î'jJ\l

D. Cassini.

21 mars 1684.

Rhéa

D. Cassini.

23 déc. 1672.

Titan

Huyghens.

25 mars i655.

Japhet . . .

D. Cassini.

3o oct. 1671.

— rî2 -

occasion remarquable; Bond résolut d'en profiter. A l'origine, il se proposait surtout de déterminer exactement les époques de ces disparitions et réapparitions, et de chercher, dans les circonstances qui les accompagneraient, des preuves de l'existence d'une atmosphère autour de la planète Saturne; mais les résuU tats auxquels le conduisit son génie d'observation sont bien autrement importants que ceux qu'il avait en vue d'obtenir.

Lors de la première disparition d'avril, la position de la planète était telle que son observation n'était pas possible ; les observations ne purent commencer, avec avantage, que le 2.5 juin et ne subirent ensuite presque aucune interruption. Le lo juillet, on commença les mesures micrométriques des étoiles voisines du plan de l'anneau; le 29 août, on reconnut cinq des satellites de la planète, Titan, Japhet, Rhéa, Dioné et Thétis dont on mesura les éclats relatifs ( * ) ; du^ 3 1 août au 3 septembre, eurent lieu la première réapparition de l'anneau et sa seconde disparition *du 12 au i3 septembre; le i5, oH vit, sur la même ligne que les cinq satellites précédent*, une toute petite étoile, que l'on revit le 16 à peu près à la même situation relative que la veille et dont on prit la position exacte, quoique cette circonstance fût alors regardée comme purement accidentelle, la distance de cette étoile à Saturne montrant que ce ne pouvait être ni Mimas, ni Encelade; le 18 (la nuit du 17 ne fut i>as favorable aux observations) on revit le même objet à côté de la planète, et l'on mesura exactement sa position;

(') L'éclat de Thétis étant 1, W. Bond trouve pour ceux des 4 autres : 7 pour Titan, 3 j pour Japhet, 2 pour Khéa et Dioné,

le ig, cette étoile avait encore suivi la planète; son véritable caractère devenait alors évident : c'était un nouveau satellite. On fit alors avec le plus grand soin une carte de la portion du ciel que la planète allait atteindre, et, dans les nuits suivantes, on continua à mesurer exactement la position de ce nouveau corps, « la première addition au système solaire qui ait été faite par un astronome américain ». W. Bond appela ce satellite Hyperion; il brille comme une étoile de 17® à 18® grandeur et accomplit sa révolution en 2iJ 7'*7™4o*»8 (').

Encouragés par cette belle découverte, MM. Bond continuèrent leurs observations de la planète Saturne et en mesurèrent aussi souvent que possible les diamètres équatoriaux et polaires, afin d'obtenir ainsi des données précieuses pour la détermination de sa forme véritable. Mais

(*) On sait que, en Angleterre, M. Lassell étudiait aussi cette phase curieuse de Saturne, avec son télescope de 1 pieds. Le 18 septembre, il remarqua, à une distance de la planète que Japhet pouvait seul atteindre, deux petits astres qu'il supposa être Tun Japhet et l'autre une étoile; mais, le lendemain ig, il fut surpris de Yoir ces deux mêmes étoiles sur la ligne formée par l'ensemble des satellites; et des mesures micrométriques, faites pendant le courant de la nuit entre ces deux astres et une étoile voisine, lui prouvèrent que tous deux étaient des satellites de Saturne, et que, par conséquent, l'un d'eux était un satellite non encore aperçu.

C'est donc le même jour que Bond et Lassell ont pu affirmer l'existence de ce huitième satellite; et la gloire de sa découverte doit leur être commune. D'ailleurs, la grande brèche qui, dans la liste des satellites de Saturne, reste béante entre Hypérîon et Japhet rend vraisemblable l'idée que cette planète possède en outre un certain nombre de satellites encore inconnus aujourd'hui. •

bientôlbi fiice sud do l'ynnenu de laiilinèteréajiparnt àé- Fie. 5.

