OBSERVATOIRE DE M. HUGGINS (UPPER TOLSE BILL

PRÈS Londres).

L'Observatoire de M. W. Huggins a été construit en i855 dans la localité de Upper Tulse Hill, aux environs de Londres. Le bâtiment se compose d'une vaste salle circulaire de 12 pieds de diamètre, élevée à 8 ou 10 pieds au-dessus du sol par des colonnes de fonte, et d'une salle carrée pour la lunette méridienne; les instruments, portés sur de forts piliers en maçonnerie, sont ainsi placés à la hauteur des cottages environnants et dominent tout l'horizon.

En i856, l'Observatoire de M. W. Huggins possédait un équatorial de Dollond, de 5 pouces d'ouverture et de 5 pieds de longueur focale, et un cercle des passages, de Jones, de 3 pouces d'ouverture et de 45 pouces dé longueur focale. L'Observatoire de Upper Tulse Hill étant destiné par son fondateur à des observations physiques des astres, il n'avait besoin que d'un instrument méridien de faible dimension.

Dès que les appareils furent montés et réglés, M. Hug-

- lîfi -

'(,'ins commença ses truvau\ en s'attachant h étudier et décrire rujipuiTnce des [ilunètes et en |)articulier de Jupiter, dont les bandes nua^ruse!<(/!'^. t6ju[ri'en( un si grand înti;rèt. Des dessins du h\ |)Ianètc furent faits |)ar toutes les nuits favorables, en i856, i6S8, i85()et 1860. De ces dessins, l'astninomc conclut que les changements de

Fin. 16.

Jupiter peuvent, à de rares exceptions près, être attribués ti h rotation de la planète.

Le beau Méinnii-e de Kii'<:Iiho[r, sui' les spectres des métaux et la constitution pbysiquc du Soleil, vint, en 1860, donner un essor imprévu aux tr.ivaux de l'Observatoire (le Up|«r Tuisc llill. M. Iluggins songea immédiatement Il appliquer aux étoiles, que bien des caractères

- i27 rapprochaient déj^ du Soleil, une niéthode d' élude analogue à celle du savant professeur de Berlin. On savait déjà, par les anciennes observations de Fraunhofer, que le spectre prismatique de la lumière ^es étoiles présente quelques lignes noires ; mais la position de ces raies n'avait pas été mesurée avec assez d'exactitude pour qu'il fût

[ HacEins

possible de les identiGer avec les lignes btillantes du spectre des vipeurs métalliques mcandesTentes Le travail de l'ancien Directeur di. I Institut optique de Munich devait donc étie reptis pousse plus loin et complète par l'étude d un plus grand nombre d étoiles Quelques diffi cultes que présentit la question, elles ne rebutèrent point M. Huggins, aidé d'un de ses proches voisins, le professeur Miller. Dans la collaboration qui s'établit entre eux dès 1860, M. Huggins apporta la patience et l'exactitude d'un astronome physicien, M. Miller les connaissances du

chimiste. Pour avoir une échelle ty|)e à laquelle le spectre des étoiles pût être com[)aré, MM. Iluggins et Miller étudièrent avec une minutieuse exactitude le spectre de certains gaz rendus incandescents par Tétincclle électrique, et en particulier celui de Tair qui, par le grand nombre de raies qu*il présente , leur paraissait particulièrement propre à remplir leur but.

Pendant ces études préliminaires, on remplaçait Téquatorial de 5 pouces par un équatorial dcmt l'objectif avait 8 pouces d'ouverture libre et lo pieds de foyer, et \\m employait un s[)ectroscope coudé [fi^, 17) dont les deux prismes de flint dense avaient un angle réfringent de Godegrés, et dont la dispersion était suffisante [>our permettre de dédoubler la ligne D. Cet appareil était muni d'une fente étroite, sur laquelle tombait Timage de l'étoile, dilatée en une ligne lumineuse de faible longueur à l'aide d'une lentille cylindrique, ainsi que d'an système de miroirs par lesquels on renvoyait sur une seconde portion de cette même fente la lumière d'une étincelle électrique éclatant dans l'air ou dans un autre gaz.

Les observations astronomiques, commencées en janvier 18G2 par l'examen des planètes et des étoiles les plus brillantes du ciel, donnèrent bientôt des résultats importants.

Les dessins fort complets et fort exacts des spectres d'Aldébaran, de Betelgueuse, de p de Pégase..., publiés en i864i [)rouvent qu'il y a dans l'atmosphère de la première de ces étoiles des vapeurs d'hydrogène, de sodium, de magnésium, de calcium, de fer, de tellure, de mercure..., et que, dans a d'Orion et p de Pégase, on trouve à peu près les mêmes corps, à l'exception de l'hydrogène.

Le spectre de la Lune est identique à celui de la lumière du Soleil, et la plus minutieuse analyse n'y peut faire découvrir aucune ligne nouvelle. D'autre part, quand une étoile s'occulte derrière notre satellite, son spectre tout entier disparaît au même instant, sans avoir subi aucune altération préalable ; la Lune n'a donc aucune atmosphère sensible.

Dans le spectre de Jupiter, on aperçoit quelques lignes nouvelles ; l'atmosphère de cette planète fait donc éprouver à la lumière une absorption élective, et de la position de ces lignes nouvelles, c'est-à-dire de la nature de cette absorption, on a conclu que l'atmosphère de Jupiter renferme de la vapeur d'eau et un gaz encore inconnu.

Pour Mars, l'altération du spectre indique une atmosphère où la vapeur d'eau est abondante.

Enfin, en 1866, MM. Huggins et Miller décrivaient le

Fig. 18.

Spectre de la nébuleuse d*Orion.

spectre à lignes brillantes de l'étoile temporaire apparue en mai dans la Couronne boréale.

Mais, pour connaître à fond la constitution du système du monde, il ne suffisait pas de s'adresser aux étoiles ou aux planètes, soleils en activité ou éteints : il fallait étudier les nébuleuses, soleils en formation. C'est ce qu'ont

- iM ~ fuit MM. Ilnggli» Kl Miller, et cela d^s 1864. pendant qu'ils ocaiiiiiiiiic'tit cl in<!mn jiliolngniphi^ilent le spectre (li^s étoiles K's plus brilluiiles.

Ils lecHu tinrent ainsi (jiic les nébuleuses Don résolubles

NùbulGiisR do l'IIydi

ont un spectre (lunii; de trois lij^es vertes brillantes a, b, c [fig. 18), et, par conséquent, sont composées de gas incandescents, et du )ilijs, d'après la rcfrungîbilitô de ces lignes, qu'elles eontiennent l'hydrogène et l'azole : à ce type appartiennent une vingtaine de nébuleuses, parmi lesquelles nous citerons telle du DMgon, d'Oriou, de la Lyre, de l'Hydre (^ff. 19), du Sagittaire (jfy. 20).... Les iiébuleusts résolubles donnent, au contraire, un spectre eolorc continu et sont des amas de matière solide. Telle est la grande lu'ibuleusc d'Andromède.

