Comptes-rendus, tome LV, p. o

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d'un prisme, pour fixer les positions relatives des raies '. Je pus alors faire une étude approfondie des principales étoiles et des planètes, que je publiai dans le BuUettino metcovologico delV Osservatorio de 1863 ; il y avait déjà là plus de détails que dans le Mémoire de Donati. J'eus surtout cet avantage qu'ayant remarqué que la petite lunette diminuait beaucoup l'intensité de la lumière, je l'enlevai tout à fait; je me mis alors à observer à l'œil nu à travers le prisme, ou seulement avec une faible lentille oculaire, et même quelquefois sans lentille cylindrique. Mais si la lumière augmentait et si l'on distinguait mieux les raies, la précision de la visée diminuait beaucoup, et les raies étaient déterminées avec moins d'exactitude. Quoi qu'il en soit, dans cette période de la science, on cherchait plutôt la forme et la qualité des spectres que la détermination précise de leurs éléments. Je relevai alors la différence des divers types stellaires, lesquels, bien qu'en général reliés aux couleurs, étaien': cependant différents pour les étoiles de même teinte générale.

Cependant les spectroscopes s'améhoraient considérablement et devenaient positivement propres aux usages astronomiques. Ceux à vision directe, construits avec de forls prismes par Hofmann et Merz, furent trouvés très-utiles et d'un service commode. M. Huggins préféra la forme commune à prismes angulaires comme ceux employés en chimie, en adaptant leurs dimensions à celles des oculaires. Nous avons employé les deux systèmes sans trouver une supériorité considérable pour ces derniers ; ce qu'on perd par absorption dans les premiers est compensé dans les autres par ce qui se perd en réflexions trop obliques. Il est vrai néanmoins

1. Voir BuUettino meteorologico dell Coll. Romano, vol. II, n" 1 et n 2, labl II, 1863.

qu'il est plus facile d'avoir un bon spectroseope à prismes angulaires qu'à vision directe.

Les spectroscopes à vision directe sont plus commodes, mais ils allongent beaucoup l'instrument, et, dans certainr cas, en raison des dimensions trop restreintes des dômes mobiles des observatoires, ils ne peuvent plus être employés. De plus, dans un spectroseope à prismes angulaires, on peut facilement enlever un prisme et diminuer la dispersion; on l'adapte ainsi à des objets plus faibles, ce qui ne peut se faire avec les spectroscopes à vision directe.

La construction fondamentale de ces spectroscopes à prismes angulaires est établie comme on le voit dans la figure 7.

UKB est un tube qui se visse sur la lunette au moyen d'une pièce 00' qui permet tous les mouvements autour de l'axe, comme un micromètre de position. A ce tube est fixé un plateau circulaire XYZ qui porte deux prismes C, D. Dans l'intérieur du tube précédent KB est placé le collimateur formé de la fente F située au foyer commun F du grand objectif du réfracteur et de l'objectif B du collimateur, destiné à rendre les rayons parallèles. Les rayons lumineux qui ont passé par les premiers prismes C, D, entrent dans le second tube EHL ; ce tube , dans sa première portion plus large, contient un prisme à vision directe ; la seconde, plus étroite, constitue la lunette analyseur. La j)ièce contenant le prisme à vision directe peut s'enlever tout à fait, et alors il reste, pour les objets plus faibles, la plus petite lunette, qui se visse directement sur la plaque XY. Le bras oblique K contient, à son extrémité, une échelle graduée, qui est vue par réflexion sur la face d'un prisme. Gomme cette échelle donnait trop de lumière dans le champ, je lui ai substitué une simple fente qu'on pouvait mouvoir avec une vis micrométrique;;

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celle-ci donnant dans le champ optique un simple fil clair, ne troublait pas l'image des objets plus faibles, comme par exemple celle des nébuleuses. En N est une paire de petites mâchoires soutenues par un morceau d'ébonite; elles portent des fils entre lesquels partent des étincelles électriques qui

Fis:. 7.

éclairent la fente et dont la lumière sert de terme de comparaison ; on peut y substituer une autre lumière quelconque. Cette lumière latérale est envoyée dans l'axe du spectroscope par le petit miroir ou prisme P qui est devant la fente, comme dans les appareils chimiques et comme nous l'avons indiqué pour le spectroscope à vision directe; nous verrons plus loin

un meilleur système d'éclairage. Pour les étoiles, on met en avant de la fente une lentille cylindrique qui recueille les rayons de tout le cône incident, et, faisant en sorte que sa ligne focale tombe sur la fente, on a un grossissement convenable pour le spectre. Mais on peut obtenir aussi ce grossissement avec une petite lentille cylindrique placée entre l'objectif et l'oculaire de la petite lunette analyseur. A cet oculaire, on peut encore mettre des micromètres munis de fils ou mieux de pointes métalliques fines ', comme on le fait d'ordinaire dans les instruments de précision.

