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contient exactement 100 fois le 2°, on en conclut que toute ligne droite vue à cette lentille, est vue 00 fois aussi longue qu'elle Fest réellement. Du grossissement linéaire on peut conclure celui des surfaces, celui des volumes : il ne faut que carrer et cuber le grossissement linéaire; dans l'exemple ci-dessus, par exemple, la surface est grossie 460,060 fois, puisque 4002= 160,009 ; et le volume l'est 64,000,000 de fois, car 400 = 45 X 4100 — 64,000,000. Du reste quand on range ses microscopes suivant leur force, on ne parle que des grossissements linéaires.

S'il arrive qu’il faille tourner du côté de l'œil la face obscure d’an objet, ce qui produit une ombre si grande, qu'on ne aperçoit que dans l'obscurité et sans presque rien distinguer, pour vaincre cette Gifficulté insurmontable autrefois, on peut se servir du microscope de Lieberkuhn, ou microscope des objets opaques, lequel, au moyen d'un miroir concave d'argent extrêmement poli, au centre duquel on place la lentille, refiéchit sur lob;ct uve lumière si directe et si forte, qu'on peut l'examiper avec autant de facilité que de plaisir, On emploie des miroirs concaves de cette espèce et de différentes profondeurs calculées pour quatre lentilles de forces différentes.

C'estencore Licherkuhn qui a inventé le microscope solaire, perfectionné ensuite par Cuff et Adam. Get instrument formé dun tuyau, d’un mivoir, d'une lentille convexe et du microscope simple, et où le porte-objetau lieu d’être peint, comme dans les lañlcrnes magiques, n’est qu'un petit mor-

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ceau de verre blanc, s'emploie dans une chambre obscure, et l'image des objets est projetée sur un écran. Plus l'obscurité est profonde, plus la vision est parfaite. Il est de tous le plus commode et le plus capable de mener à des découvertes : 4° il grossit infiniment plus que tous les autres; 2° il ne fatigue aucunement la vue; 3° plusieurs personnes peuvent observer en même temps, s’entretenir de l'objet ct contrôler ainsiles unes par les autres leurs manières de voir, tandis qu'avec les autres, chacun regarde successivement par un trou et que souvent le jour a changé pendant que lon se succède; {4° sans savoir dessiner on peut prendre une figure exacte de l'objet qu'on veut avoir (on la prendra plus commodément en copiant derrière l'écran sur une feuille attachée à un chassis, qu’en Copiant par devant.)

Toutefois, bien que nous donnions comme un avantage sa supériorité de grossissement, qu'on ne croie pas cet aventaze le premier de tous en fait d'observations microscopiques. Ce qu'il faut pardessus tout c’est la distinction, Leeuwenhoek qui possédait et qui avait employé des lentilles de toutes les espèces, recommandait les verres qui, grossissant modérément, représentent l'objet avec le plus de netteté, et disait qu'il leur devait ses plus belles découvertes. Dans le microscope solaire, plus on recule l'écran, plus l'objet s'agrandit, de sorte que l'image d'une face par exemple a quelquefois un mètre, mais elle est bien autrement distincte en ne lui donnant que le tiers ou le quart de ce grossis+ sement,

( 2) Télescopes.et Micromètres.

Le télescope, non seulement montre les objets distants comme s'ils étaient très rapprochés, ct par conséquent les grossit ; il permet aussi de voir de jour les corps célestes que l’on ne voit que de nuit. Tout télescope se compose essentiellement de deux parties, l’une à l’aide de laquelle on engendre les images des objets éloignés, l’autre qui grossit les images de la même manière que celle du microscope grossit les corps réels, Gelle-ci, qui n’est autre chose qu’une petite loupe, se nomme oculaire, et l'autre verre est l'objectif : ce sont les mêmes noms on le voit que dans le microscope composé ; leur sens, celui du moins du second mot n’est plus Je même.

L'objectif peut engendrer l'image soit par réflexion, soit par réfraction ; de là deux classes de télescopes, les télescopes réfringens ou télescopes dioptriques, les télescopes àrcflexion ou reflectors: des Anglais ou télescopes catoptriques. Les refringens ordinaires ou lunettes sont les plus anciens de tous. |

On distingue parmi ceux-ci le télescope de Galilée où l’oculaire et l'objectif étaient concaves; le télescope batavique composé d’un objectif convexe et d’un oculaire concave, et même l’ancien télescope astronomique où l’un et l’autre verre. étaient convexes ; enfin celui & quatre verres convexes. Chacun avait son utilité ; et s’ilarrivait qu'on fût réduit à se servir de ceux qui ne se construisent plus, on pourrait encore en tirer parti, Le bata-

