CHAPITRE VIIL

OBSERVATOIRE DU GÂPITOLE.

Lorsqu'en 1824 les PP. jésuites rentrèrent au Collège Romain par les ordres de Léon XII, celui-ci voulait conserver à robservatoire G. Calandrelli ; mais ce dernier crut devoir suivre ses élèves et se retirer en même temps qu'eux. Le pape cependant eût été désireux de le voir continuer à s'occuper d'Astronomie et lorsque^ peu de temps après, il augmenta le nombre des chaires de l'Université de Rome, il eut soin de créer dans cette dernière une chaire d'Optique et d'Astronomie qui devant avoir à côté d'elle un Observatoire, était destinée à Calandrelli ou à Conti ; en même temps ils furent tous les deux invités à chercha dans Rome un emplacement propre à la construction d'un second Observatoire astronomique.

Calandrelli, qui s'était établi à Saint-Apollinaire avec quelques instruments, mourut bientôt après (1827), et Conti resta seul chargé de préparer les plans du nouvel établissement, qu'il désirait placer dans les bâtiments de

Saint-Apollinaire même. Les devis allaient être présentés au pape lorsque survint sa mort, et tous les projets Airent par cela même ajournés d'abord, abandonnés ensuite.

A la même époque Feliciano Scarpellini, professeur de Physique, venait d'obtenir la permission d'habiter dans le palais sénatorial du Capitole et de transporter auprès de lui sa nombreuse collection d'instruments de Physique et aussi d'Astronomie ( ' ) ; pour placer utilement quelquesuns de ces dernier^, le gouvernement fit même construire sur la terrasse de la tour occidentale du Capitole une sorte de cabinet qui ne tarda pas à prendre le nom d' Observa^ toire du professeur ScarpellinL Cette chambre contenait : un quadrant mural de o'", 98 de rayon, divisé de 3 en 3 minutes et pourvu d'une lunette à objectif non achromatique ; un modèle en bois d'un instrument des passages ; un excellent cercle répétiteur de Reichenbach, ayant o"^, 33 de diamètre ; une lunette parallactique de o™, o58 d'ouverture portée sur un pied en bois*; un télescope donné à • l'Académie des Lincei par le prince Torlonia et quelques appareils de moindre importance. Ces instruments étaient plutôt propres à servir à des démonstrations de cours qu'à des mesures véritables ; cependant Scarpellini observa plus tard avec l'un d'eux, l'équatorial, l'occultation de a du Taureau par la Lune (19 mars i85o) et quelques éclipses de Lune ou de Soleil, comme pouvait le faire un physicien qui n'avait aucune instruction astronomique.

( * ) Pontifico nuovo Osservatorio délia Romana Università. Notize storiche del prof. I. Calandrelli. {Àtti dell* Accademia dei Nuovi Lincei; anno VIT, p. 267.)

Obs» d'Italie, l3

Le cabinet de Physique du Capitule était cependant ouvert à tous ceux qui s'occupaient de sciences, et P. Calandrelli eut l'occasion de venir y observer la grande comète de 1843.

Ignace Galandrelli, né à Rome le 22 octobre 1 792, avait fait son éducation au Collège Romain, alors dirigé par des prêtres séculiers, puis avait été successivement coadjuteur de G. Calandrelliy de Conti et de Ricchebach à l'Observa* toire du Collège Romain, professeur* de Mathématiques au séminaire de Saint- Apollinaire (i8i4), professeur d'Optique à l'Université de Rome (i83g) : conservant le désir de se consacrer à l'étude de l'Astronomie, il crut trouver dans l'apparitioù de la comète de 1 843 l'occasion de faire créer au Capitole un Observatoire véritable, et, par ses démarches actives, il obtint, en effet, les sommes nécessaires à la construction d'une monture solide pour la machine parallactique et à l'achat d'une pendule. Le pape décida même qu'une dotation annuelle serait accordée au nouvel établissement.

