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Fig. 184. — Coupe théorique d'une lunette astronomique.

qui fait de ces deux sortes d'instruments des genres distincts.

Mais la description qui va suivre fera nettement saisir les caractères spécifiques que nous venons de signaler d'une manière générale.

La lunette astronomique (fig. 184), est composée de deux systèmes de lentilles ou plus simplement encore de deux lentilles disposées aux deux extrémités d'un tube cylindrique : l'une d'elles, tournée vers l'objet qu'on examine, a reçu pour cette raison le nom à!ohjectif. C'est l'objectif qui reçoit tous les rayons lumineux partis de l'objet qui pénètrent dans la lunette, et comme c'est une lentille convergente, tous ces rayons se réunissent derrière elle, en un point qu'on appelle le foyer; là, ils forment une

image exacte de Tobjet observé par rastronome. C'est cette image a h qu'il examine alors à l'aide d'une loupe, absolument comme le naturaliste fait d'un insecte ou d'une plante à sa portée. Cette loupe est formée d'une autre lentille ordinairement convergente, mais d'un court foyer. L'œil en regardant l'image à travers cette loupe la voit grossie, A'B', et peut en examiner les détails : c'est là ce qui a fait donner à cette seconde lentille le nom dioculaire.

Telle est, en principe, la composition d'une lunette as* tronomique. On remarquera que ce n'est pas l'objet luimême qu'on voit directement au moyen de la loupe ou de l'oculaire, mais bien son image, laquelle seule est véritablement agrandie *.

Tel est le mécanisme de la lunette astronomique dans toute sa simplicité. Un mot maintenant des avantages qui constituent réellement la puissance de la lunette, et qui en rendent l'emploi de beaucoup préférable à la vision simple.

L'ouverture de la limette, c'est-à-dire la surface de l'objectif étant plus grande que celle de la pupille, l'imagé se trouve formée par un plus grand nombre de rayons de lumière émanés de l'objet; elle est donc d'autant plus lumineuse que l'objectif est plus considérable.

La netteté de la vision est pareillement accrue.

Enfin, l'accroissement de la grandeur apparente, en un mot le grossissement qui dépend, pour un objectif donné, de la petitesse de la distance focale de Tocu-

1. Dans les microscopes, Tiinage de l'objet est réellement plus grande que ses propres dimensions, tandis que dans les lunettes, l'image, quelque soit le grossissement, est toujours plus petite que l'objet observé. Ce sont SI s dimensions apparentes qui sont réellement agrandies.

laire, rend perceptibles des détails que la vue simple ne voit pas du tout ou ne peut voir que d'une manière confuse.

Tout cela aurait besoin de démonstration : mais on comprendra que je ne fais point ici un cours d'optique, et je renvoie les lecteurs plus exigeants aux traités spéciaux.

Dirai-je que les objectifs des bonnes lunettes sont composés de deux lentilles juxtaposées , l'une convergente, l'autre divergente, la première en crown glass^ verre ordinaire des glaces, l'autre en flint-glasSy sorte de cristal où entre une certaine quantité de plomb; que cette disposition a pour but de détruire les couleurs irisées qui en-

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Fig. 18&. — Lunette astronomique, vue intérieure.

tourercdeut sans cela les contours des images ; que l'oculaire est aussi formé de deux lentilles dont la combinaison a surtout pour objet d'agrandir le champ de la lunette, sans nuire à sa puissance.

La figure 1 85 reproduit la coupe exacte ou la vue intérieure d'une lunette astronomique, semblable à celle dont on voit la représentation exacte dans la figure 1 86.

Ce qui, aux yeux de bien des gens est le signe caractéristique de la puissance d'une lunette, c'est le grossissement. Or le grossissement varie avec l'oculaire, et généralement la même lunette, ou plutôt le même objectif, est susceptible de recevoir divere grossissements qu'on emploie selon le genre des observations et les circonstances

&ga LES INSTRUMENTS ASTRONOMIQUES.

atmosphériques'. Seulement, plus le grossissement est considérable, plus l'image formée au foyer de l'objectif éparpille, pour ainsi dire, sur un grand espace, les rayons lumineux qui la forment; moins la clarté est grande, plus la netteté de l'image est compromise.

A égalité de pureté de la matière qui compose divers objectifs, celui qui permettra le plus fort grossissement

' . Fig. 18S. - Lunette uironomique, vue eitérieuM.

sera celui dont le diamètre est le plus considérable, et dout la distance focale est la plus grande.

