NOUVELLES .METHODES D OBS ER V AT 10 N

§ I. — Oculaires hélioscopiques .

La grande intensité de la lumière du Soleil a toujours été la j)rinripale 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 moyeu 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 emplové des diaphragmes destinés à réduire ^•ou^erture 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 j)hénomène 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 v"st 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 plus petit. Dans les observations faites sur le Soleil , chaque point se comporlei\a 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 cjjroiivi'; ces inconvénients : aussi aimait-il mieux employer des \ erres fortement colorés, en conservant toute l'ouverture (le son télescope. Il essaya |)lusieurs autres moyens, et en particulier des li(juides diversement colorés, par exemple de l'eau mélangée d'encre; mais la chaleur produisait dans ces liquides des mouvements tumidtueux, et il en résultait inie grande confusion dans les images. Son fds, sir John, proposa d'emplover 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 (ju'on put l'observer avec iHi verre coloré, malgré l'ouverture considérable de l'appareil. JNI. 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 trèsagréables à Vœi\ : 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 spécialemciil destiné au Soleil, et peu d'astronomes se décideront sans doute à sacrifier h'ur 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 trouNcr un moven (ju'on put adapter facilement à tous les instruments. T/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 l'egardail par un trou trè.s-petit. .l'ai souvent emplové à cet usage luie simple carte I. 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 fover 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 emplover un verre coloré. Les meilleurs sont ceux qu'on appelle des verres gradués, formés de deux pièces taillées en forme de coin : lune 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 [fig. lo) dans

Fig. 10.

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, (^t par conséquent on écartait une cause de trouble dans la formation de l'imaoe; mais alors les ravons 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 ado|)tant la disposition suivante : un prisme

i(( l;iiii;iil;iirc de fnsl;il est disjiosc de iiiaiiK rc (|iic le i;i\nii incidenl Ul (Jîg- i i ) Niciiiic se n-llct lue sur son Inpott-iiusc ;

lii;. .

les rayons (| ni ixMictrciil d;ms le ci'islal sortent pcrixiidicnlaircmcnl a la seconde lace, suivant la diicclion 1/. et l'on évite ainsi les réflexions intéricui'es (jui seraient gênantes. Le prisme est fixé dans une monture à claire-voie {Jig. 12).

Fi''. 12.

afin d'éviter l'élévation de température l^u' cette disj^osilion, lappareil s'échauflé tres-peu et la lumière est tellement alfail)lie, fpi'on peut se contenter d'un verre laihlement coloré.

^ Il - Oculaires poUiriscopiques.

Cependant !e Ncrre coloré sui>si^te lon|onrs et enipéclie tle voir le Soled a\('c sa teuile xciitaMe. Cet inconvénient disparaît dans l'ocnlan'e |>olariseur imaj^nic |>ar le P. Ca\alleri de Mon/a. Nous nons servons d'nn de ( es lielioseopcs construit à Alilan par MM. I.on^oni et d<'ll \(|na. L;i lu-

mière est d'abord reçiu^ sur un prisme PP' semblable à celui d'Herscliel ^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 toiu'ne 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 disj)Ose 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. 1 4 représente cet oculaire réduit à un quart de sa grandeur naturelle.

M. Merz nous a envoyé un oculaire construit d'après les mêmes principes {fig. 1 5), dans lequel l'extinction de la lumière est complète, gi'àcc à un quatrième réflecteur. Les siu-faces sont parfaitement planes, mais le prisme est remplacé par un verre coloré, ce qui fait craindre que la chaleur ne

l<' hrisr. (Icttc disposilinii a d .iillcins iiii maiid .ixnutagc, c'est cjuc l(' ravoii soil parallrlcmciil à I axe de la limette, ce ((iii est impossible dans Tautie système. Ces apj)areils présentent eepeiulant un nieonvcni»!^ : la eonrsc du porte-

Fid. ,/,

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 lentilh» légè-

ri{j. 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

lies avantages, et en particulier celui tle pouvoir modérer à son gré l'intensité de la lumière. Cependant, malgré toutes les précautions qu'on prend pour gai\nitir la vue des observateurs, et obtenir de l)onnes images, il suljsiste 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-sensiljles dans les réfractions : aussi au bout de quelcpies minutes les images ne présentent plus la même netteté, et l'on est obligé d'interrompre l'observation pendant cjuelque temps pour (jue la température puisse s'abaisser. M. Nasmvth a proposé d'employer des lunettes sans tubes, comme celles de Iluvghens. 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 c|u'on a])peile neutres.

§ 111. — Plioto graphies solaires.

La Photographie a rendu de très-grands services, soit dans les o])servations ordinaires du Soleil, soit dans les éclipses. On ojjtient les épreuves pbotographicpies avec le même appareil qui sert pour les projections; seuh^ment on substitue à la planche une chambre noire, et l'on met au fover deux fils croisés cpii doivent servir à l'orientation de l'image.

La durée de l'exposition doit être tellement courte, qu il tant pour la régler employer un appaicil spé(Mal. Il (M)nsiste

01» Mlle |)la(|uc nic'lallicjiK' j;lissaiit dans imc laiiiiirc, et ixjrtaiil une Icnic très-étroite, dont on jx'iit faire varier la largeur à Noionté. An niomciil de lOpération, on làclie nn(.* (lét(M»te; la plaque obéit a l'aetion «l'on ressort, et la (ente ])asse rapidement à travers le cùne lumineux.

La fig. iG représente l'oculaire cpie nous ada])tons à notre

Fig. iG.

