OBSERVATOIRE DU COLLÈGE ROMAIN

La Compagnie de Jésus a, à toutes les périodes de son développement, compté parmi ses membres des astronomes théoriciens, des observateurs habiles, qu'elle en-* voyait dans tous les pays et sous tous les climats faire des observations utiles à la science, ou fonder des établissements astronomiques dont plusieurs ont eu un grand éclat ; la plupart du temps c'était à Rome, centre administratif de la Compagnie, qi^e ces savants avaient fait leurs études et s'étaient familiarisés avec le maniement des lunettes. Les bâtiments successifs du Collège Romain ont donc, depuis une époque éloignée, abrité des instruments astronomiques : c'est, en effet, au vieux Collège Romain que le P. Scheiner a recueilli les premiers matériaux de la Rosa Ursina; c'est dans la même maison, à l'ouest de l'Église actuelle de Saint-Ignace, que

Gottîgnez ( * ) a observé^ les taches de Jupiter et les apparences des comètes de 1664, i665 et 1668; c'est encore au même point qu'Asclepi ( ^ ) a composé ses Mémoires sur r aberration des étoiles et le mouvement des comètes. EnQn les salles actuelles du Musée Kircher ont été l'observatoire de Borgondi (') et l'une d'elles renferme encore une méridienne tracée par les PP. Maire et Boscowich, à l'époque où ce dernier mesura, dans les Etats de rÉglise, un arc de méridien de un degré.

Les cabinets dont on pouvait disposer, dans Tancienne maison du marquis de Tolfa, se prêtaient d'ailleurs mal aux observations, en sorte que tous les astronomes qui y avaient travaillé désiraient vivement l'agrandissement de l'Observatoire et sa translation dans une partie des bâtiments d'où la vue du ciel serait plus facile. Après bien des demandes successives, cet agrandissement fut enfin décidé par Benoît XIV, dans les premières années de son Pontificat, mais la mort de Borgondi, qui survint bientdt après, et les vicissitudes de l'Ordre des Jésuites créèrent des difiScultées que Boscowich chercha en vain à surmonter et qui retardèrent indéfiniment l'exécution des plans préparés pour la translation de l'Observatoire audessus du dôme de l'Église de Saint- Ignace.

Ce que les PP. de la Compagnie de Jésus n'avaient pu

(') Gottîgnez, né à Bruxelles en i63o, mort à Rome le 6 avril

(') Âs«lepi, né à Macer&ta le 16 avril 170G, mort à Rome le 21 juillet 1776,

(') Borgondi, né à Brescia le 18 octobre 1679, mort à Rome le i^^ mars 17/îf.

obtenir, G. Calandrelli fut assez heureux pour le voir réaliser, au moins en partie, et c'est lui que l'on doit considérer comme le fondateur de l'Observatoire actuel de la Via del Gesù.

G. Calandrelli, né à Zagarolo le 22 mai i 'j^q, fit suc> cessivement ses études au séminaire de Saint-Pierre-du- Vatican, puis à Albano. Ordonné prêtre en 1768, il fut bientôt après (1769] nommé professeur au collège de Magliano ; il y resta quatre ans, donnant à l'étude des Mathématiques tout le temps que pouvaient lui laisser libre ses devoirs de professeur. Appelé en 1778 au Collège Romain, que la suppression des Jésuites venait de faire passer sous la direction des prêtres séculiers, il se lia de la plus grande amitié avec le P. Jacquier, qui y enseignait le Calcul difierentiel et intégral, et lui succéda à sa mort (1788) dans la chaire d'Analyse pure; mais G. Calandrelli préférait les Mathématiques appliquées aux Mathématiques pures, et parmi les premières il préférait l'Astronomie, « qui donne l'idée la plus grande de la puissance du divin Créateur. »

Home cependant manquait d'un Observatoire digne de ce nom, et le jeune astronome n*avait autour de lui aucune des ressources indispensables à l'étude pratique de la science qu'il aimait; les premières années se passèrent donc en démarches de toute espèce. Enfin les instances pressantes de G. Calandrelli décidèrent le cardinal Zelada à ériger un petit Observatoire dans son propre palais et c'est là qu'il observa l'éclipsé de Soleil du 1 7 octobre 1 781 et le passage de Mercure du 4 ntwi 1 786. Ces premiers succès encouragèrent G. Calandrelli et l'affermirent dans sa résolution d'obtenir un Observatoire

digne de Rome. Pendant une année encore ses efforts furent vains et tout se borna à quelques dessins, à la rédaction de plusieurs projets, parfois adoptés, mais toujours inexécutés. En 1787 enfin, ses vœux furent couronnés de succès et Ton commença, à l'angle oriental de la façade du Collège, la construction d'une tour carrée, qui a servi d'Observatoire principal jusqu'en 1848.

L'exiguïté des ressources, qui avait obligé à écarter le projet de construction au-dessus de l'Église de Saint- Ignace,, empêcha également d'acquérir les instruments que G. Calandrelli aurait voulu voir placer dans l'Observatoire; pendant les premières années, il dut se contenter des quelques instruments acquis autrefois par le cardinal Zelada, et ses travaux ne commencèrent réellement que lorsqu'il finit par obtenir la libre disposition du secteur zénithal dont Boscowich s'était servi dans ses opérations géodésiques. Avec cet instrument, Calandrelli fit, de i8o-i à i8o3, une série d'observations de 32 étoiles zénithales, qui le conduisirent à une première détermination de la latitude de l'Observatoire.

Une circonstance fortuite vint heureusement fournir à G. Calandrelli l'occasion d'obtenir les ressources qui lui avaient manqué jusque-là. La grande éclipse du 1 1 février i8o4 préoccupait alors l'Europe, et Pie VII vint au Collège Romain pour l'observer ; vivement frappé du zèle des astronomes, le pape leur accorda les sommes indispensables pour les dépenses courantes, l'entretien de quelques élèves et l'achat des instruments les plus nécessaires, en particulier d'une lunette méridienne de i", 17 de distance focale qui, construite à Munich par Reichenbach, fut installée, en 181 3, dans un petit cabinet situé au pre-

mier étage de l'angle oriental du Collège; la grande épaisseur des murs de cette portion du bâtiment, la possibilité d'appuyer directement sur eux un solide arc de voûte, avaient fait préférer cet emplacement à ceux que Ton aurait pu trouver dans l'Observatoire lui-même.

