MÉTHODES D'OBSERVATION EN ASTRONOMIE

avons recours aux moyens physiques, et nous trouvons nue I» pesanteur est e meilleur Hp i,>„c i ■ '""™"^ 1"e la

j^.oy. .e .ouvement;::i/;:;-,;';:™ r;';r

subs.i.uerles s^^^^i^^'J^^l^'^^rT'"^ ' rondées sur la descente vert al des J^^^^T " ]"'"'''' vement vertical des corps pesants bien : .' '' ""'"■ élant au contraire néoLI^^l a^S f ts " 7'"'"'' qu'ils fournissent sont naturelleme t v ^ ; et le^othl"" ehronométrique n'était nullement résolu u^cfr

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devaient y amener, et que Huvhens nnJl a "'^"''"'"ï»« d'en faire usa.-e A cet effet il . ^'"''" '"'P^^^"^

pius élevés ^i.tSn^ti'^zT::z''Tr'''

;ives lequel, outre qu'il é.'ait s,:Z^S^;^^^l ourn. a l'art e nouveaux moyens de modifier le o's cil: ns c anger les dimensions de l'appareil. Parun e e ïeÏe de découvertes pour une même destination, le Tai tl De Horolog,o oscdlatono, de Huyghens, est peut-êl e 1 exemoL Je plus remarquable de recherches sWi^u '""^'^ ' ^"«""P'e jusqu'ici l'histoire de l'espr h ImaL Den l'"' T"' "''"' .ent des horloges as.ronrmiquesT;:^ X^^S^ZZ de I ar,. 11 a porté sur deux points : la d/minu.ion dulrol men par un meilleur mode de suspension, et la corr eÏ'

p-a... fundés sur la J:sr,^:tz :^:;:^z

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seconde prés, devrait avoirune gra'ndeur ilnpat ble al' une précision minutieuse. Il arrive louiours n„'„n ^ .runien. est altéré dans son poids Vt^T^e^pS,:": qui diminue son exactitude. Les télescope, à grandes clren-

sions de nos observatoires actuels sont uniquement destinés à nous faire apercevoir des astres autrement invisibles et on n'a pas même la pensée de les employer à des mesures précises. On convient généralement aujourd hui que les instruments à mesurer les angles ne doivent pas avoir plus de trois ou quatre mètres de diamètre quand il s'agit d*un cercle entier, et les plus usités n'ont guère que deux mètres. Il y a donc lieu de s'étonner .qu'on puisse évaluer des angles à une seconde près, ainsi qu'on le fait chaque jour, avec des cercles dont la grandeur permettrait à peine d'y marquer les minutes. On y parvient par l'emploi simultané de trois moyens : l'applicalion des lunettes aux instruments angulaires, l'usage du vernier et la répétition des angles.

Il a fallu du temps avant que les astronomes pensassent à à employer leurs lunettes à une autre destination qu'à la découverte de nouveaux objets ; mais enfin ils s'accordèrent à en faire usage en place des alidades des anciens et des pinnules du moyen âge, pour augmenter la précision des mesures d'angles. Morin a été le premier à s'en servir, et son heureuse idée a pu être entièrement réalisée lorsque Auzout eût inventé le réticule. Un siècle plus tard, Dollond augmenta encore la netteté des observations par sa découverte des objectifs achromatiques. Vernier, en 1631, imagina de diviser les intervalles en parties beaucoup moimlres que les plus petites qu'on y puisse marquer. On a pu, grâce à son procédé, déterminer les angles à une demi-minute près, avec des cercles divisés seulement en sixièmes de degré. La précision que procure ce simple appareil est indéfinie, puisqu'elle n'est limitée que par notre difficulté à apercevoir la coïncidence de la ligne du vernier avec celle du limbe. C'est à la combinaison de ce troisième moyen avec les deux premiers que nous devons la perfection que nous avonsalteinte.il est singulier qu'on ait été si longtemps à reconnaître que l'erreur des instruments angulaires étant indépendante des dimensions de l'angle à mesurer, il sérail avantageux d'augmenter dans une proportion connue la grandeur des angles, ce qui atténuerait l'imperfection de l'instrument. La répétition des angles était immédiatement e.xécuiable relativement aux mesures terrestres à cause de la stabilité des points de mire; mais son

MÉPHODES D'OBSKRVATiON E.V .ST.no«OM,E. Ifi.,

applicalioii reiiconirail une difficiili,; r^i.r eéles.es à cause de leurs a o vt^ /! l^'^rV"' '"'P' pliqua à mesurer la distance au ," kl '' ^°"^' '''P'