Mais, sur ces entrefaites, le prince Orsini venait d'obtenir pour lui-même l'appartement qu'habitait Sc«arpellini et qu'il était nécessaire de traverser pour accéder à l'Observatoire, et la Commission des antiquités ne voulait pas tolérer l'existence, au-dessus du Capitole, de cabanes qui déparaient l'architecture du monument. I. Calandrelli, impuissant à vaincre les obstacles qui s'opposaient ainsi à la réalisation de ses vœux, demanda et obtint ( i845) d'être nommé professeur d'Optique et d'Astronomie à l'université de Bologne, qui possédait déjà un Observatoire célèbre où il espérait pouvoir travailler utilement et pour lequel il obtint un instrument méridien.

Les événements de 1848 ramenèrent à Rome I. CalandrelH, et Pie IX le nomma aussitôt membre ordinaire et astronome de l'Académie des Nuovi Lincei, en lui assurant un logement au Gapitole. Vers la fin de Tannée, le pape donnait les fonds nécessaires h Tachât d'un cercle méridien et à la construction d'un Observatoire sur la tour orientale du palais.

La masse principale du palais du Gapitole a été construite en 1 3go par Boniface IX sur les ruines de Tantique Tabularium romain ; dans la suite, d'autres pontifes Tembellirent et cherchèrent à en faire une citadelle redoutable en y ajoutant des tours. C'est ainsi que, de l447 ^ 1455, Nicolas V fit bâtir la tour orientale qui sert aujourd'hui de base à l'Observatoire et dont les murs, de 4 mètres d'épaisseur à la base, s'élèvent k 87"*, 81 audessus du sol de la place^ en formant à leur sommet un carré de près de 1 1 mètres de côté. C'est sur celte surface que sont disposés les cabinets astronomiques.

Les murs de la tour n'étant point d'ailleurs orientés suivant le méridien astronomique, il devint nécessaire de construire dans le sens est-ouest, au-dessous de la voûte qui termine l'édifice, et s'appuyant directement sur les murs anciens, un solide arc de voûte sur lequel il serait possible de faire porter les piliers du cercle méridien. En outre, comme Tancienne chambre méridienne ne paraissait point assez grande, on ajouta à Test et à l'ouest deux cabinets semi-circulaires qui doublèrent presque sa surface et permirent de comprendre dans son intérieur, outre les colonnes du futur instrument méridien, un pilier surmonté d'une coupole tournante, destinée à recevoir le petit équatorîal.

Ces diverses constructions étaient à peine terminées que le cercle d'Ertel arrivait à Rome et se trouvait bientôt mis en place (mars i853). La lunette de cet appareil a o", og4 d'ouverture avec une distance focale de i", 32i . Les cercles gradues, au nombre de deux, ont o™, 3?. de rayon et portent une division de 2 en 2 minutes; les lectures s'y font au moyen de quatre microscopes portés par un cercle de fer, de ©",4^ ^^ rayon, et l'approximation peut être poussée jusqu'au centième de seconde. En outre, Fappa* reil est muni d*un cercle de calage le long duquel un vernier donne la minute. Le micromètre porte sept fils verticaux fixes, un fil d'ascension droite mobile et deux fils horizontaux fixes et très-voisins.

Les observations au cercle d'Ertel furent commonct^is par L Galandrelli dès i854, dans le but de déterminer la latitude de l'instrument. En 1752, Boscowich avait bien mesuré la latitude du Collège Romain avec un secteur zénithal, et cette opérati(m avait été reprise ensuite par G. Calandrelli ; mais ces observations, successivement réduites par divers astronomes, Oriani, Ricchebach, Calandrelli lui-même, s'étaient montrées assez discordantes pour laisser quelques doutes sur la latitude de Rome. D'ailleurs elles ne donnaient que la latitude du Collège Romain et non celle du Capitole, qu'il était indispensable de déterminer autrement que par une triangulation approchée entre les deux établissements. I. Calandrelli se mit donc à l'œuvre, et de nombreuses observations faites en 1854 et i855 sur a de la Lyre, 7 du Cygne, 7 d'Andromède, a du Cygne, il déduisit, pour latitude de son Observatoire, 4i°53'34'', 348.

