LA PHOTOGRAPHIE CÉLESTE

La Photographie astronomique comprend, en premier lieu, la représentation de la surface des corps célestes assez rapprochés de nous pour que le télescope ait prise sur eux et puisse nous en donner une image grossie : on a réussi à photographier le Soleil avec ses taches et ses facules, puis la Lune avec tous les .détails de sa surface accidentée, enfin les grosses planètes, telles que Jupiter, Mars, Saturne. En second lieu, il est possible d'obtenir par ce moyen des images exactes des groupes stellaires, et de déterminer ainsi instantanément la situation relative de certaines étoiles pour une époque donnée. La Photographie permet encore d'observer en quelque sorte automatiquement les éclipses, les passages de planètes au devant du Soleil, les occultations de planètes par la Lune, les passages des astres au méridien pour la détermination de l'heure absolue ; elle permet de reproduire le spectre solaire avec toutes

ses raies et d'en étendre les limites bien au delà des rayons visibles.

Nous avons déjà vu que les premières tentatives de « Photographie céleste » avaient été faites en France. Vers i85o, elles furent reprises dans divers pays à la fois. William Cr^nch Bond, à Cambridge, en Amérique, obtenait de bonnes images de la Lune, des étoiles Véga et Castor; le P. de Vico essayait, sans succès il est vrai, de photographier la nébuleuse d*Orion ; le Rév. J.-B. Reade faisait de la photographie stellaire à l'observatoire du D*" Lee, à Hartwell, et à son observatoire du vicariat de Stone ; le P. Secchi, à Rome, et Berkowski, à Kœnigsberg, tentèrent de photographier l'éclipsé du 28 juillet i85i ; enfin M. Warren de la Rue commença, en i852, ses travaux de Photographie céleste dans sa maison de Canonbury, à Londres, en substituant aux procédés de Daguerre ceux de FoxTalbot. A cette époque, le temps de pose était encore considérable, et il fallait suivre à la main le mouvement de la Lune pendant toute la durée de l'opération; mais, en 1867, M. Warren de la Rue réussit à simplifier son procédé. Le temps de pose fut réduit, pour la Lune, à neuf ou dix secondes, à douze secondes pour Jupiter, à une minute pour Saturne, à deux ou trois minutes pour les étoiles les plus brillantes.

M. Warren de la Rue se fit alors construire un observatoire spécialement approprié à ce genre de recherches au village de Cranford, à 20"^™ à l'ouest

de Hyde-Park (*). L'instrument principal de cet établissement était un télescope newtonien, de i3 pouces d'ouverture et de lo pieds de longueur focale, dont le miroir avait été fait par M. Warren de la Rue lui-même, et qui était monté équatorialement, c'est-à-dire de façon qu'il pût tourner autour d'un axe parallèle à l'axe du monde et suivre ainsi la progression diurne des astres sous l'impulsion d'un mouvement d'horlogerie.

Obligé depuis quelques années, par l'affaiblissement de sa vue, à renoncer aux travaux de cette nature, M. Warren de la Rue a fait don de son télescope et de tout son attirail de photographie à l'observatoire savilien d'Oxford, qui a été récemment créé pour servir exclusivement aux recherches d'Astronomie physique (^).

M. Warren de la Rue a obtenu de très-belles photographies de la Lune et du Soleil, des grosses planètes; plusieurs de ces images ont été reproduites par la gravure et figurent aujourd'hui dans beaucoup de livres populaires. L'habile astronome anglais ne s'est pas d'ailleurs contenté de prendre les images de ces corps célestes à un moment

( * ) Voir V astronomie pratique et les Observatoires en Europe et en Amérique, par MM. C. André et Rayet, 1874. Gauthier- Villars.

(' ) Oxford possède en outre un célèbre observatoire astronomique connu sous le nom de RadcUffe Observatorjr, et dont la construction fut commencée en 1871 à Taide d'un legs du D** Radclifie. L'observatoire nouveau porte le nom de sir H. Savile, qui a fondé une chaire d'Astronomie à TUniversité d'Oxford.

donné, il en a obtenu des vues stéréoscopîques en combinant deux photographies prises à des intervalles déterminés.

On sait que la perception du relief repose sur la coexistence des deux images d'un objet qui se peignent sur les rétines des deux yeux, et qui correspondent à deux points de vue diflFérents. Le stéréoscope produit de même l'illusion du relief en présentant à chaque œil, au moyen de deux photographies prises de deux points de vue convenables, les images que l'œil recevrait de l'objet lui-même, placé à la distance de la vision distincte. L'angle formé par les axes optiques des deux yeux dirigés sur un même point qui s'aperçoit nettement est de près de 16®, en supposant que les deux yeux sont écartés de 6*^,5, et que la distance de la vue distincte est de 2^^; on peut donc admettre que l'angle stéréoscopique ou l'écart angulaire des points de vue, nécessaire pour faire naître la sensation du relief, est tout au plus de 16®.

Lorsqu'il s'agit du Soleil, la rotation de cet astre produit en peu de temps le changement de position voulu; mais la Lune nous montre toujours la même face, et le problème paraît, à première vue, insoluble. Heureusement l'immobilité de la face lunaire n'est pas absolue ; on y remarque une sorte de balancement apparent qu'on désigne sous le nom de libration, et qui produit des changements de position qui peuvent aller jusqu'à 16°. Il s^ensuit que les phases de la libration nous offrent les

moyens d'obtenir des vues stéréoscopiques de notre satellite, qui font de la carte plate du disque lunaire un plan de relief.

