INSTRUMENTS D'OBSERVATION

struire de très-larges : la surface polie du miroir de son grand télescope de 39 pieds n'avait pas moins de 4 pieds anglais (1 mètre 22 cent.) d'ouverture.

Mais leslarges objectifs de verre ont toujours ofiFert des défauts très-graves : les stries^ les filets de plomb qui se trouvent ordinairement dans le verre brisent les rayons lumineux el altèrent la pureté de Tlmage : ce n'est que durant ces dernières années que l'on est parvenu à faire de grands objectifs sans stries ; et aujourd'hui, dans un modeste atelier de la rue Mouffetard, 283*, on en fabrique qui ont jusqu'à 20 pouces de diamètre et qui sont sans défauts. Tributaires jadis de l'étranger pour cet objet important, nous sommes en mesure actuellement d'en fournir à tous nos voisins.

La tête du spectateur, ainsi que nous l'avons vu, ne doit, pas être sur la route des rayons qui pénètrent dans un télescope. Cette condition à remplir a donné naissance aux télescopes newtonien et grégorien.

Dans ces deux instruments, le petit miroir interposé entre l'objet et le grand miroir forme pour ce dernier une sorte d'écran qui empêche la totalité de sa surface de contribuer à la formation de l'image. Le petit miroir joue encore, sous le rapport de l'intensité, un autre rôle très-fàcheux.

Supposons, pour fixer les idées, que la matière dont les deux miroirs sont formés réfléchisse la moitié de la lumière incidente. Dans l'acte de la première réflexion

* M. Arago vent parler de la fabrique de H. Guinand,'qùi a obtenu du jury de TExpositioii de i834 une médaille d'argent; de celui de l'Expo aition de iSSg une médaille d'or, pour ses disques en flint et es crown* glass (cristal royal).— Voyei la note A à la fin du volume.

33 IliSlOafilfK LUCOli.

rimmense quantllé de rayons que rouverture du VUiescope avait reçue peut être considérée comme réduite à moitié. Sur le petit miroir^ Taffaiblissement n'est pas moindre; or, la moitié de la moitié, q'estle quart. Ainsi l'instrument enverra ik Toeil de l'observateur le qu^t seulement de la. lumière incidente que son ouverture avait embrassée. Une lunette, ces deux causes d'affaiblissement n'y existant pas, donne aux images, à parité de dimension, quatre fois plus d'éclat qu'un télescope newtonien ou grégorien.

Pendant bien longtemps les lunettes ne servirent qu'à étudier la constitution pbysique des astres; mais elles ont rendu depuis bien d'autres services , et on peut dire sans exagération qu'elles ont presque doublé l'existence des astronomes. L'invention de Galilée n'est donc pas aussi simple qu'on pourrait le croire et en réfléchissant à ce qu'elle est devenue, l'esprit est involontairement ramené vers cette pensée de Pascal : a Que les sciences font autant de progrès par la suite des siècles que par la uite des hommes. »

Mais une fois inventées, les lunettes ne devaient acquérir toute leur valeur qu'autant que l'on parviendrait à combiner les avantagesqu'elles présentaient, avec ceux de la pinnule, que l'on pourrait en un mot donner à l'œil, dans le champ même de la vue, un point de repère qui seul devait assurer aux observations toute l'exactitude dont elles sont susceptibles. Cette découverte était réservée au savant Huyghens ; il imagina d*adapter ce repère fixe aux deux bords du tuyau, idée him simple qui devait avoir cependant des oonsé* quences immenses. '^On se servit d'abord à cet effet de

INSTRUMENTS D'OfiSEftVÂTION. 3l

cheveux; mais on ne tarda pas à s'apercevoir qu'ils éUiiènt trop gros, et que , d'ailleurs, les rayons solaires les brûlaient. Les fils d'araignée que Ton employa ensuite ne brûlent pas, mais ils sont, à l'exception de ce* lui qui porte la toile, hygrométriques et sujets par conséquent à se briser sous l'influence des variations atmosphériques. Enfin l'idée vint en dernier lieu de se servir de fils métalliques, si on pouvait les obtenir assez fins. Le laminage les donnait toujours tros gros, ou, lorsqu'on voulait les Obtenir trop fins, ils se cassaient; un procédé ingénieux conduisit enfin au résultat désiré. Le voici. Ces fils, qui sont en platine, sont d'abord amincis à la filière autant que cette opération peut le permettre. Ils sont ensuite mis dans des cylindres où l'on fond de l'argent, et forment ainsi l'âxe de ces cylindres d'argent, qui, passés eux-mêmes à la filière, sont réduits en fils. Le platine s'est aminci en proportion, et, pour le dégager, on plonge le tout dans l'acide nitrique qui dissout Targeiit sans agir sur le platine. Cet axe presque idéal de platine , ce fil si ténu qu'il est beaucoup plus fin que ceux des toiles d'araignées, constitue l'une des bases les plus importantes de l'observation ; adapté au télescope, il prend le nom de fdnnt^ télescopique. Avec lui il nous sera désormais possible, après avoir acquis néanmoins certaines notions préliminaires, de calculer le mouvement des étoiles.

Le cercle est une figure géométrique trop connue pour qu'il soit nécessaire de la définir ici. 11 a été divisé en 5dO parties ou degréç, de môme que l'année le fut aux premiers temps en 360 jours. Les drcotiférences

des cercles sont entre elles comme les rayons , c*est-àdire que la' circonférence et ses parties ou degrés augmentent dan$ le même rapport que les rayons. Ainsi les degrés seront doubles lorsque les circonférences auront augmenté de la même quantité. Un angle est respace plus ou moins grand compris entre deux lignes qui se coupent. Pour le mesurer sur un cercle , il s'agit simplement de voir combien ces deux lignes embrassent entre elles de degrés ou de parties de la circonférence. Supposons (pi. VI, fig. 6), que l'une des lignes tombe sur de la division du cercle et l'autre sur 14 , la valeur de Tangle sera de i4 degrés. D'après ce que nous venons de dire sur le rapport des circonférences entre elles, on comprend que ce nombre de degrés sera toujours le même, quelle que soit la grandeur du cercle. Dans les cercles trop petits, ou dans ceux dont les subdivisions prennent de trop minimes dimensions, on se sert, pour lire les valeurs angulaires, de loupes d'un pouvoir plus ou moins amplifiant.