Sans attendre que les instruments fussent au complet, Calandrellî déterminait la parallaxe de Wéga (1806), étudiait la comète de septembre 1807, s'occupait de la détermination des coefficients de la formule de réfraction de Laplace (1808] et de la formule barométrique du même auteur. L'âge même ne ralentissait pas son ardeur et, quoique forcé par sa santé à abandonner en 181 5 sa chaire de Mathématiques, il ne pouvait se résoudre à laisser à ses coadjuteurs le soin des observations, et il travaillait chaque nuit comme un jeune homme.

Parmi les assistants que G. Calandrelli introduisit successivement à l'Observatoire, deux surtout, A. Conti et G'. Ricchebach, sont restés célèbres par le concours dévoué qu'ils lui ont toujours prêté et par l'activité qu'ils ont déployée.

Andréa Conti, né en 1777, à Riofreddo (diocèse de Tivoli), vint à Rome dès son enfance, et, par les soins de l'un de ses oncles, il fut admis à suivre les cours du Collège Romain, où il eut pour professeur de Physique et de Mathématiques l'abbé Calandrelli. Ce dernier trouva en lui des dispositions remarquables et se lia avec son élève d'une amitié qui, chaque jour, devint plus vive. Conti, introduit à l'Observatoire avec le titre d'aide, se donna bientôt tout entier aux observations. Un de ses premiers soins fut de procéder, de 1807 à 18 12, à une nouvelle détermination de la latitude de l'Observatoire, en employant

un cercle multlplicatear de 19 pouces de diamètre, construit à Paris par Bellet, et la méthode des circumpolaires. Le résultat qu'il déduisit de ses mesures (4i**53' 54*^,32), sur a et p Petite Ourse, se trouva concorder avec celui qu'obtenait en même temps Oriani à Taîde d'un cercle de Reichenbach de 12 pouces de diamètre^et aussi avec celui que le secteur de Boscowich avait donné à G. Galandrelli.

A la même époque, Conti calculait Téclipse de Soleil de ]8o4i l'orbite de la comète de 1807, une Table des parallaxes de hauteur et de longitude, puis les éclipses de 181 1 et 1816, l'orbite de la comète de 181 1; il s'occupait enfin des observations de Jupiter et d'Uranus, dans le but de corriger les Tables de ces planètes données par Bouvard et par Oriani.

Cette série de recherches était à peine terminée, que la lunette méridienne, commaiodée à Reichenbach par les soins de Delambre, arrivait de Munich à Rome (181 3); mais malheureusement on n'avait aucun local convenable pour la placer, et il fiillut attendre pour l'utiliser que Pie Vn donnât (181 5) les fonds nécessaires à la construction d'un cabinet spécial, situé à l'est de l'ancien Observatoire (181 8). Les soins de cette installation, l'étude de l'instrument lui-même, absorbèrent les dernières années du séjour de Conti au Collège Romain, et, au moment où il allait pouvoir commencer les observations, des événements politiques le forcèrent à quitter ( 1824) l'établissement témoin de ses travaux. Depuis cette époque jusqu'à sa mort, survenue le 12 février 1840, Conti parait ne plus s'être occupé d'Astronomie, et l'on ne retrouve de lui qu'un seul ouvrage : Posizioni geograficke dei principali luoghi

di Roma e di suoi contomr, sorte de plan géodësîque de la ville, publié Tannée même de sa retraite et dont il avait réuni les matériaux dans les mois antérieurs.

Le second des élèves et coadjuteurs de G. Calandrelli, Giacomo Ricchebach, était né à Rome même, en 1776, et s'est, en dehors des observations courantes de la Lune et des planètes, occupé d'une nouvelle détermination de la latitude à Taide des passages supérieurs et inférieurs des circumpolaires (1816-1818) et d'observations de distances zénithales du Soleil, faites dans le but d'arriver à une rectification des Tables de cet astre. Ricchebach paraît avoir observé au Collège Romain depuis iSio.

Pendant que Conti et Ricchebach enrichissaient ainsi de Mémoires précieux les Opusculi astronomiciy Calandrelli s'occupait du calendrier et songeait à de nouvelles recherches d'Astronomie sidérale, auxquelles il se promettait de consacrer ses derniers efforts ; mais un changement dans le gouvernement des États-Romains ne devait pas lui permettre de terminer sa vie dans l'Observatoire qu'il avait créé et à la construction duquel il avait contribué de ses deniers. En 1 824, Tavénement de Léon Xn ayant rendu aux jésuites le Collège Romain, Calandrelli, Conti et Ricchebach se retirèrent tous les trois, malgré les efforts que fit le Pape pour retenir le premier. Calandrelli se réfugia au couvent de Saint- Apollinaire (24 octobre 1824), emportant avec lui la majeure partie des instruments qui étaient sa propriété ou celle de son ordre et dont il espérait se servir utilement dans sa nouvelle retraite; mais il mourut bientôt après, le 25 décembre 1827. Conti lui survécut jusqu'au 12 février i84o et Ricchebach jusqu'en i84u

Après le déj3arl des trois astronomes, il n'e'tait resté au Collège Romain que le petit instrument des passages de Reichenbach , deux pendules médiocres, un équatorial de Dollond de 1 5 pouces de foyer et un cercle géodésique de Bellet. Le P. Dumouchel, qui avait fait ses études mathématiques à l'Ecole Polytechnique de Paris et que la Compagnie venait de désigner pour diriger l'Observatoire, dut donc avoir pour premier soin de se procurer des instruments. Qn reconnut, d'ailleurs, immédiatement que les plaintes antérieures de G. Calandrelli et de ses élèves sur la mauvaise situation de l'Observatoire étaient parfaitement fondées et qu'aucune installation convenable ne pouvait être préparée dans le local actuel. Dumouchel dressa donc plusieurs projets, soit pour la translation de l'Observatoire dans une villa voisine de Rome et appartenant à la Compagnie, soit pour la construction de cabinets dans les bâtiments mêmes. Le premier projet ne put être admis à cause des grandes dépenses qu'il eût nécessité et surtout parce que, les astronomes ou les aides devant remplir au Collège certaines chaires, il était impossible de les éloigner de la ville et de leurs élèves.

