n'avoùs pas encore vu ces épreuves, et nous ne savons pas non plus quels résultats a obtenus M. Draper dans l'étude qu'il projetait des spectres stellaires.