Tel est l'instrument. Mais pour bien en saisir certaines particularités propres à l'étude de la spectroscopie stellaire, il est besoin de quelques éclaircissements.

D'abord, si on regarde une étoile dans la lunette, son image est un point ; si l'on fait passer les rayons par un prisme, le point s'allonge en une ligne où se distinguent les couleurs du spectre, mais cette ligne est trop courte pour qu'il soit possTbles (d'y distinguer les raies. Aussi voyons-nous Fraunhofer introduire l'usage de la lentille cylindrique conservée depuis par tout le monde. Cette lentille dilate en un sens l'image focale de la grande lentille, et crée un foyer linéaire au lieu d'un point focal. En effet, quand le cône des rayons d'une étoile recueillis par l'objectif est reçu sur une lentille cylindrique un peu en avant du plan de convergence des rayons, il se forme derrière la lentille deux foyers linéaires séparés, placés à des distances différentes de l'objectif. L'un est le foyer propre de la lentille cylindrique dans le sens de sa courbure et donnant une image linéaire parallèle à l'axe du cylindre. Plus loin et normalement à cette ligne, il se forme

i.. Les fils d'araignée pour l'étude des spectres des étoiles sont tout à fait inutiles, parce qu'il n'y a pas assez de lumière pour les rendre visibles; c'est pour cela que nous avons introduit l'usage de la fente réfléchie et des pointes.

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un autre foyer au foyer naturel de l'objectif. La première est préférable, parce que les vibrations atmosphériques y sont beaucoup moindres. Quelques astronomes ont assuré qu'on pouvait se passer du secours de la lentille cylindrique, parce que le prisme engendre de lui-même une nappe dilatée; cela est vrai mais, dans la pratique, nous n'avons pas trouvé utile cette prétendue simplification ; nous avons au contraire toujours obtenu une meilleure image avec la lentille, et par conséquent nous l'avons préférée.

En second lieu, quand on veut identifier les raies spectrales des étoiles avec les substances chimiques, la fente est indispensable, et, par suite, il est nécessaire de pouvoir introduire des lumières artificielles dans l'instrument à l'aide duquel on opère, à défaut d'une échelle quelconque. Néanmoins, étant donnée la faiblesse des spectres dans les petites étoiles, il est souvent nécessaire de recourir à d'autres artifices. Aussi, ayant une fois reconnu quelques-unes des raies des étoiles principales, on peut identifier les raies des autres étoiles par de simples mesures différentielles, parce qu'on a un moyen de trouver la position de l'image directe de l'étoile par rapport à un point défini du champ optique. Nous verrons bientôt comment cela peut se faire. Alors on peut supprimer la fente et le collimateur lui-même, et, simplifiant ainsi l'instrument, avoir beaucoup plus de lumière pour l'étude des étoiles de moindre grandeur. On peut donc diviser les spectroscopes en absolus et en différentiels.

Le meilleur spectroscope différentiel pour les étoiles est le prisme objectif, employé déjà par Fraunhofer, qui, pour les plus grands instruments, ne doit avoir qu'un médiocre angle réfringent. Si cet angle était très-fort, le spectre serait dilaté même sans la lentille cylindrique, mais les prismes ordinaires seraient trop petits pour donner une lumière suffisante.

Pour ces recherches , cependant , nous commandâmes à M. Merz, de Munich, un prisme de 6 pouces (152 millimètres) de diamètre avec un angle réfringent d'environ l'i" qui devait s'appliquer devant le grand objectif du réfracteur de Merz, mais qui peut aussi s'appliquer à un Cauchoix de 6 pouces de diamètre et de 7 pieds de longueur focale *.