Pendant que l'on discutait ainsi sur le plan le plus convenable, l'Observatoire recevait, par les soins des Pères Généraux, ou par suite de dons de .quelques membres de Tordre, toute une série d'instruments nouveaux, dont le plus important était une lunette équatoriale deCauchoix, donnée (1825) par le P. de Fortis, et qui fut provisoirement placée au sommet de la grande tour.

Avec ces instruments, Dumouchel, de Vico et ses collègues se mirent courageusement à l'œuvre, et leurs travaux firent connaître au dehors l'Observatoire, sur lequel

s'élendit dès lors la bienveillante protection des Généraux successifs.

François de Vico fut un astronome plus actif que Dumouchel; né à Macerata, le 19 mai i8o5, il fit son éducation d'abord au collège des Nobles d'Urbino, alors dirigé par les PP. jésuites, puis ensuite à l'Université de Sienne et, enfin, entra dans Tordre le 28 décembre 1823. Son grand mérite se montra dès Tabord, et, avant même que son noviciat fût terminé, il était professeur d'humanités au Collège Romain ; mais ce n'étaient pas les études littéraires qui l'attiraient le plus, et dès cette époque il donnait à l'Astronomie tout le temps que lui laissait libre le soin de sa chaire.

Lors donc que ses études sacrées se trouvèrent achevées, il demanda et obtint l'autorisation de se consacrer tout entier aux recherches astronomiques, et le P. Dumouchel, très-âgé, lui remit bientôt le soin de toutes les observations, en lui laissant la responsabilité de la marche de l'Établissement, dont il devint le directeur en titre en i838. Une des premières préoccupations de de Vico fut de faire une nouvelle détermination de la latitude du Collège Romain; Bosco wich, Calandrelli, Conti et Ricchebach s'étaient, il est vrai, déjà occupés de cette question ; mais, dans les derrières années, la construction des instruments avait réalisé de grands progrès, la connaissance de la déclinaison des étoiles avait été poussée plus loin que précédemment à la suite des travaux d'Argelander, en sorte qu'on pouvait espérer obtenir un résultat plus exact. Le travail fut, en effet, repris et, de 4oo5 observations d'étoiles, faites avec un théodoUte très-précis de Gambej) dont les cercles avaient i pied de diamètre, et

en employant les Tables de réfraction de Bessel, Vico conclut une latitude de 4i° 5 1 ' 52", 1 3, inférieure de 2 secondes à celle qu'avaient trouvée ses devanciers. La détermination de la différence de longitude entre Rome , Naples et d'autres villes voisines préoccupa aussi le jeune directeur, et il s'efforça d'obtenir une valeur exacte de cet élément en employant, soit la méthode des éclipses ou occultations d'étoiles (182g), soit celle des étoiles filantes, indiquée par Nobile en 1 838.

Mais un des travaux qui font le plus d'honneur à l'habileté de de Vico, celui qui fixa sur lui l'attention de tous, est l'observation suivie ( 1837 à 1842) des satellites d'Uranus, à l'aide de la lunette équatoriale de Cauchoix. On croyait, en effet, que ces satellites ne pouvaient être visibles que dans le grand télescope d'Herschel ; l'astronome romain montra qu'ils étaient non-seulement visibles, mais encore observables, dans une lunette de 6 -J- pouces d'ouverture, en prenant toutefois la précaution, à l'exemple de l'astronome de Slough, de cacher la planète par un diaphragme de forme convenable ; le même artifice lui permit également d'observer la division en deux parties de la portion extérieure de l'anneau de Saturne.

A la même époque, de Vico observait les taches de Vénus et déterminait, à la demande de Schumacher, la durée de la rotation de cette planète, à l'aide de la périodicité qu'il avait remarquée dans les apparitions successives d'une troncature à la corne australe du croissant de cet astre, et en décrivait la surface avec le concours d'un de ses aides, dessinateur habile, le R. P. Sestini.

C*est à peu près aux mêmes années que remonte l'origine d!un travail étendu, entrepris en commun avec le

P. Vittorio délia Rovere, sur les nébuleuses d'Andromède, d'Orion, de la Grande Ourse, d'Hercule; les deux Révérends Pères s'étaient proposés de mettre à profit la grande transparence du ciel de Rome et le pouvoir optique remarquable de la lunette de Cauchoix, pour faire un dessin exact de ces corps, pour les décrire et fixer la position des principales étoiles qui y sont comprises. Les quelques dessins qui furent publiés, de i838 à i843, font vivement regretter qu'ils n'aient point terminé leurs recherches et surtout qu'ils n'aient pas employé de grossissements supérieurs à 64 fois.

Ces divers travaux, en faisant connaître au dehors le nom de de Vico, lui assurèrent une légitime influence auprès des supérieurs de son ordre et lui permirent d'obtenir enfin, pour l'Observatoire, un cercle méridien d'Ertel, d'une construction précise. Commandé à la fin de février i84i par le Père Général de Roothaan, l'instrument arriva à Rome en septembre i852, et fut bientôt après installé au centre du cabinet méridien occupé jusque-là par le cercle de Reichenbach. Dès que cette lunette fut mise en place et convenablement rectifiée, de Vico et ses coadjuteurs commencèrent une série de zones comprenant toutes les étoiles visibles jusqu'à la 1 2® grandeur, série qui devait peu à peu s'étendre à tout le ciel visible. Ce travail, en grande partie perdu par suite d'un accident, avait été poussé avec une activité telle, qu'en 1848 on avait déjà catalogué toutes les zones comprises entre le zénith et 62 degrés de distance zénithale sud ;

l'exactitude n'était pas à la vérité poussée très-loin, mais elle était amplement suffisante pour la construction de cartes destinées à la recherche des petites planètes.

L'étude des phénomènes accidentels de la vo^te céleste n'était pas, d'ailleurs, négligée à TObservatoire du Collège Romain; de Vico et son coadjuteur, le P. B. Gambara, surveillaient attentivement la venue des comètes, et ils furent assez heureux pour en découvrir de nouvelles lésai août i844 (comète périodique de Vico), ^5 février 1845, 24 janvier 1846, i g février 1846, 2 mai 1846, 29 juillet 1846, 23 septembre 1846, 3 octobre 1847; cette dernière, remarquable par son éclat et le grand développement de sa chevelure, fut étudiée d'une manière toute spéciale. A toutes ces découvertes le P. B. Gambara, qui veillait constamment au chercheur et avait acquis une connaissance toute spéciale du ciel a pris, à la vérité, ime grande part.