Les vues stéréoscopiques font nettement ressortir la sphéricité des corps célestes qu'elles représentent. Les cratères de la Lune, l'anneau de Saturne, les taches et les facules du Soleil, y prennent un relief saisissant ; on voit que les facules sont des élévations, et les taches des creux. Un astronome russe, M. Goussef, en discutant des mesures micrométriques prises sur deux photographies lunaires, est arrivé à cette conclusion que la Lune est un sphéroïde légèrement allongé dans la direction de la Terre.

Photographies lunaires.

Les photographies lunaires de M. Warren de la Rue ont gagné en perfection à mesure que se perfectionnaient les méthodes elles-mêmes entre les mains des nombreux amateurs qui cultivent cette application de la Chimie; puis d'autres astronomes sont arrivés à lui disputer la palme sur ce terrain : le P. Secchi à Rome, M. Rutherfurd à New- York, M. Ellery à Melbourne, M. Neyt à Gand, M. Gould à Cordoba (Amérique du Sud), M. Janssen à Paris.

M. Rutherfurd a obtenu de très-belles épreuves de la Lune avec des temps de pose qui ont varié d'un quart de seconde, dans la pleine lune, à

deux secondes, pour le premier et le dernier quartier. En présentant à FAcadémie des Sciences, au mois de novembre 1872, des spécimens de ces photographies, M. Paye disait : « Il suffit d'un coup d'œil sur ces magnifiques épreuves pour faire apprécier les services qu'elles pourraient rendre à l'étude de la géologie lunaire. Les grandes lignes lumineuses, sortes de cassures dessinant des arcs de grand cercle, se croisent suivant des angles qu'il est possible de mesurer avec une certaine exactitude Les cirques, les cratères, et jusqu'aux

moindres fosses circulaires que la surface de la Lune nous présente en si grand nombre, y sont représentés à grande échelle, avec une fidélité saisissante qu'aucune carte topographique ne saurait reproduire. On pourra y étudier pas à pas les variétés nombreuses de ces types divers, si semblables de prime abord à nos volcans éteints, et si différents toutefois, à certains égards, de leurs analogues terrestres. Ici la Photographie donne les hauteurs (dans la région des ombres portées) aussi bien que les dimensions linéaires dans le sens horizontal. » La teinte sombre des « mers lunaires » ressort avec énergie du milieu éclatant des contrées montagneuses ; on est frappé de l'idée que l'on a sous les yeux de vastes épanchements figés qui ont effacé les accidents antérieurs de la surface.

En fixant une image parfaite de notre satellite sur la table de travail, ces photographies permet-

tent des recherches suivies à tête reposée. Or Élie de Beaumont a montré quel parti les géologues pourraient tirer de Tétude de la surface lunaire, dont les accidents n'ont jamais été dénaturés par Faction destructive des eaux, ni par Faction plus lente d'une atmosphère quelconque. Ajoutons que la comparaison des épreuves obtenues à de longs intervalles permettrait de décider s'il survient encore des changements à la surface de la Lune, ou si l'activité des forces volcaniques y est définitivement épuisée.

Une expression d'Herschel, mal comprise de ceux qui le citaient, a fait croire un moment qu'il avait aperçu dans la Lune des volcans en ignition. Herschel s'était servi du mot de volcans pour désigner des points faiblement lumineux qui restaient visibles dans les régions lunaires envahies par l'ombre; mais il ajoutait qu'il n'employait ce mot que pour abréger le discours. Les points lumineux en question n'étaient autre chose que les cratères rayonnants Aristarque, Kepler et Copernic, tous trois situés dans l'océan des Tempêtes, qui se distinguent par l'éclat particulier de leur surface : on les voit encore faiblement briller au sein de la partie obscure du disque lunaire, qui n'est éclairée que par la « lumière cendrée », empruntée à la Terre. Les mêmes points, et beaucoup d'autres, s'aperçoivent pendant les éclipses de Lune, comme de petites taches rougeâtres sur le fond brun foncé de la surface de l'astre éclipsé.

Il est clair qu'il ne s'agit là que d'effets de lumière, et nullement de phénomènes volcaniques. Mais deux observateurs anglais, MM. Webb et Birt, ont signalé récemment plusieurs faits d'où il résulterait que, d'après l'expression d'Élie de Beaumont, « la vie géologique existe encore dans l'intérieur du globe lunaire ». Ils ont remarqué de grandes diffiérences entre les dessins que Schrôter d'abord, en 1792, puis, quarante ans plus tard, Béer et Msedler, avaient donnés du cratère Cichus; ils ont constaté eux-mêmes des changements de formes dans les deux cratères Messier, qui en 1857 ne ressemblaient plus guère au dessin de Mœdler, lequel avait été vérifié bien des fois de 1829 à 1837.

Enfin, au mois d'octobre 1866, M. J. Schmidt, directeur de l'observatoire d'Athènes, annonçait que le cratère Linné, situé dans la mer de la Sérénité et marqué sur la carte de Maedler, qu'il avait étudié lui-même en i84i, semblait avoir disparu, c'est-à-dire qu'il n'en restait qu'un point noir à peine perceptible au milieu d'une large tache blanche. Plusieurs astronomes en possession de bons instruments, notamment MM. Huggins, Secchi, Wolf, d'Arrest, s'empressèrent d'examiner avec soin le cratère en question : tout ce qu'on peut conclure de la discussion de leurs observations, c'est qu'il n'est pas impossible que la cavité dessinée par Maedler ait été comblée en grande partie par une éruption récente de matières blanchâtres.

Toutefois les modifications d'aspect que produisent les conditions très- variable s de rillumination sont si considérables que ces observations ne suffiraient pas à nous convaincre de la réalité de changements survenus à la surface de la Lune. Un fait plus décisif vient d'être annoncé par M. H.-J. Klein. Au mois de mai 1877, cet observateur a découvert un cratère nouveau très-profond et large d'environ 5 kilomètres, dans la mer des Vapeurs, un peu au nordrouest d'Hyginus, dans une région qui avait été soigneusement explorée par les astronomes et qu'il avait lui-même examinée trèssouvent depuis douze ans. Ni Schrôter, ni Lohrmann, ni Msedler, n'ont vu ce cratère; M. J.