L'ajipaiition de la ctiuièteldc iSGGfut, |>our MM.Huggins et Miller, IVircasion de porter leur attention sur les

comètes. Elle leur donna un spectre continu traversé par trois lignes brillantes: La comète II de 1S67, la comète I de 1868 (comète de Brorsen), la comète II de i8ti8, la

comète m de 1873 {comète Henry, /?§■. 21 et 32), et en

NcbuieuGe du SaQJ (tairegénéral toutes celles que l'on a pu observer au spcctroscope ont, depuis, donné des spectres identiques. Il est donc démontré, par les recherches dé M. Iluggins, que les comètes ont une lumière |>rotii'e et i-éfléchissent, en outre, une portion de lumière solaii'e.

L'ensemble des trav.^ux que nous venons d'analj>sei' brièvement, et qui suffiraient à honorer un Observatoire public pourvu d'un nombreux et savant pei'sonnel mérita, en 1867, à MM. Iluggins et Miller, la médaille d'or de la Société rojale astronomique. Jamais récompense ne Fut plus justement donnée ; l'étude complète et exacte de la lumière des étoiles, la démonstration irréfutable delà

nature gazeuse de cerUiaes nébuleuses et des comètes, sont « des découvertes comme on n'en avait pas faîtes,

en Astronomie, depuis les travaux de Lnplace et la découverte de Nepliine, i

Encouragés par la haute clistinctioD que venait de leur accorder la Société astrononii(|ue, aidés par la Société

Comète Hen^ et son spectre, le ij leplembre 1S73

royale, qui [iiisait construire |>our eux une lunette équa* toriale de i5 pouces d'ouverture, MM. Huggins et Hil-

1er ont, depuis 1868, continué et développé leurs éludes.

Ils se sont appliqués a reprendre et à préciser encore la description du spectre des étoiles et dos nébuleuses et à mesurer, d'une manière plus rigoureuse qu'ils n'avaient encore pu le faire, TinlJènsité de leur lumière propre et la position des lignes de leurs spectres. L'exactitude des procédés de mesure a été poussée si loin que, chose inespérée, MM. Huggins et Miller ont montre, par le changement de réfrangibilité de quelques lignes noires, que le système solaire avait, par rap|)ort aux étoiles, un mouvement rapide de translaticm, se ra[)prochant de quelquesunes d'entre elles et s'éloignant de quelques autres. Les nombres eux-mêmes qui dcmncnt la valeur de la vitesse de chacun de ces mouvements ne sont pas encore à Tabri de tout doute et ne doivent être acceptés qu'avec la plus grande réserve; mais, néanmoins, le problème des mouvements [)ropres des étoiles, quia fait l'objet des méditations des astronomes les plus célèbres, a reçu, de l'application des procédés de la Physique à l'Astronomie, une solution élégante et qui, avec le temps, acquerra sans doute une précision considérable.

OBSERVATOIRE DE M. LOCKYER (hAMPSTEAd).

Qu(>i(jue de création récente, l'Observatoire de Ilamp*-' slead est déjà fort célèbre : au mois d'octobre 1868, M. Lockyer y a démontré que les lignes lumineuses des spectres protubérantiels étaient constamment visibles sur

les bords du Soleil, de'cou verte brillante et origine des premières notions un peu précises que nous possédions sur la constitution de cet astre.

Les premiers travaux de M. Lockyer dont il soit fait mention dans les Recueils astronomiques anglais remontent à 1862. A cette époque, cet astronome était occupé,, dans sa résidence de Wimbleton, à dessiner les taches de Mars avec une lunette équatoriale de 6,^5 pouces d'otiverture et de 8,5o pieds de distance focale; son but était de découvrir s'il y avait, dans la figure des continents et des mers de Mars, d'autres changements que ceux qui doivent nécessairement provenir des saisons de la planète et de sa position relative par rapport à la Terre.

Mars avait été dessinée, la première fois, par CassiniP*", en 1670, ensuite par Maraldi, en 1704, 1717 et 17 19, puis par Béer et MUdler, en i83o et 1837, et enfin par le R. P. Secchi, en i858. Ces difierents dessins ne concordaient pas parfaitement entre eux ; mais cette discordance ne pouvait être invoquée comme une preuve certaine de changements survenus dans la planète, à cause des doutes légitimes que l'on pouvait avoir sur l'exactitude des dessins les plus anciens et aussi parce que les positions relatives de Mars et de la Terre n'étaient point les mêmes aux différentes époques. En 1862, au contraire, ces conditions étaient les mêmes qu'en i83o, en sorte que les dessins devaient être comparables à ceux de Béer et de Miidler.

M. Lockyer trouva, par un examen attentif, qu'il n'était survenu à la surface de Mars aucun changement notable, et que les différences observées par les divers astronomes pouvaient toutes être attribuées à des phéno-

mènes météorologiques ayant leur oiigine Jans la surreiistoii (1l-s siiijona.

En nii'iiie teHi|is qu'il se livrait à l'observation de* j)lnn^-tes et des mouvtmcuts ilc leurs satellites, l'.ittcntion de

le

M. Lockyer était [lortce sur l'aspect physique du Soleil, mais sans que cette étude le conduisît alors à des résultats bien saillants.

Lepriiblètne qu'il avait abordé, la cause de la forma-

lion ries taches, était d'ailleurs des plus difficiles et, aujourd'hui encore, il est loin d'être résolu d'une manière tout à fait satisfaisanie. Notons cependant que, dès i865, l'usti'onome anglais admettait que la masse du Soleil était

FiB- »4-

tout entière gazeuse, que les taches étaient produites par des courants gazeux dirigés vers le centre du Soleil et soupçonnait que le spectroscope devait pouvoir montrer en tout tem]>s les protubérances sur le bord du Soleil.

Les éclipses totales de Soleil de 1842, i856 et 1860 avaient commencé à faire connaître avec assez d*exactitude ces saillies de forme irréguliere (jui ap]>araissaient sur le bord obscur de l'astre au momc^nt de la totalité, et que Ton appelle àii^ protubérances {Jtg. 23 et 24); on avait sinon la preuve matérielle, du moins la certitude morale que ces montagnes rosées appartenaient au Soleil et étaient une dépendance de sa surface. Dans nombre d'écrits, on les comparait à des flammes, et la plupart des astronomes, MM. Swan et Steward, Stoney, Lockyer, avaient la conviction que ces corps étaient des flammes ayant une existence réelle et constante sur le Soleil ; par conséquent, il devait être possible de trouver un procédé qui les montrât constamment sur les bords de cet astre, sans attendre la circonstance exceptionnelle d'une (îclipse totale.

