TEMPS

Ces grandes différences, qui, malheureusement, se sont présentées dans beaucoup de stations, au siècle dernier, semblent aujourd'hui devoir être attribuées à plusieurs causes atmosphériques, instrumentales ou personnelles, mais principalement à la variat)ilité du moment où parait ou disparaît ce filet de lumière dont parle de Lalande, et aussi à un phénomène optique qui se présente souvent, au moment d'un contact, et que les astronomes désignent sous le nom de goutte noire ou de ligament NOIR.

En 1769, les astronomes pensaient avec Halley, et c'est même ce qui lui avait donné une si haute idée de sa méthode, que, au moment où le premier contact interne cessait d'avoir lieu, le plus mince ^/^/ de lainière devait apparaître instantanément, à la gauche de Vénus (lunette ne renversant pas), et que, au moment où le deuxième contact interne avait lieu, un mince ^/^/ de lumière devait aussi disparaître instantanément.

L'apparition et la disparition instantanée du filet de lumière indiquaient donc, suivant les astronomes de 1769, l'instant /;recis des contacts internes.

Le P. Hell, seul, soutenait, même en 1765, que cette apparition ou disparition instantanée n'indiquait pas le moment du contact réel. Il prétendait avec raison que, pour être percep^ tible, ce filet de lumière devait avoir acquis une certaine épaisseur, variant avec la puissance de la lunette, et nous pourrions même ajouter avec l'observateur ; par conséquent, deux observateurs, munis de lunettes différentes, pouvaient voir l'apparition du filet de lumière à des instants un peu différents, n'indiquant point évidemment l'instant précis du contact réel.

Dans le passage de Mercure sur le Soleil, le 4 novembre 1868, M. Oppolzer, à Vienne, et M. Tremeschini, à Paris, ont remarqué que, huit secondes avant la rupture du filet lumineux, Mer-

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cure semblait comme pousser devant lui le bord du Soleil et paraissait entouré d'un arc lumineux. Ayant noté comme moment du contact celui de la disparition de l'arc lumineux, M. Oppolzer a remarqué que, dix-sept secondes après, les deux disques parais- . saient encore en contact géométrique.

M. Paye a examiné avec soin quelles sont les conditions qui régissent la visibilité d'un filet de Soleil isolé et du filet solaire relatif au passage de Vénus.

Le résultat de son examen a été inséré dans les Comptes rendus de l'Académie des Sciences (t. LX).

(( Quand le champ de la vision, dit l'illustre académicien, est à peu près obscur et l'œil non ébloui, il est bien vrai que le filet solaire le plus mince, ou un point stellaire de o",ooi de diamètre, sera parfaitement visible avec les plus faibles lunettes.

» Mais il n'en est plus de môme quand le champ est vivement éclairé et l'œil ébloui : alors de simples points où de simples lignes lumineuses disparaissent, tandis que les surfaces d'une étendue appréciable, telles que les planètes, bien moins brillantes toutefois, reprennent l'avantage. Cela tient en grande partie à ce que tout point lumineux isolé apparaît, dans une lunette, avec un disque factice d'un éclat bien inférieur. Pour une surface lumineuse, au contraire, les disques factices des points voisins se recouvrent mutuellement et rétablissent partout, sauf sur les bords, l'intensité normale.

» Celle-ci s'ajoute à la lumière atmosphérique et peut devenir perceptible, même pour un œil émoussé par l'éclat général du champ. Il faut tenir compte ici des ondulations plus marquées dans le voisinage du Soleil ; elles font aisément disparaître un simple trait brillant, en disséminant continuellement sa lumière ; mais elles sont loin de produire le même effet sur une surface suffisamment étendue.

» Il en est de même de la dispersion atmosphérique, qui devient très-sensible, sur un filet non vertical, quand on observe à une faible hauteur.

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n Dans les passages de Vénus, d'autres causes conspirent avec celles-là, à savoir le décroissement très-rapide d'intensité sur les bords du Soleil, l'interposition de l'atmosphère probable de Vénus, la diffraction produite sur les bords de la planète qui sert d'écran. Ajoutez l'énorme épaisseur horizontale de notre propre atmosphère, que les rayons doivent traverser quand on veut avoir de forts coefiBcients pour la parallaxe, ainsi que l'emploi forcé d'un verre obscurcissant, et vous admettrez facilement l'opinion que, pour une lunette donnée, le filet solaire doive atteindre une épaisseur d'au moins une seconde, par exemple, avant de devenir perceptible. Alors l'erreur sera de vingt secondes de temps au moins; mais, comme l'intensité du filet va rapidement en croissant, l'impression sur un œil ébloui pourra paraître instantanée. Avec une lunette plus puissante ou pour une station mieux choisie, cette épaisseur nécessaire se réduira sensiblement et il en sera de même de l'erreur. »

Pour améliorer les conditions de visibilité pour une lunette et une station données, M. Faye propose d'employer le diaphragme focal, imaginé par M. Dawes, qui supprime pour l'œil la fatigue et l'éblouissement causés par la contemplation prolongée du disque solaire.

Pour mettre enfin toutes les chances du côté de l'observateur, il engage à se servir d'un excellent objectif, à corriger leflfet de l'absorption et de la dispersion atmosphériques, ainsi que l'a proposé M. Airy, par le petit prisme compensateur et un verre obscurcissant gradue, et enfin à choisir la station de manière à atténuei*, aux dépens du coeflBcient de la parallaxe.^ les effets des ondulations d'image dues à l'atmosphère.

Parlons maintenant du phénomène, si important à étudier, et connu sous le nom de goutte noire.

Au moment où l'observateur attend, à Ventrée, par exemple, l'instant du contact interne, le bord du disque de Vénus, au lieu de se séparer immédiatement du bord du Soleil et de laisser voir subitement ce filet de lumière dont nous venons de parler.

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( i47 ) s'allonge comme s'il était attiré par le bord du Soleil et un ligament obscur et relativement étroit semble réunir les bords des deux astres, ainsi que le montrent les^^. 3i et 82; puis,

Fîg. 3i.

à un moment, le ligament obscur se rompt brusquement et le ^let de lumière apparaît entre les bords de Fémis et du Soleil,

Fig. 32.

A LA SORTIE, c'est-à-dire au moment du second contact interne^

le même phénomène se passe, mais en sens imerse^ et quelquefois sans que les ligaments de Ventrée et de la sortie aient les mêmes dimensions.

La détermination précise des instants des contacts internes^ ceux que l'on comprend cependant pouvoir être le mieux appréciés, n'est pas, comme on le voit, aussi simple qu'on pourrait le croire, surtout quand il s'agit d'obtenir ces instants pour en déduire la parallaxe solaire.

L'apparition du ligament noir a été attribuée, par quelques astronomes, à un effet dû au phénomène optique connu sous le nom ^'irradiation.

Lorsque notre œil perçoit un disque brillant, circulaire, pour fixer les idées, la sensation s'étend un peu au delà du contour de l'image du disque formée sur la rétine. Il s'ensuit alors qu'un disque brillant sur fond obscur doit paraître plus grand qu'il n'est, et que, au contraire, un disque obscur sur fond brillant doit paraître plus petit.

Comme conséquence de l'irradiation, certains astronomes pensaient que, la forte lumière émise par le Soleil produisant sur la rétine l'effet de nous faire voir le disque solaire plus grand qu'il n'est réellement, c'est-à-dire de l'augmenter d'un anneau d'une intensité égale, à l'instant où la distance réelle des bords devient nulle, l'efifet de l'irradiation s'annule brusquement au point de contact, tandis qu'il subsiste pour le reste des contours; la planète devait donc présenter en ce point une protubérance noire, le Soleil une échancrure obscure, dont la réunion formait le ligament noir.