Parmi les plus remarquables et les plus puissantes lu-

1. Si l'atmosphère, quoique pure en apparence, est chargée de vapenn à r^t&t vésiculaire, un fort grossissement est généralement défavorable : les images des molécules interposées sont elles-mêmes grossies ; elln troublent la netteté de l'image de l'aslre et en rendent les contours ondnlants et mal terminés.

nettes aujourd'hui connues, nous citerons les grandes lunettes des observatoires de Paris et de Poulkowa qui ont 38 centimètres d^ouverture ; et celle de Cambridge (États- Unis) dont Touverture mesure 47 centimètres. Ce dernier instrument est le plus grand télescope réfracteur qu'on ait construit jusqu'à présent.

Arrivons au télescope.

Un télescope se compose, ainsi que les lunettes, d'un objectif et d'un oculaire; Tobjectif est destiné à former une image, la plus nette et la plus lumineuse possible, de Tastre observé; Toculaire sert à grossir cette image pour en examiner les détails. Seulement, au lieu d'être formé d'une lentille ou d'une combinaison de lentilles, l'objectif du télescope est un miroir concave, c'est-à-dire convergent, miroir ordinairement métallique et dont la surface est polie avec un grand soin.

La disposition des miroirs et de l'oculaire ne peut être la même, on le comprend d'avance, que celle de la lunette astronomique, puisque le miroir est opaque et qu'il faut de toute nécessité que la concavité en soit tournée vers le ciel. Nous donnons ici trois coupes intérieures de télescopes, tels qu'ils ont été construits par leurs inventeurs, Newton, Grégory, Herschel.

Dans le premier de ces instruments (fig. 187), les rayons lumineux, après s'être réfléchis une première fois sur le grand miroir principal M, se réfléchissent une seconde fois sur un petit miroir m incliné à 45*, de sorte que l'image se forme à côté du tube . Là se trouve l'oculaire, qui, je le répète, remplit la fonction de loupe. Ainsi, dans le télescope de Newton, l'observateur est placé latéralement, c'est-à-dire à angle droit avec la direction des rayons qui émanent de l'astre.

Dans le télescope de Grégory (fig. 188), le miroir prin-

cipal est percé, à son centre, d'une petite ouverture qui donne passage au tube contenant Foculaire, et le petit miroir est placé en avant du grand, et dans une position

parallèle.

Il y a donc double réflexion, comme dans le télescope

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Fig. 187. — Télescope de Newton; coupe théorique.

de Newton, mais Vœil de l'observateur est situé en face de Tobjet observé. Cette double réflexion a Tinconvénient d'éteindre un plus grand nombre de rayons lumineux ; la clarté de l'image en est naturellement affaiblie.

Les télescopes à vue de face {front view télescope) de

Fig. 188. — Télescope de Grégory; coupe théorique.

W. Herschel n'ofirent pas cet inconvénient (fig. 189). U n'y a qu'un miroir M, incliné au fond du tube, de manière à venir former l'image au bord inférieur de l'extrémité du tube tournée vers l'objet. Là se trouve l'oculaire qui sert à en amplifier les dimensions. Cette disposition n est

avantageuse que pour les très-grands miroirs, parce que Tobservateur obligé de tourner le dos à l'astre pour observer, empêche une partie des rayons lumineux, arrêtés pai* le sommet de sa tête, de pénétrer dans l'instrument.

Dans les télescopes, la déperdition de lumière qui provient de la réflexion sur le miroir principal, est de beaucoup supérieure à l'absorption que subissent les rayons en traversant les objectifs de verre des lunettes ; ainsi, à égalité de dimension des objectifs, les lunettes permettent un grossissement plus considérable que les télescopes.

Il y a quelques années, un savant et habile physicien et opticien français, M. Léon Foucault, si connu par ses

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Fig. 189. — Télescope de W. Herschel; coupe théorique.

expériences précises et délicates sur la vitesse de la lumière, a imaginé de construire des télescopes dont les miroirs sont en verre argenté, ce qui rend beaucoup moins coûteux rétablissement du télescope, et surtout extrêmement facile le polissage des objectifs. Nous reproduisons ici (planche XXXVIII) le magnifique instrument que ce savant a fait construire pour l'Observatoire de Paris, et dont la destination est une des grandes villes du Midi de la France (Marseille, si je suis bien informé). Ce télescope est construit d'après le système newtonien.