Toute ligne élevée perpendiculairement à l'extrémité du rayon qui aboutit à la circonférence, est ce qu'on appelle une tangente. Si elle vient à être coupée par un autre rayon prolongé en dehors de la circonférence, par une sécante, en un mot, elle forme un triangle. Les rapports qui unissent les angles et les côtés de cette figure, et qui permettent d'avoir la valeur des uns lorsqu'on connaît seulement une partie de celle des autres et réciproquement, constituent toute une partie fort importante des sciences mathématiques, que l'on nomme rigonométrie; elle fournit à l'astronomie ses méthodes es plus fécondes de détermination.

INSTRUMENTS D'OB&ERVATION'. 41

On "se sert* pour désigner la quanl/lé angulaire qu'en»brasse un objet, entre. les lignes qui touchent à ses limites extrêmes, d'un mor particulier : on dit que Tangle est soutendu.

L'angle que soutend un objet varie en raison inverse de la distance de cet objet à Tœil de Tobservateur. C'est une des propositions les plus élémentaires de la géométrie*

D'un autre côté la trigonométrie fait connaître les relations qui existent entre les dimensions d'un objet, sa distance et Tangle qu'il soutend : c'est ainsi ({U'un objet qui soutend un angle de 1 degré est à une distance égale à 57, 38 fois ses dimensions; si l'angle est d'une minute, il esta 3,438 fois ses dimensions, et 206,000 fois si l'angle soutendu est d'une seconde.

Cela posé, il est aisé de concevoir comment on pourra déterminer la distance d'objets inabordables. Supposons, par exemple (pi. VI, fig. 7), que l'on veuille connaître la distance à laquelle se trouve un objet B, situé sur la rive d'un large fleuve opposée à celle sur laquelle est placé l'observateur. Celui-ci mesurera l'angle soutendu par l'objet, supposons-le d'un degré; puis il marquera le point A où il se trouvait et il s'éloignera jusqu'à ce que l'objet soutende un demi-degré ; d'après ce que nous avorfs dit de la proportionnalité des circonférences, il aura dans AC une distance égale à celle qu'il y a entre A et B.

Ce que nous venons de dire du rapport qui lie la grandeur d'un objet à la distance dont il est éloigné, porte naturellement à faire penser quedansl'observation des astres plus on s'en rapprochera, plus l'angle qu'ils

4t ' DEUXIÈME LEÇON.

soutendent augmentera. Gela est vrai pour quelques-uns <f eotre eux, mais ne conduit à aucun résultat pour les autres. Si, par exemple, aU lieu d'observer les étoiles au nord on va les observer au midi ; que Ton se rapproche d'elles d*une distance de 1,000 lieues; qu'on prenne enfin pour base le diamètre terrestre, ces quantités sont tout à fait imperceptibles et ne donnent aucune différence dans l'observation. Le grand diamètre de l'orbite terrestre, qui est de 76 millions de lieues, n'en amène même point. Quel sujet plus propre à nous faire concevdr l'immensité de l'espace^ surtout si Ton songe que ces milliers d'étoiles qui se superposent à nos yeux, conservent toutes entre elles des distances aussi incommensurables !

DES ÉT0ILB8.

Obitrvêiïea desétoiies. — Poiat de repère.— L'iioriiou. •— Maniéré d* AAtermioer la position de rhorizoD. — Le fil à plomb et la verticale.— Définition du mot zénith. —Mouvement diurne.— Changements qui s'opc rent dans l'aspect du ciel étoile eA se déplAçant sur la éerre.— Êgaliië constante du mouvement diurne, qui fait quelesétoiles coupent sanscessc l'horizon aux mêmes points et qu'elles décrivent invariablement 1c!j mêmes courbes^ Définition de la sphère. — Globes célestes*— Hipparque est le premier qui ea ait construit un et-qui ait tenté le dénombrement du ciel. — Procédé qu'il employa.— Mot de Pline.— Depuis l'époque de l'astronome de Rhodes, les étoiles n'ont offert aucun changement appréciable dans leurs positions relatives. — Origine des constellations. — Histoire des constellattons.-*ITéeessité d'imaginer un moyen de distiii guer les différentes jétoiles de chacune des constellations.— Système de Bayer. — Manière de sC reconnaitre'daos le ciel.— La Grande Ourse.— Détermination de la Polaire. •-* Pdgftse.^ GMsiopëe.— Le Lion* -^ Le Cocher. — La Vierge. -^ Les Gémeaux. — Arcturus. — Table des constellations. — Changements d'intensité dans la lumière des étoiles. — Étoiles perdues ou dont là lumière s'est complètement éteinte. -«• Couiew des étoiles. -^ l*ériodicité de la lumière de cerlaiAes étAiIct, — Durée de cette périodicité. — Conjectures.

Dans les observations qui ont les asti^es pour objet, il est indispensable d'avoir un point de repère fixe, auquel on puisse sans cesse les rapporter. Quand dans une plaine libre, dégagée, où rien ne fait obstacle, Tob-

44 TROISlàME LEÇON.

servateur regarde le ciel, il lui présente Taspecl d'une voûle bleuâtre, azurée, dont la limite avec la terre est formée par une ligne invariable de forme circulaire que l'on appelle horizon; le rayon horizontal de cette voûte lui parait plus grand que le rayon vertical dans un rapport qui a été apprécié être de 3 à 1. Gela tient à la couleur bleue de cette vaste concavité qui, foncée dans sa région supérieure, diminue d'intensité à mesure qu'elle se rapproche de rhorizon. En se transportant sur des points élevés de la terre, l'espace paraîtrait noir, car sa couleur bleue est seulement due à la réflexion d'une partie des rayons lumineux qui traversent l'atmosphère. Mais quel moyen employer pour déterminer la position de ce repère trouvé, des limites de l'horizon? Le voici. On tend un fil au moyen d'une petite masse de plomb attachée à l'une de ses extrémités, d'où lui vient son nom vulgaire de /?/ aplomb; puis on dispose, suivant une direction parfaitement parallèle à celle du fil, un axe rigide qui formera la branche verticale d'une é^erre. Sur cet axe pivotera la branche horizontale armée de pinnules : laligne visuelle, menée de l'œil parles pinnules aux objets les plus éloignés,suivra les contours de l'horizon. Sur tous les points de la terre, la surface des eaux stagnantes est perpendiculaire à la verticale, au fil à plomb, de sorte que Yhorizon se trouve ainsi matérialisé. La verticale prolongée indéfiniment au-dessus de la tête, va rencontrer le ciel en un i)oint qui est ce que l'on nomme le zénith, mot arabe signifiant omdessus. En se tournant vers le sud , l'observateur aura l'orient à sa gauche, l'occcident à sa droite, le nord derrière lui. S'il jette les yeux -vers le ciel au déclin du jour,

il verra les étoiles se lever sur Fhorizon à l'orient, monter graduellement jusqu au sommet de la voûte, et venir enfin se perdre dans quelque point de Thorizon, à Toccident. Où vont-elles? C'était là un grand embarras pour les anciens. Ils pensaient qu'elles s'éteignaient dans l'Océan, et quelques-uns d'entre eux prétendaient même avoir. entendu le sifflement qu'elles produisaient alors, bruit assez semblable , disaient-ils , à celui que produit un corps chaud qui est plongé dans l'eau/