Le moment de l'apparition ou de la disparition du ligament noir, dans les contacts internes, devait donc, d'après ces astronomes, marquer le moment du contact réel.

Bien que Bessel et Arago aient démontré que Virradiation est insensible dans les lunettes munies d'un bon objectif, les passages de Vénus et surtout de Mercure semblaient indiquer que le phénomène se présente dans un grand nombre de cas

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( i49 ) non définis. Ainsi, par exemple, à l'observation du passage de Mercure sur le Soleil, le 4 novembre 1868, certains astronomes, les uns munis de mauvais instruments, les autres de bons, ont vu le ligament noir; et d'autres, au contraire, dans des conditions presque identiques, ont vu tout simplement le contact géométrique.

Il était donc de la dernière importance, avant le passage de 1874, de s'éclairer sur cette formation du ligament noir, de faire des expériences sérieuses sur ce sujet, et de chercher le moyen de s'en affranchir.

C'est ce qu'ont fait MM. Wolf et André, astronomes de l'Observatoire de Paris. Nous croyons donc très-utile et très-intéressant, dans un travail du genre de celui que nous avons entrepris, de faire connaître les recherches importantes de ces deux astronomes.

Ainsi que le dit M. Wolp dans le Mémoire qu'il a publié sur ce sujet, dans la Revue scientifique du ao avril 1872, les questions à résoudre étaient celles-ci :

« 1° Le ligament noir est-il un phénomène nécessaire, comme le veut la théorie de l'irradiation?

» a° Son apparition marque-t-elle l'instant du contact réel?

» 3° Si ce phénomène n'est qu'un accident, quelle en est la cause, comment peut-on l'éviter, et alors quel degré d'approximation peut-on espérer dans l'observation des contacts? »

Pour arriver à résoudre ces questions, MM. Wolf et André ont entrepris une série d'expériences qui ont jeté un jour considérable sur le phénomène encore si peu expliqué.

« Il est facile de reproduire artificiellement, dit M. Wolf, les conditions d'un passage de Mercure et de Vénus sur le Soleil. Pour représenter ce dernier astre, on découpe dans un écran opaque une ouverture circulaire d'un diamètre déterminé par la distance à laquelle on veut observer, et l'on éclaire fortement cette ouverture à l'aide d'une source de lumière très-vive.

» Un petit disque opaque et noirci se meut devant cette ou-

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verture, entraîné par un chariot d'une machine à diviser, et peut venir toucher le bord du Soleil et même disparaître derrière l'écran qui flgure le fond du ciel. »

MM. WoLF et André ont d'abord examiné cette mire, placée à une certaine distance, avec une lunette semblable à celle des observateurs du passage de 1769. Ils ont pris pour cela une lunette de DoUondy de i mètre de foyer et de 10 centimètres d'ouverture, qu'ils ont diaphragmée à 6 centimètres.

Us ont alors constaté que, lorsque le petit disque opaque se rapproche du contour de l'ouverture circulaire éclairée de l'écran, un petit Glament obscur, qui précède de beaucoup V instant du contact vrai (ce qui représente une sortie)^ apparaît entre les parties les plus voisines et s'assombrit rapidement en s'élargissant.

L'apparition de ce filament obscur peut avoir lieu quand la distance angulaire réelle des bords est d'environ une seconde d'arc. Dans les mômes conditions de distance angulaire, il faudrait environ vingt-cinq secondes de temps à Vénus pour arriver au contact réel.

MM. WoLF et André reproduisirent de cette manière, avec toutes leurs circonstances, le phénomène de la formation et de la rupture du ligament noir, observé dans les passages de Mercure et, par un grand nombre d'astronomes, dans le passage de Vénus y en 1769.

Les expérimentateurs enlevèrent le diaphragme et, renouvelant leurs expériences, ils constatèrent que le ligament noir apparaissait plus tard et disparaissait plus tôt.

Cependant si l'irradiation existe dans les lunettes, le ligament devait se montrer toujours, et même plus nettement accusé une fois le diaphragme enlevé ; et sa formation, d'après la théorie de l'irradiation, eût dû indiquer l'instant du contact réel.

MM. WoLF et André en conclurent que le phénomène d'irradiation n'existe pas dans les lunettes, conclusion analogue à celles formulées par Bessel, Arago et Foucault, et que l'appa-

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rition du ligament noir est un phénomène accidentel, ne se produisant pas nécessairement, mais qui, troublant le phénomène du contact, peut induire l'observateur en erreur. M. WoLF s*est cru môme en droit d'affirmer que le phénomène de Yirradiation, c'est-à-dire de l'extension sur la rétine de la sensation lumineuse, autour du point directement impressionné, n'existe jamais, môme à la vue simple, ou du moins qu'il ne se présente que lorsque l'objet considéré est en dehors des limites de la vue distincte, c'est-à-dire quand il est trop près ou trop loin de l'œil.

a Dans ces conditions, dit-il, il se forme au fond de l'œil des images multiples, eu raison de l'existence, sur la cornée et dans le cristallin, de régions opaques qui divisent les faisceaux, de sorte que ceux-ci ne se réunissent en un point sur la rétine que lorsque cette rétine se trouve exactement au foyer de l'appareil oculaire. Ce sont ces images multiples de l'objet lumineux qui se confondent en partie, en augmentant en apparence les dimensions, et le font déborder sur le fond plus sombre qui l'environne. »

Ayant reconnu que le ligament noir est un phénomène étranger à l'irradiation, MM. Wolp et André cherchèrent la cause de son apparition et les conditions dans lesquelles il se forme.

Ils répétèrent avec un objectif de Merz, de i5 centimètres d'ouverture et de bonne qualité, l'expérience faite avec la lunette de DoLLOND. Le contour du petit disque représentant Vénus et la partie de l'écran voisine de l'ouverture éclairée représentant lé Soleil parurent, dit M. Wolp, lavés de lumière jusqu'à une certaine distance. « Le filet lumineux qui sépare les deux bords voisins, perdant une partie de sa lumière qui se répand d'un côté sur le fond du ciel, de l'autre sur la planète, devient peu à peu moins brillant que le reste du Soleil, un obscurcissement (relatif) envahit le ciel, le Soleil et la planète, dans la région où le contact va se produire, et au moment môme du contact, toute lumière ayant disparu entre les bords, un espace sombre

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remplace, sur la planète et sur le fond du ciel, la lumière qui s'y trouvait tout à l'heure diffusée. H se passe donc là, ajoute M. Wolf, quelque chose d'analogue au ligament noir; des yeux prévenus pourront signaler l'apparition de ce ligament, et cependant l'observateur aura noté, comme moment du contact, un temps qui ne différera que très-peu du moment réel. »

Ainsi, au lieu d'attribuer le phénomène du ligament noir à l'effet de l'irradiation, phénomène qui diminuerait en apparence les dimensions de Vénus au profît du contour lumineux qui l'enveloppe, M. ^o//" l'attribue à une aberration un peu forte due à V objectif qui, au lieu de concentrer toute la lumière qu'il reçoit dans une image géométriquement définie, en éparpille une portion notable en dehors de cette image; et comme cet éparpillement cesse au point de contact géométrique, un trait sombre semble lier les deux bords voisins, a Cette diffusion de la lumière en dehors de l'image théorique provient, dit M. Wolp, de ce que la partie centrale de l'objectif ne fait pas converger les rayons au môme lieu que la partie marginale; en supprimant celle-ci vous supprimez la cause de la diffusion : aussi l'application d'un diaphragme convenable sur l'objectif de Merz ramène l'image à une apparence plus satisfaisante. »

Les expériences faites en effet, à ce sujet, par les deux astronomes, leur ont démontré que l'objectif diaphragmé donnait des images dont les parties lavées de lumière étaient bien moins étendues et présentaient des contours mieux terminés.

