NOUVELLES METHODES D OBSERVATION

§ I. — Oculaires hélioscopiques .

La grande intensité de la lumière du Soleil a toujours été la principale difficulté à vaincre dans l'observation des phénomènes qui se passent à la surface de cet astre. L'emploi des verres fortement colorés est un moyen pour les lunettes ordinaires; mais, dans les grands instruments, ils se brisent ou se fondent avec la plus grande facilité. Pour remédier à cet inconvénient, on a longtemps employé des diaphragmes destinés à réduire l'ouverture de l'objectif; mais on perdait ainsi une partie des avantages que présentaient les grands instruments, et en même temps on diminuait beaucoup la netteté de l'image. Ce dernier résultat tient à un phénomène de diffraction, qui est d'autant plus sensible que l'ouverture du diaphragme est plus étroite. En effet, lorsqu'on observe une étoile avec une bonne lunette, l'image se réduit à un point; mais si l'objectif est muni d'un diaphragme, les choses se passent autrement : au lieu d'un point , on aperçoit un petit cercle d'autant plus grand que le diaphragme est pins petit. Dans les observations faites sur le Soleil , chaque point se comportera de la même manière et sera représenté par un cercle d'une certaine étendue; tous ces cercles empiétant l'un sur l'autre , il en résultera une image plate et confuse , dans laquelle il sera impossible de distinguer les détails.

Herschel avait éprouvé ces inconvénients : aussi aimait-il mieux employer des verres fortement colorés, en conservant toute l'ouverture de son télescope. Il essaya plusieurs autres moyens, et en particulier des liquides diversement colorés, par exemple de l'eau mélangée d'encre ; mais la chaleur produisait dans ces liquides des mouvements tumultueux, et il en résultait une grande confusion dans les images. Son fds, sir John, proposa d'employer un miroir concave fait en verre non étamé; on obtiendrait ainsi, vu le faible pouvoir réflecteur du verre, une image encore trop vive pour être examinée à l'œil nu, assez faible cependant pour qu'on pût l'observer avec un verre coloré, malgré l'ouverture considérable de l'appareil. M. Chacornac a récemment employé ce procédé, avec un télescope non argenté. Foucault, au contraire, a proposé d'argenter la surface antérieure des objectifs de lunettes, et de regarder le Soleil à travers cette mince couche de métal. On assure que les images sont très-belles et trèsacréables à l'œil : on serait ainsi arrivé à une idée semblable à celle de Scheiner, qui proposait de faire une lunette avec des verres colorés-, mais ces différents procédés exigent un instrument spécialement destiné au Soleil , et peu d'astronomes se décideront sans doute à sacrifier leur meilleur objectif. De plus, ils ont l'inconvénient de transmettre toujours à l'œil de l'observateur la même quantité de lumière : en pratique, il est utile qu'on puisse faire varier l'intensité lumineuse afin de mieux étudier les détails.

Il était donc important de trouver un moven qu'on pût adapter facilement à tous les instruments. L'astronome anglais Dawes proposa de mettre le diaphragme, non à l'objectif, mais à l'oculaire; pour cela, il recevait l'image sur une plaque d'ivoire doublée de métal, et regardait par un trou très-petit. J'ai souvent employé à cet usage une simple carte 1. 3

de visite recouverte de céruse et percée d'un trou d'épingle ; loin de brûler, elle ne se noircit même pas, malgré la grande quantité de chaleur qui se concentre au foyer d'un large objectif. Le seul inconvénient, c'est que le champ de vision devient très-étroit. Cet inconvénient n'est pourtant pas sans quelques compensations, car, la plus grande partie du disque étant cachée, l'œil est bien plus à son aise pour étudier les détails.

Cependant, même avec de petits diaphragmes, il faut toujours employer un verre coloré. Les meilleurs sont ceux qu'on appelle des verres gradués, formés de deux pièces taillées en forme de coin : l'une est blanche, l'autre bleue; on les superpose simplement , car toutes les substances qui pourraient servir à les coller se gonflent par la chaleur et forment des bulles. En mettant ce verre gradué {fîg. 10) dans

une monture qui glisse devant l'oculaire , on peut régler à volonté l'intensité de la lumière , ce qui présente de grands avantages.