Du reste dans nos contrées toutes les étoiles ne vont pas se cacher sous l'horizon. Il en est qui ne font pour ainsi dire que le raser , d'autres qui ne se couchent ou ne disparaissent jamais. L'une d'elles paraît même constamment immobile, c'est la Polaire. Les étoiles de la région méridionale décrivent de plus grands arcs de cercle et ont des mouvements plus rapides que celles de la région boréale,, qui se meuvent plus lentement et parcourent de plus petits arcs au-dessus de l'horizon.

En s'avançant du nord vers le midi, on change d'horizon; certaines étoiles qui ne se voyaient pas auparavant, se montrent alors ; et à mesure que dans cette direction de nouveaux astres apparaissent vers le sud, ceux des régions boréales disparaissent. La verticale se déplace aussi ; on la voit passer d'une étoile vers une autre dès que les distances parcourues sont devenues sensibles, en même temps qu'elle s'incline vers le midi*. Son inclinaison est partagée par l'horizon, dont elle marque lé centre : ainsi ce plan prend donc continuellement la même position aux différentes stations, et il en résulte une suite de plans tous inclinés les uns sur les autres. Mais la verticale tend toujours au centre et demeure sans

46 TR(M0IÈlfl LEÇON.

00686 perpenâieulaire à la surface des eaux tranquilles ; oette surface est donc inclinée, sa limite e$t donc une courbe; ce sont là des conséquences et des preuves tout à la fois de la sphéricité de la terre.

Le mouvement diurne s*exécute de telle sorte, que les courbes décrites par lesétoiles rencontrent Phorizonaux mêmes points, et Tintervalle angulaire qui les sépare reste le même, quelle que soit Tépoque à laquelle se fkssé Tobservation, qu*on les considère à leur lever ou bien lorsqu'elles sont parvenues à la partie la plus élevée de leur course, ou au moment de leur coucher, c'est-à-dire en un mot que Tangle BKS égale BKB', et que Fangle CKSégaleSKC'(pl.VI,fig.8).

De plus, ces angles sont toujours égaux, quelles que soient les étoiles observées et quelle que soit la direction dans laquelle se fasse Tobservation. Si nous en Jugeons autrement, cela tient à ce que dans le jugement que nous portons sur leur distance relative, nous faisons entrer les distances auxquelles nous les supposons des extrémités de la voûte surbaissée du ciel. Les étoiles paraissent plus grossesàrhorizon que dans des situations plus élevées; mais au moyen de la pinnule on peut avoir leur mesure effective, et Tesprit, qui avait été trompé par Tapparence, revient ainsi à une appréciation exacte.

Le mouvement diurne s'exécute donc tout d'une pièce, comme si le firmament était solide, comme si les étoiles étaient clouées sur des sphères de cristaf, ainsi que le croyaient les anciens; mais leurs belles sphères diaphanes auK p<Hnts d*or et d'argent oai été brisées sans pitié par les comètes, ces astres errants qui accomplis-

sem leurs moavemeiits de lévototim sttiwit âee oour bes si différentes de celles des i^anMes.

La sphère est un corps engendré par la réfolation d'un cercle autour d*ttne ligne immoinleqiii en est Taxe. Cest d'après ce principe que Ton a eonstmit des globes c^estes qui représentent en miniature la Toûte immense du ciel, avec toutes ses étoiles. Hipparque, astronome qui obserra à Rhodes et à Alexandrie V est le premier qui les ait rapportées sur un globe. Four cela il traça arbitrairement sur ce globe un point A (pi. VI, flg. 9) représentant une étoile quelconque, Sirius, par exemple ; il observa la distance angulaire de Siriue à une autre étoile, soit Castor. Supposons qu'elle ait été trouvée de 40 degrés. Il décrivit sur le gliÂe, du point A comme centre, avec un rayonde 40 degrés, un cercle dont tous les points étaient ainsi à cette distance du point A. La place de Castor devait être marquée en un point quiconque de cette circonférence où l'on voudra, n obstfva une troisième étoile, Régulus, si Ton veut, et ses distances an* gulaires relativement à Sirius et à Castor. La position de cette troisième étoile n'était plus aiititraire sur le globe comme les deux précédentes; elle était déterminée par rintersecti<Hi de deux circonférences, dont Fune exprimait la dislance angulaire de Sirius à Castor, et Fautre 1^ distance angulaire de Régulus à cette mène étoile. Bn opérant de la même manière pour les autres étoiles, il finit par obtrair sur ce globe la représentation de la sphère étoilée. Hippaïque avait ainsi déterminé la position de t ,000 étoiles principales ; il parait qu'il avait em-

1 U était de Nikaia ou Nicée, en Bitbynie ^Aste-Hiaeore), et vivait ta évmèm9 mMt tmmt l.-C

48 TROISliMB LEÇON.

ployé un temps considérable à ce travail, devant lequel, dit Pline ,les Dieux eussent reculé, bien quMl ne présente aucune difficulté sérieuse.

11 Y a plus de 2,000 ans que Tastronome grec exécuta ses observations; les groupes qu'il a tracés sont restés ]esmèmes,'etles distances relatives des étoiles n'ont pas offert de changements appréciables : aussi les a-t-on appelées avec raison étoiles fixes. Leurs situations sont les mêmes dans tous les pays, et Féloignementdu lieu d'observation n'y apporte aucune modification, que ce soit à Paris, à Stockholm ou à Alexandrie ; car notre globe n*est qu*un grain de poussière dans l'immensité de Funivers.