On peut môme arriver à avoir le disque de la planète bien noir et ne paraissant avoir son bord aucunement lavé de lumière ; il suffit de pointer l'oculaire, non plus sur le plan focal de l'objectif, mais sur un plan déterminant, dans le faisceau des rayons réfractés, la plus petite section possible, c'est-à-dire de pointer l'oculaire sur le plan d'aberration minimum,

a Le disque de la planète, dit M. Wolf, est alors bien noir, mais plus petit que dans le plan focal, et le contour du Soleil est élargi. Lorsque la planète se rapproche du bord du Soleil, la lu-

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mière du filet de séparation répandue d'une part sur la portion disparue du contour de la planète, de Tautre sur le contour élargi du Soleil, diminue très-rapidement. Les franges qui, en réalité, bordent les images, mais étaient noyées dans la lumière d'aberration, réapparaissent très-larges et occupent tout l'intervalle des bords apparents; c'est là ce qui, avec un objectif trèslarge et assez parfait encore, représente les éléments constitutifs du ligament noir. »

M. WoLF attribue donc la formation du ligament noir, se faisant voir bien avant que le contact réel se produise, à l'emploi d'un objectif très-fortement affecté d'aberration et diaphragmé, et d'un oculaire pointé sur le plan d'aberration minimum, surtout si à ces conditions défectueuses viennent se joindre les ondulations de l'image produites par les courants atmosphériques.

Ayant ainsi constaté par quels défauts de l'objectif et du pointage défectueux de l'oculaire on pouvait produire, près des bords en contact, cet espace moins lumineux que le fond du Soleil sur lequel il se projette et qui paraît noir par l'effet de contraste, MM. Wolp et André ont entrepris des expériences pour bien définir les circonstances dans lesquelles il faut se placer pour observer le moment du contact réel avec la précision que réclament les observations d'un passage de Vénus.

La mire représentant Vénus et le Soleil a été placée dans la salle de la Bibliothèque au Luxembourg, et à i3oo mètres de là, à l'Observatoire, les lunettes ont été disposées.

M. André faisait mouvoir le disque mobile figurant Vénus, et un signal, partant de l'Observatoire, lui indiquait le moment exact où M. Wolp estimait que le contact avait lieu.

Il notait alors la position du disque et mesurait, à l'aide de la machine à diviser, la distance qui séparait cette position de celle correspondant au contact réel, position indiquée par la fermeture d'un circuit électrique.

En se servant d'un télescope de L. Foucault à miroir argenté

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do ao centimètres d'ouverture, ou d'un objectif de Foucault de a4 centimètr<»s, Terreur ne s*est pas élevée à un dijcième de seconde (Varc^ ce qui correspondrait à une ou deux secondes de temps dans l'observation d'un passage de Vénus.

En faisant usage de différents objectifs plus ou moins diaphragmes, les deux observateurs ont cru pouvoir déduire de ces premières expériences sérieuses que l'on pouvait, dans Tobservalion des passages de Vénus et de Mercure sur le Soleil, obtenir, avec une précision presque géométrique^ l'instant da contact réeL

Les expériences du Luxembourg et de TObservatoire, reprises dans ces derniers temps avec un appareil perfectionné, sous le patronage et avec l'aide de la Commission chargée par l'Académie des Sciences de préparer l'expédition pour le prochain passage de Vénus, ont conduit les astronomes dont nous venons de rappeler succinctement les recherches importantes aux conclusions suivantes :

i"* Une éducation spéciale est nécessaire pour amener un observateur à estimer d'une manière constante le phénomène des contacts. Cette éducation se fait rapidement à Taide de l'appareil imaginé pour les expériences que nous venons de rapporter; mais il persiste entre les différents obsen>ateurs des différences à peu près constantes et ASSEZ considérables, surtout dans V estime da moment des deux contacts extérieurs.

a** Un observateur exercé, peut, par des circonstances atmosphériques favorables et à l'aide d'un objectif suffisamment parfait et d'environ 20 centimètres d'ouverture, apprécier les contacts intérieurs avec une approximation allant à -j^ de seconde de temps.

3° Un grossissement de cent à deux cents fois est suffisant pour cette observation, et il n'y a pas d'intérêt à le prendre plus fort.

4° Les ondulations des images, produites par l'atmosphère, rendent l'observation plus difficile et moins précise; mais, à moins de circonstances très-défavorables, l'erreur commise ne

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dépasse pas quatre ou cinq secondes de temps sur le moment des contacts intérieurs.

5** Si l'objectif a une ouverture moindre que i5 centimètres et surtout s'il est affecté d'aberration, le filet lumineux qui sépare la planète du bord du Soleil s'assombrit dès qu'il est suffisamment mince, et il peut en résulter des erreurs considérables sur l'appréciation des contacts.

6** Il est d'une grande utilité de se servir d'unenrfîgiât|;eur élgci£yBlÛ pour noter les contacts, ainsi qu'on a pu le constater danstoutes les expériences faites au Luxembourg.

Comme, d'après ce que le lecteur peut comprendre maintenant, la difiBculté d'obtenir avec l'exactitude rêvée la parallaxe solaire, au moyen des observations d'un passage de Vénus, réside

DANS LA PRÉCISION DE l'oBSERVATION DES CONTACTS, UOUS UC

croyons pas inutile de mentionner ici les recommandations fait&s par M. J. Stone, premier astronome adjoint à l'Observatoire de Greenwich, au sujet de la méthode à suivre dans l'observation des contacts.

M. Stone engage les observateurs du passage de 1874 à suivre les indications suivantes :

1° Noter avec soin les instants précis de la formation du ligament noir, qu'il suppose correspondre au moment du contact réel, et du moment où les limbes de Vénus et du Soleil paraissent en contact, moment qui serait celui du contact apparent; il nomme ces deux instants les deux pliases du contact.

2° Donner un dessin représentant, aussi exactement que possible, la largeur relative du ligament noir y comparée au diamètre de Vénus, quand il est vu au moment de l'entrée et au moment de la sortie.

3° Employer une lunette grossissant cent cinquante fois en-» viron.

4° Et enfin rédiger toutes les notes pouvant donner des indications certaines sur les circonstances dans lesquelles les observations seront faites.

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L'astronome royal d'ÀDgleterre et les astronomes adjoints de l'Observatoire de Greenwich pensent que les lunettes employées dans les différentes stations doivent être à peu près semblables. Elles doivent avoir un objectif de lo à 1 3 centimètres d'ouverture et un grossissement de cent vingt à deux cents fois.

Lorsqu'il y a plusieurs lunettes à une même station, quelques différences entre elles peuvent néanmoins ôtre avantageuses.

La protection de l'œil contre la brillante lumière du Soleil et l'annulation de la dispersion atmosphérique demandent une attention spéciale.