Schmidt ne le connaissait pas davantage ; mais la découverte de M. Klein a été confirmée cette année par plusieurs membres de la Société s\ilénographique de Londres. Il paraît donc prouvé qu'il s'opère encore des changements sur la Luné. De bonnes photographies , prises à des intervalles réguliers, jetteraient évidemment un grand jour sur cet intéressant problème d'Astronomie physique. La Photographie fournirait aussi d'utiles indications sur les variations d'aspect des bandes de Jupiter, des taches de Mars, etc.

Photographies du Soleil.

Sir John Herschel avait mis en avant, dès i854, l'idée de faire photographier le Soleil d'une manière

suivie dans l'un des nombreux observatoires que possède l'Angleterre. On pouvait se promettre d'obtenir ainsi, sur la formation, la durée et le mouvement de taches solaires, des notions plus exactes et plus complètes que celles auxquelles on était arrivé en dessinant laborieusement les détails de structure observés directement à l'aide d'une lunette munie d'un verre noir.

Le projet de sir John Herschel fut repris en 1857 par M. Warren de la Rue, qui proposa au conseil de la Société astronomique de le mettre à exécution à Fobservatoire de Kew, qui appartient à la fois à l'Association britannique pour l'avancement des sciences, à la Société royale de Londres, etc., et qui est aussi l'observatoire météorologique central de l'Angleterre. La proposition fut acceptée, et, dès le mois d'août i858, un photohéliographe, construit sous la direction de M. Warren de la Rue, commençait à fonctionner à Kew. C'est une lunette de i", 5o de longueur focale, montée équatorialement et mué par un mouvement d'horlogerie ; elle fournit une image solaire de o™, 3o de diamètre (*), qui vient se peindre sur une plaque coUodionnée que l'on introduit dans la chambre noire fixée à l'extrémité du tube.

En 1860, l'année même de la grande éclipse de Soleil que M. Warren de la Rue alla observer en

(*) Ces dimensions résultent de Tagrandissement de l'image focale par l'oculaire.

Espagne et dont il obtint trente et une épreuves, le photohélio graphe fut transporté à Cranford; Finstallation du service météorologique à Kew absorbant alors toutes les forces de cet établissement, et pendant trois ans on fit à Cranford des photographies du Soleil et de la Lune ; mais en i863 l'instrument fut ramené à Kew et réinstallé dans son ancien dôme. En dix ans, de 1862 à 1872, on a fait avec cet instrument, sous la direction de MM. Warren de la Rue, Balfour Stev^art et Benjamin Lœwy, 2778 photographies du Soleil, obtenues en 1721 jours d'observations (*). M. Warren de la Rue s'était engagé à supporter les frais de ces observations pendant cette période de dix ans, qui prit fin en 1872. Le photohéliographe fut alors démonté et envoyé dans les ateliers de M. Dallmeyer pour y subir quelques retouches ; depuis le mois d'octobre 1873, il est installé à l'Observatoire de Greenwich, tandis qu'à Kew on continue d'observer le Soleil par l'ancienne méthode des projections. Vers la même époque, M. Dallmeyer fut chargé de construire des photohéliographes pour les observatoires de Wiloa et de Lisbonne, où ces instruments fonctionnent régulièrement.

Mais le rôle de la Photographie n'est pas borné à la reproduction fidèle des détails que l'œil peut saisir lorsqu'il est armé d'une puissante lunette;

( ^ ) Le nombre des jours d'observations varie de 1 35 à 2a3 par an.

elle peut devenir, entre des mains habiles, un instrument de découvertes. Les études que M. Janssen a commencées en 1874 et qu'il poursuit depuis deux ans à l'observatoire deMeudon, avec la lunette qui avait été construite pour le passage de Vénus, ont montré que dans certaines circonstances l'image photographique du S4)leil peut révéler des phénomènes qui se dérobent à l'observation directe. C'est ainsi que les photographies solaires que M. Janssen a obtenues dans ces derniers temps l'ont conduit à la découverte de ce qu'il appelle le réseau photosphérique.

Depuis deux siècles et demi, l'attention des astronomes s'était principalement concentrée sur ces accidents de la surface solaire que l'on désigne sous le nom de taches et dejacules; or il semble que l'étude de ces grands bouleversements est presque épuisée aujourd'hui, et qu'il faudra désormais, pour faire avancer nos connaissances sur la constitution du Soleil, aborder d'une manière plus sérieuse l'étude de la photosphère normale. La grande] difficulté était jusqu'ici de bien reconnaître, dans cet océan de feu, la forme des granulations, de ces « grains de riz » ou « feuilles de saule » que l'on distingue vaguement et qui semblent former des courants de matière à demi liquide. Les clichés photographiques d'une faible dimension ne nous apprenaient rien de plus sur ces agglomérations mystérieuses.