On peut distinguer à l'œil nu quelques milliers d'étoiles; mais en s'aidant d'une lunette ou d'un télescope, l'observateur en découvre un nombre vraiment prodigieux. Pour se reconnaître au milieu de ce dédale d'étoiles qui brillent sur la voûte des cieux, on a eu l'idée de les diviser en groupes ou catégories, auxquels on a donné le nom de constellations. Cetie idée remonte à la plus haute antiquité, et on la retrouve chez les plus anciens peuples de la terre, les Chinois, les Hindous, les Égyptiens, les Grecs, etc. Elle semble d'ailleurs si simple qu'elle se montre à peu près sur tous les points, chez les Péruviens, chez les peuplades errantes, chez les nations les moins avancées en civilisation. Les Grecs, qui n'étaient que des enfants par rapport à la science profonde des Égyptiens, ainsi que Platon le dit quelque part, la tenaient d'eux très-probablement. Cependant on a peut-être placé un peu trop haut l'époque à laquelle ces derniers en firent primitivement usage.

Ce fut sous Fempire de cette idée que Ton assigna au fameux Zodiaque de Denderah une origine qui le faisait remonter bien au delà de toutes les traditions historiques ; mais la découverte immense de CharopoUion le jeune, qui au moyen d'une idée ingénieuse est parvenu à rendre h l'histoire les nombreuses inscriptions des monuments du Nil ^ a ramené la date du Zodiaque à sa juste valeur. Il a pu lire sur le contour de celte peinture le mot autocratôr, titre que prenait Néron sur tous les monuments élevés de son temps. Ainsi le Zodiaque de Denderah est de l'époque romaine de l'histoire d'Egypte (Premier siècle après J.-C).

D'un autre côté, les traditions porteraient à faire penser que l'origine des constellations grecques n'est pas en Egypte; Clément d'Alexandrie en attribue l'invention à Chiron qui semble avoir vécu i ,420 ans avant notre ère. Antérieurement à cette même époque, elles étaient déjà connues, car il en est question dans le Livre de Job, qui remonte à 1,700. Au neuvième siècle (884), Hésiode parle desPléiades, de la Grande Ourse, de Sirius et du Bouvier ; et à cette même époque, Homère, auquel Hésiode avait disputé le prix de la poésie, désigne la seconde de ces constellations par ces mots : le Chariot qui n'a pas sa part des bains de VOcéanl — Eudoxe de Knide, dans son ouvrage intitulé: Miroir, qui aVait été traduit par Germanicus, parlait avecdétail des constellations grecques ; plusieurs autres écrivains anciens avaient traité amplement ^ la même question, mais leurs ouvrages ne sont pas

* Voyez, dans l'Aonnaire de i836, nn article de M. Arago intitulé: Des Hiéroglyphes égyptiens^ histoire de la première interprétation exacte qui en ait été donnée (p. 238<35i).

50 TROISÙMS LBJiON.

arrivés jusqu'à nous, les incendies suceessiÊi de la Bibliothèque d'Alexandrie nous ayant enlevé la plus grande partie des écrits des philosophes de Tantiquité. Pour placer sur une carte céleste et les étoiles et les constellations» on est obligé d'user d'artifice, d'employer certaines conventions, de même qu'il a fallu imaginer un moyen pour distinguer les étoiles d'une même constellation les unes des autres. Hipparque, et \eS watàem à sa suite, leur avait donné des désignations dont remploi était diflicile et par suite d'une petite utilité. En 1605, l'astronome allemand Bayer imagina de les désigner chacune selon l'ordre de leur grandeur, en se servant des lettres de l'alphabet grec, puis de celles de l'alphabet romain, et enfin des chifib^. D'après cela, l'étoile la plus brillante de chacune des constellations prend la première lettre de l'alphabet grec, «; la moins brillante après elle, /3, etc: « du Taureau (Aldebaran), par exemple, est la plus remarquable des différentes étoiles de cette coastellation ; ^ est celle qui lui est inférieure ea éclat, et ainsi de suite. Les astronomes ont admis avec Bayer six ordres de grandeur dans les étoiles visibles à la vue simple; on compte 17 étoiles de première grandeur; 55 de deuxième, 197 de troisième grandeur; celles de sixième ordre sont les dernières qui soient visibles à l'œil nu« mais au télescope on aperçoit jusqu'à celles de seizième grandeur.

Voici du reste un moyen très-simple de reconnaître dans le ciel la position des principaux groupes d'étoiles ou constellations. On prend pour point de départ celle de l« Grande Owraê^ autremenl dit le Chariot, assemblage briliant de 7 étoiles, dont le caractère est tettement re-

man}uable qu'une fois que Von a bien reconnu sa place sut la TOûte étoilée, on ne peut jamais être embarrassé de la retrouver. Ces sept étoiles sont ainsi disposées, et pottent dans le système de Bayer les lettres que nous leur atons données t six sont de seconde grandeur : «, P> % <, ?!>;; une de troisième, ^; leur disposition est indlifuée dansla planche VI, figure 10.

On voit qu'elles forment un grand quadrilatère à run des angles duquel (Q se trouve une suite d'étoiles qui en est comme la queue ; c'est, en d'autres termes, le timon du Chariot. Si en partant de bêta (j^ on fait passer idéalement une ligne par alpha («), cette ligne prolongée ira rencontrer une troisième étoile, moins brillante, qui est la Polamy alpha («) d'une constellation présentant la même figure que la Grande Ourse, mais disposée ensens contraire ; ses proportions sont du reste beaucoup moindres, ce qui l'a fait nommer Petite Ourse; elle est composée d'étoiles de troisième et de quatrième grandeur : cda fait qu'elle n'est pas aussi facile à reconnaître queja Grande Ourse. Cependant comme Tétoile que nous avons nommée la Bolaire est la plus remarquable de cette partie du cid, on la retrouve assez promptement. Elle doit le nom qu'elle porte à son voisinage du pôle, dont elle est à 1 degré 56 minutes ; du temps d'Hipparque elle en était plus éloignée, et elle en sera à -45" dans des milliers d'années. Sa position fait qu'elle semble être le pivot immobile autour duquel tourne la voûte céleste, el le centre des cercles que décrivent toutes les étoiles, la ligne qui a donné la Polaire étant prolongée d'une quantité égale donne Pégase ou to Grafiàè Croix, grand carré formé de quatre étoiles secondaires. Avant d'y àr*