L'exécution de ce travail avait amené I. Calandrelli

h chercher dans les catalogues, réputés les plus exacts, les positions des étoiles qu'il avait observées, et la comparaison de leurs coordonnées lui avait bien vite montré qu'il y avait encore, un siècle après la fondation de TAstronomie de précision, des incertitudes assez grandes, même sur la position des plus belles étoiles; il forma donc une liste de quelques étoiles qu'il se mit à observer d'une manière continue, dans le but d'obtenir à la fois leur situation très«exacte et la grandeur de leur mouvement propre. Le catalogue de ces étoiles fut publié en décembre 1 855 et suivi en 1 857 et en 1 863 de deux Mémoires sur leurs mouvements propres (*). L'astronome du Capitole s'y occupe en particulier de la variabilité des mouvements propres de Sirius et de Procyon, question déjà traitée par Bessel et par Struve.

Parmi les travaux de Calandrelli, qui remontent à l'époque de l'installation du cercle méridien, nous devons encore citer des recherches minutieuses sur les réfractions à une petite hauteur au-dessus de l'horizon.

Au Capitole les travaux théoriques alternaient d'ailleurs avec les observations, et Calandrelli s'est occupé avec succès du calcul des orbites d'un grand nombre de planètes (Égérie, Irène, Parthénppe, etc.) et de comètes (comète i855, ni; i858, V; 1862, 1, etc.).

( * ) I ** Sopra i movimenti proprii délie s telle {Atti dell * Accademia dei Nuovi Lincei, t. X);

a® Sul movimento proprio di Sirio ( yétti dell * Accademia dei Nuovi Lincei, t. XJ, XII et Xllî) ;

3" Nuovi ricerche sul moto proprio délie stelle {^Atti delV Acca^ demia dei Nuovi Lincei, t. XVf, p. 365 et 453).

Pour Tobservation de ces astres^ il manquait cependant un instrument indispensable, et dont il sollicitait sans cesse Tacquisition, un équatorial de grande dimension. Après bien des démarches, il fut enfin assez heureux pour Tobtenir (1860) de la générosité du marquis de Ferraioli et pour le placer dans une coupole hémisphérique indépendante, située au sud-ouest de la salle méridienne. L'instrument, sorti des ateliers de Merz, a une lunette de 4 7 pouces d'ouverture, montée, suivant la méthode ailemande, sur un pied en fonte, et se trouve pourvu d'un mouvement d'horlogerie à pendule conique.

Calandrelli n'eut pas d'ailleurs la satisfaction d'utiliser longtemps ce bel instrument; atteint d'une inaladie grave, il était, dès les premiers mois de i865, dans l'impossibilité de travailler utilement^ et il mourut au Capitole le 12 février 1866 (').

M. L. Respighi, astronomie à Bologne, et qui depuis plusieurs mois déjà remplaçait Calandrelli dans sa chaire, fut bientôt après élevé au poste de directeur de l'Observatoire du Capitole, auquel il a su imprimer une activité considérable.

Une des premières questions sur laquelle se. porta l'attention de M. Respighi fut une nouvelle détermination de la latitude ; il ne supposait pas que les observations de son regretté prédécesseur, soit au petit cercle répétiteur de Reichenbachy soit à l'instrument méridien de Starck, eussent été assez nombreuses pour éliminer complètement

( * ) M .Yolpicelli a publié, dans le tome XIX des Nuovi Lincei, une courte biographie de Calandrelli et la liste de ses principaux travaux.

les erreurs provenant d'une incertitude dans la déclinaison des étoiles, et, comme elles avaient toutes été faites directement, on pouvait craindre qu'elles ne fussent toutes entachées d'erreur par suite d'une flexion du tube de la lunette. Dans une longue série d'observations, qui s'étend à presque toute Tannée 1866, M. Respighi s'astreignit donc à observer soit directement, soit par réflexion sur le bain de mercure, un grand nombre d'étoiles situées symétriquement de part et d'autre du zénith ( * ).