équatorial pour res opérations. Il est semblable à celui de Kew, et nous l'avons fait construire par Dallmeyer à Londres. La lunette doit être portée par un mouvement d'horlog(M'ie, rpioiqu'à la rigueur on puisse la mouvoir à la main; de })lus, elle doit avoir un elierclieur assez puissant pour s'assurer

qu'au 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 ])laque glissant verticalement, mimie 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 boite qui doit recevoir les

châssis portant Ic^ verre dépoli et les plaques sensibles : c'est la chambri' noire des photographes. Sa forme est indifférente et dépend (!<■ la i;raii(l(iii- de rimai;!' ([u'on veut obtenir. I^a Jig. 1 7 montre la disposition adoptée au Collège Romain ; cette chand)re 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 Rew.

L'opération se fait i\o la manière suivante : la plaque P étant disposée de manière que les rayons lumineux puissent parvenir au veri^e dépoli, on met au point conmie 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 fd 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 ortlinaires.

On évalue à un centième de seconde au plus le temps nécessaire pour o])tenir 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. \.^fig. i8 a été obtenue dans de semblables circonstances par M. Selvyn, en octobre 1860. (Voir aussiy?^. i de lUillierfurd.)

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 (jiii cnvcrrajc^nt de la lumière sur la plaque sensible; 2" pour é\ it(n' la réllexioii sur la seconde face du verre, on doit placer le coté recouvert de collodion, non ])as vers l'objectif, mais vers le fond du châssis : pour cela, il faut une disposition particulièn^ pour retenir le verre en place, et les plaques doivenl être parfaitement exemptes de défauts.

Fig. 18.

Dans les observatoires où l'on peut sacrifier une liuiette à ce travail, on adopte naturellement des dispositions qui rendent le travail plus facile : par exempl(% on peut renfermer l'oculaire et la pla([ue dans une chambre noire placée sur le prolongement de la lunette et liiisant 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 jirojetée 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 ])()int en même temps. Si l'on voit le

- iA -

cciili'c ;»\('c lU'ItcU-, le Itord sera conliis, cl rcciprociucniciil ( )ii l'cincdic a (•<'! iiicoiiNciiiciil en siinni'imaiil l'oculaire cl en opéraiil a\ec un ()l>)c('lil à lonj^ Ionci". M. Porro a ohicnn de très-grandes images avec sa lunette de lo mètres. l*our l'é- ('lij)se de 18-70, les astronomes américains avaient disjiosé une lunette ayant i 2-7 millimètres de diamètre et i4 mètres de distanee 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 liorizontalement, soit dans la direction de l'axe du monde; puis on dirige la lumière solaire sur l'objectif à l'aide tl'un liéliostat dont le miroir est en verre non argenté, parfaitement plan. La lumière est ainsi affaiblie et les images sont admirables. On peut alors me.surer avec facilité le temj)s pendant lequel la plaque .sensible est exposée à l'action de la lumière. Pour cela on donne au diapbragme qui porte la fente la forme d'un secteur suspendu en son centre, et pouvant o.sciller comuK» un pendule. En laissant tomber ce secteur de manière (ju'il exécute une oscillation, on \)e\mettra à la lumière de traverser l'appareil pour aller impressionner le coUodion. 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 diffu.se.

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 \\vi\ est plus s(Misible, 1<^ rouge et vert; aussi faut-il chercher par tâtonnement la position où l'action de la lumière protluit une iniiige aussi nette que possible. La différence peut aller à

12 millimètres dans une lunette de 2'",5o, et à 22 millimètres dans iiiic lunette de 4"N3o, 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. Rutherfinxl 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 accitlentelles 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.

Lt's dessins des taelies sont très-difficiles à faire, lorsqu'elles ont une forme eompliquée; et eejx'udant 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'avoii' un moven qui |)ermît aux observateurs de fixer ces souvenirs, sans qu'ils fussent des artistes accomplis. Il va peu d'astronomes de profession qui soient en même temps d'habiles dessinateurs ; nous pouvons cilci' Î\I. Tacchini de Palerme, 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 rédnelion et les épreuves présent'Mit une image assez fidèle de ce (ju'on a din^ctement observé. T.e dessin à la mine de pjonil) deniaiide beaucoup de temps et d'habileté; anssi, ponr opéi'er rapidement <'t imiter le mieux possible la structure du Soleil, nous tromons (jiie la medleure méthode consiste à jxindre sur du papier noir a\('c du blanc de plomb; le blane (pie nous emj)l()VOMs, connu dans le commerce sous le nom de /;r///A//v/, est en pains trèspetits, portant le titre de hldiic d' argent. En emplovant des pinceaux assez fins, nous pai'venons à rejjrodnire les plus j)elits détails. Vowv cela, nous commençons par prendre, avec la lunette, wnv projection très-agrandie de la tache; deux lils 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 photographiques .

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

ijvui': II.

liXAMliN 1)1. L.\ SI lU ACE DU SOLlilL.

IINTIVOI) UCT ION,

Les lâches qu'on observe sur l;i surface du Soleil sont en réalité des plienoiuciies complexes. L'attention des observateurs s'est fixée «labord sur la région noire qui frappe davantage les yeux, mais ce n'est là qu'une partie du phénomène. Chaque tache est d'abord composée d'un noyau et d'une pénombre ; mais, de j)lus, on doit regarder comme l'un de ses éléments constitutifs les facules i[u'on trouve toujours autour d'elle et qui s'étendent parfois à mm distance considérable. Ne pouvant tout discuter à la fois, nous conmiencerons par étudier l'aspect général que pré.sente la photosphère ; ensuite nous parlerons de ce cpii se passe à l'intérieur des taches ; nous terminerons en examinant ce qui se pa.sse à l'extérieur, c'està-dire les facules. Nous devons nous borner ici à ce que nous observons directement dans les lunettes, réservant pour un chapitre spécial les détails bien |)lus décisifs que nous révèle h' spectroscope.