M. Lockyer surtout avait épousé cette idée avec ardeur et essayé bien des fois, malheureusement sans succès, d'arriver à la vision de ces flammes roses. La présence des protubérances en un point déterminé du bord solaire devant nécessairement produire une altération dans le spectre de la lumière émise par ce point, il avait vainement, dès 1866, et à l'aide d'un spectroscope à faible dispersion, essayé de voir les i)rotubérances. Pensant que son insuccès pouvait être attribué à la faiblesse de son instrument, il sollicita et obtint, en 1867, de la Société royale, la somme indispensable à la construction d'un spectroscope à plusieurs prismes irès-dispersifs. Diverses circonstances ayant retardé la fabrication de cet appareil, il ne fut prêt qu'à la fin d'octobre 1868, à Pépoque 011 parvenait en Angleterre le résumé des résultats spectroscopiques obtenus, pendant l'éclipsé totale du 19 août

1868, par rexpëdition française de la presqu'île de Malacca. Armé de son nouvel instrument, M. Lockyer réussit immédiatement (i) à voir sur le bord du Soleil le spectre des protubérances.

L'astronome de Hampstead était dès lors en possession d'une nouvelle méthode d'observation, et l'on sait tout le riche parti qu'il en a tiré.

C'est d'abord la mesure exacte de la réfrangibilité des lignes du spectre des protubérances, détermination qui a permis de démontrer qu'elles étaient formées de jets d'hydrogène incandescent entraînant des vapeurs de magnésium, de sodium, de nickel, de fer..., et enfin une substance encore inconnue, caractérisée par une ligne jaune très-brillante , que les astronomes anglais ont nommée V hélium. C'est ensuite la mesure de la vitesse de ces courants gazeux, par le changement de réfrangibilité que produit leur mouvement; mais ici il y aurait peut-étre quelques réserves à faire sur les chiffres obtenus par M.. Lockyer. Enfin nous devons encore à MM. Lockyer et Frankland une détermination approchée de la pression de la couche gazeuse dans laquelle flottent les protubérances. Notons encore que, en élargissant la fente du spectroscope, on peut voir les protubérances avec leurs formes si variables [fig. 7.S et 26) et leurs transformations si rapides.

(i) On sait que, pendant robscurité totale, M. Janssen, qui observait à Guntoor, « fut frappé du vif éclat des raies protubé- » rantielles : la pensée lui vint aussitôt qu'il serait possible de » les voir en dehors des éclipses, » conjecture qu'il fut assez heureux pour vérifier le lendemain, 20 août, à la première éclaircie qui suivit Téclipse, découvrant ainsi une méthode remarquable pour l'étude des protubérances solaires.

Mais tout récemment, en 187a, M. Lockyer et M. Seabroke, son collaborateur actuel, sont allés beaucoup plus loin encore; ils ont réellement réussi h produire à volonté des éclipses artificielles de S:)leil. Leur procédé est des plus simples: en «ivant du foyer principal de l'objectif de la lunette, on place une lentille convexe qui raccourcit le foyer et cpii, suivant s<*s positions par rapport à Tobjcctif, réduit le diamètre de Tirnage du Soleil d'une quantité variable ; cette seconde lentille peut d(mc servir à corriger les variations du diamètre apparent de Tastre et à donner à son image un diamètre constant toujours égal à celui d'une plaque circulaire de cuivre sur laquelle on fait tomber Timage et qui remplace ici le disque de la Lune. En faisant varier convenablement la position de la lentille convexe, cm arrive à donner à Timage du Soleil un diamètre au plus égal à celui de la plaque de cuivre ; on se trouve alors dans les conditions d'une éclipse totale, et la clironDsphère déborde seule sur le diaphragme. L'image de cette chromosplière est alors projetée sur le plan de la fente d'un spectroscope et y forme un trait circulaire que Ton regarde à travers un système de larges prismes. La lumière de la chromosphère n'étant décomposable par les prismes qu'en un petit nombre de rayons, on en obtient une série d'images rouges, bleues..., qui peuvent être examinées à la loupe ou photographiées.

Par ce procédé, que MM. Lockyer et Seabroke perfectionnent encore aujourd'hui, ces deux savants ont pu, en décembre 1872, obtenir plusieurs dessins de l'atmosphère solaire avec toutes ses protubérances.

obse&yatoire de h. newall (cateshead, p&ks

newgastle).

Pour son grand télescope, le Léviathany lord Rosse avait préfère les miroirs aux objectifs, à cause des diffîctdtës que ])résentc la fabrication de ces derniers. La construction d\in objectif de grande dimension est-elle donc impossible? C'était une œuvre à entreprendre, car les réfracteurs sont d'un maniement plus commode et d'une stabilité plus grande que les réflecteurs; par ses difficultés mêmes, cette entreprise tenta un riche négociant anglais, M. Newall, de Gateshead (i). Au mois de septembre i863, il commanda à M. Cooke, d*York, constructeur, qui venait de se signaler par le grand cercle méridien transj)ortablc de 5 pieds de foyer qu'il avait livré au Great trigonometrical Sinvey of Indiay un gigantesque équatorial (fig»^']), dont l'objectif aurait aS pouces (o"',63) d'ouverture et 29 pieds (8*", 94) de foyer. Le plus grand équatorial alors connu avait au plus i5 pouces français (o'",40 d'ouverture.

Dans quelques années nous aurons sans doute, en France, une lunette éqiiatoriale plus gigantesque encore. En effet, depuis i855, l'Observatoire possède un disque

(1) M. Newall est lo propriclaire de l'usine de c&bles sous-marins et de cordons métalliques la plus importante du monde entier, (iatcshoad est situé au nord de l'Angleterre, près de Newc!ustle, dans le Norlhumberland.

"" '"ObserviiK,;,

Celle-ci est montée ii la manière allemande {fig* 27), à rextrémité d'un axe perpendiculaire sur un second, parallèle à Taxe du monde et auquel il est fixé. Une colonne de fer de 9 mètres de haut et de i*",6o de diamètre forme le pied de l'instrument ; un mouvement d'horlogerie, à échappement de pendule, d'une uniformité remarquable, entraîne tout l'appareil , dont le poids total est de 9144 ^î~ logrammes , pour lui faire suivre le mouvement diurne du ciel.

Les graduations du cercle horaire et du cercle de déclinaison, ainsi que le champ et les fils du micromètre, sont éclairées par des tubes de Geissler ; les lectures se font à l'aide de microscopes micromctriques.

Un cercle méridien de 7 pouces d'ouverture, et par suite de dimensions à peu près égales à celles du grand cercle méridien de Greenwich (celui-ci a 8 pouces), accompagne l'équatorial.