De l'ensemble de toutes les observations il a conclu, pour latitude du cercle méridien duGapitole, 4i"53'33"55, quantité inférieure de o''',8o à celle trouvée par I. Calandrelli, mais qui coïncide d'une manière très-satisfaisante avec la latitude que l'on peut déduire trigonométriquement de celle de l'Observatoire du Collège Romain.

C'est à des préoccupations de même ordre qu'est due l'installation, en 1868, d'une lunette zénithale. M. Respighi avait déjà, pendant son séjour à Bologne, montré tous les avantages d'un instrument de cette espèce et préparé la construction de l'un d'eux. La lunette zénithale de l'Observatoire du Capitole sort des ateliers d'Ertel à Munich et se compose d'une lunette dont l'objectif a 0", 108 de diamètre avec une distance focale de i™,582. L'appareil est d'ailleurs monté sur deux piliers en marbre, à la manière d'une lunette méridienne ordinaire, et peut par suite servir à observer des passages d'étoiles ; cette disposition très-simple donne à l'instrument une grande stabilité et permet de le placer rigoureusement dans le

(*) Sulla latitudine dell* Osservatorio délia Romana Università sul Campidoglio {Atti deW Accademia dei Nuovi Lincei, anno 1867).

méridien. Entre les deux piliers a été pratiqué un puits de 2 1 mètres de profondeur, au fond duquel est disposé un bain de mercure à fond de cuivre; l'amalgamation qui en résulte est favorable à la stabilité de la surface et procure par suite des images stellaires très-calmes. Quant au micromètre, il se compose de treize fils fixes ^disposés symétriquement par rapport à l'axe de la lunette et de deux fils mobiles indépendants, tous perpendiculaires au plan méridien ; des observations préliminaires et répétées donnent les distances des fils fixes et la valeur du pas des deux vis micrométriques. Pour faire une observation, on cale alors l'instrument de manière à déterminer le nadir avec Tun des fils mobiles et à pointer en même temps Tétoile réfléchie avec l'autre fil mobile; pour obtenir la distance zénithale de l'astre, il ne reste alors qu'à mesurer la distance relative des deux fils mobiles ou plutôt à rapporter leur position à deux fils fixes voisins.

Cette lunette zénithale est aujourd'hui employée par M. Respighi à mesurer les déclinaisons des étoiles voisines du zénith de Rome; les résultats, d'une concordance remarquable, montrent en même temps tout le parti qu'on pourrait tirer d'un instrument analogue pour la détermination rapide des latitudes des sommets géodésiques au moyen d'étoiles d'une déclinaison bien connue et étudiée à loisir dans un observatoire stable.

Parmi les travaux de M. Respighi qui, commencés à Bologne, ont été poursuivis à Rome dès les premières années de son séjour dans cette ville, nous devons encore citer une série d'études sur la scintillation des étoiles. Il y a une soixantaine d'années, Arago rattachait les variations rapides d'intensité et de couleur que subit l'éclat

des étoiles à un phénomène d'interférence entre les rayons de rétoile qui arrivent à l'observateur après avoir acquis une certaine différence de marche par leur passage dans des couches d'air d'inégale densité; plus tard, en i852, M. Montigny précisait davantage la même explication par l'observation spectroscopique des bandes mobiles que présente l'image d'une étoile allongée par un prisme placé entre l'objectif et l'oculaire d'une lunette. Dans les premiers mois de 1868, M. C. Wolf, observant par un procédé peu différent de celui de M. Montigny, décrivait le phénomène du mouvement des zones obscures du spectre, étudiait leur inclinaison sur le plan de dispersion, inclinaison variable avec la position du spectroscope, et développait l'explication du phénomène à ^Paide de la théorie des interférences. Ces mêmes phénomènes ont été plus attentivement étudiés par M. Respighi dans une longue suite d'observations faites en 1868 et 1869 ( • ) et il a notamment ajouté aux observations de ses prédécesseurs la démonstration de ce fait remarquable que,'pour les étoiles situées à l'ouest, le mouvement des zones obscures a lieu du rouge au violet, tandis que, pour celles situées à l'est, le mouvement a lieu du violet au rouge, précisément en sens contraire du premier. Le savant astronome du Capitole pense d'ailleurs qu'un phénomène aussi régulier ne peut s'expliquer par la théorie des interférences et admet que la soustraction partielle de certains rayons du spectre est causée par la dispersion produite par les couches d'aii