Parmi les réflecteurs remarquables qui fonctionnent en ce moment dans les observatoires, il faut citer le télescope construit par lord Rosse dans son parc de Parsonstown,

en Irlande. Ce colossal instrument a près de 17 mètres de distance focale, et le diamètre de son miroir métallique est de 1 m. 83. Le miroir et le tube ne pèsent pas moins de 10 400 kilogrammes. Il supporte des grossissements de 6000 fois. Nous avons vu comment Tillustre possesseur de cette merveille astronomique a su l'employer à la découverte des nébuleuses, qui, jusqu'à lui, avaient résisté aux instruments les plus puissants. Le télescope de lord Rosse a coûté, dit-on, 12 000 livres sterUng (300 000 francs). La planche XXXVII (page 534), reproduit, d'après un dessin du Spéculum Hartwellianum de Tamiral Smyth, une vue extérieure de Tinstrument et des constructions monumentales qui ont été nécessitées par son installation et sa manœuvre.

Aujourd'hui que le ciel est exploré, dans toutes ses parties, par d'habiles observateurs, munis des instruments les plus perfectionnés, il devient de plus en plus diflScile d'ajouter aux connaissances que l'on possède sur la constitution physique du monde solaire et des autres systèmes sidéraux; mais, à l'origine, de faibles instruments ont permis les plus glorieuses découvertes; Galilée reconnut l'existence des satellites de Jupiter à l'aide d'une lunette qui ne grossissait que 7 fois; l'illustre astronome n'eut jamais d'instrument dépassant un grossissement de 32 fois dans ses observations astronomiques. Ajoutons, pour ne pas décourager les amateurs, qu'une simple lunette astronomique de 11 centimètres d'ouverture, dont le grossissement varie de 60 à 300 fois, peut servir à de fort utiles investigations. M. Goldschmidt a découvert ses 14 planètes à l'aide d'une lunette de cette force, et c'est avec le même instrument qu'il a revu le satellite de Sirius.

Quelques détails maintenant sur les principaux travaux des observatoires.

GRAND TÉLCSCOPC A MIROIR ARGENTE Construit par M. Léon FouMutl [ObMrvi:o:i« ils Haraeille!.

Pénétrons, si vous le voulez bien, à l'intérieur de l'Observatoire de Paris. C'est chose facile depuis que la fondation d'une société d'astronomie et de météorologie en a ouvert périodiquement les portes au public.

L'une des premières salles que nous visiterons sera celle des instruments méridiens. Là, je me bornerai à arrêter votre attention sur trois genres d'instruments, les lunettes, les cercles divisés, les pendules, c'est-à-dire les instruments qui emiplifient la vue, ceux qui servent à mesurer les angles ou les positions, ceux qui mesurent et divisent le temps.

Trois lunettes, dont l'une est fixée au centre d'un grand cercle que vous voyez au fond de la salle attaché à un mur, et dont la plus rapprochée est la plus moderne et la plus puissante, ont toutes trois la même destination, celle de marquer avec précision l'heure du passage des astres par le plan méridien, et de mesurer leur distance angulaire au zénith, d'où se déduit leur position par rapport au pôle ou à l'équateur céleste .

Le premier instrument se nomme cercle muraly les autres sont des lunettes méridiennes.

Dans ces trois instruments, les lunettes sont disposées de manière à tourner librement autour de leur axe placé horizontalement dans la direction de l'Est à l'Ouest, ou perpendiculairement au méridien. L'axe de chacune ne sort donc pas, dans ses mouvements, du plan méridien. Comme le mouvement diurne amène successivement tous les astres dems le méridien, il est toujours possible d'observer l'instant précis du passage de l'un d'eux par ce plan. Pour rendre cette observation plus aisée, la lunette méridienne est munie d'un réticule^ assemblage de fils très-fins placés au foyer commun de l'objectif et de l'oculaire, dont la figure 190 donne la disposition. Plus

la lunette est puissante, plus la vitesse de l'étoile qui passe dans le champ est considérable, plus il importe de saisir avec exactitude Tinstant où le point lumineux passe derrière le fil a 6 qui l'occulte. En observant Finstant des passages par les quatre autres fils parallèles à celui-ci et en prenant la moyenne, Terreur d'observation est diminuée.

On voit dans la planche XXXIX, à côté des lunettes méridiennes, des horloges ou pendules réglées sur le temps sidéral, et battant les secondes. Le bruit sec des oscillations du pendule sufiît à l'observateur pour compter le temps : il évalue même approximative—

Fig. 190. — Réticule '^ ^ , ^'^

de u lunette mé- mcut Ics dixièmes de secondes, de manière

ridienne. , a. i . xiviaj

a connaître plus exactement 1 mstant du passage de l'astre, quand il a lieu entre les battements de deux secondes successives.