Un excellent moyen a été proposé par sir John Herschel. Il consiste à employer la lumière réfléchie. On a essayé de produire cette réflexion à la surface d'une lame de verre très-fortement colorée ; on évitait ainsi la réflexion sur la seconde face, et par conséquent on écartait une cause de trouble dans la formation de l'image; mais alors les rayons qui ne sont pas réfléchis sont absorbés ; le verre s'échauffe, se déforme et finit par se briser. Herschel a évité tous ces inconvénients en adoptant la disposition suivante : un prisme

rectangulaire de cristal est disposé de manière que le rayon incident 01 (fig. 1 1) vienne se réfléchir sur son hypoténuse;

Fig. i

les rayons qui pénètrent dans le cristal sortent perpendiculairement à la seconde face, suivant la direction It, et l'on évite ainsi les réflexions intérieures qui seraient gênantes. Le prisme est fixé dans une monture à claire-voie (fig. 12),

Fin. 12.

afin d'éviter l'élévation de température. Par cette disposition, l'appareil s'échauffe très-peu et la lumière est tellement affaiblie, qu'on peut se contenter d'un verre faiblement coloré.

§ II, — Oculaires polariscopiq ues.

Cependant le verre coloré subsiste toujours et empêche de voir le Soleil avec sa teinte véritable. Cet inconvénient disparaît dans l'oculaire polariseur imaginé par le P. Cavalleri de Monza. Nous nous servons d'un de ces hélioscopes construit à Milan par MM. Longoni et dell' Aqua. La lu-

mière est d'abord reçue sur un prisme PP' semblable à celui d'Herschel {fig. i3), seulement l'incidence a lieu sous l'angle

Fig. i3.

de 36 degrés, sous lequel le verre polarise la lumière. De là les rayons viennent tomber sur un miroir de verre noir AB, parallèle au prisme : cette incidence a donc encore lieu sous l'angle de 36 degrés. Enfin la lumière vient subir une dernière réflexion en CD, toujours suivant l'angle de polarisation. Le prisme et le premier miroir sont fixés dans une position invariable l'un par rapport à l'autre ; mais le miroir CD est monté dans un tube qui tourne librement autour du rayon réfléchi-, de sorte qu'on peut amener le plan de réflexion- de ce dernier miroir à faire un angle quelconque avec le plan de la réflexion précédente, c'est-à-dire avec le plan de polarisation. Si l'on dispose l'appareil de manière que cet angle soit droit, on affaiblit la lumière au point que l'œil peut la supporter sans inconvénient, même à l'époque où le Soleil est à sa plus grande hauteur. La lumière n'y disparaît pas complètement, mais ce serait inutile.

La fig. i4 représente cet oculaire réduit à un quart de sa grandeur naturelle.

M. Merz nous a envoyé un oculaire construit d'après les mêmes principes {Jîg. i5), dans lequel l'extinction de la lumière est complète, grâce à un quatrième réflecteur. Les surfaces sont parfaitement planes, mais le prisme est remplacé par un verre coloré, ce qui fait craindre que la chaleur ne

le brise. Cette disposition a d'ailleurs un grand avantage, c'est que le rayon sort parallèlement à l'axe de la lunette, ce qui est impossible dans l'autre système. Ces appareils présentent cependant un inconvénient : la course du porte-

Fig. 14.

oculaire est quelquefois insuffisante, parce que la longueur du tube mobile est tout entière employée à produire ces trois ou quatre réflexions. Le P. Cavalleri, pour remédiera cet inconvénient , a placé en avant du prisme une lentille légè-

Fig. i5.

rement concave qui augmente la distance focale de l'objectif de la quantité dont elle se trouve diminuée par les zigzags que décrivent les rayons.