Équatorial et cercle méridien ont été envoyés à Gatesliead, dans la résidence de M. Newall, mais ils n'y doivent pas rester ; le ciel toujours un peu brumeux d'Angleterre ne i)crnictlrait pas d'utiliser toute la puissance optique de l'instrument. M. Newall destine ces beaux appareils à l'île de INÏadère, où ils seront confiés à M. }Iarth, si expérimenté dans l'usage des grands instruments par l'assistance qu'il a donnée à M. Lassell pendant son séjour dans l'île de Malte. Actuellement, ils sont encore en Angleterre et M. INIurth les emploie à dresser la carte d'une portion de la voie lactée*

OBSERVATOl&E DU COLLÈGE DE STONTHURST (sTONTHURSt).

Stonyhurst est un hameau, à a8 kilomètres sud-est de Lancastre dans la partie occidentale de la côte d'Angleterre, où la société de Jésus a fondé, il y a de longues années, un collège devenu très -célèbre. Stonyhurst a l'avantage d'avoir un horizon bien défini et complètement libre, tout aussi bien au nord qu'au sud; le climat y est d'ailleurs relativement beau et le voisinage de la mer y assure la transparence de l'atmosphère. Aussi, dès i838, les Pères Jésuites établirent-ils, sur un petit monticule, au centre du parc du collège , un Observatoire destiné aux observations astronomiques et météorologiques.

Le bâtiment se compose d'une, tour octogonale de 7 pieds de diamètre, flanquée de quatre salles rectangulaires de 10 pieds de longueur sur 8 de largeur, dirigées vers les quatre points cardinaux. La tour centrale est surmontée d'un dôme qui abrite une lunette équatoriale dont l'objectif a 4 pouces d'ouverture libre et 5 pieds 6 pouces de distance focale. La salle orientale contient un cercle méridien de a pieds 6 pouces de distance focale, et la salle occidentale une lunette méridienne dont l'objectif a 3 pouces d'ouverture et 3 pieds 6 pouces de distance focale. Tous ces instruments sont de Jones. L'établissement possède en outre deux pendules sidérales.

Pendant longtemps l'Observatoire astronomique de Stonyhurst, malgré les ressources dont il disposait, resta improductif et servit seulement à l'instruction ou à l'agrément

di'S Pères J<»suîte8; rcpc^ndant, en 1848, le R. P. Alfred \\vU\ y obscn'u les taches solaires, mais il faut attendre i85(> pour r]ue la )M)sition ^mgraphiqiie de l*Observatoirc Hoit dc'tcrminée. Lii mesure de la Icmgitude a été Êiite par le R. V. Weld et M. nartiiup, à Taide du transport d*une série de chronomètres de Stonyhurst à TObservatoire de Liverpool ; la latitude a été déterminée directement par des observations d*étoiles circumpolaires.

£n 1867, rObservatoire reçut un accroissement considérable. Les directeurs du collège firent l'acquisition d'un équatorial de 3 pouces d'ouverture, qui avait appartenu à M. Peters, et construisirent pour le recevoir un nouvel Observatoire qui fut bâti à environ 70 mètres (75 yards) de rancieu. Il comprend, outre le dôme central de Téquatoria] , une salle méridienne de 10 pieds carrés, contenant le cercle méridien dont nous avons parlé plus haut, et une chambre noire de 10 pieds sur 12, consacrée aux études de spectroscopie sidérale. Dans ce but, réquatorial a été muni d'un spectroscope à vision directe par M. Browning lui-même, et six prismes achetés chez lioflmann, à Paris, ont été confiés à MM. Troughton ctSimms pour qu'ils fassent un second spectroscope. Enfin les deux Observatoires ont été reliés l'un à l'autre par un fil télégraphique.

Les instruments ne restèrent d'ailleurs plus inoccupés, et Ton fit à Stonyhurst un grand nombre d'observations physiques de la surface de la Lune, des mesures de diamètre de planètes, des observations de comètes et des mesures microniétriques d'étoiles doubles. Quant aux observations météorologiques, elles avaient été faites avec beaucouj) de soin et d'une façon continue depuis la fon-

dation de TObservatoire avec des instruments soigneusement comparés *\ ceux de Rew et de Greenwich.

En 1867, Stonyhurst, ayant été choisi par le Board of Trade comme une des trois stations météorologiques d'Angleterre , reçut une collection complète d'instruments météorologiques enregistreurs, thermomètres, baromètres et anémomètres. Comme à Glasgow, les observations ont été commencées le i*' janvier 1868 et les résultats sont transmis à l'Observatoire de Kew.

L'Observatoire de Stonyhurst fait en outre,' depuis neuf ans, des observations magnétiques régiilières, qui sont ensuite réduites pour obtenir les inégalités annuelles. Le service magnétique est actuellement le plus complet de rétablissement et l'Observatoire magnétique forme un bâtiment spécial construit dans une portion retirée du parc du collège.

Lorsque le collège eut reçu, en 1867, de la Société royale, des instruments magnétiques enregistreurs, on ajouta à l'ancien Observatoire magnétique deux salles souterraines : l'une qui contient les piliers des trois magnétographes et ceux des deux lunettes d'observations , l'autre est la chambre noire destinée à l'inscription photographique des observations.

Depuis le i®' janvier 1868, la déclinaison, les deux composantes horizontale et verticale de l'intensité du magnétisme terrestre s'inscrivent photographiquement d'une façon continue.

Toutes ces observations sont transmises à l'Observatoire central de Kew.

Enfin, en 1870, l'Observatoire du collège de Stonyhurst se lança plus résolument encore dans les études d'Astronô-

mie physique. Un nouveau spectroscope, construit sur le modèle de celui de M. Huggins {fig, i4)t arriva des ateliers de M. Simms et fut adaptd à un télescope de Cassegrain monté aluizimutalemcnt ; on même temps, une grande cave voisine de la salle équatorialc fut disposée pour servir de chambre des piles, afin de permettre la comparaison des spectres des astres aux spectres des différents métaux sans que les instruments soient le moins du monde soumis aux vapeurs acides.

De plus, tout en continuant à faire servir Téquatorial à des mesures d*étoiles doubles et à Tétude des protubérances soLiiresy on lui a adapté, en 1871, un appareil photographique qui permet d*obtenir une série pour ainsi dire continue de photographies du Soleil, et qui rend ainsi visibles et conserve tous les groupes de taches apparus et tous les changements auxquels ils ont été soumis.

Ajoutons enfin que chaque année le collège de Stonyhurst envoie sur le continent un certain nombre de ses professeurs, cliargés de faire une espèce de géodésie \ni\^\\éûc[\io [niagnetic SuTvef)^ une sorte de relevé magnétique d*une contrée déterminée. Cest ainsi qu'ont été étudiées d'abord les côtes occidentales de la France et, Tan dernier, la Belgique tout entière.

OBSERVATOIRE DK l'kCOLE DE RUGBY ( RUGBY )• '

Cet Observatoire a été fondé tout récemment, en 187?., a la mémoire de Tévéque actuel d'Exeter, dernier chef supérieur de l'école de Rugby.