Je ne décrirai point ici ces instruments d'horlogerie si précieux par leur exactitude : je répéterai seulement ce que j'ai dit plus haut, c'est-à-dire qu'ils marquent le temps sidéral, de sorte que les visiteui's n'auront point la tentation de régler leurs montres sur les horloges des observatoires, et ne devront pas s'étonner de l'écart apparent, quelquefois si considérable, qu'ils trouvent exister entre les indications des deux cadrans.

Le cercle mural consiste en un cercle métallique divisé en degrés et fractions de degré et placé dans le méridien. Une lunette mobile autour du centre permet d'observer un astre au moment de son passage au méridien : la direction de cet axe montre quelle distance angulaire existe entre la position actuelle de Tastre et le zénith : de là, on conclut la déclinaison, distance angulaire du même astre à l'équateur céleste.

Le cercle mural peut servir ainsi, comme on voit, de lunette méridienne ; réciproquement, on adapte maintenant aux lunettes méridiennes des cercles divisés à Taide desquels la distance zénithale est mesurée. La magnifique lunette méridienne récemment installée à l'Observatoire de Paris, et qu'on voit au premier plan de notre dessin (planche XXXIX) remplit à la fois ces deux fonctions si importantes.

De la salle des instruments méridiens, nous allons passer à la grande tour, surmontée d'un dôme, qui contient la grande lunette de 38 centimètres d'ouverture, dont il a été question plus haut.

Comme les instruments méridiens ne permettent d'observer les astres que pendant l'instant très-rapide de leur passage, il importe d'avoir des lunettes puissantes pour les suivre dans toutes les régions du ciel où les amène le mouvement diurne, combiné avec leurs mouvements propres. Les lunettes et télescopes montés sur des pieds dont la manœuvre est très-perfectionnée suffisent en partie à ce genre d'observation, mais ne permettent aucune mesure précise de leur position.

C'est à suppléer à cette insuffisance qu'est destiné le* grand instrument qui a reçu le nom de lunette équatoriale ou simplement à^équatoriaL

Comme on peut le voir dans la planche XL, la lunette est fixée à un axe, autour duquel elle peut tourner dans tous les sens et qui est fixé parallèlement à l'axe du monde. Voici du reste quelles sont les pièces fondamentales de l'instrument : la lunette; un cercle divisé dont le plan est parallèle à Taxe de la lunette et qui sert à mesurer l'angle que cet axe fait avec la ligne des pôles ; ce cercle se meut avec la lunette qu'on y fixe à l'aide de vis de pression; un autre cercle fixe parallèle au plan de l'é-

quateur. Un mouvement d'horlogerie fait mouvoir ce cercle sur lui-même, de manière à lui faire accomplir une révolution entière, d'une façon continue, en 24 heures sidérales.

11 résulte de là, que si la lunette est dirigée vers une étoile, ou un astre quelconque, et Gxée dans sa direction, le mouvement général de l'instrument Tentrainera, et maintiendra constamment son axe optique suivant un parallèle céleste. Ou, si Ton veut, Fastre qui était au début de l'observation dans le champ de la lunette, y restera immobile pendant toute sa durée. De là, une facilité extrême pour observer les détails des disques planétaires, les taches du soleil, les nébulosités des comètes, les amas stellaires, les nébuleuses, surtout quand l'équatorial est formé d'une lunette d'une grande puissance. A la vérité, l'usage de l'équatorial n'est pas restreint à ce genre de recherche, et il peut servir à déterminer par comparaison des positions célestes. Les cercles divisés, qui permettent de pointer l'instrument vers un astre connu, ont aussi pour objet la détermination dont nous parlons.

J'aurais voulu pouvoir entrer dans quelques détails sur la mesure des angles, sur les instruments qui servent à cet objet, sur la précision à laquelle les astronomes sont par* venus, grâce à d'ingénieuses méthodes et aux progrès de l'art du mécanicien et de l'opticien. Je me serais étendu alors sur la description des micromètres, des grands cercles divisés, puis des héliomètres et de divers autres instruments employés dans les observations. Mais l'appendice que j'ai donné à la description du ciel et de ses phénomènes est déjà long. Je ne puis donc que renvoyer aux ouvrages spéciaux les personnes curieuses d'entrer dans ces développements. Mon but sera suffisamment atteint,

GRANDE LUNETTE tQUATOflULE

de ]'Ot«erv>toire de Pari*.

si, en excitant leur cnriosité, j'ai réussi à leur donner le désir de pousser plus avant leurs études, dans cette science si propre à élever Fesprit, en lui procurant les plus pures et les plus nobles jouissances.