Ces hélioscopes sont assez coûteux, mais ils présentent bien

des avantages, et en particulier celui de pouvoir modérer à son gré l'intensité de la lumière. Cependant, malgré toutes les précautions qu'on prend pour garantir la vue des observateurs, et obtenir de bonnes images, il subsiste un inconvénient qu'on ne saurait éviter, c'est réchauffement des objectifs et celui de la masse d'air contenue dans les tubes. Il en résulte des irrégularités très-sensibles dans les réfractions : aussi au bout de quelques minutes les images ne présentent plus la même netteté, et l'on est obligé d'interrompre l'observation pendant quelque temps pour que la température puisse s'abaisser. M. Nasmyth a proposé d'employer des lunettes sans tubes, comme celles de Huyghens. Ce procédé pourrait réussir pour les grands réflecteurs; pour les réfracteurs, on pourrait adopter des tubes à claire-voie : l'air circulant librement s'échaufferait beaucoup moins.

Nous recommandons aux observateurs d'éviter les verres rouges et les noirs; ils laissent passer beaucoup de chaleur, et leur couleur est fatigante pour l'organe de la vue. Les meilleures teintes sont les vertes, les jaunes, les bleues et celles qu'on appelle neutres.

§ HT. — Photographies solaires.

La Photographie a rendu de très-grands services, soit dans les observations ordinaires du Soleil, soit dans les éclipses. On obtient les épreuves photographiques avec le même appareil qui sert pour les projections; seulement on substitue à la planche une chambre noire , et l'on met au foyer deux fils croisés qui doivent servir à l'orientation de l'image.

La durée de l'exposition doit être tellement courte, qu'il faut pour la régler employer un appareil spécial. Il consiste

en une plaque métallique glissant dans une rainure, et portant une fente très-étroite, dont on peut faire varier la largeur à volonté. Au moment de l'opération, on lâche une détente; la plaque obéit à l'action d'un ressort, et la fente passe rapidement à travers le cône lumineux.

La fig. 16 représente l'oculaire que nous adaptons à notre

Fig. 16.

équatorial pour ces opérations. Il est semblable à celui de Rew, et nous l'avons fait construire par Dallmeyer à Londres. La lunette doit être portée par un mouvement d'horlogerie, quoiqu'à la rigueur on puisse la mouvoir à la main; de plus, elle doit avoir un chercheur assez puissant pour s'assurer

qu'aii moment de l'opération la plaque est dans une position convenable.

O est l'oculaire positif, composé de lentilles achromatiques, destiné à former l'image ; P est la plaque glissant verticalement, munie d'une fente F et d'un diaphragme circulaire dans la partie supérieure; D est une plaque glissant horizon-

Fig. 17.

talement, et percée de deux trous, l'un complètement libre, l'autre portant deux fils micrométriques croisés à angle droit; V est un ressort en caoutchouc ou en spirale d'acier pour produire le mouvement de la plaque verticale; C un cordon destiné à la retenir jusqu'au moment de l'opération. A l'extrémité O de l'oculaire, on fixe une boîte qui doit recevoir les

châssis portant le verre dépoli et les plaques sensibles : c'est la chambre noire des photographes. Sa forme est indifférente et dépend de la grandeur de l'image qu'on veut obtenir. La fig. 1 7 montre la disposition adoptée au Collège Romain ; cette chambre noire est à la fois légère et commode ; elle s'applique directement au tube de la lunette, sans qu'on ait besoin d'un appareil spécial comme dans la disposition adoptée à l'Observatoire de Kew.

L'opération se fait de la manière suivante : la plaque P étant disposée de manière que les rayons lumineux puissent parvenir au verre dépoli, on met au point comme à l'ordinaire; puis on soulève la plaque jusqu'à ce que la fente F soit tout entière au-dessus du cône lumineux, et on la retient dans cette position à l'aide du fil C. Lorsque la glace sensibilisée a été mise à la place du verre dépoli, on coupe le fil ; la fente F passe rapidement dans le cône lumineux, l'impression est produite. On révèle ensuite l'image, et on la fixe par les procédés ordinaires.