« D'après ma propre expérience, dit M. Airy, dans l'observation des éclipses totales et d'après ce que j'ai vu de Mercure, dans le dernier passage, je puis établir d'une manière positive que l'on gagne beaucoup dans la clarté des contours, en employant un prisme coloré achromatique mis en place par l'observateur. La dispersion atmosphérique entre très-sérieusement dans la question d'une observation exacte ; or la véritable nature d'un phénomène, qui doit faire ressortir les effets maxima de la parallaxe, exige que la planète immerge ou émerge dans la partie la plus haute ou la plus basse du limbe solaire, et que le Soleil ne soit pas trop élevé. Or aucune circonstance ne peut ôtre imaginée dans laquelle la dispersion atmosphérique soit plus sensible. Pour éviter autant que possible cette dispersion, il faudra faire usage d'abat-jour colorés qui, comme dans l'examen du spectre solaire, absorbent la un du spectre, laissant le vert prédominant. »

M. Airy propose de faire, à cet égard, des expériences sur l'avantage que l'on aurait en joignant à l'oculaire un prisme dispersif avec son angle aigu au-dessus.

Pour venir en aide à la détermination de l'instant des contacts réels et aussi, comme le dit M. Wolf, pour ne pas perdre le fruit d'un long voyage et de dépenses considérables, parce qu'au moment des contacts un nuage ou d'autres circonstances auront rendu l'observation impossible, il faut utiliser la durée du passage, qui est de plus de quatre heures, en obtenant des mesures

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de la dislance des centres des deux astres, pouvant suppléer en quelque sorte à Tobservation directe des contacts.

C'est du reste la méthode que semblent devoir employer les astronomes allemands, qui ont relégué au second plan l'observation directe des contacts comme offrant des causes d'erreurs trop probables.

Une Commission allemande, formée d'après les ordres du Chancelier de la Confédération du Nord, et formée de MM. Hansen, Argelander, Paschen, Brîjhns, Forster, Auwers, Winnecke et Struve (de Pulkowa), adjoint comme expert, s'est prononcée pour les mesures prises à l'héliomètre de Frauenhofer, donnant la distance du centre de Vénus au centre du Soleil et l'angle de position de la planète.

Si l'on détermine en effet, à différents instants notés avec UNE TRÈS-GRANDE PRÉCISION à unc pcudulc bien réglée, la distance exacte des centres des deux astres, on pourra en déduire la différence de l'effet parallactique produit dans différents lieux au même instant. La parallaxe s'en déduira.

D'après les recherches d'HANSEN à ce sujet , on pourrait admettre que ces mesures de la position de Vénus sur le Soleil, à différents instants suffisamment rapprochés, et obtenues surtout au moment de la plus grande phase, pourraient donner, d'une manière aussi exacte qu'on le désire, la parallaxe solaire.

Nous croyons, toutefois, cette conclusion un peu exagérée; car, par le fait, ces mesures de la position de Vénus sur le Soleil, desquelles on déduirait la parallaxe solaire, ont une analogie bien grande avec la détermination de la parallaxe d'une planète par la mesure de sa distance à une étoile obtenue en deux lieux différents et bien choisis, méthode qui n'a pas encore donné de résultats bien satisfaisants.

D'après la méthode proposée par Cassini en 1698 et développée par Maraldi en 1736, on peut mesurer la position de Vénus sur le disque solaire à l'aide d'un micromètre appliqué à une lunette ordinaire. ^

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On dispose la lunette en tournant les fils de manière que le bord du Soleil soit, en raison de son mouvement diurne parallèle à l'équateur, toujours tangent à Tun des fils, tels que ^^ (fiS' 33). On note à la pendule Theure exacte T à laquelle

le bord occidental c du Soleil touche le fil horaire MM', et ensuite le moment T -f- ô où le bord de Vénus y arrive : si d est la déclinaison de la planète à ce moment,

ô X cosrf

donne la différence d'ascension droite des bords ouest du Soleil et de Vénus.

La différence de déclinaison se mesure à l'aide du fil mobile NN'.

On a ainsi, après avoir fait toutes les réductions et corrections convenables, les différences d'ascension droite et de déclinaison apparentes entre les bords semblables du Soleil et de Vénus; en corrigeant les différences relativement aux demi-diamètres, on obtiendra les différences de position des centres des deux astres.

En faisant cette détermination à plusieurs instants du pas-

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sage, on aura les moyens de tracer la trajectoire sur le cercle représentant le disque du Soleil, et l'on pourrait en déduire les positions apparentes du centre de Vénus pour deux lieux convenablement choisis, et correspondant à une même heure TM de Paris. La différence des effets parallactiques serait ainsi graphiquement obtenue ; mais nous croyons que les mesures prises de cette manière permettront difficilement d'obtenir la parallaxe horizontale du Soleil avec l'approximation que Ton désire obtenir. C'est, en effet, toujours une mesure directe de la parallaxe.

Une cause d'erreur qui nous semble d'une importance beaucoup plus considérable que celles que nous avons examinées est celle relative à la déformation du contour du disque solaire, par suite des agitations incessantes de son enveloppe lumineuse.

Les études et observations faites dans ces dernières années sur le disque solaire ont démontré, ce que les éclipses totales de Soleil avaient déjà fait entrevoir, qu'il se produit sur sa périphérie des dénivellements qui atteignent quelquefois des dimensions considérables et qui paraissent se renouveler constamment. L'admirable méthode d'observation des protubérances solaires^, découverte par M. Janssen, a permis de faire des observations ^centimres mir i;er siije1;,Tt le P. Segchi, à Rome, en a fait maintenant presque son principal sujet de recherches.

Le savant astronome italien a cherché tout dernièrement à déterminer la grandeur du diamètre solaire, en prenant la durée du passage du disque au spectroscope, en mettant devant la fente un prisme à vision directe, à une distance de 20 centimètres environ, de manière à voir les taches, le bord très-net et la chromosphère, à l'aide des lignes de Frauenhoper.

Il a trouvé de cette manière que le disque du Soleil a un diamètre d'environ 8", 4 plus petit que celui obtenu dans les passages ordinaires au méridien, et que cette différence tient à l'éclairage dû à la chromosphère môme dont la variabilité d'étendue produit une variation dans le diamètre apparent.

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Bien que par l'observation spectrale la chromosphère soit vue séparée du bord, à une distance de 8 à lo secondes, cependant, tout près du bord, elle est assez brillante pour se confondre avec ce bord lui-même, et l'on a ainsi un diamètre un peu plus grand, mais variable. Cette augmentation est, en effet, d'autant plus grande que Tair est plus éclairé ou que le Soleil est vu à travers des voiles brillants.

On doit donc comprendre maintenant comment, au moment où Vénus semble, pour un observateur, arriver à un contact externe ou interne, une dénivellation dans la surface solaire, de deux ou trois secondes d'arc seulement, peut retarder ou accélérer le moment de l'apparition du fllet de lumière. D'après ce que nous avons vu, ce retard ou cette accélération pourrait dans ce cas aller à quarante secondes. Des observateurs pourraient donc avoir noté, dans le même lieu, la même heure relative à un contact, et cette heure se trouver cependant notablement erronée par suite de ce changement de niveau dans la surface du Soleil.

11 réside donc, dans ce phénomène, une cause d'erreur plus terrible que toutes les autres ; car on n'entrevoit pas encore le moyen de s'en affranchir!

Aussi éprouvons-nous un sentiment de crainte en pensant que la remarquable méthode de Halley, et qui consiste, rappelons-le bien, à substituer des mesures de temps à des mesures d'arc, viendra peut-être se heurter à cette difficulté, que l'on ne soupçonnait pas au commencement du xix* siècle.