Les événements politiques de 1848 vinrent encore une fois interrompre les travaux de l'Observatoire. Le P. de Vico dut quitter Rome d'abord, l'Italie ensuite, et mourut bientôt après à Londres (i5 novembre 1848). Le P. Sestini partit pour Cambridge (Amérique), emportant avec lui, peut-être pour la mettre momentanément en sûreté, la lunette équatoriale de Cauchoix, et le corps entier des professeurs et des astronomes se trouva dispersé. Tous les projets d'amélioration formés s'évanouirent donc. Heureusement cette situation ne se prolongea que quelques mois, et la Compagnie de Jésus étant rentrée au Collège Romain, en 1849, on chercha de suite à remettre l'Observatoire en activité, et les anciens instruments se retrouvèrent bientôt installés à leur place primitive.

Le travail ayant été repris sous la direction du P. Secchi, on ne tarda pas à se convaincre de nouveau que le

local actuel était tout à fait insuffisant, et qu'il y avait urgence à transporter les instruments dans une autre partie du Collège. Le cercle méridien surtout, placé dans un cabinet dont les fondations n'étaient pas stables, ne pouvait, sous peine de rester inutilisé, demeurer plus longtemps dans la position qu'il occupait; la lunette de Cauchoix avait elle-même besoin de réparations importantes, et le dôme qui l'abritait devait être modifié.

Les désirs de restauration que formulait ainsi le P. Secchi auraient peut-être eu le sort des projets anciens, si un savant et ardent amateur de la science, le P. Paolo Rosa de Conti, non content de consacrer son temps à des observations, n'avait voulu contribuer encore de sa propre fortune à l'amélioration de l'établissement en consacrant une grande partie de son patrimoine à l'achat d'un puissant équatorial. Il fallut à cette occasion faire de nouvelles études pour trouver à cet instrument un emplacement absolument stable, et leur résultat fut de prouver que l'Observatoire actuel ne pouvait, en aucune manière, recevoir utilement le nouvel a])pareil. Force fut donc de se résoudre à le transporter ; après bien des recherches, on en revint au très-ancien projet de Boscowich : construire des salles d'observations sur les murs latéraux et les piliers du dôme de Saint-Ignace. La résolution prise, les plans furent bientôt dressés et approuvés par le P. Général, P. deRoothaan.

Quoique les projets eussent été préparés avec une trèssévère économie, les fonds dont pouvait disposer le Collège étaient insuffisants. Néanmoins on se mit à l'œuvre, et, lorsque les fonds de la province romaine se trouvèrent épuisés, on eut recours à la générosité de Pie IX, qui

donna, sur sa cassette particulière, 5oo, puis 4oo écus; les RR. PP. Pierling et Beck donnèrent également certaines sommes, et les constructions purent ainsi être terminées.

Les plans avaient, d'ailleurs, été dressés en vue d'un Observatoire d'Astronomie physique. Ne fallait-il pas, en effet, continuer les travaux de Physique astronomique commencés avec tant de succès par le P. de Vico? Pouvait-il y avoir une meilleure manière d'utiliser avec profit la transparence du ciel de Rome? Enfin il avait paru au R. P. Secchi que le nombre et la nature de l'esprit des personnesr qui devaient le seconder ne permettraient guère d'entreprendre des travaux de longue haleine. Les travaux fondamentaux de la science, catalogues, observations régulières des corps célestes, etc., doivent, en efiet, pour devenir vraiment utiles à l'Astronomie, être longtemps poursuivis par la même méthode, et toutes les observations doivent être rigoureusement réduites et publiées. Pour cela, il faut un personnel nombreux, se consacrant tout entier à son œuvre sans être distrait, comme les aides de l'Observatoire, par les soins du professorat.

C'est donc, estimait le savant directeur de l'Observatoire du Collège Romain, aux grands Observatoires nationaux, pourvus de grandes ressources en personnel et en matériel, qu'il appartient de cultiver cette branche de la science.

L'Astronomie physique, au contraire, exige de moins grandes ressources, une moins grande continuité dans les efforts et peut être étudiée avec profit dans des établissements moins importants. «ParAstronomie physique, nous

entendons, dit le P. Secchi, non-seulement l'étude de l'apparence des corps de notre système solaire et des nouveautés célestes qui, comme les comètes, se montrent de temps à autre, mais encore celle des étoiles, étoiles dou> blés, groupes stellaires, nébuleuses. » Les grandes découvertes des deux Herschel et de Struve, les travaux de Dawes et de Lassell ont montré la haute importance de ces recherches, en f^ûsant voir quç tous ces systèmes obéissent aux mêmes lois que le nôtre. Les étoiles doubles, découvertes et observées par Struve, demandent de nouvelles mesures pour que l'on puisse calculer leurs orbites ; les nébuleuses découvertes par Herschel n'ont pas encore été cataloguées d'une manière exacte, et leur description physique, ébauchée avec le grand télescope de lord Rosse, a besoin d'être complétée et corrigée à l'aide d'un instrument différent.

L'Astronomie physique offrait donc un vaste champ aux observateurs du Collège Romain, et c'est ce champ qu'ils résolurent d'explorer.

Le cercle méridien d'Ertel, dont les observations antérieures prouvaient l'exactitude, était largement sufiBsant pour la détermination de l'heure et pour l'observation des étoiles de comparaison. La lunette de Cauchoix, montée équatorialement, paraissait pouvoir être utilisée pour l'observation des grandes comètes et des taches du Soleil. Pour les études plus délicates sur la constitution physique des nébuleuses et pour les recherches sur les étoiles doubles, il fîdlait nécessairement un équatorial puissant: on pensa qu'un 9 pouces de Merz serait suffisant, et l'expérience a prouvé qu'il en était vraiment ainsi.

Construction, instruments, tout était terminé en oc-

tobre i853, et l'Observatoire put être solennellement inauguré dans le courant du même mois par Pie IX; mais, avant de parler des travaux qui y ont été accomplis par le P. Secchi et ses coadjuteurs, je dois donner ici une courte description de rétablissement, où bien peu de modifications ont été introduites depuis cette époque.