D'après M. Janssen, la raison de cet insuccès

doit être cherchée dans un phénomène d* irradiation qui fait que l'image formée par une lumière très-vive déborde un peu son contour et prend sur le cliché des dimensions plus grandes que ses dimensions réelles. C'est ce que l'on a constaté sur toutes les photographies d'éclipsés totales : les images des protubérances empiètent sur le disque lunaire de quantités qui peuvent aller à lo" et à 2of^ {*). Des effets de ce genre doivent se manifester aussi pour l'œil, puisque la vision résulte en définitive d'une impression photochimique produite sur la rétine. Or le diamètre moyen des granulations de la photosphère n'est que d'une seconde d'arc; on comprend dès lors qu'une irradiation même très-faible suffit pour noyer dans une -lumière confuse tous les détails de leurs contours^ M. Janssen a réussi à lever la difficulté en agrandissant l'image et en abrégeant notablement la durée de l'exposition. L'irradiation diminue rapidement à mesure qu'on augmente le diamètre des images, surtout si le temps de pose diminue aussi; en outre, les détails se distinguent plus facilement, et les imperfections de la couche sensible ont moins d'importance lorsqu'on opère sur une échelle plus grande. Enfin M. Janssen a reconnu que, dans les très-courtes poses, les rayons qui agissent sur la plaque sensible se réduisent à

(*) D'après le P. Secchi, cet empiétement s'expliquerait plutôt par le mouvement de la Lune.

un groupe presque monochromatîque , circonstance qui contribue beaucoup à la netteté de l'image. Les épreuves que l'on obtient maintenant à l'observatoire de Meudon ont un diamètre de 3o*^, 5; le temps de pose n'est qu'une faible fraction de seconde. La préparation du coUodion et le développement des clichés sont l'objet de soins tout particuliers.

« Les images solaires, dit M. Janssen, demandent des procédés photographiques d'une trèsgrande perfection ; ici les plus petits défauts sont révélés impitoyablement, et, comme les détails à mettre en évidence sont d'une délicatesse extrême, il faut que la couche soit d'une finesse et d'une pureté extrêmes. » Grâce à toutes ces précautions, la constitution de la photosphère du Soleil cessera peut-être bientôt d'être un mystère pour nous.

On remarque d'abord une fine granulation générale qui couvre toute la surface du Soleil; les grains, plus ou moins arrondis, ont des diamètres qui varient de quelques dixièmes de seconde à Z" et 4'^ Le pouvoir éclairant de ces éléments granulaires est très-inégal, sans doute parce qu'ils sont situés à des profondeurs très-différentes : les éléments les plus lumineux n'occupent qu'une petite fraction de la surface de l'astre.

Mais le résultat le plus curieux que révèle l'inspection de ces images, c'est que la photosphère est divisée en une multitude de compartiments, à contours arrondis ou polygonaux, dont les dimensions

atteignent quelquefois une minute et plus ( le diamètre du disque entier est d'environ 32'). Dans les intervalles qui séparent ces figures, les grains sont nets, bien terminés; « dans l'intérieur, ils sont comme à moitié effacés, étirés, tourmentés; le plus ordinairement même, ils ont disparu pour faire place à des traînées de matière qui remplacent la granulation ». On dirait que, dans ces espaces, un bouillonnement violent a brassé et confondu les éléments granulaires. C'est une nouvelle confirmation de ce fait, que l'activité de la photosphère est toujours très-grande, même lorsqu'il n'y a pas de taches.

\J Annuaire du Bur eau des Longitudes pour 1 878 renferme une épreuve obtenue par M. Janssen le 10 octobre dernier, et grandie trois fois, où l'on reconnaît très-bien les détails dont il vient d'être parlé. Ce qui empêche de constater l'existence du « réseau photosphérique » par l'observation directe, c'est que les forts grossissements restreignent beaucoup le champ des lunettes ; en examinant au contraire une épreuve photographique avec une loupe qui embrasse une certaine étendue de l'image, on voit tout de suite que les parties à granulation distincte dessinent des courants qui circonscrivent les espaces où les grains sont effacés. On aperçoit aussi, entre les granulations, des points très-noirs où la couche photosphérique doit avoir une épaisseur très-faible. Nul doute qu'en poursuivant cette investigation si bien commencée on

n'arrive à bien d'autres révélations sur la nature intime du globe solaire.

Éclipses.

C'est ensuite pour l'observation de phénomènes astronomiques d'une très-courte durée, comme les éclipses ou les passages de planètes au devant du Soleil, que la Photographie pourra être substituée avec avantage à l'observation directe. Une éclipse de Soleil peut durer quelques heures, mais la durée de l'obscurité totale ne dépasse jamais 8', et elle est généralement beaucoup plus courte. Or il s'agit, dans ce bref délai, d'explorer tout le contour du disque solaire caché par la Lune, de noter la forme et la position des protubérances roses, de déterminer l'étendue de la couronne, d'observer en outre les instants des contacts qui marquent le commencement et la fin de la totalité. Naturellement, tout cela se fait avec une hâte fiévreuse, et il est difficile de garder tout son sang-froid en présence des splendides phénomènes qu'il faut inventorier pendant les quelques minutes qu'un coin du voile de lumière qui nous les cache reste levé.

J'ai déjà parlé des tentatives qui furent faites en i85i par divers observateurs pour obtenir des daguerréotypes d'une éclipse de Soleil. L'éclipsé du i5 mars i858, qui était visible à Paris, fut photographiée, sous la direction de M. Faye, dans les ateliers de l'opticien Porro, à l'aide d'une lunette

de 0^,52 d'ouverture et de i5"* de longueur focale. C'était un lundi , jour des séances de TAcademie des Sciences, et une heure après M. Faje put présenter à l'illustre Compagnie un cliché au collodion sec, où le diamètre de l'image solaire, obtenue directement au foyer, sans agrandissement ultérieur ,r était de o™, i4- Les mesures micrométriques prises sur les épreuves de cette éclipse ne laissèrent aucun doute sur la précision à laquelle il est possible d'atteindre par cette méthode.