Vil. — De la Photographie dans le passage de Vénus.

Plusieurs astronomes et savants pensent que les passages de Vénus sur le Soleil, en 1874 et 1882, pourront donner les résultats les plus satisfaisants, relativement à la parallaxe solaire, grâce à l'immense découverte dont les conséquences ont développé

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d*une manière si active des industries nouvelles dans le monde entier, découverte que Ton doit aux deux Français Niepce de Saint- Victor et Daguerre.

n y a vingt ans que M. Faye a proposé de substituer la Photographie à la méthode de la détermination directe de Tinstant des contacts dans la recherche de la parallaxe solaire, par le passage de Vénus,

Le savant académicien a, en effet, exprimé la crainte que la méthode de Halley ne soit pas aussi parfaite en pratique qu'elle Test en théorie, même en employant des télescopes d'une grande perfection optique. Sans parler des ondulations de la surface solaire, il pense que les ondulations de l'atmosphère, surtout lorsque le Soleil est bas, c'est-à-dire lorsque le coefficient de la parallaxe a une valeur utilisable, peuvent retarder la formation du filet de lumière et produire, dans l'instant précis de l'appréciation du contact, des erreurs dépassant les limites restreintes que la méthode exige.

M. Faye est donc d'avis que la Photographie soit mise en première ligne; il trouve trop de difficultés dans les mesures hélinmétriques et ne doute pas que les meilleurs résultats ne soient obtenus par l'observation photographique et l'enregistrement électrique de la production des images, en y joignant la détermination de l'heure par l'observation photographique du Soleil au méridien.

Trois méthodes d'observations du passage de Vénus sont donc aujourd'hui en présence :

La méthode anglaise, qui préconise, d'après les inspirations de Halley, la détermination directe de l'instant des contacts ;

La méthode allemande y qui, au moyen de mesures héliométriques directes, permet d'obtenir la détermination indirecte de l'instant des contacts ou la mesure de l'effet parallactique ;

Et enfin la troisième qu'on peut appeler à juste titre la méthode française, et qui, au mOY^n d'images photographiques > permettra d'obtenir indirectement les mesures héliométriques

de la méthode allemande et de comparer Teffet de la parallaxe dans différents lieux.

La méthode française consiste donc à obtenir une série d'images photographiques instantanées du Soleil pendant la durée du passage, et prises à des instants très-rapprochés et à des heures locales notées avec la plus grande exactitude.

Ces images, agrandies sMl est nécessaire, permettront d'effectuer sur elles-mêmes les mesures que Ton n'obtient, d'après la méthode allemande, qu'avec de grandes difficultés.

Au sujet de l'application de la Photographie au passage de 1874, nous croyons donc utile de donner un aperçu des moyens qui ont été proposés pour arriver aux résultats les plus désirables. Dans les Monthfy notices (1869), M. Wàrren de la Rue, d'abord, un de ces savants (amateurs) comme l'Angleterre sait en produire, a publié une Note sur ce sujet.

Cette Note est intitulée : De V observation du passage de Vénus par la Photographie,

Les conditions que présentent les passages de Vénus, dit M. Warren de la Rue, pour la détermination de la position relative des centres du Soleil et de la planète, sont beaucoup plus avantageuses que celles présentées par les éclipses de Soleil par la Lune, en ce qu'il est beaucoup plus facile de mesurer directement les distances existant, à un moment donné, entre le centre du Soleil et celui de la planète se détachant nettement sur le disque solaire, que de mesurer, dans une éclipse de Soleil, les distances entre les périphéries du Soleil et de la Lune ou l'angle d'ouverture des points de la partie du Soleil éclipsé ('). »

M. Warren de la Rue fait remarquer que, dans les passages de Vénus, aucune erreur d'observation n'affectera le résultat

(*) M. Warren de la Rue, en juin 1860, a déterminé un grand nombre d'images photographiques des phases de l'éclipsé de Soleil qui eut lieu à cette époque.

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final autant que dans les éclipses de Soleil. Il a calculé que, pour les passages de 1874 et de 1882, une erreur di'une seconde dans la mesure des distances donnerait au maximum une erreur de o'',i85 dans la parallaxe solaire qu'on en déduirait.

Avec l'approximation que Ton veut obtenir, par le passage de 1874, nous voyons de suite, d'après cela, qu'il ne faut pas commettre une erreur de | de seconde environ sur les distances mesurées.

Il suffit, à la rigueur, d'obtenir deux images photographiques du Soleil à deux instants bien déterminés pour pouvoir tracer sur le disque solaire la route de la planète, qui peut évidemment ôtre considérée comme une ligne droite passant par ces deux positions obtenues. M. de la Rue pense que, pendant la durée du passage, il serait possible, avec un temps clair y d'obtenir des séries d'images photographiques à des intervalles de deux à trois minutes.

L'heure exacte de chaque épreuve pourrait ôtre déterminée avec la plus grande exactitude, parce que le temps .ji <» - po s e n'est pas supérieur à yô de seconde, et parce que, pour les images instantanées du Soleil, lorsque la coulisse glisse avec la rapidité de l'éclair devant l'objectif, elle fait entendre un bruit sec en frappant sur l'arrêt, à un moment qui n'est pas éloigné d'une très-petite fraction de seconde de temps, de celui de la formation instantanée de l'image. On pourrait du reste, par des expériences, tenir compte de cet intervalle.

En employant un photohéliographe de dimensions convenables, le disque solaire sur les épreuves pourrait avoir des dimensions telles, dit M. de la Rue, que o", 496 *d'arc serait représenté par o",oooo25; autrement dit, le disque solaire aurait un décimètre de diamètre.

Nous devons faire remarquer qu'une seconde d'arc serait représentée par un demi dix millième de mètre. Or nous avons vu (page 142) que la corde solaire parcourue par Vénus en 1874 aura environ 19' Se" et que la planète mettra quatre heures dix

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minutes, pour un observateur situé au centre de la Terre, à parcourir cette corde.

Vénus mettra donc environ treize secondes de temps à parcourir une seconde d'arc sur sa trajectoire, c'est-à-dire à se déplacer de un demi dix millième de mètre sur l'épreuve photographique.

En agrandissant l'image obtenue de manière à donner au Soleil, si c'était possible, un mètre de diamètre y c'est-à-dire une dimension dix fois plus grande que celle indiquée par M. de la Rue, la seconde d'arc serait représentée par un r/^wZ-millimètre, quantité appréciable ; mais nous pouvons môme faire remarquer qu'il n'est nécessaire d'avoir une image agrandie que de la petite portion du disque solaire avoisinant les points de contact, La seconde d'arc pourrait donc être représentée par des dimensions plus grandes. Si l'on peut donc obtenir, sans déformation et sans perte de netteté, une image agrandie de la portion utile du disque solaire, on pourra obtenir la position du centre de Vénus à sa distance minimum du centre du Soleil, avec une approximation évidemment plus grande que j de millimètre, ce qui donnerait déjà une approximation supérieure à six secondes environ sur l'heure des contacts ; mais on pourra très-probablement aller plus loin.

Dans les Comptes rendus de V Académie des Sciences^ t. LXX, p. 544, M. Faye a rappelé que les clichés obtenus au foyer de l'objectif sans agrandissement ultérieur, pour l'éclipsé de Soleil de i858, représentaient le Soleil avec quinze centimètres de diamètre et que la seconde d'arc de la voûte céleste mesurait Y^î ou environ -^ de millimètre.