L'Observatoire actuel du Collège Rqmain est construit sur le bras oriental de l'Église de Saint-Ignace; les cabinets de travail portent sur les murs de ce bras qui ont 70 centimètres d'épaisseur; les chambres destinées aux instruments sont fondées, non pas sur la voûte même de l'édifice, mais sur les massifs des piliers intérieurs, construits pour porter une voûte qui n'a pas moins de 17™, 80 de diamètre et de 80 centimètres d'épaisseur. On jugera, d'ailleurs, de la solidité de ces piliers en pensant qu'ils ont 48 mètres carrés de section à la base, et qu'à leur sommet ils se dilatent pour former les corniches de la coupole circulaire et pour se relier avec les murs extérieurs; chacun de ces piliers offrait donc, à sa partie supérieure, une base assez étendue pour permettre la construction d'une chambre d'observation.

La salle méridienne offre ^ la forme d'une ellipse de 7 mètres sur 4*"» 80, et s'ouvre sur l'extérieur par quatre grandes fenêtres et une trappe de 85 centimètres de large. Les piliers de granité du cercle méridien d'Ertel sont solidement liés à la bâtisse ancienne et se trouvent trèsstables. L'objectif de la lunette a 3 | pouces d'ouverture avec une distance focale de i™,55. Les cercles gradués, de 70 centimètres de diamètre, sont divisés sur argent ' de 3 en 3 minutes, et les lectures s'y font avec quatre

microscopes micrométriques à a fils mobiles ('). L'azimut de la lunette se détermine au moyen d'un collimateur de 92 centimètres de foyer placé au nord et d'une mire placée au sud, à 5oo mètres de distance. Deux pendules, Tune sidérale de Dent, avec compensation à mercure, Pautre de temps moyen, sont associées au cercle méridien et servent soit aux observations astronomiques, soit à donner au canon du fort Saint-Ange le signal du midi moyen.

La chambre équatoriale est ronde et surmontée d'une coupole cylindrique en bois, de 7™, 72 de diamètre. Le mur circulaire sur lequel cette coupole tourne, au moyen de boulets, est porté tout entier par un système de voûtes appuyées sur le mur extérieur de l'église, tandis que le pilier de l'instrument est solidement lié au pilier du dôme et se trouve tout à fait indépendant du reste de la construction. La fente de la coupole a i'°,20 de largeur et s'ouvre au moyen d'une trappe composée de trois fragments, mobiles par une chaîne à la Vaucanson, qui se recouvrent l'un l'autre.

L'équatorial (*) est semblable à celui que W. Struve a minutieuseipent décrit dans le premier volume des Annales de V Ohsen^atoire de Pulkowa. L'objectif a 9 pouces français (o™,244) d'ouverture libre avec 4™, 328 de distance focale et se trouve porté par un tube en bois, de forme légèrement conique, qui est fixé à l'axe de déclinaison par deux solides colliers en bronze, dis-

(*) Jusqu'en i852 les lectures ont été faites ayec quatre verniers.

(') L'équatorial a été mîà en place le 25 octobre 1854.

tants de 94 centimètres. Pour éviter les flexions de l'instrument deux leviers de contre-flexion sont, suivant le système de Merz, fixés d'une part en un point du tube; voisin de l'objectif et de l'autre appuient sur l'ensemble de la monture par l'intermédiaire de l'un des colliers. L'axe horaire a une longueur de i"*, 12, ce qui donne à l'instrument une grande stabilité^ et se trouve soutenu par un système spécial de contre -poids. Les cercles d'ascension droite et de déclinaison ont tous deux 4o centimètres de diamètre, et par l'intermédiaire d'un vernier ils donnent, Tun la seconde de temps, l'autre les 4 secondes d'arc. Notons enfin que les micromètres sQnt disposés pour montrer des fils obscurs sur un champ éclairé ou des fils brillants sur un champ obscur.

Il existe encore au Collège Romain un second instrument équatorial, construit de i85i à i852, en donnant une monture paralla clique, de la forme que représente la fig, 5, à l'ancienne lunette méridienne de Reichenbach; la lunette a donc 0^^,072 d'ouverture, avec une distance focale de i™, 17, et la longueur de la portion de l'axe horaire, comprise entre les deux coussinets sur lesquels elle tourne, est de 0^,75. L'instrument sert aujourd'hui à observer, par projection, les taches solaires.

D'ailleurs, le R. P. Secchi et ses aides n'attendirent pas, pour se mettre à l'œuvre, que tous les instruments de l'Observatoire fussent montés.

En i85i , alors que l'Observatoire ne renfermait encore que le cercle méridien d'Ertel et la lunette de Cauchoix , ils observent quelques petites planètes , quelques comètes et l'éclipsé de Soleil du 28 juillet î85i. Cette

Petit fquatorial du Collège Ron

dernière observation rae'rite surtout d'être mentionnée, parce que les mesures photomélriques et calorifiques, faites dans celle circonstance, sont devenues l'origine de recherches étendues sur la distribution de la chaleur solaire. Ces travaux, repris en i865, en projetant Fimage amplifiée du Soleil sur la pile thermo-électrique de Melloni, ont démontré que la chaleur rayonnée par le Soleil diminue d'une manière continue du centre à la circonférence et que, toutes choses égales, le rayonnement est plus grand dans Thémisphère nord que dans l'hémisphère sud. La première de ces conclusions démontrait qu'il existe autour du Soleil une atmosphère absorbante, épaisse, et jetait ainsi, à l'époque où elle fut publiée, un jour tout nouveau sur la constitulion physique de l'astre central de notre système.

Dès que le nouvel observatoire fut terminé, le champ des recherches s'accrut; et, dès i856, le P. Secchi publiait la première partie de ses recherches sur les étoiles doubles ( ' ) . Le but qu'il s'était proposé était de mesurer à nouveau les positions réciproques des étoiles doubles de Struve et d'Herschel, en portant surtout son attention sur les étoiles les plus australes ; il étudiait, en outre, plusieurs groupes d'étoiles situées dans Persée, le Sagittaire, les Gémeaux, Antinous. Ces travaux ont été continués depuis (*), et en 1866 et 1875 le P. Secchi a publié deux nouveaux Mémoires sur le même sujet.

( 1 ) Mcmorie delV Osservatorio del Collegio Romano, anni i85> i855.

(' ) Misure micr orne triche délie stelle doppie , gerîe seconda. Misure micr orne triche délie stelle doppie, série teptia.

Les excellentes qualités optiques dont réquatorial de Merz avait fait preuve dans cette première série de recherches permirent également l'examen de plusieurs nébuleuses planétaires. Le P. Secchi, secondé par la transparence du ciel de Rome, arriva à résoudre complètement les nébuleuses de la Lyre, d'Andromède et de l'Hydre. Il dessinait en même temps la grande nébuleuse d'Andromède et la nébuleuse d'Orion (*), à laquelle il trouvait une forme semblable au dessin donné par Herschel.