Ce prisme donne réellement des spectres étonnants; mais, pour bien les voir, il faut les grossir avec une lentille ou se servir d'un oculaire fait de lentilles cylindriques. Appliqué au grand réfracteur de 14 pieds, il donne un spectre énorme et superbe ; mais, la dispersion étant trop forte, la lumière des petites étoiles reste trop affaiblie. Avec ce prisme, la distance entre les raies D et &, dans Arcturus et Aldébaran, est de 315 secondes d'arc, et les spectres sont tellement grossis que non-seulement la raie D se dédouble, mais aussi tous les groupes du fer, spécialement ceux entre h et E, du spectre solaire. Le spectre d'Antarès employait 1"^ 30° à passer, et celui de la Lyre deux minutes (non réduites à l'équateur); ainsi la position relative des raies pouvait se prendre commodément même pendant le seul temps des passages ! Comme échantillon de la beauté des spectres obtenus avec cet instrument, on peut voir dans les mémoires de l'Académie des Nuovi Lincei (24 mars 1872), ceux de a d'Orion et de Sirius, tels qu'ils furent dessinés à la lunette de Cauchoix.

La construction de cette pièce optique très-peu répandue est intéressante. Nous en donnons le dessin figure 8. La base

1. Bien que nous eussions lu le mémoire où Donati parle du prism objectif de Fraunhofer, nous n'en avions pas été frappés, et, quand nou avons pris cette décision, nous ne nous rappelions pas ce qu'il avait déjà fait; ce fut heureux, parce qu'autrement nous n'eussions pas commandé l'appareil, et cela parce que Donati se plaignait toujours du peu de lumière donné i^ar son prisme qui en réalité avait un angle réfringent trop fort.

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circulaire est une espèce de couvercle qui se fixe en avant du grand objectif, et porte une ouverture centrale da 6 pouces de diamètre. Dans cette ouverture est suspendu le prisme porté par une légère armature consistant en un cercle monté sur deux pivots; au moyen de ces deux pivots on peut le mettre au minimum de déviation. Les deux pièces

Fié' S.

sont représentées séparément ; la figure 9 donne la monture, la figure 10 le prisme seul avec les pivots. A côté du grand prisme est un petit prisme achromatique P, donnant aux rayons une déviation égale à la déviation chromatique moyenne du prisme principal. Le but de cette addition sera exphqué plus loin.

La pièce représentée figure 10, placé 3 sur un cercle spécial, s'adapte directement au réfracteur de Cauchois, en forme de couvercle ordinaire. On était autrefois persuadé que, pour faire un prisme à destination d'un objectif de 9 pouces, on

SECGIII. ï- ^

PHYSIQUE STELLÂIRE

aurait besoin d'une masse de flint énorme; mais l'expérience actuelle montre que, pour 14 pieds de longueur focale, il suffit d'un angle réfringent de 5 à 6 degrés, parce que le g.^ossissement de l'oculaire peut suppléer en partie à la lUspersion produite directement par le prisme; on peut alors examiner aisément toutes les étoiles, et le bloc de

flint n'est aucunement difficile à se procurer. Pour flicililer la recherche des étoiles, nous avons monté, sur le corps de la grande lunette, un second chercheur qui fait avec le chercheur ordinaire dont est muni l'équatorial un angle d'environ 13", c'est-à-dire un angle égal à la déviation du prisme; ce second chercheur est disposé de manière que, quand l'étoile est dans le champ du premier, il sutfise de tourner l'équatorial en ascension droite, pour que l'étoile vienne dans le champ du chercheur spectral et qu'en même temps

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son spectre soit amené au centre du champ optique du grand réfracteur.

On arrive facilement à régler exactement ces pièces le jour, en se servant du soleil. Ainsi les observations sont faciles, et on ne peut se tromper sur les étoiles. Il y a seulement un inconvénient, c'est que ces pièces additionnelles exigent de nouveaux contre-poids dans l'appareil, et qu'on ne peut les monter ni les démonter aussi facilement qu'on le voudrait.

Fig. 10.

Bien qu'excellent, cet iustrument est très-coûteux, et on ne pouvait espérer que son emploi se répandrait vite; de plus, il n'est pas très-commode pour les recherches ordinaires; nous avons donc cherché un procédé beaucoup plus simple et plus économique, et nous avons réussi à obtenir un spectroscope qui , recueillant entièrement la lumière des étoiles, permette de les examiner jusqu'à la neuvième grandeur.

Cet instrument, très*simple, est dessiné en coupe dans la figure 11. Il consiste en un prisme à vision directe PQP'Q'P" ; derrière lui, se trouve une lentille cylindrique C, dont l'axe est perpendiculaire au plan de dispersion du prisme. La lentille doit être placée tout près du prisme, à 2 ou 3 centimètres en

avant du plan focal commun à l'objectif et à l'oculaire, en un point où, par tâtonnements, on réussit à avoir une vision n©Ue des ondulations de l'air atmosphérique et des anneaux d« diffraction de l'image principale. Dans cette position, le spectre est très-vif, large, bien distinct, et, bien que n'ayant pas les dimensions du spectre produit par le prisme objectif, occupe cependant un champ très-étendu. A l'intérieur de l'oculaire sont des pointes métalliques, mobiles sur des vis

micrométriques V, V, et fmes comme des fils d'araignée ordinaires; en outre, l'oculaire peut avoir un mouvement de translation par le moyen d'une vis B. L'oculaire est positif, et fait de lentilles cylindriques pour avoir plus de lumière ; mais on peut se servir aussi d'un oculaire sphérique.