(*) Atti delV Accademia dei Nuovi Lincei, 1868 et 1869, t. XX et XXI.

de plus ea plus denses que le mouTement de la Terre amène sur la trajecloire des rayons lumineux d'une étoile située à l'ouest. Pour les étoiles, situées à TEst, c'est le cas inverse qui se présente, et les variations de réfraction se produisant dans un sens différent, il en résulte un mouvement contraire des bandes obscures. L'explication complète du phénomène exigerait plusieurs pages, et je dois par conséquent renoncer à la tenter.

Les derniers et les plus importants travaux de M. Respighi sont relatifs à l'analyse spectrale des protubérances et à la constitution physique du Soleil; commencés à la fin de 1868, ils sont encore aujourd'hui une des princi* pales occupations de cet astronome, et je dois entrer à leur égard dans quelques détails.

On se souvient qu*à la suite de l'éclipsé totale de 1868 MM. Janssen et Lockyer montrèrent la possibilité de constater chaque jour l'existence des protubérances du bord solaire et que quelques mois après M. Zôllner, en employant une lunette de grandeur médiocre, fit voir que, pour ob* server la forme et les détails de ces flammes, il suffisait d'employer un spectroscope très-dispersif et de donner à sa fente une largeur convenable. Les astronomes s'emparèrent immédiatement du procédé et se mirent à Penvi à dessiner les protubérances et à étudier leur distribution sur le bord de notre grand luminaire. M. Respighi fut un des pre* miers à se lancer dans cette voie (octobre 1869) et le premier, je crois, à signaler que les protubérances se rencontraient le plus ordinairement à la latitude des taches solaires et qu'elles paraissaient en relation avec les facules, de sorte que les trois phénomènes ne seraient que les manifestations successives et diverses d'une même force.

L'observateur du Capitole adopte d'ailleurs l'idée que les protubérances ont toutes, quelle que soit leur forme, une origine éruptive, il dirait volontiers volcanique avec M. Zôllner, et que leurs apparences diverses résultent seulement d'un développement plus ou moins avancé ; il n'est pas rare en effet de voir dans une même journée une protubérance commencer par des jets très-brillants, prendre ensuite la forme d'un panache et puis, les parties inférieures étant retombées sur la photosphère, se transformer en un nuage isolé, sans relation apparente avec la masse solaire.

L'instrument employé par M. Respighi à l'étude des protubérances est son équatorial de 4 i pouces, sur lequel se monte un spectroscope à vision directe et à cinq prismes, construit par Hoffmann. Par suite delà dimension restreinte de la lunette équatoriale, la fente du spectroscope peut prendre une largeur assez grande pour contenir en entier la plupart des protubérances, et grâce à la grande dispersion du système des prismes, aii^si qu'au fort grossissement que supporte la lunette astronomique du spectroscope, les flammes solaires peuvent être étudiées dans leur entier sous une dimension apparente assez grande pour en montrer les principaux détails. La grandeur relative des principales parties de l'appareil du Capitole est donc très- favorable à l'étude de la distribution et de la forme générale des protubérances; aussi M. Respighi a-t-il pu signaler dès l'origine que la fréquence des protubérances présente un minimum à l'équateur avec deux maxima entre 20 et 3o degrés de latitude, sud ou nord, et deux nouveaux minima très-marqués aux pôles. Ces résultats ont été déduits de l'étude des profils du

bord solaire dessiné chaque jour où l'état du temps le permet ; mais ces mêmes dessins se prêtent encore à Texamen d'une autre question très-controversée entre les spectroscopistes italiens : les protubérances ont-elles, comme Ta annoncé le R. P. Secchi, une tendance à s'incliner vers les pôles ou vers Téquateur du Soleil ? Sontelles, par leur partie supérieure, entraînées dans des vents généraux analogues à nos alizés terrestres? M. Respighi trouve que les protubérances n'ont aucune tendance à s'incliner dans un sens plutôt que dans Tautre, et il n'est pas éloigné de penser que l'inclinaison, constatée par les astronomes du Collège Romain, tient en partie à la nécessité où ils sont d'observer les protubérances par tranches et non pas dans leur entier.