L'Observatoire de Rugby est bien plutôt une sorte d'annexé complémentaire de Tëcole , une sorte de laboratoire astronomique, où les étudiants peuvent compléter leurs études théoriques, qu'un Observatoire véritable. Il se compose actuellement de deux salles d'observations : Tune qui contient un équatorial de 8,^5 pouces d'ouverture, construit par Al van Clark, et un télescope réflecteur de 12 pouces, sortant des ateliers de M. With ; l'autre est une chambre noire pour les observations spectroscopiques.

MM. Wilson et Seabroke, professeurs à l'école de Rugby, dirigent les travaux de ce petit établissement et surveillent l'éducation astronomique des étudiants. Ils font, en outre, un certain nombre d'observations : ainsi M. Seabroke étudie régulièrement le spectre des protubérances solaires, et en cqmpare les raies avec celles que donne la flamme de l'hydrogène ou de l'azote à différentes pressions, et, de concert avec M. Wilson, il fait un grand nombre de mesures d'étoiles doubles.

Nous avons parlé de cet Observatoire, malgré son peu d'importance actuelle , pour montrer combien il est facile de créer un établissement utile avec de faibles ressources ; en France, bien certainement, nombre de Facultés pourraient suivre cet exemple , et préparer le recrutement, si difficile aujourd'hui, de notre personnel astronomique.

OBSERVATOIRE DU COLLEGE DE DOWNSEDE ( PRÈS BATh).

Cet établissement, que les directeurs de Downsede College avaient enrichi peu à peu, et qui, comme l'Observa-

toire de Rugby, servait surtout à rinstruction des élèves, a été ontiùremciit drtruit par le feu le «il janvier 1867. II possédait un télescope, monté équatorialement, de i4i5 pouces d'ouverture, un cercle méridien de dimensions moyennes et plusieurs autres instruments moins considérables ; l'ensemble des frais nécessités par l'achat de ces instruments se montait à 3ooo livres (75000 francs). Le collège de Downsede, quoique prospère, ne pourra peut-être pas avant quelques années recommencer des frais aussi considérables : sa vie astronomique subira donc probablement une interruption assez longue.

OBSERVATOIBE DE M. J.-G. RABGLAT (lEYTON, PRÈS LONDRBS).

L'Observatoire de Leyton appartient à M. Joseph. Gurney Barclay, Membre de la Société royale. Il est bâti sur la terrasse qui surmonte sa résidence de Leyton, comté d'Essfx^ à 6 milles environ au nord-est de la cité de Londres, par 5i°34'34'' de longitude nord et 0^,87 de longitude ouest. Il se compose de deux salles rectangulaires voisines Tune de l'autre.

L'une d'elles, surmontée par un dôme tournant, sert à abriter un équatorial. C'est un instrument de T. Cooke, d'York; l'objectif, de 10 pouces d'ouverture et 12 pieds de distance focale, donne des images d'une grande netteté ; il est muni d'un chercheur de 3 pouces d'ouverture et 3 pieds de longueur focale, qui montre les étoiles jusqu'à la 9" grandeur; et, disposition assez rare, mais qui présente certains avantages, la pendule d'observation sert de

mouvement d'horlogerie pour entraîner tout Tappareil quand il est nécessaire. Cet équatorial possède un micromètre à fils et un micromètre annulaire. C'est l'instrument important de l'Observatoire.

A côté de cette salle en est une autre plus petite renfermant un petit cercle méridien de MM. Troughton et Simms, de 4 pieds 4 pouces de distance focale et de 4 pouces d'ouverture.

Le premier observateur de Leyton fut M. Hcrmann Romberg, de Berlin, dont l'éducation astronomique avait été faite par Encke, et qui y resta depuis 1862 jusqu'en 1864. Il s'occupa surtout de la réobservation des étoiles doubles du Catalogue de Struve, des petites planètes et des comètes récemment découvertes, et les résultats de ses observations furent publiés en i865 aux frais de M. Barclay.

En 1864, M. Romberg quitta Leyton pour retourner à Berlin, où il venait d'être nommé assistant.

Sur la recommandation de M. Hind, M. Barclay prit pour lui succéder M. C.-G. Talmage, d'abord directeur de l'Observatoire de M. Coventry, à Londres, puis de celui de M. Bishop, à Twickenham, et qui s'était fait remarquer par une étude soignée du disque solaire.

M. Talmage abandonna complètement les petites planètes pour se consacrer entièrement à l'observation des étoiles doubles du Catalogue de Struve, à l'observation de nouvelles comètes et à l'étude suivie des phénomènes que présentent les satellites de Jupiter, sujet instamment recommandé par l'astronome royal. Ses observations, de i865 à 1869, ont été publiées aux frais de M. Barclay sous le titre : Leyton astronomical observations ^ 1865-1869.

OBSERVATOIRES DE LORD WROTTESLEY (bLAGUTXATB KT WROTTESLEY HALl).

Ne le 5 août 1 798, John Wrottesley fit ses études et prit SCS grades universitaires au collège d'Oxford. Mem» bre fondateur de la Société royale astronomique, il soutint sir James South et Francis Baily dans leur lutte en faveur d'une réforme du Nautical Almanac; portant d'ailleurs un vif intérêt à l'Astronomie pratique, il fonda, en 1829, un Observatoire à Blackneath, à un demi-mille environ de l'Observatoire royal de Greenwich (i).

Les constructions furent terminées en i83i, et, dans le printemps de l'année suivante, Wrottesley, assisté par M. Ilartnup, devenu depuis directeur de TObservatoire de Liverpool, commença les observations; il n'y avait alors à Blackneath qu'un petit instrument des passages, de Jones, de 5 pieds de distance focale et de 4 pouces d'ouverture, et une pendule de Hardy. Le programme des travaux possibles était donc tout tracé ; John Wrottesley choisit, dans le Catalogue de la Société royale astronomique (comprenant 2881 étoiles), 1 3 18 étoiles de 6* ou 7* grandeur, dans le but d'en déterminer les ascensions droites aussi exactement que possible. A cet effetj chacune

(1) Lord WroUesley utilisa cette proximité pour obtenir la différence de longitude entre son Observatoire et celui de Greenwich, en observant la chute du Time-Ball de l'Observatoire royal. Il trouva ainsi u",9i de longitude à l'est de Greenwich.

d'elles fut observée jusqu'à dix et douze fois, si bien que la formation du Catalogue nécessita 12007 observations. Le Catalogue de John Wrottesley, publié dans le volume X des Mémoires de la Société royale astronomique (i336), valut à son auteur la médaille d'or.

Ayant succédé à son père dans sa baronnie et devenu Lord d'Angleterre (i 84 1 ) , John Wrottesley résolut de transporter son Observatoire dans sa résidence de Wrottesley Hall; et, le 29 mars 1842, il en posa la première pierre. Outre l'instrument des passages de Blackneath, ce nouvel établissement devait posséder un équatorial de Dollond de 1 1 pieds de foyer et 8 pouces d'ouverture, pour les observations extra-méridiennes des planètes et des comètes.