Cette combinaison diffère beaucoup, comme on le voit, de celle imaginée déjà par Lamont, bien qu'elle semble identique au premier abord. En effet, en nous servant du prisme angulaire, nous avons vu que les plans focaux des différentes parties du spectre sont très-éloignés l'un de l'autre, en sorte

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que le point est différent pour les différentes régions du spectre : il est donc nécessaire de déplacer continuellement l'oculaire quand on passe d'une couleur à une autre, et deux raies éloignées ne peuvent jamais être vues ensemble avec netteté; quand l'une est au point, l'autre est confuse. En outre, les raies sont courbes, et les ondulations atmosphériques ont une énorme influence. Pour éviter cet inconvénient, même avec le prisme à vision directe, il faut que la lentille cylindrique reste éloignée de l'oculaire; il s'ensuit alors que la ligne focale ne se forme pas dans la région des cercles de diffraction qui entourent l'image de l'étoile. C'est pour avoir manqué à ces conditions que Lamont échoua dans sa tentative. Les lignes étant courbes avec le prisme angulaire, les mesures des distances sont impossibles; avec le prisme à vision directe, au contraire, elles sont droites, les mesures sont très-faciles, et la scintillation ne gêne en aucune manière.

Il est clair que les mesures de comparaison avec les raies spectrales des corps chimiques ne peuvent s'exécuter ni avec l'un ni avec l'autre des prismes ci-dessus décrits. Cependant, avec certains artifices, on peut obtenir la position des raies par rapport à celle de l'image directe de l'étoile. Avec le prisme objectif, on peut avoir la déviation absolue par rapport à la lumière directe, en profitant de l'image directe vue dans le chercheur, comme le faisait Fraunhofer. Mais ici, outre l'inconvénient d'être obligé d'avoir un aide qui vise dans le chercheur, pendant que l'observateur vise les raies spectrales, on ne peut jamais être sûr de la stabilité relative des deux lunettes. Aussi nous avons essayé de mettre à côté du grand prisme un autre prisme plus petit et achromatique, mais ayant la même déviation que le prisme objectif. Néanmoins les résultats pratiques ne répondirent pas à ec

que j'en attendais, parce qu'il était placé trop excentriquement par rapport à l'objectif, et que l'image manquait de netteté et était fortement colorée.

Nous réussîmes mieux en essayant un petit prisme à vision directe. Il fut placé un peu excentriquement dans le tube porte-oculaire, et, profitant de ce qu'il était en dehors du plan focal, on put le placer de manière qu'en plus du spectre on avait encore, dans le champ optique, l'image directe de l'étoile formée par quelques rayons qui passaient à côté ou au-dessus du prisme. On voit ainsi, dans le champ optique, le spectre et l'étoile l'un au-dessus de l'autre. Avec une lentille concave, on corrige la différence de foyer des rayons qui ont passé par le prisme, et l'image directe de l'étoile se trouve alors aussi nette que celle des raies spectrales. Pour prendre les mesures différentielles des raies, le micromètre est armé de deux pointes métalliques; l'une se place sur l'image directe de l'étoile, l'autre sur une raie spectrale

lien définie, et l'on fixe ainsi la distance relative de la raie à l'image directe. Gela fait, on passe à une autre étoile, et l'on amène son image blanche sous la même pointe ; on voit où tombe l'autre pointe, et l'on reconnaît immédiatement ainsi si les raies sont ou non identiques. On opère ainsi dans les recherches délicates; pour les travaux ordinaires, il suffit d'examiner l'étoile en l'amenant sous les fils du chercheur; on en déduit tout de suite à quel point du champ spectral correspond une raie intense, tandis que l'étoile est sous la croisée des fils du chercheur. Telle est la méthode que nous avons suivie dans l'étude des étoiles de moindre grandeur, qui n'admettaient pas l'usage de la fente. Les raies principales étant relevées d'avance dans les grandes étoiles, on en détermine facilement la nature dans les petites, par le moyen de mesures

différentielles. — Passons maintenant aux résultats obtenus.