On évalue à un centième de seconde au plus le temps nécessaire pour obtenir une bonne épreuve; mais cela dépend de plusieurs circonstances. Si l'exposition a été trop prolongée, les taches disparaissent et les bords manquent de netteté. Le diamètre de l'image dépend lui-même de la durée de l'exposition; si le temps est trop court, les bords sont mal tracés, on reconnaît avec évidence la forme sphérique du Soleil, et l'on peut juger de la forte absorption qu'exerce son atmosphère, l^fig. 18 a été obtenue dans de semblables circonstances par M. Selvyn, en octobre 1860. (Voir aussiy?g\ 1 de Rutherfurd.)

Pour obtenir des épreuves parfaites, on doit prendre les précautions suivantes : i° la surface du châssis doit être parfaitement noircie ou recouverte de velours noir afin d'éviter

les réflexions qui enverraient de la lumière sur la plaque sensible; 2° pour éviter la réflexion sur la seconde lace du verre, on doit placer le coté recouvert de collodion, non pas vers l'objectif, mais vers le fond du châssis : pour cela, il faut une disposition particulière pour retenir le verre en place, et les plaques doivent être parfaitement exemptes de défauts.

Fig. .8.

Dans les observatoires où l'on peut sacrifier une lunette à ce travail, on adopte naturellement des dispositions qui rendent le travail plus facile : par exemple, on peut renfermer l'oculaire et la plaque dans une chambre noire placée sur le prolongement de la lunette et faisant corps avec elle : telle est la disposition adoptée à Rew, à Lisbonne et ailleurs.

Toutes les remarques que nous avons faites en parlant des projections obtenues au moyen d'un oculaire s'appliquent également aux photographies. L'image projetée subit toujours une déformation, et surtout, la surface focale n'étant jamais parfaitement plane, les différentes parties de l'objet ne peuvent pas se trouver au point en même temps. Si l'on voit le

centre avec netteté, le bord sera confus, et réciproquement. On remédie à cet inconvénient en supprimant l'oculaire et en opérant avec un objectif à long foyer. M. Porro a obtenu de très-grandes images avec sa lunette de 10 mètres. Pour l'éclipse de 1870, les astronomes américains avaient disposé une lunette ayant 127 millimètres de diamètre et i4 mètres de distance focale : ils obtenaient ainsi des images très-grandes et très-nettes; mais on n'a pas toujours entre les mains des instruments d'aussi grandes dimensions.

Le tube étant trop long pour qu'on puisse le rendre mobile, on le fixe soit horizontalement, soit dans la direction de l'axe du monde; puis on dirige la lumière solaire sur l'objectif à l'aide d'un béliostat dont le miroir est en verre non argenté, parfaitement plan. La lumière est ainsi affaiblie et les images sont admirables. On peut alors mesurer avec facilité le temps pendant lequel la plaque sensible est exposée à l'action de la lumière. Pour cela on donne au diaphragme qui porte la fente la forme d'un secteur suspendu en son centre, et pouvant osciller comme un pendule. En laissant tomber ce secteur de manière qu'il exécute une oscillation , on permettra à la lumière de traverser l'appareil pour aller impressionner le collodion. Connaissant la largeur de la fente et la durée d'oscillation du secteur, on pourra calculer la durée de l'exposition. Il est important que l'endroit où l'on opère soit protégé par un rideau en étoffe noire et épaisse afin d'éviter l'action de la lumière diffuse.