•raversent le méridien- l'as! 1 '^'' ^'""^^ '«'•«'lu'ils

à la même distanedi'JéSl .'?""' '"°'"* ««"siblement

la n,uUiplica.ionTe ÎlnX t :: SS''7""' ^^^'"^"angulaires ne le cèdent nlus JS- ^' '"^"••""enls

horaires. Ils exigent del£j..r""''" '"' '-'^"""""s à prendre les pLj^^L 71^^^^^^^^ •ieuses que lexpérience a fai, reconlî tr^ ''«^''fical.ons mi„utirerde ces instruments toûl tr '^"P'"'*'^'«« P"'"-

«œmer a inven.é.r: le! . rde^^S î? l'^^" '"'" instrument qui fixe l'instant du passLe d un . T '""'' "" plan du méridien. Il a réduit ce nlfnf -^ ' '^ "'"'«'■^ '«

trique en le décrivant par axe o iuufHÎ ''"^'"^"' »-•»convenablement disposée ce nui I 'f '""P'' '""«"« ment connaître le moment 'réci TL ^ . °" ''"' ^«"•«mentionner encore lemni' . ^'''''^' *"' ''««"•«• ^ faut mesurer les ZTtrt es «sï:: e^" "'"'r'^"^ ^^^""^ ' pelils intervalles angulaires Tel ,.f ""■"""'"'' '"»« '«« qui servent à robse^rX s'Î^a re'sînf '1 ""'''''' devons maintenant examiner les ^rnZ' m""""'""'- ^'""^ à-dire les corrections mf. . "^ '' 'ntellecluels, c'esl-

résuiiats iburn^riir jr:;r°r ^r; ^^"^^^ '•-

lité de posséder des instrumelrc, TV ''" ''"''parallaxe introduisaient dans nos I ™ ^ ral^Td" " '^ ;ue^ nous en avons évitées par l'a-néliorirriXT

Les corrections requises sont de deux sortes • r» tiennent aux erreurs résultant de la position de r i ""''

ce sont la réfraction et la parallaxe ord ni "''^«"«teur :

^'les n-exigent aucune coCl ^etpS^ menés astronomiques. Les autres Z^,T,?1 '' P*"^"»puisquelles proviennent de „;;::::;;« V"','"^"""' laquelle est placé l'observateur sonîT 1 P'""^"* '"'

paies théories astronomiqu ;« sonM n"' '"' P""'^''-

la précession, l'aberration e 4 utXcrw" '"""^"^• >- premières, qui sont aussi les p tst p'r a^^^^^^^^^^ '''''''

Réfraction

La lumière qui nous arrive d'un astre quelconque doit être plus ou moins déviée par Taclion de Talmosphère lerreslre. Il faut évaluer celle dévialion avant que nos observations puissent servir à former aucune théorie précise. L'aslre, par sa réfraction, est rapproché constamment du zénith en restant dans le même plan vertical. Au zénith seulement l'erreur est nulle, mais elle devient de plus en plus considérable à mesure que l'astre descend vers l'horizon. Celte erreur, qui alTecte immédiatement les distances au zénith, porte encore, indirectement, sur toutes les aulres mesures astronomiques à l'exception des azimuths; mais il serait facile de les calculer si nous connaissions la loi suivant laquelle la réfraction augmente et diminue à différentes distances du zénith. Les astronomes ont cherché la solution de deux manières, l'une rationnelle, l'autre empirique, qu'ils ont fini par combiner.

Si notre atmosphère était homogène, la réfraction de la lumière serait uniforme et facile à calculer. Mais elle est composée de couches, et les réfractions qui en résultent sont excessivement inégales et augiTientent quand la lumière pénètre une couche plus dense, de façon que sa route forme une courbe extrêmement compliquée. La détermination de cette courbe deviendrait un problème purement géométrique, d'ailleurs plus ou moins difficile à résoudre, si nous connaissions la loi relative à la variation de la densité des couches atmosphériques, mais nous ne savons rien et ne pouvons rien savoir touchant celle loi. Nous ne possédons aucune connaissance exacte des lois de température, et nous ne pouvons évaluer les chang<'ments atmosphériques ni quant au nombre, ni quant au degré, C'est pourquoi, tous les travaux fondés sur les lois des pressions, etc., peuvent être bons comme exercices, mais ils n'ont aucune valeur pour estimer la réfraction. Quant au procédé empirique, il est aisé de comprendre que si la réfraction demeurait toujours constante à une même hauteur, nous pourrions dresser des tables de réfraction; et, en étendant nos observations et en instituant diver-