En outre, la facilité relative avec laquelle MM. Porro et Quinet avaient réussi à obtenir des clichés satisfaisants fut aux yeux de M. Faye un argument décisif en faveur de l'emploi des objectifs à très-long foyer qui dessinent immédiatement sur la plaque sensible une image de grande dimension. La méthode généralement suivie, qui consiste à employer un objectif à court foyer donnant une très-petite image focale, qu'on agrandit à l'aide d'un appareil spécial pour la projeter sur la plaque sensible, permet, il est vrai, de faire usage d'instruments plus maniables, mais cet avantage est compensé par les inconvénients qui résultent de la déformation de l'image agrandie {*).

L'éclipsé totale de Soleil du i8 juillet 1860, qu'un grand nombre d'astronomes étaient allés

(*) On a TU pourtant que M. Janssen trouvait l'agrandissement des images avantageux pour la reproduction des détails de la surface solaire.

observer en Espagne, fut photographiée avec succès par M. Warren de la Rue, à Rivabellosa, et par le P. Secchi, au Desierto de las Palmas. On constata que les protubérances émettent une lumière, beaucoup plus intense que la « couronne » qui enveloppe tout le contour du Soleil, de sorte que le temps de pose est plus long lorsqu'on veut obtenir de bonnes images de la couronne que lorsqu'on s'attache à reproduire la forme des protubérances. La comparaison des photographies obtenues par M. Warren de la Rue et par le P. Secchi permit aussi de trancher la question de l'origine des protubérances : il fut démontré que ces appendices roses n'étaient nullement de simples apparences produites par des illusions d'optique, mais des phénomènes réels, ayant leur siège dans le Soleil. Depuis cette époque, grâce à M. Janssen et à M. Lockyer, on a trouvé le moyen de les observer tous les jours en dehors des éclipses.

M. Faye avait fait construire, pour cette éclipse, tout un attirail photographique ingénieusement combiné ; mais, au dernier moment, il dut renoncer à prendre part à l'expédition organisée par l'Observatoire de Paris, qui ne fît usage que des instruments de mesure ordinaires ( * ). En Algérie, M. Laussedat avait réussi à photographier le Soleil

(') C'est à cette occasion que M. Faye présenta à rAcadémie un cliché obtenu à l'aide d'une petite lunette méridienne de M. Porro, où l'image solaire était imprimée avec le réticule de la lunette, pendant qu'un enregistreur électrique notait le temps.

à Taide d^une lunette horizontale fixe, à laquelle le miroir mobile d'un héliostat renvoyait l'image de l'astre. C'est cette disposition qui a été plus tard adoptée par beaucoup d'astronomes pour l'observation photographique du passage de Vénus.

L'éclipsé totale du i8 août 1868 a été photographiée à Guntoor, dans l'Inde, sous la direction da major Tennant, et à Aden, sous la direction de M. Vogel. Celle du 7 août 1869 a fourni aux Américains l'occasion d'entrer dans l'arène à leur tour; une centaine de photographes, munis de trente lunettes, furent distribués en une foule de stations choisies, principalement dans l'état d'Iowa, et 279 bonnes épreuves de l'éclipsé furent obtenues sous l'intelligente direction de MM. Morton, Gould et Whipple. Une expédition anglaise envoyée en Sicile pour observer Téclipse du 22 septembre 1870 fut moins heureuse : le mauvais temps empêcha la plupart des observations. L'éclipsé du 12 décembre 1871 a été photographiée dans l'Inde et à Java ; en 1878 et en 1875, on a aussi observé des éclipses par ce moyen.

Passages de Vénus.

Le passage de la planète Vénus sur le Soleil, qui a eu lieu le 6 décembre 1874? a fourni à la méthode photographique une belle occasion de faire ses preuves. Les préparatifs qu'on faisait en vue de cet événement étaient gigantesques. En Angleterre,

on construisait buit photohéliographes, dont trois pour la Russie, sur le modèle de celui de Kew. En août, une vingtaine d'expéditions étaient munies d'appareils photographiques qui ont parfaitement fonctionné : « Voilà, disait M. Faye en annonçant ces préparatifs, ce que produit l'idée simple, mais féconde, de supprimer l'observateur et de remplacer son œil et son cerveau par une plaque sensible, reliée à un télégraphe électrique. C'est, dans le système des observations modernes, un progrès presque comparable à celui qui a été réalisé il y a deux siècles par l'application des lunettes aux instruments de mesure. »

Dans ce grand tournoi scientifique, la France a été dignement représentée par six expéditions qui comprenaient, outre deux naturalistes ( MM. Filhol et Delisle), quinze observateurs, astronomes ou physiciens, aidés d'autant d'auxiliaires, et mettaient en mouvement plus de cinquante personnes. Les crédits alloués par l'Assemblée nationale pour les frais de ces missions ont atteint la somme de 4a5ooo*^'^. On avait choisi trois stations dans l'hémisphère austral (l'île Campbell, l'île Saint-Paul, Nouméa), et trois dans Thémisphère boréal (Pékin, Nagasaki, Saigon); chacune de ces stations disposait d'une lunette de 6^°, et les quatre stations les plus importantes (Campbell, Saint-Paul, Pékin, Nagasaki ) avaient en outre des équatoriaux de 8^^ ; enfin toutes ces stations, à l'exception de Saigon, étaient munies de lunettes photographiques du

modèle que nous avons décrit, sans compter les appareils spéciaux qui avaient été construits pour M. Janssen.

La Commission française chargée d^arréter m plan d'observations avait en définitive recommandé l'emploi de lunettes de 4™ ^^ longueur focale et de o"*, i4 (5^°) d'ouverture, installées dans une position horizontale et combinées avec un miroir mobile ; l'image solaire devait être obtenue directement au foyer de l'objectif, sur une surface d'argent ioduré, le procédé de Daguerre ayant para préférable à l'emploi du collodion ( * ). De son côté, M. Janssen avait imaginé, pour son propre usage, un « revolver photographique » , où la plaque sensible tourne de manière que tous les points de sa circonférence défilent devant une petite ouverture par laquelle arrive la lumière.