it, ()!>uraugnieiitei-de largeur upparentejusqu'à !i:i|ue8uii plan fit un atlgle de yo degri^savec celui du plan

de vision. MM. Bond en suivirent les variations avec le plus grand soin et, le lo octobre i85o, jour où la définition des astres ëtiit très -bonne, ils remarquèrent, entre la planète et Tanneau intérieur, une jKirtie un peu plus éclairée que le fond du ciel et se projetant aussi en une bande relativement obscure sur le corps de la planète ( '), qui leur parut indiquer l'existence d'une nouvelle division de l'anneau, analogue à celle que D. Gassini avait constatée en 1676. Les jours suivants, mais surtout le 1 5 novembre, jour où la définition de Tanneau était la meilleure qu'ils eussent jamais eue, MM. Bond vérifièrent complètement leur première assertion et dès lors affirmèrent l'existence d'un troisième anneau dont, disent-ils, <c la lumière présente beaucoup d'analogie avec celle de la lumière cendrée » , et dont ils ne purent alors déterminer nettement les limites du côté le plus éloigné de la planète (•) (fig* S). La planète Saturne occupa pendant

(*) On voyait eo même temps, au-dessous do l'anueau, l'ombre qu'il portait sur la plauète.

(') Quelques jours plus tard, le 29 novembre, et bien avant que la nouvelle de la découverte de Bond fût parvenue eu Europe, W.-R. Dawes constatait l'existence de ce troisième anneau à Waternighbury, avec son équatorial de Merz de G pouces d'ouverture.

Il faut d'ailleurs remarquer que l'existence de ce troisième anneau avait déjà été signalée une première fois à Rome, en 1828, où il avait été vu en essayant une lunette de Cauchois de 6,5 pouces d'ouverture, et dix ans plus tard, en i838, par Galle, de Berlin, avec un équatorial de 9 pouces d'ouverture {Mémoires de l'jécademie des Sciences de Berlin pour i838). Ces observations n'ont point attiré l'attention à l'époque où elles ont été faites et elles étaient complètement oubliées.

Nous ajouterons enfin qu'aujourd'hui un observateur exercé aperçoit aisément ce troisième anneau avec une bonne lunette de 4 pouces d'ouverture.

S6 mps encore, jusqu'au milieu de 1 85^ , les astronomes ^Dibritlge : Tutlle et Sydney Coolidge robservèrcnt c les deux Bond, et leucs observa- ''uisireut h de nouveaux ri.'suluils qui i>nt aussi <M. 'ir», |iai'mi lesquels nous signalerons l'exisin grand nombre de rju'Encke avait i Ikriin tU»m y ootmiit •! -ce 1837.

(ulunt ît

, l'obscrvaiccupait sur tre côlé, on (1629) ren-

longtemps encore, jusqu'au milieu de 1857, les astronomes de Cambridge : Tuttle et Sydney Coolidge l'observèrent concurremment avec les deux Bond, et leurs observations conduisirent à de nouveaux résultats qui ont aussi leur importance, parmi lesquels nous signalerons l'existence, dans chacun des anneaux, d'un grand nombre de divisions analogues à celles qu'Encke avait reconnues à Berlin dans le courant de l'année 1837.

GEORGES-PHILIPPS BOND. — LA NEBULEUSE d'orION.

D'ailleurs cette belle étude ne prenait pas tous leurs loisirs, et de i852 à i855 le grand équatorial fut employé aussi à faire le Catalogue de toutes les étoiles, jusqu'à la i3® grandeur, comprises entre Téquateur et le parallèle de o°4o' ^6 déclinaison nord. L'instrument étant fixé dans une position déterminée, l'observateur enregistrait électriquement les passages de chaque étoile à trois traits verticaux du micromètre; celui-ci, en effet, n'était point un micromètre à fils, mais une plaque mince de mica placée dans le plan focal, et sur laquelle étaient tracés trois traits verticaux équidistants , ainsi qu'une échelle perpendiculaire portant soixante-huit divisions valant à très-peu près les i o secondes et chiffrée de minute en minute. Pour avoir la déclinaison d'une étoile, l'observateur n'avait donc qu'à lire la position qu'elle occupait sur l'échelle au moment de son passage. D'un autre côté, on avait formé un catalogue de toutes les étoiles (1629) renfermées entre -4-0° et 4-1°, dont les positions étaient

données dans Jes principaux catalogues connus ( ' ) et obtenu ainsi un nombre considérable de repères, aux^quels on rapportait les positions de toutes les étoiles qui n'y étaient point indiquées. W.-C. Bond, G. -P. Bond et W. Tuttle obtinrent ainsi les positions d'environ i o ooo étoiles (9984) de cette portion si importante du ciel.