Ces observations et quelques autres sur la distribution des étoiles fixes, les planètes et l'anneau de Saturne, jointes à la nécessité de publier, en les discutant, toute une série d'observations météorologiques et magnétiques commencées par Conti et Ricchebach, occupèrent les astronomes du Collège Romain jusque vers 1860; dans l'intervalle (i 854-1 855) ils avaient d'ailleurs été dans la nécessité de mesurer à nouveau sur la voie Appia la base qui avait autrefois servi à la tiiangulation de Boscowich et sur laquelle s'appuyait toute la triangulation delà partie méridionale de l'Italie; celte vérification, rendue nécessaire par les erreurs que les travaux des ingénieurs français, en 1809, et ceux de Ricchebach, en i834, avaient fait supposer dans l'opération primitive et aussi par l'incertitude sur le terme le plus éloigné, fut faite avec un soin particulier à l'aide de règles géodésiques de Porro, récemment comparées aux mètres étalons de l'Observatoire de Paris.

(') Sulla grande nebulosa di 6* Orione, Firenze, 1868.

Avec l'année 1860, les études d'Astronomie physique venaient de voir s'ouvrir devant elles un champ tout nouveau qui promettait la moisson la plus féconde. Le Mémoire de KirchhofiP, sur les raies noires du spectre solaire et la constitution physique de cet astre, avait reporté l'attention sur les observations autrefois faites par Fraunhofer, puis reprises par M. Lamont et par Donati, sur le spectre des étoiles. Dans l'intervalle, les instruments d'Optique et d'Astronomie avaient d'ailleurs fait de tels progrès que les observations qui, de Fraunhofer à Donati, n'avaient pu être faites que sur quelques rares étoiles de i'® grandeur, semblaient devoir pouvoir s'étendre à un beaucoup plus grand nombre»

Le P. Secchi fut l'un des premiers à entrer dans cette voie oii il a attaché son nom à des découvertes importantes.

L'occasion de ces recherches fut la lecture du Mémoire de Donati et de la description du spectroscope à vision directe qu'Hoffmann venait de construire, suivant des principes analogues à ceux d'Amici ; ce dernier instrument paraissant devoir se prêter très-facilement aux observations que le P. Secchi voulait entreprendre, il en commanda de suite un à Paris (mai 1862) ; mais l'appareil ne put être livré immédiatement, et, avant qu'il fût parvenu à Rome, M. Janssen était arrivé dans cette dernière ville avec un de ces instruments (novembre 1862) ; les astronomes du Collège Romain eurent ainsi l'occasion d'examiner, avec le j)h3'sicien français, le spectre de quelques étoiles, comme Sirius et a d'Orion. En décembre de cette même année, le P. Secchi reçut enfin le spectroscope d'Hoff'mann et put commencer à loisir ses re-

cherches, dont les preniiers résultats ont été publiés en i863, dans le Bulletin météorologique du Collège Romain.

Le spectroscopc à vision directe a, sur les autres combinaisons de prismes, l'avantage de donner lieu à moins de perte de lumière, de ne pas changer les habitudes de l'astronome et, enfin, de s'adapter plus facilement aux ëquatoriaux usuels ; cependant, pour l'usage de la spectroscopie stellaire, on doit lui faire subir quelques modifications. La première consiste à remplacer l'échelle lumineuse qui, par réflexion sur la surface du dernier prisme, sert de mire par une fente mobile à l'aide d'une vis micrométrique et faiblement éclairée ; la seconde est la suppression de la fente et son remplacement par une lentille cylindrique qui donne de l'étoile une image lumineuse linéaire, très-propre à donner un spectre très-pur. C'est avec un instrument de cette nature que le P. Secchi dessinait, en i863, les spectres de Sirius, de Bételgeuse (a d'Orion) et d'Antarès.

Malgré l'ouverture considérable du grand équatorial de Merz, sur lequel était monté le spectroscopc, le grand nombre des lentilles que renfermait le spectroscopc d'Hoffmann était cause d'une telle perte de lumière, qu'il y avait peu d'espoir de pouvoir soumettre à l'étude prismatique les étoiles de 3* ou 4** grandeur. Heureusement le P. Secchi eut, en août i863, l'idée d'une dernière simplification, qui lui permit de soumettre les faibles étoiles à ses recherches. L'appareil auquel nous faisons ici allusion, et que reproduit la figure ci-jointe [fig* 6), est réduit au prisme à vision directe qui vient se placer entre l'objectif et le foyer de la lunette équatoriale. Par suite de la for-

mation d'une caustique, l'image de l'étoile devient une ligue allongée suiyant le plan de dispersion du prisme,

Specttoscope stellaire du R. P. Secchi.

n sjiectre linéaire qu'il sufBt de regarder av<

Speolro de l'étoilo temporaire de In Couronne. ■ ^

laire ordinaire pour obtenir un spectre non pas absolument pur, mais conservant une grande quantité de lu-

- 13i — raière et montrant nettement encore un grand nombre

13 raies.

Soit avec l'un, soit avec l'autre de ces instruments, le P. Secchi a, depuis i863, étudié un très-grand nombre d'étoiles, dont l'éclat s'abaisse parfois jusqu'à la 7® grandeur. Ces recherches sont exposées dans une série de quatre Mémoires (*) successivement publiés en 1867, 1868, 1870 et 1872 dans les Mémoires de la Société ita^ lienne des quarante et dans les Atti dclV Accademia dei nuovi Lincei; leur ensemble a conduit le savant directeur de l'Observatoire du Collège Romain à classer les étoiles en quatre types.

Le premier est celui des étoiles blanches, en réalité un peu azurées, commeSirius, Véga, etc., dont le spectre est formé de trois fortes bandes noires, la première coïncidant avec F, la seconde un peu moins réfrangible que H, la troisième située dans l'extrême violet : cette dernière n'est visible que dans les plus brillantes. Parfois on rencontre encore dans le spectre de ces étoiles quelques lignes extrêmement fines, disséminées dans le jaune et le vert.