Les six missions ne furent pas également favorisées par la fortune. Tandis que MM. Mouchez, Cazin, Turquet de Beauregard, à l'île Saint-Paul; André et Angot, à Nouméa; Fleuriais, Blarez, Lapied, à Pékin; Janssen, Tisserand, Picard, Delacroix, au Japon; Héraud, à Saïgon, obtinrent un succès plus ou moins complet, à l'île Campbell, où s'étaient rendus MM. Bouquet de la Grye, Hatt et Courvejoles, le passage ne put être observé. Ce n'est pas tout : trois hommes de l'équipage furent atteints de la fièvre typhoïde, et deux succom-

(*) Rapport de M. Fizeau, du 3 mars 1873.

bèrent. L'expédition de Tîle Campbell, pour avoir été moins heureuse que les autres, n'en avait pas moins fait son devoir avec une abnégation digne des plus grands éloges. Au reste, si le but principal de la mission ne fut pas atteint, M. Bouquet de la Grye a rapporté une riche moisson de documents intéressants la Physique du globe etTHistoire naturelle; les collections recueillies par M. Filhol remplissaient vingt-deux caisses.

La Commission de l'Académie des Sciences avait fait fabriquer 2000 plaques daguerriennes (4oo pour chacune des cinq stations qui avaient des appareils photographiques); on y avait employé lo'^s d'argent. Les épreuves obtenues, au nombre de 800 (*(), furent confiées àM.Fizeau, quifitimmédiatement commencer les mesures micrométriques dont la discussion doit fournir la valeur de la parallaxe du Soleil et par suite celle de la distance du Soleil à la Terre. Ces mesures furent exécutées par MM. Cornu, Angot, Mercadier, Baille et Gariel, à l'aide de quatre machines micrométriques pourvues de moteurs électro-magnétiques.

Les résultats qui se déduisent de l'ensemble des observations n'ont pas encore été publiés ; les calculs sont longs et d'une nature particulièrement délicate. La France n'est pas d'ailleurs,, sous ce rapport, en retard sur les autres nations ; l'astronome

(^)Non compris les épreuyes de M. Janssen, qui n'ont pas encore été examinées.

royal d'Angleterre, M. Airy, n'a encore publié qœ le résultat des observations directes du passage; la discussion des photographies n'est pas terminée.

On peut maintenant se demander si tant d'efforts auront servi à nous procurer une valeur de la parallaxe solaire plus exacte que celles qu'on avait déjà obtenues par d'autres méthodes. Tout ce qu'on sait jusqu'à présent, c'est que le chiffre de k parallaxe que M. Airy a déduit des observations directes des astronomes anglais (8'', 76) est un peu plus petit que celui que M. Newcomb avait trouvé en prenant la moyenne des meilleures déte^ minalions connues (8'', 85). M. Le Verrier, qui voyait avec déplaisir les sacrifices énormes faits pour ces expéditions, ne se lassait pas de répéter « qu'on allait courir les mers pour faire un peu mieux peut-être qu'il y a cent ans, mais rien de plus quant aux méthodes, et cela en négligeant ce qu'on avait chez soi ». Un jour, il s'échappe à dire : « Je démontrerai que ces observations sont sans valeur. On sera obligé d'avouer qu'on n'a pas obtenu de résultats (*). »

L'unanimité avec laquelle les astronomes des autres pays se sont prononcés ep faveur de ces expéditions proteste contre cette appréciation pes-

(*) Prochs-Dcrbaux des séances de la Commission du passage de Vénus t p. aoi. Les procès-verbaux, qui remplissent un Tolume in-4^ de près de 5oo pages, forment la première partie du Recueil de documents relatifs au passage de Vénus que publie l'Académie des Sciences.

simiste. En admettant même que la discussion du passage de 1874 ne donne pas encore la valeur définitive de la parallaxe du Soleil, on aura du moins recueilli des matériaux d'observation qui ne peuvent être obtenus que très-rarement, et qui dans l'avenir pourront acquérir une importance imprévue. D'ailleurs, comme Ta si bien dit M. Dumas, il ne faut pas oublier que, si le passage de Vénus sur le Soleil ne revient que de siècle en siècle, il se répète deux fois à chaque période, à huit années de distance, « comme si, pour chaque génération qui doit en être témoin, il y avait un premier passage d'essai destiné à éprouver toutes les méthodes que la science de Tépoqu^e peut fournir, et un second passage définitif, offrant l'occasion d'appliquer celles qu'on aura reconnues d'abord comme les plus correctes » . Les résultats des expéditions de 1874 serviront donc subsidiairement à préparer le choix des méthodes qu'on devra préférer pour les expéditions de 1882.

Il a été déjà reconnu, en tout cas, qu'on avait eu raison de préférer l'image focale directe à l'image agrandie par un oculaire, mais qu'il eût mieux valu supprimer les miroirs, qui nuisent à la netteté des images. L'examen des photographies a permis aussi d'affirmer l'existence d'une atmosphère autour de Vénus. En dehors de ces résultats positifs, il y a tout cet ensemble de recherches et d'expériences auxquelles a donné lieu la préparation des expéditions, ou pour nous servir d'un mot de

M. Cornu, ce labourage qui a remué profondément le champ des idées, en concentrant sur un même problème les efforts d'une foule de chercheurs. N'oublions pas non plus les observations de M. Bouquet de la Grye sur les marées à Tik Campbell, les collections de M. Filhol, le plan de Pékin levé par M. Lapied, etc.