river, on laisse à sa droite Cassiopée, groupe d'étoiles de troisième et de quatrième grandeur, bien reconnais-, sable à sa figure en y, à queue recourbée; on peut aussi y retrouver la figure d'une chaise renversée. La ligne qui nous a servi à déterminer la place de la Polaire, prolongée en sens contraire, conduit à la constellation du Lion, grand trapèze de quatre belles étoiles, dont deux de premier ordre, Régulus à Touest, la Queue à Test, Une ligne menée par delta et alpba (S et «) de la Grande Ourse vers Test rencontre Tétoile alpba («) ànCocher que Ton appelle la Chèvre et qui est une des étoiles les plus brillantes du ciel. La diagonale cUpha, gamma^ (a, y) de la Grande Ourse traversant Tespace va trouver YÉpi, la seule étoile de première grandeur de la constellation de la Vierge. La diagonale de sens contraire delta, bêta, conduit aux Gémeaux, qui forment un grand quadrilatère oblique dont deux angles sont occupés par les belles étoiles Castor et Pollux. En continuant la courbe que décrit la queue de la Grande Ourse où tombe sur une étoile très-remarquable qui est Ârcturus.

Avec un planisphère céleste et au moyen de procédés aussi simples on parviendra facilement à reconnaître toutes les autres constellations.

Hipparque nous a transmis une table générale des constellations de son temps ; elles sont au nombre de 49 : l2 dans le Zodiaque, âO au nord de cette zone et 15 au midi. Aujourd'hui le nombre en est considérablement augmenté.

La table suivante est la liste générale des constellations avec le nombre des étoiles comprises dans chacune d'elles.

Constellations boréales des anciens,

LaPetiteOurse . 22

La Grande Ourse . 87

LeDragon • t . 85

Céphée »8

Le Bouvier « 70

La Couronne.. . • • ••..'. 33

Hercule; i28

La Lyre .......* 21

LeCygne 85

Cassiopée 60

Persée 65

Le Cocher 56

Ophiucus ou le Serpentaire 65

Le Serpent. • . .^ 67

L'Aigle ou le Vautour volant . . . 26

Le Dauphin 19

Le Petit Cheval 10

Pégase ou le grand Cheval . 91

Antinous 27

Andromède 27

Le Triangle boréal 15

La Chevelure de Bérénice 43

Constellations boréales des modernes,

LePetitLion 55

Les Lévriers 58

Le Sextant d'Hévélius 54

Le Rameau de Cerbère.. . * . . 13

Le Taureau lie Ponialowski 18

Le Renard et rOie 53

Le Lézard marin » • » 12

Le Petit Triangle. *

La Mouche ou le Lis 3

LeEenue - * 1^

Le MeÊSier . • 7

LaGirafe < • 69

Le Lynx .,...,.. 43

ConsieUations zodiacales.

Le Bélier 42

Le Taureau . 207

Le Gémeaux »... 61

L*Écrevisse. . - 85

Le Lion 93

La Vierge ,,,,*..-.-. 117

La Balance * '• 6fî

Le Scorpion .,-.,., 00

Le Sagittaire ....<., &4

Le Caprioortie 6*

Le Verseau. , 117

Les Poissous Hf>

Consteliations australes des ancims.

La Baleine * . • 102

L'Éridau • - . . S3

Ôrion 90

Le Lièvre 20

Le Petit Chien i7

Le Grand Chien 54

Le Vaisseau ou le Navire H7

L'Hydre femelle. . . / 52

La Coupe ou le Vase 13

Le Corbeau iO

Le Centaure 48

Le Loup 24

L'Autel 8

La Couronne australe 12

Le Poisson austral 52

Constellations australes des modernes.

Le Fourneau chimique 59

Le Réticule rhomboïde 7

Le Burin du graveur 45

La Dorade 6

L'Horloge ou Pendule . 24

La Règle et rÉquerre 13

Le Compas ,. 2

Le Triangle austral 5

La Colombe 2

Le Chevalet du peintre 4

La Licorne d'Hévélius 31

La Boussole. . ^ 14

La Machine pneumatique ^

Le Solitaire ,; 22

La Croix australe ^

La Mouche OU l* Abeille, ..,.,- ^ .,. - , 4

Le Caméléon.. ....,** 7

Le Poisson volanU . ■ *

Le Télescope 8

L'Oiseau de Paradis ,,,..,.. i

La Montagne de la Tiible <J

L'Écu de Sobieski , . . . , , l<j

L'Indien . , . I

Le Paon , , a

L^Octant . / , . , 7

Le Microscope. , . * 8

La Grue,. , . , . • , 12

Le Toucan , . M

L'Hydre iiiàle - , , , * 8

L'Alelier du sculpteur . , , , , , , i8

Le Phénix ^ , . . . , H

En paixourant les catalogues cr étoiles que nous ont laissés les anciens, on osi amené ;i faire mio remarque bien singulière; quelques-unes des éluiles anciennement observées ont changé d'éclat d'une manière plus ou moins notable, tandis que d'au 1res ont apparu qui n'avaient jamais clé vues; il en est qui ont disparu pour redevenir vi-^ si blés plus tard, et quelquefois pour ne plus reparaître. Ainsi alpha («) de Cassiopéecstune étoile dontla himiére est beaucoup plus faible que liêta{/3)de la même eonstellatioo. Or, c'était Tin verso autrelxtis; il lUut donc que ii ait augmenté d'éclat, ou bien queféclat de c^alt diuilnué.

L'intensjlé de îa lumière des étoiles u^est donc i>as iih variablo. C'est là une question capitale pour nous, carie soleil étant nnc étoile, cela porterait i penser qu*d peut

varier ! Dans les siècles passés il aura pu régner sur la terre une température très-supérieure à celle de notre temps; aux siècles futurs sera réservé, peut-être, de voir le soleil s'éteindre, de voir l'ensemble des planètes circuler autour d'une masse toujours énorme , mais désormais impropre à porter la vie à 40 millions de lieues de distance ! Ces considérations méritent de flxer l'attention des géologues qui recherchent les causes des catastrophes épouvantables dont notre globe offre partout les traces.