Les étoiles du deuxième type : Bételgeuse, Antarès,

( * ) SugU spètCri prismatici délie stelle fisse ( Atti délia Società italiana dei XL, série 3% t. I, 1867);

Sugli spettri prismatici délie fisse; Memoria secunda {ibid., t. lï, 1868);

Sngli spettri prismatici de' corpi celesti; Memoria tertia (^ibid,^ t. 11, 1870);

Sugli spettri prismatici de' corpi celesti {^Atti di Nuovi Lincei ^ anno XX Vj 1872.

a (l'Hercule, etc., ont un spectre formé de six à sept zones brillantes, sépare'es par des lignes 'noires très-voisines, formant des espèces de cannelures. Ces dernières sont surtout remarquables dans a d'Hercule et p de Pégase.

Le spectre des étoiles du troisième type : Arctarus, la Chèvre, PoUux, etc., est formé, comme le spectre solaire, d'un très-grand nombre de lignes fines, espacées sans ordre apparent.

Les étoiles du quatrième type : Lalande I256i et Schjellerup, n° i52, ont un spectre formé de trois zones lumineuses ; une vive dans le vert, une faible dans le bleu, une assez vive dans l'orangé.

Enfin un petit nombre d'étoiles, y de Cassiopée et P de la Lyre, etc., ont, à la place de la raie noire F, une ligne lumineuse et offrent ainsi d'une façon permanente un phénomène analogue à celui que présentait, en mai 1866, l'étoile temporaire de la Couronne [fi g» 7). Le R. P. Secchi a môme rencontré dans R des Gémeaux le type plus complexe d'un spectre à zones cannelées avec plusieurs lignes brillantes.

Cette détermination du type des spectres du plus grand nombre des étoiles visibles sur l'horizon de Rome serait déjà un travail d'une haute importance; mais le P. Secchi est allé plus loin, il a pu mesurer, d'une manière suffisamment précise, la position de certaines lignes de ces spectres, en particulier de F, de D et de C, et s'assurer ainsi que les étoiles contiennent, comme le Soleil, plusieurs de nos corps simples; dans quelques cas, il a aussi constaté, en même temps que M. Huggins, le changement de réfrangibilité de ces raies, par suite du mouvement propre de l'étoile dans l'espace.

Ces mesures oDt été fuites, soit avec le s|)ectroscope à fente et lentille cylindriques, soit, à partir de 1870, par l'ancien procédé de Fraunliofer, en plaçant un prisme de flint de 12 degrés et de 6 pouces de diamètre [Jïg. 8)

FiE- 8.

Prisme objaqtîr du R. P. Seccbi.

devant l'objectif de l'équatorial de Merz; ce procédé, lorsqu'on peut l'appliquer avec un prisme couvrant toute la surface de l'objectif, serait même, d'après le P. Seccbi, le meilleur de tous ceux dont on peut faire usage pour les étoiles faibles.

Pendant l'exécution dp ce travail, les observateurs du Collège Romain n'ont pas négligé d'étudier, par les mêmes procédés, les nébuleuses, les comètes et les pla* nètes. Dans cette voie, les résultats obtenus ont toutefois été moins importants et Ton me permettra, je Tespère, de les passer ici sous silence, afin d'analyser avec un peu plus d'étendue les observations faites sur le Soleil, en vue d'arriver à une connaissance de sa constitution physique.

Les plus anciennes observations du P. Secchi sur ce sujet remontent à 1842 et sont relatives à la température des divers points de la surface solaire et aux taches, dont il étudiait dès lors les mouvements et les transformations. Les expériences héliothermiques ont toujours été faites en projetant successivement sur une pile thermo-électrique les rayons provenant des divers points de la surface solaire ; celles de 184^) de i852 et de i855 ont démontré que la chaleur décroît régulièrement à partir de l'équateur et qu'elle est, au centre du disque, double de ce qu'elle est sur les bords. Quant à la cause de cette décroissance, elle réside évidemment dans l'existence au-dessus de la photosphère d'une atmosphère possédant un pouvoir absorbant assez considérable.

La mesure de l'intensité absolue de la radiation solaire était le complément nécessaire de ces premières études; elle a été entreprise en 1862 et i863 en cherchant la température à laquelle arrive, sous l'influence des rayons directs du Soleil, un thermomètre noirci placé dans une enceinte à température constante. A Rome, à la pression de ']58 millimètres et à l'altitude de 52 mètres, l'excès de la température du thermomètre sur celle

deTenceinte est, dans Tappareil du P.Secchi, de 1 2 deg^rës environ.

Mais j'ai hâte d'arriver aux travaux de T Observatoire du Collège Romain sur les protubérances. Ces.travaux ont commencé en 1860, lorsque le P. Secchi fut au Desierto de las Pcdmas observer l'éclipsé totale de Soleil du 18 juillet (*]; de la discussion de deux observations directes et' de Tëtude des photographies il déduisait que les protubérances ne sont ni une illusion d'optique, ni des montagnes lunaires, ni le résultat de diffractions dans notre atmosphère, mais qu'elles ont une existence réelle sur le Soleil; qu'elles sont de nature gazeuse et suspendues dans une atmosphère transparente qui enveloppe le Soleil tout entier au-dessus de la photosphère et de la couche rose dont les protubérances sont des parties détachées ; que les gloires n'ont pas une existence réelle et sont un effet d'illumination de notre atmosphère ; que la couronne représente l'atmosphère solaire extérieure.

Ces conséquences, dont plusieurs ont été reproduites par les autres observateurs de l'éclipsé, ont, on le sait, reçu une confirmation éclatante par les observations de l'éclipsé totale de 1 868 et par les études spectroscopiques postérieures. Dès que le P. Secchi connut à Rome le résultat des expériences de MM. Janssen et Lockyer, il arriva à voir avec son spectroscope, et par le procédé de la fente tangente au bord solaire, les principales lignes

( * ) Relazione délie osservasionifatte in Espagna durante Veclisse totale del i8 Ingllo 1860. (Roma, 1860.) Réimprimé dans le tome II des Memorte deU Osservatorio del collegio Romano (nuoTQ série).

des .protubérances et à les dessiner à Taîde de sections horizontales. A cette méthode, très-pénible et peu exacte, fut bientôt substituée celle de ZôUner pour l'observation avec une fente large et un spectroscope suffisamment dispersif. Dès lors le travail prit une marche normale, et les résultats arrivèrent en foule. Ce fut d'abord la démonstration de la multiplicité des lignes brillantes du spectre des protubérances et de la composition chimique complexe de ces flammes ; ensuite la classification de ces corps en trois types principaux (protubérances filamen-teuses, nubiformes, rayonnées), qui, s'ils ne sont pas nettement distincts entre eux, offrent au moins cet énorme avantage de remplacer par un mot unique une description complexe; puis enfiu les relations entre la forme et la nature chimique de ces corps. L'étude journalière de ces phénomènes permit d'ailleurs de démontrer la rapidité excessive du développement des protubérances qui, dit le R. P. Secchi, « sont incontestablement des éruptions, dans le sens naturel de ce mot ; nous ne saurions en douter à la manière dont les masses incandescentes sont lancées dans l'atmosphère solaire ». Quant à la cause de ces mouvements, le savant directeur de l'Observatoire du Collège Romain admet l'hypothèse d'une poussée venant de l'intérieur.