C'est cette utilité indirecte de ces grandes entreprises scientifiques qu'on n'apprécie pas assez : elle fait qu'en définitive les dépenses sont toujours productives. Ajoutons que les instruments dont on a fait l'acquisition pourront être utilisés de diverses manières. Le Bureau des Longitudes a fait installer quelques-unes des lunettes devenues disponibles dans le parc de Montsouris, où les officiers de la marine viennent s'initier aux observations astronomiques. M. Janssen continue de tirer parti de sa lunette photographique à l'observatoire de Meudon; deux équatoriaux sont destinés aux nouveaux observatoires de Lyon et de Bordeaux. Enfin MM. André et Angot ont employé l'une de ces lunettes à l'observation du passage de Mercure, à Ogden (Utah), le 6 mai dernier.

Photographie des étoiles.

Il restait à faire servir la Photographie à l'étude des groupes stellaires, c'est-à-dire à la détermination rapide et précise des positions relatives

d'étoiles massées dans un espace restreint. C'est M. Rutherfurd qui a le premier résolu le problème, et depuis plusieurs années il poursuit ses travaux dans cette direction avec un remarquable succès (*). L'observatoire de M. Rutherfurd est situé à Tintérieur de la ville de New- York, dans un quartier tranquille et qui n'est pas trop éclairé la nuit. La lunette photographique a i3p° d'ouverture.

Lorsqu'il s'agit de photographier des étoiles, la durée de l'exposition doit nécessairement suppléer à la faiblesse de la lumière. La durée de pose varie avec les circonstances atmosphériques ; mais M. Rutherfurd a trouvé que quatre minutes suffisaient généralement pour les étoiles de lo® grandeur. Pendant ce temps, le mouvement d'horlogerie fait marcher la lunette de manière que les étoiles qui sont dans le champ de l'appareil y paraissent immobiles ; dès lors les images qu'elles donnent sont de simples points. Cependant, comme les impuretés du coUodion pourraient produire, lors du développement du négatif, des points noirs que l'on prendrait pour des étoiles, on fait toujours une seconde épreuve . après avoir déplacé la plaque de i™" environ ; chaque étoile se trouve ainsi représentée par deux points noirs espacés d'une quantité toujours la même. L'épreuve ainsi obtenue fournit

( *) L'Astronomie pratique et les Observatoires en Europe et en Amérique, — ///. Etats-Unis cT Amérique^ par MM. C. André et A. Angot. Paris, 1877.

donc une représentation fidèle des positions et des distances relatives des étoiles qui étaient dans le champ de la lunette.

Mais il faut encore pouvoir évaluer ces distances en mesures angulaires, il faut pouvoir les exprimer en secondes d'arc. Pour faciliter cette évaluation, on arrête le mouvement d'horlogerie, et on laisse les étoiles traverser le champ ; les plus lumineuses, celles qui ne descendent pas au-dessous de la 4' ou de la 5* grandeur, laissent alors sur la plaque sensible une trace continue, et la longueur du sillon noir tracé pendant une minute fait connaître la valeur angulaire d'un millimètre mesuré sur la plaque. On peut ainsi faire, en une seule nuit, une dizaine d'épreuves du même groupe. Les distances des étoiles sont ensuite relevées sur chaque épreuve à l'aide d'un appareil composé de deux microscopes portés par un chariot ; on les mesure à Y7V ^^ millimètre près.

M. Rutherfurd a obtenu par ce procédé des cartes très-exactes des Pléiades, du groupe de Praesepe, de celui de Persée, des étoiles voisines de la 6i® du Cygne, dont Bessel avait signalé le mouvement propre. Plus récemment, M. Gould, directeur de l'observatoire de Cordoba, dans la République argentine, a également obtenu de remarquables succès dans cette voie. Au mois de novembre dernier, il possédait déjà des épreuves propres aux mesures micrométriques de 84 objets 'délestes, dont les trois quarts sont des amas stel-

laîres. Le cliché qui représente l'amas stellaire de m du Navire montre i8o étoiles dont beaucoup sont de 9® grandeur. M. Gould a aussi obtenu de belles images de la Lune, des planètes Jupiter, Mars et Saturne, etc.

Le professeur Peirce, dont Tautorité en ces matières est considérable, parle avec enthousiasme du progrès réalisé par l'application de la Photographie aux recherches d'Astronomie sidérale. « Pour des recherches originales sur la position relative d'étoiles voisines, dit-il, les photographies peuvent être en toute sécurité substituées aux étoiles elle-mêmes, vues au travers des plus puissantes lunettes. Les photographies une fois prises constituent des faits indiscutables, à l'abri de l'influence des erreurs personnelles d'observation, et conservent pour les âges futurs la position actuelle des étoiles ainsi relevées. »

Achromatisme chimique.

Il faut pourtant parler maintenant de certaines difficultés que l'on rencontre dans l'application de la Photographie aux recherches astronomiques, et qui n'ont pas été surmontées sans peine. J'ai déjà rapporté comment M. Janssen est parvenu à éviter les eflfets de l'irradiation dans le cas où il s'agit d'une lumière très-forte, comme celle du Soleil.

Un autre inconvénient consiste dans le retrait du coUodion après les lavages et la dessiccation.

M. Paschen et M. Rutherfurd, qui avaient étudiécc sujet; étaient arrivés à des résultats très-différents; tandis que M. Paschen avait constaté un retrait qui allait parfois à rrny M* Rutherfurd n'avait trouvé que 777^5^ au maximum. Les résultats plus récents de M. Vogel se rapprochent de ceux de M. Rutherfurd. M. Vogel a employé un procédé qui avait été recommandé par 'M. Faye, et qui consiste à photographier sur une couche de coUodion un réseau de traits tracés au diamant sur une plaque de verre ; on compare ensuite à la loupe le réseau du coUodion à celui du verre, et l'on mesure la quantité dont le premier s'est contracté. U parait que l'emploi de plaques préalablement albuminées fait disparaître cette cause d'erreur. Cependant l'humidité a toujours une grande influence sur le collodion ; c'est pour cette raison que la Commission du passage de Vénus a donné la préférence aux plaques métalliques de Daguerre.

