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dans la position où l'image se forme parfaitement distinclc, co qui dépend à la fois du grossissement employé, de la vue do l'observalcur, et enlin. pour les objets dont la distance est comparativement rapprocliée, de Téloignement de ces objets mêmes. Pour tous les objets célestes, dont la distance peut être considérée comme infinie, la mise au point est seulement relative au grossissement, c'est-à-dire à l'oculaire employé et à la vue de l'obsenateur, laquelle peut être normale, myope ou presbyte'. A l'instrument est adapté un chercheur, petite lunette fixée parallèlement à la lunette principale et munie, à son foyer, de deux fils croisés à angle droit. Le grossisscmeul de la lunette étant nn peu fiirt , le champ est très limité, de sorte qu'en se servant de la lunette principale pour viser un objet, on a quelque difficulté à amener cet objet dans le champ de l;i Innolte. Le champ du chercheur étant comparativement très grand, ou y trouve facilement l'objet, on l'amène au point de croisée des fils et on est assuré que l'objet observé ou du moins sa partie centrale est en ce moment dans le champ de la lunette principale.

La grande lunette porte elle-même un système de fils réliculaires mobiles, dont on règle la position de façon que l'image des fils soit nette, ce qui arrive quand le réticule est à la dis-

Fig, 306. — lunellc astronomique maniée sur un pied ordii

1, Il résulte de lï que la valeur du grossissemcnl, dont nous aioDS plus haut donne l 'eipressîon, varie un peu arec les différentes vues des observateurs. Au lieu du rapport entre tes distances focales de l'ubjectif et de l'oculaire, qui ccnvicnl au cas idéal où l'aU serait accommodé pour voir nettement les objets situés à l'infini, il faut prendre le rappurt do b distance focale de l'objectif h la distance où la mise au point marrjuc b position de l'ocubira.

lance de la vision distincte. C'est en ce même point que doit se trouver l'image réelle formée par robjectif ; et on y parvient, comme nous venons de le dire plus haut, en enfonçant plus ou moins le tube porte-oculaire.

Les lunettes à long foyer des observatoires astronomiques sont d'un poids qui rend le maniement de ces instruments difBcile. On leur adapte alors une monture plus compliquée, et, par l'intermédiaire d'engrenages et de tringles que nous n'avons

Fig. 507. — Lunclle aslronomiquc montée sur

pointa décrire ici, on parvient à leur imprimer tous les mouvements nécessaires avec la lenteur et la précision convenables. D'après ce que nous avons dit plus haut du grossissement d'une lunette astronomique, il semble qu'il dépende, pour un même instrument, ou mieux pour un même objectif, de l'oculaire. Et, en effet, une même lunette peut être susceptible de donner des grossissements variables par l'emploi d'oculaires différents, à foyers plus ou moins courts. Théoriquement parlant, la puissance d'une lunette semblerait donc illimitée ; mais,

ftSS IfE MONDE PHTSIQUE.

à la vérité, elle dépend d'antres éléments dont nous allons dire un mot.

La qualité d'une lunette et aa puissance dépendent principalement de l'objectif. Il est indispensable d'abofd qné la i qui le compose soit aussi piuv que possible, que ]m. des lentilles soient exempts de bulles et de stries. La tàffia cl le polissage de la suriace ont une importance non moins grande, et c'est de leur perfection que dépend surtout la netteté de rimage réelle que l'objectif forme à son foyer.

Maintenant, à égalité de perfection i ces divers points de vue. l'objectif qui supportera le grossissement le plus fort sera celui dont le diamètre sera le plus considérable, et dont la tlislance focale sera la plus grande. En e%t, la clarté de l'image virtuelle d^nd d'abord de l'éclat de l'image réelle, et, par conséquent, de la quantité des rayons lumineux qui contribuent à former cette dernière. Or cette quantité est en lapport direct arec la grandeur ou l'ouTerture de l'objectif. Comme te grossissement de l'oculaire éparpille les rayons sur un plus grand espace, l'im^e virtuelle est d'autant plus affaibl ie et confuse que ce gi'ossissemeni est plus fort, à moins que les rayons ne proviennent d'un point lumineux de dimension insensible et brillant d'une lumière propre comme les étoiles. Dans ce dernier cas, l'aflaiblissement provenant du grossissement est nul, et l'éclat est accru dans le rapport des carrés des ouvertures de l'objectif et de la ]>upille de l'œil. Aussi, avec une lunette d'une grande ouverture, le nombre des étoiles qu'on peut apercevoir dans une étendue limitée du ciel s'agrandil-il considérablemenl, comme le prouvent les (igures 508 et 309. L'une montre ua coin du ciel pris dans la constellation des Gémeaux, où k« étoiles, vues à l'œil nu, sont au nombre de sept; à l'aide d'une lunette de 27 centimètres d'ouverture, M. Chacomac y acompte 3205 étoiles. En admettant 6 millimètres pour l'ouverture de la pupille, l'éclat se trouvait en efTet augmenté dans le rapport de 56 à 72900 ou de 1 à 2025, abstraction faite de l'absorption de la lumière par la matière des lentilles.

Ainsi encore s'explique la possibilité de distinguer en plein jour, avec les lunelles, des étoiles qu'on ne peut voir à l'œil nu que le soir ou pendant la nuit.

Les asires non lumineux par eux-mêmes, comme la Lune, les planètes, ont, dans les lunettes astronomiques, un éclat moindre qu'à l'œil nu, et il en résulte que le pouvoir grossissant est limité pour un objectif donné.

Panni les plus remarquables et les plus Fig.sos -Uncom puissantes lunettes astronomiques aujourd'hui jeiaconsieiiaiion connues, il faut citer celles des observatoires de Paris et de Puuikova, qui ont 38 centimètres d'ouverture

e lunette de 37 ccotimètres d

et 8 mètres de foyer, et la lunette de l'observatoire de Cambridge (Étals-Unis), dont l'ouverture mesure 47 centimètres.

Ce dernier instrument est le plus grand télescope réfracteur qu*on ait construit jusqu'à présent'.

§ 3. LUHETTE TERRESTRE OIT LOIfCDE>TlFE .

C'est à Kepler qu'on doit la découverte théorique de la lunette astronomique ou à oculaire convoitent ; mais le grand astronome ne réalisa point sa conception, et c'est le P. Scheiner qui fil le premier construire une lunette de ce genre, dont l'usage se substitua peu à peu à celui de la lunette de Galilée. Peu après, Reita inventa la lunette tetrestre ou lunette de jour, qui ne diffère de la lunette astronomique que par la composition de l'oculaire. A l'aide de deux lentilles convei^entes de

même foyer 0*, 0", situées entre le système 0' de l'oculaire astronomique et l'image réelle de l'objeclirdfc.rimajje virtuelle a' h' est ]'edressée , comme il est aisé de s'en rendre compte en suivant sur la figure 510 la inarclio des rayons lumineux. On volt alors que le système oculaire di' la lunette terrestre se trouve formé de trois ou quatre lentilles. L'avantiijix" de cette condjînaison est le redressement df> images qui, |ioui- les objets terrestres, est nécessaire. L'inconvénient est dans rail'aiblisseinenl de réelat. qui ne pei'niet plus.

Fig. 310. — Miiralie dus i

A. On prli' en i 9' ,650; ccl iiihlm