Après avoir déterminé la position de son nouvel Observatoire et s'être exercé au maniement de ce bel instrument, lord Wrottesley voulut déterminer les parallaxes d'un certain nombre d'étoiles recommandées par William Herschel, et en particulier de 3i2 Èridan et gS Hercule. Il consacra six ans à ce travail (février 184 3 à octobre 1849); "^^^ ^^^ efforts ne furent pas couronnés de succès, et il ne réussit qu'à prouver l'excessive difficulté des recherches de ce genre.

Lord Wrottesley se remit alors aux observations méridiennes, et du 1®' janvier i85o au 24 décembre i853 il fit, avec son assistant Richard Philpott, les observations nécessaires à la formation d'un nouveau Catalogue de^ 1009 étoiles.

Lord Wrottesley retourne alors à l'équatorial, et cherche à déterminer les orbites d'un certain nombre d'étoiles doubles. Ce sujet difficile fut le dernier dont il s'occupa*

Les résultats qu'il obtint sont consignes dans le Catalogue qf the positions and distances q/SgS double stars ^ Tun de ses plus beaux travaux. En règle générale, dix mesures, soit en position, soit en distance, étaient faites chaque nuit sur le même objet ; les résultats obtenus pour chaque étoile, dans les différentes nuits, ont été pubUés à part, ainsi que la moyenne de toutes les mesures de la même année.

Lord Wrottesley mourut dans sa résidence le 27 octobre 1867, à Tâge de soixante-neuf ans. L'un de ses fils continue les traditions astronomiques de son père.

OBSEaVATOIRB DE M. BUGK.INOHAM (eAST DULWIGH, LONDON).

L'Observatoire de M. Buckingham, quoique de fondation récente (il ne date que de cinq ou six ans), est néannK)ins riche en beaux instruments. Outre une grande lunette dont l'objectif a 21 pouces d'ouverture, l'Observatoire de M. Buckingham possède un instrument méridien, de Troughton et Simms, dont la lunette a 3 pouces d'ouverture, un bon chronographe, une excellente pendule sidérale et un équatorial, de Secrétan, de 9 pouces d'ouverture, dont le mouvement d'horlogerie est dû l\ Foucault.

On fait plutôt, à East Dulwich, des observations physiques que des observations de mesures. On y observe avec soin l'aspect des différentes planètes, et la puissance de la grande lunette a permis de fournir, sur l'aspect que présentent les planètes Jupiter et Mars (fig» 3o, 3i et 32)

des renseignements fort curieux; de même, on examine avec soin la suiTuce du Soleil, les granules brillants en particulier [grains de riz, fig. 1 2 et 1 3}, et celle de la Lune.

Enfin, tout récemment, M. Buckingham a commencé une série de mesures d'étoiles doubles, qu'il se propose de continuer avec assiduité.

OBSEBVATOlnE I

., WORTHISQTOK (i ;S MAHCBESTEk

A l'origine, et pendant les quelques années qui ont suivi ai création, l'Obsei-vatoire de Crumi>sall-Hall ne servit

gain k M. Warthingtoo qu'à regarder lui-même et montrer & ses hAtes et à ses umis les objets remarquables du ciel : le seul instrument que possédait alors cet établis-

Mars. Hiver de rbcmisphùro nord.

sèment était une bonne lunette achromatique tic 70 pouces de foyer et 5 pouces d'ouverture, montée parut lactiquement. Cependant, en 184^, MM. Worthington et Baxendelt s'en servirent pour faire des observations curieuses sur lu variabilité de l'étoile X d'Hercule,

Vers i855, M, Worthington, ayant acquis un télescope nentonien de 1 3 pouces d'ouvertui'e , s'attacha plus partie uUèi'ement M. Baxendell ; et, dès lors, son Observatoire produisit une série de travaux utiles , quoique sans prétention. M. Baxendell, n'ayant à sa disposition aucun

instrument inëridien qui pftt lui donner le temps et tui permettre de faire des mesures absolues, se consacra à . ['étude des étoiles variables et à ia détermination de leurs

Mars, tté do l'héiiiisphèra nord.

éléments. C'est là, d'ailleurs, la tradition des La Caille, des Flaugergues, et de tous ceux qni ont voulu faire quelque chose d'utile avec de faibles ressources.

Depuis lors, M. Baxendell, tant à Crumpsall qu'à Cheetbara-Hill, mais toujours avec les mêmes instruments, a déterminé les éléments des étoiles variables : a d'Hercule, R du Lion, 3o d'Hercule, U des Gémeaux, R du Sagittaire, T de la Couronne, T du Serpent, T du Bouvier, S du Dauphin (il avait découvert la variabilité de ces trois étoiles en 1860). Ces observations, sans être très-

difficiles, exigent beaucoup d*uttention, do temps et de |)ersëvérance ; on s'en convaincra à Tinspection des chiffres suivants, qui donnent les durées moyennes des périodes d'éclat de certaines étoiles variables que M. Baxendell a étudiées :

R Sagittoire 70,88 jours.

a Herculo 88, 5o »

R Lion. 3ia,a3 »

T Serpent 3/|0,5o »

Depuis quelques années M. Baxendell, auquel les affaires laissent actuellement plus de loisir, a étendu le champ de ses observations ; et sans abandonner l'étude des étoiles variables, si importante au point de vue des théories futures sur la constitution de l'univers, il se livre à une série continue d'observations sur les taches solaires, observations destinées à contrôler et appuyer celles de M. R. Wolf à Zurich et de M. Warren de la Rue t\ Kew.

OBSERVATOIRE DE M. I. FLETCHEr(tARN-BANK, CUMBERLAlf d) .

Construit au commencement de 1848, l'Observatoire de M. Isaac Fletclier est un modèle d'établissement astronomique ayant en vue un objet déterminé et employant pour atteindre son but les moyens les plus simples.

Fondé pour l'observation d'un certain nombre de systèmes multiples, choisis dans le Cycle de l'amiral Smyth, l'Observatoire de Tarn-Bank se compose d'une tour octo-

gonale en pierre, de 18 pieds de hauteur et de i4 pieds de diamètre, recouverte par un dôme hémisphérique, protégeant un équatorialde Thomas Cooke, d'York, qui, malgré ses faibles dimensions, est d'une puissance optique remarquable.