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vique était fort bon pour les petites distances. Le télescope à quatre verres convexes est très propre à observer dans leur situation naturelle les objets terrestres très éloignés. L’astronomique, ainsi que l'indique son nom, servait et sert encore tous les jours pour les observations célestes, quand il faut lire sur un limbe gradué. Huyghens en avait imaginé un autre dit télescope aérien, dont le propre est de supprimer le tuyau qui supporte les deux verres ; et c'est avec cet instrument que ce grand mathématicien fit beaucoup de ses découvertes. Les télescopes dioptriques avaient cet avantage que, l'observateur devant se placer au-delà du point où les rayons qui forment l'image se sont croisés (c'est-à-dire plus loin de la lentille objective que l'image), sa tête, son corps ne peuvent nuire à la formation et à l'éclat de l’image (comme dans le télescope à réflexion). Mais pendant longtemps il fallut donner au tube du télescope d’effrayantes longueurs pour n'avoir que de médiocres grossissements. Dans la table de Huyghens un télescope de 100 pieds ne grossit que 166 fois linéairement. Une lunette d’Auzout, malgré la gigantesque longueur focale de 300 pieds ne grossissait que 600 fois. Et quoique ensuite on ait trouvé des moyens de diminuer beaucoup ja longueur des tubes, tout en augmentant le grossissement, cet inconvénient n’a jamais été suffisamment atténué ; d'autre part, l’inégale réfrangibilité des rayons empêche (au moins tant que l'objectif n’est formé que d’une seule substance) que les rayons se réunissent parfaitement blancs au foyer, et il s’y trouve toujours un limbe

ci ÉEte….

irisé quelle que soit la courbe dont dérive la forme de Ja lentille (circonférence de sereles ou hyperbole, ou parabole).

Dans les télescopes à réflexion où la lentille est substituée au miroir, et parmi lesquels nous nommerons le télescope newtonien, celui de tous qui longtemps a été le plus en usage, les rayons ne subissant point de réfraction, ils arrivent non colorés au point où se forme l’image, et il n'est aucun besoin de tubes si longs que dans les télescopes réfringens. Hadley, un des premiers qui en fabriqua, en avait dès 1718 un de cinq pieds avec lequel on distinguait Jupiter gt Saturne comme avec un télescope dioptrique de 120. Mais, comme l’astronome, en s’approchant pour examiner l’image située alors entre l’objetet le miroir réfléchissant, intercepterait beaucoup des rayons lumineux qui doivent donner à cette image une grande intensité, il a fallu porter ces images à l’aide d’uneseconde réflexion (par consés quent d’un second miroir dit petit miroir),hors du tuyau qui contient et maintient le miroir principal, Or ce petit miroir lui-même, par le fait de sa position, forme une sorte d'écran qui empêche Ja totalité de la surface du grand de contribuer à la formation de l'image; puis, comme partie de la lumière incidente se perd sur le grand miroir, partie aussi de la partie restante se perd sur le second {par exemple si le grand miroir ne réfléchit que moitié de la lumière incidente, le petit ne réfléchira que moitié de la moitié ou le quart.)

- Herschel!l, dont les découvertes capitales en astronomie ticuncnt en grante partie aux nombreux

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perfectionnements qu’il apporta dans la construc+ tion des télescopes, supprima cette double cause d’affaiblissement en supprimant le petit miroir ;. il centra le grand miroir un peu plus obliquement sur letube (1). Par cette légère obliquité les images se forment, non plus dans l’axe du tuyau, mais près de sa circonférence ou si l'on veut de sa bouche extérieure, et là, rien de plus facile que de les 0bserver directement à l’aide d’an oculaire. Si la tête de l'astronome empiète alors sur le tube et forme écran, de manière à intercepter quelques rayons incidents, cette perte est peu, comparativement à celle qui se faisait auparavant, et comme la place occupée par la tête est constante, plus le diamètre du tube augmente, plus la perte devient insignifiante. Ces télescopes se nomment front-view (ou. télescopes à vue de face). On comprend combien : ils doivent aider l'observation puisque à dimension | et à grossissement égal on voyait l’objet deux, trois | et même quatre fois autant éclairé qu'avec lan: cienne construction. Du reste, Herschell en aug-mentant ainsi le degré d'illumination ne se bornai point à cette amélioration : toutes les parties de lai construction desréflecteursoccupèrentsonattention; : il trouva des procédés de polissage, il varia les cour: bures soit sphériques, soit paraboliques de ses mi-roirs; il imagina un mécanisme pour installer ett

4, En réalité, idée qu'ierschell réalisa en 1784, avait été ! saisie dès 1732, par Jacques Lemaire, et il l’'avaitexécutée, malss sans grand succès, parce que ne l’ayant appliqué qu’à des téles-copes de dimensions médiocres, il faisait tomber l’image horss du tuyau, ce qui la déformait trop,

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maintenir ses instruments; enfin il en fit (1785-89) un dont le tube (dimension sans égale pour un reflecteur) avait de long 12 mètres, et de diamètre 4% 7. Dès 1789, ilavait obtenu des grossissementis linéaires de 1200, de 2200, de 2600 fois, et même en certaines occasions de 6000 fois (en surface Ceût été 36 000 000, et en volume 216 000 000 000 de fois.)