De Tannée i855 à i865, époque de sa mort, et sauf deux interruptions causées, l'une par l'apparition de la comète de Donati (V, i858) qu'il suivit aussi longtemps qu'elle fut visible, et dont il dessina avec le plus grand soin les différentes apparenéés {fig> 6 et 7 ), l'autre par la mort de son père en iSSg, G.-P. Bond se consacra entièrement à l'étude systématique de la grande nébuleuse d'Orion, étude qui est bien certainement le plus important de tous ses travaux astronomiques.

Au mois de mars 1846, après un long examende cette nébuleuse fait avec son télescope géant le Lénathariy lord Rosse, le célèbre astronome de Parsonstown (^), annonçait à la Société royale astronomique de Londres qu'il n'y avait aucun doute pour lui au sujet de sa résolubilité. Quand le grand équatorial fut monté, W. Bond ne tarda point à le diriger vers cette merveille du ciel (22 septembre 1847) ^*» dit-il, « la partie de la nébuleuse voisine de l'étoile se résolut immédiatement, avec un grossissement de 200, en une multitude de points lumineux brillants » . Enthousiasmé par ce résultat, il entre-

(*) Catalogue d'Airy (twelv^ years), zones de Bessel, Catalogues de Lalande, Rûmker, Santini, Struve, Taylor et Weisse.

(*) Voir V Astronomie pratique et les Observatoires en Europe et en Amérique» II® Partie, p. 42 et suivantes.

prit lik mesure dei positions relatives des étoiles qu'il avait aperçues; mais l'état de sa santé le força bientôt d'interrompre ses mesures. C'est ce travail que G.-P. Bond reprit et termina.

D'après cet astronome, la nébuleuse d'Orion se compose (le trois ii'?buleuses séparées ([i. 5<i), nulrefois parties

parG-H. UoLii.

d'un même tout, à peu prés en lifjne droite, dépendant encore aujourd'hui l'une de l'autre et ayant ponrcenlrcs les étoiles S, / et c d'Orion. Autour et au milieu de dincune de ces nébuleuses, P. Bund put reconnaître l'existence de iioi étoiles et en mesurer les positions relatives fi! employait un micromètre quadrillé que le

niouvemenl d'horloj;erie rendiiil fixe par rapport a (■loiles), Pour lui, la nébuleuse s'étend dans l'espace forim; liara'iS" d'jisrension droite et i'3o' de déclin

pari et d'autre de l'étoile principale S , c'ÈSt-à-dîi'fi sur ime superficie de 3", 36 caiTés, entendue apparente à peu près égnle n celle de la pleine Lune; lu parlie la plus hrilliinle, celle tjul environne 9, piiraJt être coni*

posée de trois ou quatre taches condensées forman comme une espèce de bourrelet lumineux, d'éclat constamment variable, qui s'étend de l'origine près du trapèze jusqu'à la région Gentiliana (*) et qui flamboie comme une flamme mobile. Enfin la nébuleuse se prolonge en une vingtaine de filaments spiraux, floconneux, qui divergent de part et d'autre de ô en formant un immense éventail à branches courbes, et tournent leur convexité vers la ligne des étoiles ô, i et c.

L'étude de la nébuleu&e d'Orion fut le dernier ti^yail de G. -P. Bond, que la mort enleva à la science astronomique au mois de février i865. Il fut remplacé par Joseph Winlock ( 1866).

JOSEPH WINLOCK. — LE NOUVEAU CERCLE MERIDIEN.

Le premier soin du nouveau directeur fut de terminer la réduction et la publication des observations de la seconde partie de la zone équatoriale (o°2o' à o°4o') de W.-C. Bond et de renouveler le matériel un peu vieilli de l'Observatoire, afin de pouvoir faire participer ensuite cet établissement aux travaux d'Astronomie de précision , entrepris alors un peu partout en Europe (').

L'ancien équatorial de la tour de l'Ouest a été rem-

(*) Herschel a donné des noms aux différentes parties de cette immense nébuleuse (Memoirs of the astronomical Society ^X, II).

(*) A la fin de 1867, M. Winlock Ht un long séjour en Europe, afin de se mettre au courant des progrès accomplis dans Fancien continent pendant les trente dernières années.

placé en 1870 par un autre, dont Tobjectif a 5 pieds et 1 pouce ( i"*, 55) de foyer et possède des qualités optiques de premier ordre. Cet instrument est muni d'un spectro* scope avec lequel on fait une étude suivie des protubérances solaires et d'un astrophotomètre de Zôllner, qui sert à M. C.-S. Peirce à déterminer les grandeurs relatives des étoiles de V Uranometria nova de ^o à 5o degrés de déclinaison nord.