L'objectif a 6 pieds de foyer et 4 pouces d'ouverture ; monté suivant le système adopté par DoUond, l'instrument est porté à l'extrémité d'un axe polaire de 9 pieds de long et équilibré à l'autre extrémité par un contrepoids convenable. Les cercles de déclinaison et d'ascension droite ont 20 pouces de diamètre et sont gradués sur argent; les lectures s'y font à l'aide de verniers qui donnent les deux secondes de temps et la demi-minute d'arc, approximation bien suffisante , puisqu'ici les cercles gradués ne doivent servir qu'à permettre à l'observateur de diriger aisément l'instrument vers un point déterminé du ciel. La lunette de l'équatorial est munie de sept oculaires négatifs, dont les grossissements varient depuis 45 jus.qu'à 3/ïo, auxquels on peut adjoindre deux lentilles augmentant le grossissement jusqu'à 4^^ ^t à 5oo ; elle possède, en outre, six oculaires positifs armés de micromètres à fils de précision graduée, et dont les grossissements varient de 4o à 420.

Avec cet équatorial, M. Fletcher sépare aisément les deux compagnons de t d'Oiion et l'étoile 36 d'Andromède, preuve que donnait sir J. Herschel de l'excellence de sa lunette achromatique de 7 pieds de foyer et 5 pouces d'ouverture,

M. Fletcher observa avec cet instrument jusqu'en 1864 : il détermina les orbites de s du Bouvier, 7 de la Vierge, 70 d'Ophiuchus, et fit un grand nombre de mesures micromé-

triques d*étoiles doubles, dont le Catalogue n*a pas encore été publie.

En 1864, réquatorial que nous venons de décrire a été remplacé par un instrument plus puissant de 12 pieds de foyer et de 10 pouces d'ouverture. C'est encore l'instrument dont on se sert à l'Observatoire de Tarn-Bank*

xvra.

OBSERVATOIRE DU GOLLtfOB d'eLT (eLt).

En 1861, le révérend W. Selwyn fit installer, au Collège d'Ely (petite ville de 5ooo à 6000 âmes, voisine de Cambridge), par le célèbre constructeur d'appareils photographiques Dallmeyer, et sur le plan de Théliographe de Kew, un instrument destiné à l'observation photographique du Soleil, qu'il appelle Héli autographe. Il consiste en une chambre photographique ïixée a un réfracteur de Dollond de 3 pouces d'ouverture; quoique beaucoup plus petit que l'instrument de Kew, cet appareil donne cependant de bonnes photographies du Soleil, de 4 pouces de diamètre.

Les observations du Collège d'Ely, régulières à l'origine et soutenues par un secours de 5o livres (laSo francs) de la Société royale, ont été interrompues à plusieurs reprises et peut-être le sont-elles encore aujourd'hui.

Cependant le révérend W. Selwyn observe encore de temps à autre, à Ely, quelques phénomènes astronomiques re marquables.

OBSERVATOIRE DE M. KNOTT (cUCKFIELD, WOODCROPT, COMT^.

DE SUSSEX, PRES LONDREs).

En 1861 , M. Knott installa, dans sa résidence de Woodcroft, près de Londres, un équatorial d*Alvan-Clark, dont Tobjectif a 9,4 pieds (2"*,8i) de foyer et 7,3 pouces (o"*,i8) d'ouverture. Cet instrument, remarquable par ses qualités optiques, avait servi à M. Dawes; M. Knott le fit munir d'une série de micromètres à fils de Dollond, et depuis i86i il l'emploie, à ses moments de loisir, à l'observation des étoiles variables et des systèmes stellaires multiples.

C'est ainsi qu'en 1861 et 1862 il fixait à i38,75 jours la période de l'étoile variable R du Renard ; qu'en i863 et 1864 ^^ observait u des Gémeaux, la curieuse étoile variable de M. Hind, dont plus tard (1868) il étudia le spectre avec grand soin ; qu'en 1 865 il déterminait le mouvement propre de p Lion , et observait l'étoile nébuleuse 45 H. IV des Gémeaux.

A partir de cette époque, M. Knott tourna surtout son attention vers les systèmes multiples, et étudia successivement le système binaire de S du Cygne que W. Herschel avait déjà observé en 1788 et dont le P. Secchi, en i856, et M. Hind, en i863, avaient repris l'observation, ceux de Ç d'Hercule et de ? de la Grande Ourse. Le second de ces systèmes, celui de Ç d'Hercule, offrit cette particularité intéressante que son compagnon, faible étoile de lo® à II® grandeur, formait son image à l'intérieur du premier

anneau brillant de Timage de Fétoile principale. La mesure de la distance dos deux étoiles permit donc de vérifier cxixirimentalcment les résultats théoriques donnés autrefois par M. Airy sur le rapport du diamètre de rimage d^une étoile à l'ouverture de la lunette qui la produit (i). La dificrence entre ces mesures et la théorie ne surpassa pas o*' , o 1 7 .

Ajoutons qu'en 1868 M. Knott découvrit un compagnon de 1 1* grandeur h l'étoile 7 de l'Aigle ; et qu'en 1866, peu après la découverte du compagnon de Sirius par Alvan- Clarck, il l'observa pendant quelques mois, et put même l'apercevoir encore en diaphragmant à 6,5 pouces (0'", 16) l'objectif de son équatorial.

OBSERVATOIRE DE M. W.-R. BIRT (CTNTHU-VILI.A, WALTBAMS TOWN, COMTÉ d'eSSEX).

Peu de teni[)s après la mort du docteur Lee, propriétaire de l'Observatoire d'Hartwell, M. W.-R. Birt établit à Cinthia- Villa un petit Observatoire où il put continuer ses observations sélénographiques et sa révision de la carte de Becr et Mœdler. Son installation est d'ailleurs des plus modestes; son seul instrument est un équatorial de 7,5 pouces (o'", 18) d'ouverture, monté à la façon anglaise, muni de quatre oculaires de grossissements différents

(1) Airy, Ondulatorjr Théorie of OpCics, p. 3o et suiv.

et de cercles de calage de 6 pouces (o"\i8) de diamètre; il lui a coûté 90 livres (225o fr.). Néanmoins les observations de M. Birt sont bonnes et utiles à consulter pour tous ceux qui s'occupent de sélénographie.

OBSERVATOIRES DE M. C. LESSOIT-P RINCE ET DU CAPITAINE WILLIAM NOBLE (UCKFIELD, FOREST-LOGE A MARESFIELd).

Ces deux Observatoires, situés tous deux aussi au voisinage de Londres, dans le comté de Sussex, ont été fondés à la même époque, en 1857, et ont servi à des travaux tout à fait analogues.

L'instrument principal du premier est un équatorial de TuUey, dont l'objectif a 12 pieds (3™,65) de foyer et 7 pouces (0°*, 18) d'ouverture; celui du second est moins puissant : c'est un équatorial de Ross de 5 pieds (i™,54) de foyer avec 4i2 pouces (o"*,i i) d'ouverture.

Depuis leur installation, ces deux équatoriaux ont servi surtout et à peu près régulièrement à observer les occultations par la Lune des étoiles et des planètes, ainsi que quelques éclipses solaires et lunaires et le passage de Mercure du 5 novembre 1868.