Éralosthène, né 276 ans avant notre ère, disait en parlant des étoiles du Scorpion : « Elles sont précédées par Ta plus belle de toutes, la brillante de la Serre boréale ! » Or, maintenant la Serre boréale est moins brillante que la Serre australe, et surtout qu' Antarès. Hipparque, le plus grand observateurdestemps anciens,;disait en critiquant Aralus : « L'étoile du pied de devant du Bélier est belle et remarquable ; de nos jours, l'étoile du pied de devant du Bélier n'est que de quatrième grandeur. Mais en même temps qu'il y a des étoiles dont l'intensité va en s'affaiblissant, il y en a d'autres qui ont complètement disparu. Le 10 octobre 1781, W. Herschell vit distinctement la 55« d'Hercule, placée sur le col de la figure, et nota qu'elle était rouge; le 11 avril 1782, il l'aperçut de nouveau et l'inscrivit dans son journal comme une étoile ordinaire. Le 24 mai 1791, il n'en restait plus aucune trace. Des essais répétés le 25 et plus tard ne donnèrent pas un antre résultat : ainsi la 55* d'Hercule a disparu. En présence de ces faits on est porté naturellement à se faire cette question : les étoiles s'éteignen>3lles?

Il est un autre phénomène très-remarquable qui doit

ôk TEOISIÈMB LEÇON.

ausai fixer DOtre atteotioa. c'est le chaogeBMpt de coor leur de certaines étoiles. Ptolémée, Sénèque, €ioéroD parlent deSirius, comme d'une étoile rougedire. Sinus est de nos jours la plus blanche de toutes les étoiles; elle est d'un blanc resplendissant.

Mais reprenons avec ordre les recherches sur les changements d'intensité des étoiles, en réunissant les remarques successivement fûtes par la suite des observateurs modernes, car chacun n'apporte qu'un fprain de sable dans la pyramide de la science qu'élèvent les hommes.

Les étoiles dont nous allons nous occuper n'ont du reste qu'un éclat temporaire qui fait place à une dispa-; rition complète, revenant à des intervalles fixes plus ou moins longs : aussi leur a-t-on donné le nom d'Maiks périodiques,

La première observation qu'on ait faite d'une variation d'intensité sur une étoile périodique remonte à près de deux siècles et demi. Dans l'année iS96, le 13 août, David Fabricius aperçut au col de la Baieine une étoile de troisième grandeur, qui disparut en octobre de la même année. En 1603, Bayer, disant son catalogue, dessina au col de la Baleine, k la place même où Fétoile de David Fabricius s'était évanouie, une étoile de qualrième grandeur qu'il appela Omicron (o bref de l'alphabet grec).

Bayer n'ayant pas rapproché son observation, celle de la réapparition de Omicron de la Baleine, de l'observation de disparition enregistrée par David Fabricius, manqua l'occasion d'attacher son nom & une des belles découvertes de l'astronomie moderne. Cette découverte

appartient à un savant Hollandais, Jean Phocylides Hofemida, {mCesseorà Praneeker (Prise). Cet astronome intFéloile delà Baleine an commencement de décembre i638, poidant une éclipse de lune.Elle surpassait alors les étoiles de tioisième grandeur. Quand la lumière solaire ref&ça, elle était déjà descendue jusqu'à la quatrième grandmr. Yers le milieu de Fêté de 1639, Hoiwarda n*en pot retroQter aucun vestige. Plus tard, le 7 novembre l€Sd, il la revit à son ancienne place. Pbocylides Hoiwarda ^ouva ainsi, parses seules observations, que des ^otks pouvaient étresonmises à des alternatives périodiques dedisparitfon et de réapparition . Les observations d'Holwarda furent suivies par Fullenius, Jungius, Hévéiies, peodaat 15 ans, et pendant ces i5 années Tétoile fut j^ttsi^irsfois de troisième grandeur, plusieurs fois invisible. Entre ces périodes d'augmentation ou de diminutiem d'éclat, entreees apparitions et ces disparitions successiveSy il existe des intervalles de temps réguliers, périodiques. Ainsi à Faide d'une discussion attenthe dTobservi^om embrassant Fintefvalle comi^ris entre 1638 et 1666, BouiUaud, Fauteur de Y Astronomie PhiloMqfte, trouva, pour le tempsqui s'écoirie entre deux disparitions SQceesâves d'Omicron de laBaleine, 333 jours. JeanCassim assigna us jour de plus, <f est-à-dire 334 jours, période^ps W. HeraelieR réduisit à 331 , ce qui donneentre ka deux dales extrêo^ qui ont servi de base au calcul, 13 août 15d6 et 1« janvier 1678^ 89 à 90 périodes.

liais ks éloika périodiques ne reviennent pas toujours au mâffieéclat ; teiitesneso&t paarégulières dansleuTsrelottis»iMfiSi»teUe itoâequi d'abord affaitétèaperçueavec Pédatd^iaie étoile de deuxième grandeur, et qui, après

avoir raornentanément disparu, deviendra de nouveau visiUe, ne lu serapl us que comme une étoi le de quatrième ou de cinquième granikur. Elles eraploienl pour revenir au mûme tdatdes umips variables; le khi (y] du Gy^ne, par e^eiupîe, met 49 f joui^ pour passer par toutes ses phases al 1er natives de lumière et J'ombre : pendant 40i jours cette étoile est visible; pendant Dû jours elle cesse de rétrc. Quelquefois on voit T éclat de eer laines étoiles s'affaiblir, décroître dans^un temps très-court: ai nsi A Igol ou bèta de Persêe préseate^^es cbangemenls en â jours âO heures -i8 minutes ; d'autres c'est en S jours^ (j jours, 7 jours.

On a divisé en dmx classes les étoiles que le dcrnief siècle soupçonnait d'être variables; dans la première sont rangées celles qui Je sont réellemeot, et dan^ la seconde celles qui ne sont que présumées Tétre* Les premières sont an nombre de 15, de la première à la quatrième grandeur, y compris celle qui parut dans Cassiopée, en 157i, et celle qui se montra en IGOi dans le Serpentaire, Les secondes vont jusqu\ï 30 et sont de la première à laseplieme grandeur.