Le Soleil est d'ailleurs photographié régulièrement par un procédé dû à M. Winlock, adopté plus tard par la Commission américaine du passage de Vénus et qui consiste à renvoyer, à l'aide d'un miroir plan mobile en tous sens, les rayons solaires sur une lentille à long foyer ( 1 1 mètres), dont Taxe optique est horizontal.

Au mouvement d'horlogerie du grand équatorial, dont les Bond s'étaient plaints si souvent, on en substitua un autre fait par Alvan Clark qui, au dire des observateurs, « est le seul mouvement d'horlogerie connu marchant avec une telle régularité ( ' ) ». Ce bel instrument est surtout employé aujourd'hui à obtenir des photographies de la Lune, de Jupiter, de Saturne, des étoiles et des nébuleuses. Presque toutes ces photographies servent de base à des dessins, lithographies ensuite avec le plus grand soin et qui vulgarisent la connaissance des formes exactes des corps célestes (=*).

(^) Cette appréciation nous parait au moins exagérée. Pour ne parler que de la France, MM. Foucault, Y.Villarccau et Brunner ont donné de ce problème d'excellentes solutions.

(*) Les dépenses qu'occasionnent ces dessins sont couvertes au moyen d'un fonds spécial, obtenu en 1872 par voie de souscription publique.

Les anciens instruments méridiens ont été également remplacés. Au lieu de Tinstrument des passages de Bond, on a installé une lunette brisée, que les astronomes de Cambridge appellent un « Russian transit v , fait par le mécanicien de l'Obsei'vatoire de Poulkova sous la dir rection de M. O. Struve; une petite modification introduite par Winlock permet de la transformer à volonté en une lunette zénithale.

Le cercle méridien de Simms ne sert plus ; on l'a laissé en place, suitout comme spécimen 4es constructions anglaises du commencement de ce siècle. Les observations se font aujourd'hui avec un cercle méridien, exécuté par Troughton sur les dessins de M. Winlock et qui a été installé en 1870, dans la salle méridienne de Touest; cet instrument, muni d'un objectif dû à Clark, de 8| pouces (o*", 21) d'ouverture et de 9 pieds 4 pouces (2'", 84) de distance focale, et de deux collimateurs de même ouverture et même foyer, s'écarte en beaucoup de ses parties du mode de construction généralement adopté en Europe : nous donnerons les différences les plus essentielles.

Dans tous les grands cercles méridiens construits jusqu'alors, les cercles divisés ( ou le cercle divisé si l'instrument n'est pas retournable) ont l'une de leurs faces masquée, soit en totalité, soit en partie, par les piliers qui supportent les coussinets de l'axe de rotation ; de la sorte, le rayonnement auquel est soumise cette portion du cercle est différent de celui des autres portions et il doit exister, entre les diverses parties de ce cercle divisé, des différences de température d'autant plus considérables qu'il. est laissé sans défense contre les courants d'air et réchauffement partiel que produit l'observateur au ma-

ment où il fait la lecture. De là des dilatations irrëgulières et des distorsions inévitables, qui font varier les valeurs des divisions de la graduation. De plus^ il faut, pour retourner Finstrument, le transporter hors de la région des piliers, d'où une cause de chocs presque inévitables.

Pour faire disparaître ces inconvénients dans la mesure du possible, M. Winlock a imaginé de faire porter Taxe de rotation de Finstrument par une colonne de fonte C (fig, 8) plus haute que le rayon des cercles divisés D (la hauteur totale de la colonne de fonte est de o'",6ret le rayon des cercles, dont un seul est divisé, de o", 44 ) et qui porte, au moyen d'un manchon épais de fonte E, les quatre microscopes M servant a la lecture de la déclinaison de l'astre observé. Le tout est, d'ailleurs, enferme dans une cage de verre reposant sur le pilier et destinée ù maintenir l'égalité de la température entre ces difTérentcs pièces : le cercle porte-microscopes peut tourner autour de deux axes, l'un horizontid, l'autre vertical; et, par suite, son plan peut être rendu rigoureusement parallèle ù celui du cercle divisé. L'expérience de ces dispositions n'a point encore assez duré pour qu'on puisse en assigner la valeur réelle.