Les observations d'occultations de MM. Noble et Prince jouissent d'ailleurs en Angleterre d'une réputation d'exactitude méritée.

Nous devons encore mentionner, pour mémoire, l'établissement astronomique de M. C.-H. Weston (Endsleigh Observatory) à Lansdowne, près de la ville de Bath, qui

possède un télescope newtonien de 9 pouces d'ouverture, celui de M. E. - S. Lowe (Highfield House) près de Nottingham, et celui de M. Ed. Crossdley [Bemerside Obsen*atory) à Halifax (comté d'York) , qui possède un bel équatorial de Cook de 9,33 pouces (o™,24) ; établissements que leurs possesseurs gratifient du nom d'Observatoires, mais dont les instruments servent à répandre le goût de l'étude du ciel plutôt qu'à des observations précises.

En outre, quelques autres Observatoires, quoique en non-activité aujourd'hui, ont une histoire assez intéressante pour que nous croyions devoir en dire quelques mots.

xxn.

OBSEEVATOIRB DE J. DEEW (SOUTKàXPTOM )•

John Drew entra de bonne heure dans la carrière de l'enseignement. Vers l'âge de vingt ans, nous le trouvons à la tête d'un pensionnat de Southampton, qu'il sut gérer avec sagesse et habileté jusqu'à l'âge de quarante-deux ans. C'est dans le jardin de ce pensionnat qu'en 1847 ^^ érigea son Observatoire, dont nous dirons quelques mots, surtout pour montrer avec quelles faibles ressources on peut créer un Observatoire capable de rendre à la science certains services.

Cet établissement se compose de deux chambres : la salle de l'équatorial et la salle méridienne ; la première, en forme de dodécagone, a 9 pieds de diamètre; la seconde est un rectangle de 7 pieds de long sur 6 de large.

L'éqoatorial a été fait avec une bonne luneile de Dol-

lond, de 5 pieds de fuyer, achetée au R. E. Dewdney, de

Porisea, que Ton a montée sur un axe polaire et munie

des cercles ordinaires de lecture.

Amas du Verseau.

Dans k salle mëridienne est établi u passages, de Jones, dont la lunette a une distance focale de 4 pieds et dont l'installation a été dirigée par le célèbre constructeur de Londres, Sheepsanks. Celui-ci, iivec son habileté ordinaire, est parvenu à le monter dans

une siillc reUtivcmciil très-petite et fuite îi l'origine pour un tout petit teixlc aslruiioitiique. *

A ces deux instrument!) est jointe une pendule de Beanfoy, confiée h M. Drew jnii' la Siiciétc royule.

Les ilépenses ncccssîtces [>ai' la construction des bâtinientti de cet Observatoirii se sont élevées à la somme de 5o livres (ii5o francs); si l'on ajoute à cette somme i5o livres (3750 francs) pour IViiiwtorial, i5o livres (S^Sa francs j pour ritistrumenl méridien et lao livres

(aSoo francs) pour la pendule, on trouvera pour l'ensemble des frais nécessaires à la fondation d'un pareil Observatoire, outillé néanmoins pour faire de bonnes et utiles observations, la somme totale de quatre cent cinquante (45o) livres, soit onze mille deux cent cinquante (i 1 25o) francs.

Dans cet Observatoire, M. Drew a fait, jusqu'en 1857, une série d'observations physiques des planètes de la Lune, d'amas d'étoiles {fig. 33 et 34) et de nébuleuses, dont il a publié les résultats dans des dessins formant im Atlas très-complet et fort utile.

M. Drew est mort à Surbiton, comté de Surrey, le 17 décembre 1857.

OBSEaVATOIBE DE BICHARD HODGSON (cLAYBUR&Y,

HAWKWOOK.)

Né à Londres en i8o3, Richard Hodgson fit son éducation à Hewes. U passa ensuite quelque temps dans une maison de banque de Lombard Street, et devint peu après principal associé de la maison Hodgson et Graves, éditeurs.

En 1841, Hodgson quittait les affaires pour consacrer tout son temps à des recherches scientifiques.

L'art du daguerréotype était alors en enfance ; Hodgson s'en occupa longtemps et apporta quelques perfectionnements aux procédés primitifs; mais, en i852, ses goûts ayant changé , il résolut de se livrer entièrement aux études astronomiques.

Dans ce but, il fit installer dans sa résidence de Clay-

burry» près de Londres, une lunette de 7 pieds de foyer avec 6 pouces d'ouverture, montée équatorialement et munie d'un mouvement d'horlogerie. L'anndc suivante, cet instrument fut transporté à peu de distance de là, à Hawkwook, et on lui adjoignit un cercle méridien dont la lunette a 4 pouces d'ouverture et 5 pieds de foyer, un instrument des passages de 3 pieds de foyer avec 2,5 pouces d'ouverture et un spectroscope d'Hoffmann (de Paris).

Richard Ilodgson commença alors ses observations, qu'il continua sans interruption jusqu^à sa mort. Il fut, en particulier, l'un des observateurs les plus assidus des taches solaires, les suivant avec le plus grand soin et conservant le souvenir de leurs différentes transformations dans des dessins qui ont été fort justement remarques.

La plus remarquable de ses observations est celle de l'éruption de la grande tache du 1*' septembre iSSg, éruption qui fut observée aussi par M. Carrington, à Redhill. Une perturbation magnétique s'étant produite en même temps à Grecnwich, l'observatum d'ilodgson est souvent cilc'e par ceux qui croient à une relation directe entre les taches solaires et le magnétisme de notre globe.

Richard Hodgson est mort le 4 niai 1872; son Observatoire est actuellement inoccupé.

OBSERVATOIRE DK SNOW (ASHURSt),

Fils aîné d'un banquier de Cambridge, Robert Sno-it Commença ses études à Eton, et les continua à l'Uni ver-

site de Cambridge. De bonne heure, les choses de TAstro* nomie exercèrent sur lui une grande attraction.

Ainsi, dans son Ouvrage « Memoranda of a tour on the continent », qu'il publia à l'âge de vingt-cinq ans, il entre dans des détails remarquables d'exactitude et de poésie sur Féclipse totale qu'il avait observée en Suède quelques années auparavant.

Peu après son retour en Angleterre, il construisit dans sa propriété d'AshUrst un petit Observatoire où il observa lui-même jusqu'à sa mort avec assez d'assiduité.

L'instrument principal de son Observatoire était une petite lunette des passages de 20 pouces de foyer; il se borna donc aux observations de temps. On a de lui trois Catalogues d'ascensions droites, comprenant, le premier 76 étoiles, le deuxième 55 et le troisième I25, quelques observations de comètes et d'étoiles variables, et surtout un grand nombre d'observations d'occultations d'étoiles.

OBSERVATOIKB DE M. S.- G. WHITBREAD ( GAUDINOTON,