On s'e^t épuisé en conjcclures pour oîpliquer o^ changemenïs surpmnaDls, Newton pensait que la vivacité passagère de ces étoiles était due à une augmentalion de combustible produite par la chute de quelque co mète . Ce sy s te me d e Ne w ion , q u i ve u t que les comète soient destinées à alimenter la combustion des ètoiïes comme des bûches qu'on jetterait dans un foyer^ est trop peu en harmonie avec les moyens qu'emploie la nature et avec le mode de combustion probable des corps célestes, qui ne peut guère être due qu'à des

agents électriques. Mauperluis, s'étayantdela nature de l'anneau de Saturne, suppose que les étoiles périodiques sont animées d'un mouvement de rotation si rapide que la force centrifuge a dû leur donner la figure d'un sphéroïde aplati et même réduit à un plan circulaire, comme une meule de moulin ; qu'elles doivent nous paraître très-éclatantes lorsque, par refTcl d'un mouvement d'inclinaison , elles nous présentent la face de leur disque, tandis qu'elles peuvent n'être que peu ou point visibles quand leur bord est tourné vers nous. A ce système s'applique la réflexion que nous a suggérée celui de Newton, sur la marche suivie par la nature dansl'organisation de l'univers. D'autresontsupposé que de grands corps planétaires opaques, en circulant autour d'elles, occultent leur lumière dans des temps réguliers. Mais c'est à Bouillaud qu'était réservé l'honneur d'envisager les étoiles périodiques d'un point de vue réellement philosophique. Dans un mémoire de dix-neuf pages sur l'étoile de la Baleine dont il a été question plus haut, il fait de cet astre un globe doué d'un mouvement de rotation régulier et continuel autour d'un de ses diamètres. En ajoutant à cette première donnée Ja supposition que le globe est obscur sur la plus grande partie de sa surface et lumineux dans le reste, l'astronome français croyait pouvoir satisfaire à toutes les circonstances du phénomène. Mais quelle cause assignera-t-on à ces étoiles qui paraissent tout à coup dans le ciel, là où personne ne les avait aperçues, et à celles qui ont disparu et qu'on n'a jamais revues. Le 11 novembre 1572, une nouvelle étoile de première grandeur fut aperçue r TychC'Biahé c'arsla ccnsUlIalicn boréaledeCas-

62 TROisiÈMB LEÇON.

siopée; elle brillait d'un tel éclat qu*on pouvait Tobserver en plein jour; en douze mois elle descendit la première à la septième grandeur. Quelques mois après, Fœil la chercha vainement, n en est une qui se montra subitement à Kepler, en 1604, dans la constellation du Serpentaire et qui, après avoir pâli, disparut entièrement. Nous avons parlé de celle qu'Herschell aperçut en 1781.

La cause de ces phénomènes qui nous paraissent étranges, et qui défient la sagacité humaine, comme tant d'autres secrets de la nature vivante ou inanimée, on Tignore. Une conjecture a été hasardée au sujet de ces astres qui se montrent instantanément; on a pensé que c'était peut-être de la matière électrique, parcourant l'espace avec une incroyable rapidité *.

' Non» ne saurions trop inviter le lecteur à lire et à méditer toat ce qne M. Arago a écrit sur les étoiles, dam sa belle analyse des travtn de W. Herschell, yinuuaire pour 1842. Ce résumé est traité de main de mattre et rempli du plus (prand intérêt.

tTIÏDB DO HOCTBMSIIT BBS tTOHBS.

DascriptioB do théodolite. ^ Yerakr. — Tbëori* du Vernier. — V'vrtm ^ hvMt d'air. — Detcriptioo. — Étude du mouvement diunii dit étoiles. — Description de la machine parallatique. «— DétermioatioD du méridien. — Recherche de la nature des courbes décrites par les étoilet dans leur mouTemeat. — Manière de la consuter. •* Axe du monde. — Pôles.

Après avoir çxploré les merveilles de Tespace, nous allons passer à Texposé des divers moyens de Fétudier. Commençons d'abord par la description d'un instrument à l'aide duquel on peut suivre les étoiles dans leur mouvement diurne et s'assurer que leur marcbe est régulière et uniforme. .Cet instrument est le théodoliUi.

Le théodolite se compose de deux parties principales, un cercle horizontal pour mesurer les arcs situés dans ce plan , une lunette et un cercle verticaux destinés à l'appréciation des angles qui ont cette position; de. niveaux à bulle d'air complètent le système.

' De ê^êfUih voir, Uhst marehe,di«taBce}iDstnuBeiit pour mesurer ou déterminer les distances par la vue.

Les limbdS, les bords des cercles sont divisés en degrés et fractions de degrés selon le diamètre de Finslrum^nt ; ces divisions procèdent ordinairement de 3 en S minutes.

Le cercle ou plateau horizontal est monté sur trois pattes K K' K'' (|>1, VI, fig, 11), portant chacune sur la pointe d'une vis V V^ T\ qui servent à caler ce cercle que Ton appelle azimuihal, parce qu'il sert à mesurer les azimuths, La colonne centrale sur laquelle pivote ce cercle porte en dessous une hinetîe d'épreuve èJ B^, qui n'a d'autre usage que d' attester, en la pointant sur un signal fixe et éloigné, que T instrument^ dans les manœuvres de ropération , n'a éprouvé ni torsion, ni vacillatioD. Si Tobjet est terrestre, on corrige par la moyenne de deux observations faites en sens inverse; on Mi tourner le cercle vertical sur le cercle azimuthal, d'abord à droite, puis à gauche.

La lunette verticale est,- ainsi que le cercle qui en dépend , placée sur le côté de la colonne ou du support qui la soutient; elle n'est pas au centre de F instrument; mais cela ne peut causer aucune erreur poyr un objet aussi éloigné qti*une étoile, parce que Tcxcentricité de la lunette est nulle par rapport à la distance de celîe dernière.

Rappelons-nous d'ailleurs que dans les observations astronomiques , un angle d'tine seconde répond à une distance égale à 206,0W fois le diamètre de Pobjet vu sous cet angle. Ainsi un mètre donne 206,000 mètres-

Vernier, — Comme il est très-imporlant dans les opérations astronomiques d'aYOir avec précision les pins petites fractions de degrés, on se sert, pour les lire sur

MOnVSXBNT DES ÉTOILES* M

le limbe, d'un petit appareil décrit en 1631 par un géomètre français nommé Vernier^^ d'après un principe posé antérieurement par un autre géomètre, Noniu8\ dont il prend aussi quelquefois le nom.

Développons ce principe et montrons le parti que^Fon en a tiré.