Mais, ainsi qu'on vient dele dire, les front view (ou télescopes d'Herschell(, excellents s'ils sont de fortes dimensions, seraient médiocres ou mauvais si l’on ne voulait qu'un instrument de dimension médiocre. Et d'autre part, celui de Newton offrait aussi de grands inconvéniens, ainsi que tous les anciens réfracteurs. Un célèbre opticien , Dollond, trouva le moyen de se soustraire aux inconvéniens signalés. Revenant au réfracteur, il évita cette dispersion des rayons résultat de la réfraction, en formant sa lentille de deux substances inégalement réfringentes (le flintglass et le crown-glass), de telle sorte que l’action dispersive inégale établit compensation. Le crown-glass où verre ordinaire est à l'extérieur et du côté de l’objet à observer, on lui donne la forme convexe; le flint-glass, ou verre mêlé de beaucoup d’oxide de plomb, est à Pintérieur, c’est-à-dire plus voisin de l'œil de l'observateur, et consiste en une lentille bi-convexe, c'est-à-dire convexe des deux côtés.

Il y aurait beaucoup de conseils à donner, mais nous excéderions bientôt nos bornes si nous vou- Jions indiquer comment s'y prendre pour tirer le meilleur parti des verres et des lunettes. L'expé-

rience, du reste, fera connaître encore plus sur ce: sujet que nous n'en pourrions dire utilement, C'est: l'expérience qui apprendra comment régler Les ou2. vertures et les oculaires, car plus l'objectif serai parfait, plus l’oculaire pourra être fort sans nuire à Ja clarté. II y a des momens où l'observation se fera mieux avec des oculaires plus faibles, —les jours, part exemple, où l'oculaire plus fort, en grossissant beauss coup l'image, l'obscurcit trop pour que l'œil, moins: sensible le jour que la nuit aux impressions d’une! lumière faible, distingue nettement, — ou bien lors=« qu'il s’agira d'observer des comètes dont générales« ment on cherche moins à se procurer des imagess exactement terminées qu'à rassembler sur elles unes grande lumière. H sera parlé plus bas des précau=» tions à prendre, soit pour bien assujétir la lunettes soit afin de ne pas segâter la vue(art. VIH & 2, etc.) autre genre de soins tout différent , mais nom moins essentiel.

On peut être curieux de savoir quel est le pli petit espace qu'on discernerait dans la Lune (les corps céleste le plus voisin de nous), avec un téles»s cope d'une force donnée. Voici comment on en viendrait à bout. Qu'on cherche d'abord quel eslt Je diamètre du plus petit espace visible à Fœil nu dans la Lune; puis que cet espace devienne une fraction dont le dénominateur sera la force grossiss sante du télescope. En effet, autant de fois la puis=s sance de vision télescopique égale celle de la visions à l'œil nu, autant avec le télescope on apercevra dansk une longueur qui était notre minimum de visibilité, def petites longueurs distinctes dont l'apparente dimenss

sion sera celle de la primitive longueur apparente, Ainsi, par exemple , — notre télescope grossit 4100 fois, — le diamètre de l’espace visible à l'œil nu dans la Lune pour la plupart des hommes sous-tend un angle d’une minute, —et, la distance dé la Lune à la Terre étant d'environ 60 rayons terrestres, une minute de la Lune équivaut à 60° ou 1° de la Terre, c'est-à-dire à 411,111 mètres ; — done, presque tous les hommes à l'œil nu distinguent dans la Lune une surface qui a 411,111 mètres de diamètre : —aidant leur œil du télescope qui grossit 100 fois, les mêmes observateurs y distingueront la surface qui a un diamètre 100 fois moindre, ou un 10,000° de la surface précédente, en d’autres termes un diamètre de 1111 mètres, ou de moins d’un kilomètre et ün 8°.

On a vu tome 1*% de l'Uranographie la construction et l'usage du micromètre et principalement de celui qui-consiste en cinq fils verticaux équidistants, croisés par un fil horizontal. Nous ne répéterons point ici ce qu’on peut y lire ; seulement nous ajoute: rons que ce simple et ingénieux appareil a rendu aux sciences d'observation, mais principalement à l'astronomie, des services incalculables.