D'après ces dimensions, l'effet total dû à la parallaxe relative de deux lieues en 1874, qui est au moins de quarante secondes, répondrait à un déplacement de 3 millimètres sur des épreuves pareilles obtenues en deux lieux différents et bien choisis.

Il pense alors qu'on pourrait obtenir, môme par une mesure grossière, faite avec un double décimètre, par exemple, l'effet

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de la parallaxe à -j-^ près, c'est-à-dire à o'',o6 ; mais, en appliquant à des épreuves des appareils microinétriques pareils à celui construit par M. Porro pour Téclipse de i858, M. Paye pense que Ton pourrait pousser beaucoup plus loin l'exactitude.

Quand les images photographiques auront été obtenues, les mesures que l'on aura à effectuer sur elles à l'aide du micromètre seront :

I** La détermination exacte du demi-diamètre du Soleil ;

a** Les angles de position relatifs au centre de la planète ;

3** Les distances, sur la trajectoire, séparant des positions de Vénus correspondant à des instants précis.

Avec les micromètres dont on fait usage, les distances peuvent être obtenues à moins de j de seconde d'arc, et les angles de position à une ou deux secondes.

En ce qui concerne la déformation des images photographiques, déformation qui altérerait la valeur réelle des distances et des angles de position, M. de la Rue fait remarquer que, depuis 1860, des moyens ont été imaginés pour s'assurer de cette déformation. Cette question a été traitée récemment, dans une .Note envoyée à la Société royale de Londres, par lui et MM. Bafour, Stewart et Lœwy,

Ces savants ont d'abord fait voir qu'une partie des petites différences remarquées dans les mesures obtenues provenait de ce que le centre de quelques imagea ne se trouvait pas dçins l'axe optique de l'instrument.

Pour bien se rendre compte de la déformation des images, M. Warren de la Rue propose de photographier une échelle convenable, de parties égales, placée à environ un mille ou deux de l'héliographe. On obtiendrait ainsi une image dans laquelle des parties égales de l'échelle occuperaient, si la déformation avait eu lieu, des longueurs différentes. En mesurant ces longueurs au moyen du micromètre, on pourrait se rendre compte très-clairement de la déformation photographique.

Une pareille échelle de parties égales, ajoute le savant pbo-

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tographe, si elle était placée à une distance de deux milles, devrait avoir environ iio pieds anglais, afin que son image fût un peu plus longue que celle du diamètre solaire.

Elle pourrait être faite en fixant deux rails de bois horizontaux, l'un au-dessus de lautre, sur des poteaux verticaux, de telle sorte que leurs arêtes extérieures fussent distantes de 3 pieds.

Sur ces rails horizontaux des feuilles de zinc, de % pieds de large et de 3 pieds de long, seraient fixées de manière à laisser un intervalle exactement de a pieds entre deux feuilles adjacentes. On pourrait obtenir ces feuilles de zinc toutes exactement de la môme largeur, en les réunissant et en dolant leurs arêtes dans une machine à raboter.

En les fixant sur les traverses horizontales, une des feuilles pourrait être temporairement employée pour déterminer Fintervalle entre une feuille fixée et celle à mettre à la suite.

Les barreaux horizontaux pourraient être renforcés, çà et là, par des traverses obliques en bois, placées derrière les feuilles de zinc, et par des baguettes tendues obliquement et distribuées convenablement.

Pour faciliter la photographie de l'échelle, on la placerait sur le sommet d'une petite colline, ou, de préférence, près d'une plage, pour que la lumière du Soleil brillât à travers les intervalles des feuilles de zinc.

« Il est à remarquer, dit M. Warren de la Rue, que la distance focale de l'objectif de l'héliographe, pour un objet situé à une distance de deux milles, serait d'environ -j-b ^'^ pouce plus loin que pour les rayons, sensiblement parallèles, venant du Soleil. Cette augmentation de la distance focale produit, il est vrai, une petite confusion, mais elle n'empêcherait pas de faire les mesures exactes. Avant de fixer finalement la position de la lentille secondaire pour les images solaires, des images finement faites de l'échelle pourraient être obtenues en plaçant le foyer convenablement pour l'échelle de parties égales. Ce double assortiment d'images fournirait tous les renseignements nécessaires,

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pour assurer la correction relative à la déformation optique et (la distance exacte de Téchelle de parties égales étant connue) pour obtenir la valeur, en arc, des divisions du micromètre.

On avait exprimé des craintes, dit M. Warren de la Rue que le coUodion, en séchant, ne se déformât. Des expériences faites en 1 860-1861 ont démontré que le rétrécissement n*a lieu que sur^ Tépaisseur ; mais comme, relativement à la parallaxe solaire, aucune correction ne doit être négligée, il sera bon de s'assurer si quelque déformation de ce genre a lieu. Il sera trèsfacile de s'en assurer, en prenant des images photographiques sur des verres plats sur lesquels des lignes distantes d'environ 5 millimètres auront préalablement été gravées. Le collodion, rendu, pour cette expérience, contaminé par des particules en suspension, serait versé du côté réglé aûn d'éviter la parallaxe; on examinerait la position de certaines impuretés, relativement aux lignes tracées, quand le collodion serait encore humide; et alors, une fois toutes les opérations de la photographie terminées, c'est-à-dire lorsque le collodion serait bien sec, on examinerait la position de ces mêmes impuretés, La variation de cette position ferait connaître si le rétrécissement en surface existe et quelle en est la grandeur.

M. Warren de la Rue, en s'appuyant sur les indications - données par M. Airy relativement au choix des stations, trouve que six stations seraient favorables pour les déterminations photographiques. Il propose alors que six instruments, exactement semblables, soient préparés et montés équatorialement^ mais sans cercles ni mouvement d'horlogerie, ce qui est tout à fait inutile.

La déformation optique de ces instruments pourrait être déter* minée à l'avance, et il ne serait nécessaire d'aucune expérience subséquente, les parties optiques de l'instrument devant toutes être fixées d'une manière rigide.

« Aucune difficulté n'existe, dit en terminant le savant photographe anglais, pour photographier un passage de Vénus. »

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Les opérations sont, en effet, exactement semblables à celles pratiquées journellement à TObservatoire de Kew. Aucune action nerveuse ne peut se présenter pour le photographe, comme cela a lieu pour Tobservateur qui observe ou mesure directement la position de Vénus sur le disque solaire, et qui se trouve sous TinQuence de l'anxiété qu'il éprouve de donner à ses mesures ou à son observation toute l'exactitude possible.

Pour atténuer les erreurs qui, dans les comparaisons que l'on fera des épreuves obtenues en deux lieux différents, dépendent, d'après M. Proctor, de la manière dont les épreuves sont repérées et dont les angles de position sont déterminés, M. Laussbdat, professeur de Géodésie à l'École Polytechnique, a proposé de rendre fixe la lunette photographique, en la maintenant dans une position horizontale, et de renvoyer vers cette lunette, au moyen d'un héliostat^ la lumière du Soleil.

Le savant professeur détermine l'orientation de la lunette en la plaçant dans la direction même de la lunette méridienne et en s'assurant, à l'aide d'un bon niveau, de l'horizontalité d'un des bords de la plaque photographique.

On obtient ensuite, par le calcul, les éléments nécessaires pour transformer lès coordonnées mesurées sur les clichés en coordonnées relatives aux cercles usités en Astronomie.