MÉTHODES d'observation EN ASTRONOMIE. 171

ce a. . rv?'""-;'" r^^ "'"^ '^"^"''^^'^ ^i"^*^l"^^ résultats certains. C est, en effet, la marche laborieuse et patiente que les

a trono^es ont suivie à l'aide des instruments perfectionnés do ous avons parlé. Ils ont employé tous les secours géom tn, apphcables, mais leurs résultats n'ont pas été heu- IZl: V'^'^^^ ^"^""« lirnformité dans leurs conclusions pa ce que les c angements de l'atmosphère rendent illusoires tous calculs et toutes les mesures. Quand même nous

iendnons compte des changements barométriques, thermomé-

donn. '^J"^^''«'"^'t^''q»«s de l'atmosphère à un moment

donne nous ne pourrions connaître autre chose que les changement, qui se produisent sur le lieu que nous occupons et nos tables de réfraction varient comme nos observatoires, et

a trouv/r Tr^ ^'^^^^^^toire en différents temps. Delambre a liouve des différences de quatre ou cinq minutes du jour au lendemain, en prenant toutes les peines imaginables. Tout ce que nous pouvons faire consiste à limiter nos observations au

Zp nT rv: "' ' "' P'^ compter sur celles qui seraient laite près de 1 horizon.

SECTION Ilf.

Parallaxe.

La diincullé des parallaxes peut êlre résolue d'une manière beaucoup p us facile et bienpiussa.islaisanle. Les observations des corps célestes faites en des lieux différents ne seraient pas' exac ten,ent comparables, si on ne les ramenait par lapensée à oejes qu on ferau d'un observatoire idéal situé au centre de laTerre,qu.esl d'ailleurs le vrai centre des mouvements diurnes apparents. Cette correction qu'on a nommée la parai - ^xe, est analogue à celle qu'on opère constamment dans la mesure de la surface de la .erre, sous la dénomination pi s rationnelle de réduction au centre de la station.

L effet de la parallaxe porte, comme celui de la réfraction, sur la seule distance zénithale et consiste, en laissant toujours i astre dans le même plan vertical, à l'éloigner du zénitb tand que la refracuon l'en rapprocl.e. Dans ce cas comme dans I autre, mais non pas d'afirès la même loi, la déviation augmente

à mesure que l'as(re descend vers Thorizon. De même aussi il y a des modificaiions secondaires pour toutes les autres quantités astronomiques, excepté encore à l'égard des azimullis La rectification esltacile, en comparaison de Tautre cas, parce qi:'ici Ton ne rencontre pas les difficultés qui font le désespoir des géomètres, et qui résultent du peu de notions exactes que nous possédons sur noire atmosphère. I.a marche semblable des deux difficullés produisant des effets opposés, a empêché les astronomes de prendre plus promptement en considération la réfraction et la parallaxe dont l'opposition tendait à dissimuler l'influence dans les observations effectives.

La parallaxe n'affecte pas, comme le fait la réfraction, tous les astres également: au contraire, son influence est fort inégale suivant les astres que l'on considère et selon les diverses silualions de chacun d'eux. Elle est insensible pour tous ceux qui sont en dehors de notre svstème, à cause de leur immense éloignement, et elle varie dans l'intérieur de ce système depuis la parallaxe horizontale d'Uranus, qui ne peut jamais atteindre une (!emi-seconde, jusqu'à celle de la Lune, qui peut quelquefois dépasser un degré ; ce qui établit une distinction radicale dans les calculs astronomiques entre la théorie des parallaxes et celle des réfractions. La détermination de tout ce qui concerne les parallaxes ne dépend pas entièrement, comme les questions relatives aux réfractions, des méthodes d'observation en astronomie ; mais- elle constitue une portion directe de la science proprement dite. Dépendant en définitive de l'évaluation des distances des astres à la terre, elle se rattache à la géométrie céleste par le besoin qu'elle a de connaître la loi du mouvement de chaque astre. Elle est donc une partie de la science même, quoique à délaut de connaissance directe des distances des astres on puisse adopter, pour déterminer lescoefficienls,un procédé empirique analogue a celui employé dans le cas des réfractions. Il suffit, en effet, après avoir choisi un lieu et un temps tels que l'astre proposé passe au méridien très près du zénith, de mesurer, pendant plusieurs jours consécutifs, sa distance polaire, de manière à pouvoir connaître fort approximativement la valeur de cette distance à un instant quelconque de l'opération.