Quant au calage, il se faisait à l'origine a l'aide de petits cercles à niveau portés par le tube de la lunette près de l'oculaire; mais, en 1870, cette disposition était déjà condamnée par la plupart des astronomes, comme nuisant à la rapidité des observations. Elle était surtout impropre à celles qu'adopta plus tard M. Winlock; aussi a-t-elle été bientôt abandonnée et le calage se fait-il maintenant au moyen d'une aiguille de bois S de 2 mètres de long, fixée à Taxe de rotation et mobile devant un grand cercle

et visant sur un cercle auxiliaire grossièrement gradué que porte Taxe de l'instrument.

Le mode d'observation a été déterminé par la raison suivante. Pendant son séjour en Europe, Winlock avait accepté de la Société astronomique allemande la mission d'observer les étoiles de la zone comprise entre -4- 5o° et 4-55** de déclinaison ; dans un pareil travail, la rapidité de l'observation est l'un des buts les plus importants à atteindre. D'un autre côté, depuis longtemps à Cambridge, comme dans tous les autres Observatoires d'Amérique, les observations de temps se faisaient par la méthode électrique; Winlock procéda de même pour les déclinaisons. Le micromètre se compose d'une lame mince de verre, sur laquelle sont tracés au diamant trois groupes de traits doubles, dont les deux composants sont distants de o% i4 et ont o*,o6 d'épaisseur. Au centre, sont neuf de ces couples séparés par un intervalle de i ', o3 ; de part et d'autre symétriquement , sont trois couples semblables à 4% ^ ^ du groupe central et à 2^,06 l'un de Tautre; enfin un double trait, pareil au précédent, coupe l'ensemble de tous les autres sous une inclinaison telle que, ceux-ci étant verticaux, ce dernier couple fait avec l'horizon un angle de 5 degrés. Les couples verticaux servent à l'observation des ascensions droites : ceux du centre, pour les polaires et les étoiles horaires, les couples latéraux pour les étoiles de zone, l'heure du passage à chaque couple s'appréciant par l'instant où l'étoile est en son milieu. Le couple incliné est destiné à la mesure des différences de déclinaison, qui résultent immédiatement des différences de temps, ramenées à la même ascension droite, où les

étoiles se trouvent entre les deux fils de ce couple. Cette

plaque de verre est mobile à l'aide d'une vis raicrométrique dont la course est perpendiculaire à la direction des couples verticaux et qui permet de rendre Terreur de coUimation nulle au commencement de chaque série d'observations, c'est-à-dire d'amener sur l'axe optique de l'instrument le point ou le couple de déclinaison coupe le couple central d'ascension droite.

D'ailleurs l'instrument est construit de telle sorte (ju'on puisse mettre à volonté à la place l'un de l'autre l'objectif et l'oculaire afin d'éliminer les erreurs que la flexion du tube peut introduire dans les observations; de plus, il porte en lui-même le moyen d'étudier les inégalités des deux tourillons suivant un procédé dont M. Y. Villarceau a le premier fait usage à l'Observatoire de Paris ('). Les deux tourillons de l'axe de rotation sont percés; l'un deux porte une lunette, munie d'un micromètre dont l'oculaire est à l'extérieur, et au delà de son objectif une lentille collimatrice au foyer de laquelle, dans le second tourillon, est fixée une plaque de nacre portant en son centre un petit cône métallique dont le sommet est percé d'un trou. Si derrière cette plaque on place une lampe allumée, on obtient dans la lunette de l'autre tourillon une image semblable à celle d'une étoile de 7' ou 8® grandeur qui se déplace lorsque l'instrument tourne autour de son axe si les tourillons ne sont point rigoureusement cylindriques et égaux et dont les déplacements, mesurés au micromètre, donnent alors la forme exacte des tourillons.

(•) Voir Brunno>v, Astronomie pratique, par M. C. André, p. 26 et suivantes.

D'après Winlock, l'erreur probable d'une observation isolée faite avec cet instrument est de

+ os, 087 séc^ en ascension droite, db o',75 en déclinaison (*}.

La zone commencée le 20 novembre 1870 à l'Observatoire de Cambridge est d'ailleurs aujourd'hui presque entièrement terminée. Malheureusement Winlock, qui avait su si bien réorganiser le bel établissement astronomique de l'Université de Cambridge, en a dirigé fort peu de temps les travaux; il vient en effet de mourir le 1 1 juin 1874* Son successeui' n'est point encore nommé.

(*) Les observ&tions ont été faites par MM. W.-A. Rogers, ancien assistant de l'Observatoire de Washington, et M. Aug. Conncl. C'est aussi M. W.-A. Rogers qui a construit les micromètres du cercle méridien, à l'aide d'une pelite machine électromagnétique à diviser de son invention.