M. Paye est d'avis que l'on emploie de suite, dans la détermination des clichés, des objectifs de i6 à 20 mètres de distances focales, installés d'après le système de M. Laussedat qui, du reste, relativement à son procédé, engage à faire des essais préalables.

En ce qui concerne les stations les plus favorables pour les épreuves photographiques, M. le Conseiller allemand Paschen trouve qu'il convient de choisir deux stations telles, que l'arc de grand cercle qui les unit coupe en quelque point la ligne terrestre, lieu des points dans lesquels Vénus culmine successivement au zénith pendant son passage.

Deux stations devront être prises à r^S ou 140 degrés l'une de

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Tautre, et à égale distance du parallèle qui voit Vénus culminer au zénith. M. le Conseiller Pasghen propose comme stations les groupes suivants :

i" Les îles Chattam et Mascate;

2^ Les îles Chattam et Bassora ;

3° Les îles Salomon et le port Mahé aux Seychelles.

« Dans chacune de ces stations, dit-il, on pourrait obtenir, en deux heures, trente épreuves photographiques, fournissant trente équations de condition dans lesquelles le coefficient de l'excès de la parallaxe de Vénus sur celle du Soleil serait de i ,8. »

M. Paschen propose aussi de prendre les empreintes, non pas au foyer de l'objectif, mais à celui d'une seconde lentille à court foyer, afin de photographier à la fois les . astres et le réticule de la lunette.

M. Paschen pense que, avec une machine à diviser de Repsold, la distance de deux traits peut être obtenue, par une seule opération de pointé, à 70707 de ligne près.

Le Ministre de la Marine aux États-Unis a fait publier une Note relative au passage de Vénus en 1874, Note qui a été préparée sous la direction de la Commission autorisée par le Congrès et instituée relativement à ce passage.

Cette Note contient une description de la méthode employée, dans les photographies solaires, à l'Observatoire de M. Ruther- FURD, auquel le Président de la Commission, le contre-amiral Sands, avait demandé son opinion sur les meilleurs moyens d'obtenir des observations photographiques du passage de Vénus.

Pour obtenir une grande netteté dans l'image solaire, M. Ru- THEBFURD a corrigé son objectif par une courbure spéciale propre à annuler la diffusion des rayons extrêmes.

L'objectif est un double objectif de flint et de crown-glass, ou un objectif achromatique ordinaire sur lequel est appliquée une lentille de courbure et de densité nécessaires pour produire la correction exigée.

La correction de l'objectif exige une disposition spéciale pour

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obtenir la position da plan focal. Cest à Faide d'une vis micrométrique, installée de telle sorte qu'une fois la position obtenue on puisse la retrouver à volonté.

Comme la chaleur et Thumidité pourraient produire des modifications, le tube de l'objectif, qui est en fer galvanisé et peint, est muni de trois thermomètres dont les indications permettent de faire l'ajustement focal à Faide d'une Table, calculée par M. RcTHBRFCKD et qui est fondée sur la position de la vis fo^e correspondant à une température donnée et sur le coefficient connu de dilatation du fer.

C'est à l'aide des images d'étoiles que l'astronome américain détermine le plan focal, pour une température donnée, en prenant côte à côte des images de la même étoile dans différentes situations de la plaque, relativement à la distance focale, et en choisissant la distance qui correspond à l'image la plus nette,

La chambre noire est disposée de telle sorte que la plaque préparée soit placée et l'image obtenue au foyer de l'objectif. La grandeur d'une image du Soleil ainsi obtenue -est d'environ 8 millimètres pour chaque mètre de distance focale de l'objectif.

L'image du Soleil, prise au foyer de l'objectif, est augmentée par une lentille photographique de construction ordinaire.

Dans la chambre noire et directement devant la plaque exposée, un fil très-fin de platine est disposé dans la direction est et ouest, avec un simple ajustement, au moyen duquel on peut le faire coïncider avec la direction du mouvement d'une étoile ou d'une tache solaire traversant le champ par suite du mouvement diurne de la Terre. L'ombre de ce fil, s'il est bien placé, indique, par une ligne fine, sur la photographie, la position du zéro, en admettant, bien entendu, que le support équatorial soit bien ajusté dans le plan du méridien et relativement à la latitude dti lieu.

Pour éviter l'effet de la distorsion des images, il est nécessaire de déterminer la collimation de l'objectif et la collimation des plaques. La première s'obtient au moyen de vis disposées à cet

effet, et qui pénètrent le bord dé l'objectif. En faisant agir ces vis, on doit faire en sorte que les images multiples d'une flamme de bougie tenue en face d'un petit trou, percé dans le milieu du support de plaque, et qui proviennent de la réflexion des différentes surfaces de l'objectif, soient vues superposées pour un œil regardant le bleu de la flamme, c'est-à-dire cette partie qui est près de la mèche.

La collimation de chaque support ùp plaque est obtenue au moyen de vis agissant sur les guides ou coulisses servant à l'introduction de la plaque. On place alors dans le support de plaque une plaque de verre fumé du côté opposé à l'objectif pour détruire la réflexion de ce côté ; on couvre cette plaque avec un écran de papier noir, ayant un trou de 6 millimètres de diamètre, à travers lequel le centre de la plaque seulement est exposé à l'objectif. On couvre aussi l'objectif avec une calotte percée d'un trou, dans le centre, et ayant aussi 6 millimètres de diamètre. •

En tenant alors une bougie allumée devant ce dernier trou, et en agissant sur les vis ajustantes, on fait en sorte que la lumière de la bougie réfléchie du centre de la plaque soit vue sur le centre de l'objectif; ceci indiquera alors que la plaque est perpendiculaire à l'axe optique de la lunette.

L'ajustement de la lentille grossissante s'effectue aussi d'une manière analogue.

En outre de toutes ces précautions, on peut encore s'assurer de la grandeur et de la direction d'une distorsion venant à se produire.

On place sur le foyer de l'objectif une plaque de verre à faces parallèles et sur laquelle un réticule de lignes est tracé. En tournant l'instrument, focalisé avec soin, sur un ciel brillant, on pourra obtenir une photographie augmentée du réticule. En comparant le réticule et son image agrandie, on aura l'indication de la distorsion produite.

Une seconde méthode, qui permet aussi de déterminer la va-

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leur angulaire d'un espace quelconque sur Timage agrandie, est la suivante :

On place, dans la position de la plaque de l'image agrandie, une plaque de verre à faces parallèles sur laquelle un réticule de lignes nord et sud est gravé, ces lignes étant distantes d'environ trois secondes de temps équatorial.

On fixe solidement la lunette près du méridien; à l'aide d'un chronographe, on détermine le passage de plusieurs étoiles brillantes par toutes les lignes du réticule, en les observant à travers un oculaire de Ramsden, disposé de manière à pouvoir commander la plaque d'un côté à l'autre.

Une comparaison de ces passages avec les intervalles mesurés entre les lignes donnera non-seulement la valeur angulaire d'un espace de la plaque, mais une indication de la distorsion produite par l'effet de la collimation de la plaque, de l'objectif et de la lentille grossissante.

M. RuTHERFURD proposc cncore, pour connaître la valeur angulaire d'une distance linéaire de la plaque, de photographier un objet connu à une distance connue, si l'on opère de jour ; ou deux lumières électriques spécialement disposées à cet effet, si Ton opère la nuit ; ou enfin un groupe d'étoiles, telles que les Pléiades, par exemple, dont les distances angulaires ont été exactement déterminées, et d'en déduire la valeur linéaire par une mesure micrométrique prise sur la photographie.