Les dessins que le P. Secchi a faits des principales protubérances visibles depuis décembre 1869 jusqu'à ce jour ont été, dans tous les cas importants, complétés par des mesures rigoureuses de la hauteur de ces flammes. Cette mesure, il l'obtient par deux procédés différents : soit en mesurant sur une image du Soleil projetée par le chercheur de l'équatorial la quantité dont il faut déplacer

la lunette pour faire passer la fente du spectroscope du haut au bas de la protubérance, soit en plaçant sur le trajet des rayons solaires qui tombent sur la fente une lame de verre plane et partout de même épaisseur. L'inclinaison qu'il faut donner à la lame, pour transporter successivement au même point du champ le haut et puis le bas de la protubérance, donne par un calcul simple la hauteur cherchée.

L'étude attentive du relevé des protubérances que l'on observait chaque jour sur les divers points du bord sosolaire a encore conduit, par de simples moyennes, à la loi de distribution de ces corps. D'après la discussion de six ans et trois mois d'observations :

Le maximum principal de fréquence des protubérances correspond à la région des facules et des taches ; le minimum secondaire, situé dans les régions équatoriales, tombe dans la partie du disque qui sépare les zones royales des taches et des facules. Enfin il y a vers les pôles deux minima absolus.

La hauteur moyenne est la plus grande dans les zones demaxima.

Les protubérances sont, comme les facules et les taches, sujettes à une variation à longue période dont les maxima et les minima paraissent coïncider.

Cette relation entre les protubérances et les facules résulte d'ailleurs directement de l'observation de chaque jour; pour la mettre en évidence, il suffit, à l'exemple du P. Secchi, de dessiner simultanément le disque solaire, en notant avec soin la position des facules et des taches voisines du bord, et les protubérances visibles sur son contour. Quand on rapproche les deux dessins, on

voit toujours les protubérances venir se placer au voisinage des facules.

Mais j'arrive maintenant à une découverte du P. Secchi, encore conteste'e par plusieurs astronomes, et relative à la direction des protubérances. Les protubérances éruptives ne semblent suivre aucune loi relativement à leur inclinaison^ elles lancent leurs jets dans toutes les directions ; mais, suivant le directeur de TObservatçire du Collège Romain, il n'en est pas de même des protubérances qui présentent la forme ^e flammes et de panaches : ces flamme^, que Ton rencontre dans les latitudes moyennes, sont pour la plupart inclinées vers les pôles, en sorte qu'il paraît exister dans l'atmosphère du Soleil des courants nombreux dont la direction dominante est vers les pôles.

L'ensemble des faits précédents, ainsi que Texamen des modifications rapides que subissent les taches, prouve que le Soleil n'est pas un corps solide invariable et qu'il est enveloppé d'une couche gazeuse incandescente et épaisse parcourue par des espèces de vagues qui la transportent de l'équateur vers les pôles. Les taches, les facules, les protubérances, toutes ces manifestations de l'activité so-> laire sont sujettes à des variations à longues périodes et à des variations accidentelles. En présence de ces faits, on peut donc se demander si les dimensions du Soleil, si son diamètre ne seraient pas sujets à des oscillations? La question mérite certainement d'être examinée avec le plus grand soin, car les valeurs du diamètre solaire déterminées à difierentes époques parles astronomes les plus habiles di£Pèrent de quantités supérieures aux erreurs probables des observations. Garlini a bien montré autrefois qu'une partie de ces

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difTérences pouvait être attribuée aux erreurs instrumentales, aux procédés d'observation, à la constitution de Toeil de l'observateur ; mais il.n'est pas arrivé ainsi à les faire disparaître entièrement. Le R. P. Rosa (*), en observant chaque jour au chronographe les passages méridiens du Soleil, est arrivé à démontrer d'une manière directe que le diamètre mesuré du Soleil subit des variations à courtes périodes dont l'amplitude surpasse notablement les erreurs accidentelles probables des observations. Ces variations se retrouvent d'ailleurs aux mêmes dates et dans le même sens dans les séries simultanées obtenues par différents astronomes, et leur réalité ne peut par suite être mise en doute. Quanta leur explication on en est encore aux conjectures.

Tels sont dans leur ensemble les principaux travaux efiPectués à TObservatcire du Collège Romain depuis que le R. P. Secchi en a pris la direction. Si l'on considère que

( * ) Studii intorno ai dlametrl solarl, Memoria del P. Paolo Rosa; Roma^ 1873.

Le P. P. Rosa, né à Civîtacastellana le 33 juin iSaS, fit son éducation au collège des Nobles sous la direction des PP. jésuites, et montra de bonne heure une grande aptitude pour les Mathématiques. La Révolution de 1848 l'ayant obligé à quitter l'Italie, il se rendit en Amérique, et entra bientôt à l'Observatoire de Georgetown. De retour en Italie vers 18^9, il fut admis à l'Observatoire du Collège Romain, auquel il fit don du grand équatorial de Merz et d'une pendule de Dent. Pendant que le nouvel Observatoire se construisait, il fut ordonné prêtre, et puis chargé de la direction du collège de Ferentino. A la suppression de ce dernier, il revint à Rome et reprit ses études d'Astronomie, qu'il a poursuivies jusqu'à sa mort, survenue le 11 juillet i87.'^|.

les astronomes sont peu nombreux, que souvent ils sont distraits par diverses nécessite's professionnelles, on ne peut s'empêcher d'admirer l'importance des résultats qu'ils ont obtenus et l'on voudrait que tous les Observatoires d'Europe apportassent à l'Astronomie un pareil contingent.