Soit un cercle de 1 mètre de diamètre, sa circon* férence sera de 3 mètres 14, rapport approché de ces deux dimensions; et puisqu'elle sera nécessairement divisée en 360 parties ou degrés , cela donne pour la valeur de chaque degré 8 millimètres 72; chaque minute équivaudra au quotient de 8 millimètres 72 divisé par 60, c'est-à-dire à 0,14 centièmes de millimètre, valeur qui, divisée elle-même par 60, donnera pour la seconde 0,002 millièmes de millimètres. Mais si le cercle n'a que 1/4 de mètre de diamètre, comme notre théodolite , par exemple , la seconde ne vaudra plus que 5/10 millièmes de millimètre, quantité si petite qu'elle ne peut être indiquée sur le limbe de notre cercle, et que cependant nous sommes obligés d'évaluer parce que, dans les recherches astronomiques, elle répond à des valeurs numériques considérables, puisque nous venons de voir qu'un objet qui soutend un angle d'une seconde est à une distance de 206,000 fois son diamètre.

Il faut donc que nous trouvions un moyen de lire sur le-limbe des divisions infiniment plus petites que celles qui y 3ont portées; car enfin l'alidade peut s'arrêter entre deux des divisions principales, divisions trop petits, trop rapprochées, pour que l'on ait pu tracer enirc

* et * Voyez ces deux noms à leur ordre aipliabdtiquc dans le vocabii , ^irc placé à la fi o du Toliiipç.

M QUATRIÈim LB^N.

«Hës leurs subdivisions d*une manière précise et facile h lire, ce que du reste l'on n'aurait pu faire non plus sur l'alidade en admettant qu'on Tait tenté pour dégager le limbe. C'est là le problème capital résolu par Nonhjs et par Vemier.

Au lieu donc de mettre un trait sur l'alidade, prenons sur eUe uo arc d'une étendue sensible, égale, par exemple à 9 divisions du limbe. Vemier divise cette étendue en 10 parties. Que résultera-t-il de là? c'est que cba* eune des nouvelles divisions équivaudra aux 9/10** de elles du cercle, et que si l'alidade a d'abord été ûxée de manière que les deux points coïncident, les nouvelles divisions seront au-dessous de leurs correspondantes du limbe, successivement de i/iO, 2/10, 5/10, etc. ( Voyez pi. VI, figure 12). Chaque fois donc que deux divisions coïncideront, il suffira de lire le chiffre que porte celle de l'arc gradué pour savoir de quelle quantité , exprimée ici en dixièmes, l'arc mesuré surpasse la division principale de limbe qui en donne la valeur. Si 5 de l'arc gradué correspond, par exemple,à l'une des divisions principales du cercle, c'est que le zéro de l'alidade s'est avancé au delà de la division qui le précède sur le limbe, de 5/10"~ de degré. On peut donc apprécier ainsi les 10** de degré. Mais en prenant sur le cercle 19 parties et les divisant en 20, ou mieux encore 99 parties et les divisant en 100, on aurait les lOO"*». Or, dans ce système, les degrés seront égaux à 300/100"^, c'est-à-dire que 3 secondes seront représentées par 1/1000* de millimètre.

Cet arc gradué qui présente tant d'avantages dans l'évaluation des parties nUnimes de la division du cercle,

MOUVEMENT DBS ÉTOILES. 67

est ce que Pon appelle le Vernier. Dans les instruments, il est toujours placé à Textrémité de Talidade, ainsi que le montre la figure 12, pi. YI, et il se meut avec elle de manière à montrer sans cesse ses divisions vis^-vis de celles du limbe. Âfm de faciliter les lectures, on place une loupe au-dessus de chaque vernier, lequel est en outre ombragé par un verre dépoli qui empêche les reflets de lumière et permet au jour de n'y arriver que par transparence.

Niveau à bulle d*air.— Une des pièces les phis importances du théodolite est le niveau à bulle d'air; il sert à montrer que le cercle se meut autour d'une ligne parfaitement verticale. Dans toute sa simplicité, cet instrument consiste en un tube deverreferméà ses deux extrémités et rempli d'alcool carminé, de manière cependant à y laisser un petit espace vide que l'on appelle la bulle ^air (pi. VI, fîg. 13). On protège ce tube en l'enveloppant d'une boite en cuivre dans laquelle on ménage un espace qui permet de voir les mouvements de la bulle. Cet espace, appelé fenêtre^ laisse à découvert une portion de la circonférence du tube que l'on peut représenter par un petit arc. Lorsque l'instrument est tranquille, la buUe gagne toujours le sommet de la courbe de cet arc, là où la tangente est horizontale, après avoir toutefois rempli cette condition essentielle de se trouver au milieu de l'instrument à égale distance de ses deux extrémités, ce dont il est facile de s'assurer au moyen de divisions également espacées, tracées sur le verre et numérotées. Cet instrument si simple sert à résoudre mille questions capitales. On peut avec lui 8'assurer , par exemple, de la solidité d'un appar-

tcmeiit, en constatant la parfaite horizontalité des planchers, et il a permis de reconnaître qu'il y a des édifices, tels que les Invalides, qui oscillent sous les influences contraires de la température. Quelle sera Tapplication que nous pourrons faire du niveau à bulle d'air à la précision des mouvements du théodolite? la voici. Il nous servira à reconnaître que Tinstrument se ti*ouve placé dans une positron verticale rigoureuse. En effet, si Taxe est toujours vertical, la bulle ne changera pas de place; si la bulle se déplace, c'est que Taxe s'est incliné ; on le redresse avec les vis calantes V V V" (Voy, pi. VI, fig. 11 ). Or, la perpendicularité de Taxe est de la première importance dans les observations.

II est facile de comprendre maintenant comment Tobservateur peut viser une étoile à toutes les hauteurs (au moyen du cercle vertical ) ; comment à l'aide du vernier on peut mesurer les angles jusqu'à la précision des fractions de seconde; et comment, enfin, à l'aide du niveau à bulle d'air, qui accompagne l'instrument , on peut faire suivre à la lunette une direction horizontale.

Étude du mouvement diurne des étoiles, — Les étoiles obéissent à un mouvement général de translation qui les emporte d'orient en occident , tout d'une pièce , comme si elles étaient attachées à des sphères solide de cristal. Ce mouvement porte, comme celui de même genre qu'accomplissent les autres astres, le nom de mouvement diurne. On peut le suivre au moyen d'un \ns\mmeni dïi machine par allatique ( Voy. fig. 14,pl.VI). Elle se compose d'un axe central A B, parallèle à Taxe terrestre, et qui sera ainsi plus ou moins incliné selon