Pour ses études sur la scintillation et aussi pour ses recherches sur l'atmosphère solaire. M. Respîghi s'est parfois servi d'un autre procédé, celui qui avait été employé par Fraunhofer en 18149 6t qui consiste à placer un prisme devant l'objectif de la lunette équatoriale. Un prisme de cette sorte, d'un angle réfringent de 1 2 degrés, capable de couvrir toute la surface de l'objectif de Téquatorial du Gapitole, fut construit sur ses indications à la fin de 1868 par Merz et appliqué, vers la fin de cette même année, à l'observation des spectres stellaires qui devenaient ainsi très-brillants et d'une netteté tout à fait remarquable. Plus tard, lors de son voyage dans Tlndoustan ('), le savant directeur de l'Observatoire du Gapitole

(*) Osservazione delV eclisse totale del 12 décembre 1871 n Poodoocottah nelV Indostan {Atti del Acceidemia dei Nuovi Lincei del 3 inarzu 1872).

a appliqué ce même système à Tobservation de la Couronne de réclipse totale du 12 décembre 187 1 et constaté que les diverses images spectrales des protubérances n'étaient pas absolument identiques et que la raie brillante i474 ^^ Rirchhoff était particulière au spectre de la couronne.

Après avoir ainsi résumé d'une manière fort brève les travaux de M. Respighi sur les protubérances, je ne puis omettre de signaler ses idées sur la constitution physique du Soleil, idées qu'il a exposées en 1870 dans sa troisième Note sur les protubérances solaires ( '). Pour le directeur de l'Observatoire du Capitole, la masse centrale et gazeuse du Soleil, portée à une température très-élevée, est enveloppée et fortement comprimée par une couche liquide incandescente. L'opacité, le défaut de transparence et de diathermanéité de cette enveloppe empêchent le rayonnement lumineux ou calorifique de la masse interne; la surface de cette couche ou plutôt ses parties superficielles constituent la photosphère et sont par conséquent la source du rayonnement calorifique ou lumineux du Soleil.

Cette couche liquide est ensuite enveloppée d'une atmosphère d'hydrogène incandescent, d'une hauteur égale à quatre ou cinq fois le diamètre terrestre, dont les parties inférieures renferment différentes vapeurs métalliques. Cette atmosphère, la chromosphère, produit par son absorption élective les diverses raies noires du spectre. Enfin une dernière atmosphère moins dense et à une tempéra-

• (*) Suilc osservazioni spettroscopiche del hordo i délie protuheranze solari. Nota III {Atti dci JNuovi Lincei, sessione dcl 4 dicembre 1870.)

ture moins élevée formerait la couronne des éclipses totales.

Les taches enfin sont des sortes de scories nageant sur la couche liquide, et les protubérances sont des jets de gaz enflammés, qui s'échappent à travers des ouvertures accidentellement pratiquées dans la couche liquide.

La théorie de M. Respighi sur la constitution physique du Soleil est, on le voit, bien voisine de celle exposée par M. ZoUner dans les Mémoires de VAccLdémie de Munich, en février 1873; mais nous n'avons pas à la juger ici et nous ne devons pas rechercher si l'équilibre d'une enveloppe liquide, comme celle imaginée par l'Astronome romain , ne serait pas immédiatement rompu par l'existence même du jet volcanique des protubérances.

Les études sur la constitution physique du Soleil occupent d'ailleurs encore toutes les journées de M. Respighi, tandis que ses nuits sont consacrées aux recherches sur la scintillation et à l'observation méridienne d'étoiles, comprises entre la 1" et la 6*, qui sont ensuite employées par les officiers de l'état-major italien dans leurs opérations géodésiques.