Dans les objectifs achromatiques ordinaires, le foyer chimique ne coïncide jamais avec le foyer optique, car on les dispose de manière à achromatiser les rayons auxquels l'œil est plus sensible, h1 rouge et vert; aussi faut-il chercher par tâtonnement la position où l'action de la lumière produit une image aussi nette que possible. La différence peut aller à

12 millimètres dans une lunette de 2,n,5o, et à 22 millimètres dans une lunette de 4n\3o, et, même dans ce plan focal, la précision n'est jamais telle qu'on puisse employer de forts grossissements. Pour éviter tous ces inconvénients, M. Rutherfurd a fait construire un objectif dont les surfaces ont été corrigées spécialement pour les rayons chimiques ; mais cet instrument ne peut servir que pour la photographie, il est absolument impropre aux observations optiques. M. de la Rue remplace les lentilles achromatiques par des réflecteurs paraboliques qui ont l'avantage de donner le même fover pour les rayons de couleur et de nature différentes.

D'après une découverte importante que vient de faire M. Cornu, il est facile de transformer un objectif ordinaire en objectif photographique : il suffit de séparer les deux verres qui composent la lentille achromatique et de laisser entre eux une distance à peu près égale à la différence trouvée entre le foyer optique et le foyer chimique. La distance focale se trouve un peu diminuée, mais les images photographiques sont aussi parfaites que les images optiques.

En employant un grossissement considérable, on peut obtenir les images des taches, mais on est loin d'obtenir la netteté à laquelle on arrive par l'observation directe.

Outre les difficultés dont nous venons de parler, il en existe une autre qui est d'autant plus grave qu'il nous est impossible de l'éviter : c'est l'agitation de l'air atmosphérique qui, en produisant des déviations accidentelles des rayons lumineux, enlève aux images la perfection de détails qui est absolument nécessaire dans une méthode de recherches. Aussi, la Photographie étant insuffisante, on est forcé de recourir aux dessins faits à la main.

§ IV. — Dessins.

Les dessins des taches sont très-difficiles à faire, lorsqu'elles ont une forme compliquée; et cependant on ne saurait s'en dispenser, car c'est le seul moyen d'obtenir avec exactitude certains détails que la Photographie reproduit difficilement. Ces détails sont tellement changeants, qu'il faut quelquefois les saisir, pour ainsi dire, au vol.

Il serait donc important d'avoir un moyen qui permît aux observateurs de fixer ces souvenirs, sans qu'ils fussent des artistes accomplis. Il y a peu d'astronomes de profession qui soient en même temps d'habiles dessinateurs ; nous pouvons citer M. Tacchini de Païenne, dont les dessins sont admirables; mais tout le monde ne réussit pas aussi bien et, le plus souvent, ce travail demande beaucoup de temps. Comme méthode générale, on doit dessiner sur une grande échelle et réduire ensuite par la Photographie : les imperfections du dessin disparaissent dans la rédaction et les épreuves présentent une image assez fidèle de ce qu'on a directement observé. Le dessin à la mine de plomb demande beaucoup de temps et. d'habileté ; aussi, pour opérer rapidement et imiter le mieux possible la structure du Soleil, nous trouvons que la meilleure méthode consiste à peindre sur du papier noir avec du blanc de plomb; le blanc que nous employons, connu dans le commerce sous le nom de paillard, est en pains Irèspetits, portant le titre de blanc cl 'argent. En employant des pinceaux assez fins, nous parvenons à reproduire les plus petits détails. Pour cela, nous commençons par prendre, avec la lunette, une projection très-agrandie de la tache; deux fils d'araignée, dont on a déterminé la distance angulaire, projettent en même temps leur image sur l'écran, ce qui sert de

points de repère pour les mesures à effectuer; ensuite nous terminons cette esquisse à la lunette. C'est par ce procédé que nous avons exécuté la plupart des dessins que nous conservons à l'Observatoire.

Ces figures terminées, comme on les a faites à dessein sur une grande échelle, on les réduit par la Photographie. C'est ainsi que nous avons fait les figures reproduites dans ce Livre, et surtout celles qui représentent les détails des pénombres. Les gravures elles-mêmes ont été faites d'après les réductions pho tographiques .

Pour que la reproduction des dessins soit aussi parfaite et aussi fidèle que possible, on pourrait employer les procédés de la Photolithographie ; malheureusement cet art est encore trop peu perfectionné pour qu'on puisse avec économie l'employer sur une grande échelle.