Une autre difficulté naît de la différence qui existe entre la rétine et une surface photographique au point de vue de l'achromatisme nécessaire à la netteté des images. On sait que Tobjectif, ou ce qu'on pourrait appeler l'œil de la lunette, doit être achromatique, en d'autres ternies, qu'il doit montrer les objets sans ces bandes colorées qui les enveloppent lorsqu'on les regarde au travers d'un prisme ou d'une lentille simple. On obtient ce résultat par l'association d'une lentille de verre ordinaire (crown) et d'une lentille de cristal (flînt)^

taillées de façon à réunir, après la réfraction, en un même foyer les principaux rayons colorés. Mais les objectifs achromatiques ordinaires ne conviennent pas à la Photographie, car les rayons qui sont les plus importants pour la vision ne sont pas ceux qui produisent le plus d'effet chimique, et le « foyer chimique » ne coïncide pas avec le « foyer optique ». Il faut donc employer pour la Photographie des objectifs achromatisés d'une manière spéciale.

Il est vrai que Ton peut tourner la difficulté en substituant à la lunette un télescope à réflexion, car le télescope possède cet avantage que tous les rayons concourent exactement au même foyer, de sorte que l'image est rigoureusement achromatique. Quelques astronomes, comme M. Warren de la Rue, ont en effet employé de préférence des télescopes pour la Photographie ; par malheur, les miroirs sont trop sensibles aux changements de température, et il en résulte des déformations qui troublent l'image ; aussi préfère-t-on aujourd'hui se servir de réfracteurs convenablement achromatisés.

L'achromatisme photographique peut s'obtenir en premier lieu, comme l'achromatisme ordinaire, par la courbure que l'on donne aux surfaces des lentilles ; les constructeurs y arrivent soit par tâtonnement, soit par des méthodes plus directes. C'est le moyen qui est le plus souvent employé, et c'est d'après ce principe qu'a été taillé l'objectif photo-

graphique de Tobservatoire de Cordoba ; mais il faut alors renoncer à se servir de la lunette pour la plupart des observations ordinaires. M. Rulherfurd, qui désirait conserver son bel objectif, achromatique pour l'œil, a réussi à l'approprier à h photographie par l'adjonction temporaire d'une troisième lentille qui l'oblige en même temps à raccourcir un peu le tube de la lunette. Ce procédé, qui fait de la lunette un instrument à deux fins, a été adopté aussi par M. Langley, à l'observatoire d'Allegheny, où un réfracteur de i3p° est employé k l'étude de la surface du Soleil. M. Langley fait tailler une lentille supplémentaire qui lui permettra de photographier les taches, qu'il s'est jusqu'il présent contenté de dessiner.

Un de nos physiciens les plus habiles, M. A. Cornu, est parvenu, en 1873, à une solution beaucoup plus simple, qui a été immédiatement adoptée par la Commission du passage de Vénus pour la cort struction des lunettes photographiques que devaient emporter les expéditions françaises. Ce qui fait l'originalité de sa méthode, c'est qu'elle n'exige aucun instrument spécial : « Toute lunette peut être immédiatement adaptée aux observations photographiques, à l'aide d'une disposition mécanique qui n'altère en rien les qualités optiques de l'instrument : il suffit en effet de séparer les deux lentilles qui composent l'objectif d'une quantité dépendant de la nature des verres, mais dépassant rarement i~ pour 100 de la distance focale. Cette

opération raccourcit cette distance d'environ 6 ou 8 pour loo. La théorie et Texpérience prouvent que Tachromatisme primitif des rayons visibles est transformé en achromatisme des rayons chimiques. »

Cette méthode a été appliquée par M. Cornu avec un plein succès à une lunette que possède l'Observatoire de Paris. C'est le grand équatorial de la tour de l'Est, dont l'objectif a o", 38 d'ouverture et près de 9™ de distance focale. L'instrument, commandé par Arago, n'avait jamais fonctionné, par suite de l'altération superficielle de l'un des verres. L'objectif fut remis en bon état, il y a quelques années, quand M. Cornu en fit usage pour une détermination nouvelle de la vitesse de la lumière, et c'est à la suite de ces expériences qu'il entreprit d'adapter l'instrument aux travaux de Photographie astronomique. Un dispositif trèssimple permet désormais d'écarter les verres et de faire fonctionner l'instrument aussi bien pour les observations directes que pour la Photographie; ajoutons que, pour l'observation directe des astres d'un faible éclat, on peut sans inconvénient conserver l'ajustement photographique.

Les images de la Lune et du Soleil qu'on obtient avec cet appareil mesurent 8*^ de diamètre, et M. Cornu s'abstient de les amplifier, afin de leui* conserver toute leur précision primitive. Voici ' comment la difficulté qui naît du mouvement propre très-rapide de la Lune a été surmontée :

Radàc. — La Phot, et ses applie, 4

on profite de la transparence du coUodlon pour observer directement un point de la surface et le maintenir sur un repère en rectifiant sans cesse k marche de Téquatorial.

Il est vrai que ce n'est pas tout de corriger l'achromatisme des objectifs : il faut aussi remédier à la déformation des images qu'entraîne la courbure donnée aux surfaces des lentilles ^ et qui se fait sentir surtout vers les bords. Le problème optique que soulève la construction d'une lunette photographique parfaite est donc fort complexe ; mais il n'est point insoluble, et ne tardera pas sans doute à être résolu.