M. RuTHERFURD fait remarquer que, malgré toutes les précautions prises pour obtenir l'image solaire, la photographie du Soleil aura un plus ou moins grand diamètre, et cela d'un assez grand nombre de secondes d'arc, selon l'énergie des rayons solaires produisant l'image. Cette différence peut être produite par un changement dans l'ouverture de l'objectif, par le plus ou moins de longueur du temps d'exposition, par le plus ou moins de transparence de l'atmosphère, ou enfin par la sensibilité plus ou moins grande des substances chimiques.

On peut se demander alors, ajoute M. Rutherfurd, quel degré

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de confiance on peut avoir dans les résultats de la Photographie, Il répond à cela que le Soleil n'a, en efiet, aucun contour nettement défini, même à l'œil ; que, dans son meilleur état, c'est un objet irréguUer, bouillant sans cesse, toujours af^ité à sa surface et entièrement incapable, par la mobilité de cette surface, de faire servir quelques points seulement de son contour à une mesure quelconque de précision; mais, ajoute-t-il, la photographie prenant l'image entière du Soleil, son centre pieut, à l'aide du micromètre, être exactement déterminé en opérant successivement sur tout le contour au lieu de s'en tenir à une détermination locale.

Il en conclut que la position de Vénus, dont l'image sur le Soleil doit être nette et capable de mesures faciles et exactes, doit être comparée avec le centre du Soleil et non avec le limbe.

Dans une seconde Lettre que M. Rutherpurd écrit au contreamiral Sands, il donne une description de la forme de l'instrument qu'il considère comme devant être adopté pour photographier le passage de Vénus :

a Si toute la disposition et l'installation des instruments, pour la photographie du passage, dit-il, était sous mon contrôle, d'après mes expériences, j'aurais un objectif achromatique, de i5 centimètres d'ouverture et de i",78 de distance focale, dans une cellule permettant d'appliquer devant cet objectif une lentille de flint-glass d'une courbure telle, qu'elle puisse diminuer de 25 centimètres la distance focale propre à la photographie. A un point convenable je placerais, entre les deux distances i",78 et 1^,53, une lentille grossissante construite de telle sorte que l'image normale du Soleil à son foyer principal, image qui, à ce point et sans cette lentille, serait de 12 millimètres de diamètre, fût agrandie et atteignît le diamètre de 5i millimètres, à la distance de i5 centimètres du foyer principal, c'est-à-dire à i"',78 de4'objectif.

» La chambre noire et le tube formeraient un seul tube, et le

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collet et la vis focalisante seraient placés à l'objectif au bout du tube, de manière à simplifier toutes les dispositions et à permettre l'usage des bras de bout en bout, et à prévenir ainsi la flexion du tube ; de plus, en enlevant la lentille de flint-glass et celle grossissante, l'instrument se trouverait disposé pour la YÎsion. »

^U Les astronomes américains semblent aussi, eux, admettre que ^ Vest dans la Photographie seule que réside l'espoir d'un résultat satisfaisant à déduire du passage de Vénus en 1874, au point de vue de la parallaxe solaire. Aussi, ne se faisant pas illusion sur toutes les diflBcultés pratiques que comporte la détermination d'une épreuve photographique de ce passage pouvant servir utilement au but que les astronomes veulent atteindre, ils ont étudié avec soin toutes ces difficultés, et M. Simon Newcomb a rédigé une Note importante sur \ Application de la Photographie à Vobservation du passage de Fénus^ Note qui fait suite aux Lettres de M. Rutherfurd.

M. Newcomb fait d'abord remar([uer que les méthodes proposées pour observer les passages de Vénus peuvent être partagées en deux classes distinctes :

La première consiste à fixer le moment précis auquel la planète est en contact avec le limbe du Soleil, et la deuxième à déterminer la position relative du centre de la planète et du centre du Soleil, aussi souvent que possible pendant le passage.

La première méthode a seulement jusqu'ici été pratiquée réellement, et jusqu'à ces derniers temps elle avait tacitement [été considérée comme la seule praticable. « Je comprends néanmoins, dit M. Newcomb, que les astronomes deviennent de plus en plus moins confiants en elle, et je crois que la grande majorité accordera qu'il peut ne pas être prudent de s'y abandonner entièrement, jusqu'à ce que Ton ait trouvé le moyen de s'affranchir des erreurs auxquelles l'expérience a montré qu'elle était sujette. Le but de cette Note n'étant pas de discuter cette méthode, je demanderai la permission de faire simplement remar-

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quer, pour faire mieux ressortir son inexactitude, que la comparaison des observations relatives à un contact externe, dans jes derniers passages de Mercure, montre que ces contacts, qui jusqu'à présent avaient été entièrement négligés, en raison de leur incertitude supposée, sont réellement du môme ordre d'exactitude que ceux du contact interne, dans lequel, jusqu'à présent, la conflance avait exclusivement été placée. Bien plus, des recherches récentes sur la constitution physique du Soleil conduisent en effet à admettre que la photosphère solaire est sujette à des changements de niveau qui doivent sérieusement nuire à l'exactitude des résultats déduits des observations les plus parfaites des contacts internes. »

Cette appréciation de M. Newcomb nous paraît parfaitement rationnelle ; mais nous ferons cependant remarquer que les changements de niveau de la photosphère solaire nuisent aussi bien aux contacts externes qu'aux contacts internes.

M. Newcomb , dans sa Note, s'est proposé d'examiner avec soin les méthodes qui ont été proposées pour cette application scientifique de la Photographie et de rechercher celle qui parait la plus convenable pour conduire au résultat désiré.

Il a d'abord mis en relief les résultats photographiques à obtenir et qui sont les suivants :

1** Obtenir une image du Soleil, avec Vénus sur son disque, d'une espèce telle, que des contours de ces images les points de la plaque photographique qui correspondent aux centres des deux disques puissent être déterminés avec un haut degré de précision.

a° La distance linéaire entre ces points étant déterminée, en millimètres ou autres unités de longueur, par le moyen d'un micromètre, avoir un moyen précis de détruire la distance angulaire à laquelle correspond cette distance linéaire , ou connaîtra la valeur de i millimètre en secondes d'arc sur chaque partie de la plaque photographique et dans chaque direction.

V Déterminer sur la plaque une ligne de repère fixe permettant

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de déduire l'angle de position des deux centres, relativement au centre de déclinaison passant par le centre du Soleil.

Relativement à l'exactitude réclamée dans les mesures, M. NewcoMB fait remarquer que, si une erreur commise dans une mesure linéaire sur la plaque n'affectait la parallaxe que dans le rapport de cette erreur à la distance entière mesurée, la détermination de la valeur angulaire de i millimètre sur la plaque photographique n'otfrirait pas de sérieuses diflBcultés; mais la distance des centres, qui est la quantité linéaire à mesurer, étant au minimum cinquante fois plus grande que l'effet moyen de la parallaxe aux différentes stations, on doit comprendre qu'une erreur affectant la distance mesurée, dans un certain rapport, affectera la parallaxe dans un rapport cinquante fois plus grand.

Pour pouvoir exprimer le degré d'exactitude qu'il est désirable d'obtenir, il faudrait connaître le degré d'exactitude dont est susceptible une mesure prise sur la plaque photographique.

« Ceci est un point, dit M. Newcomb, sur lequel nous n'avons aucune information publiée, mais on sait que, d'après les mesures des photographies de l'éclipsé de 1869, l'erreur probable sur les distances mesurées sur la négative n'est qu'une petite fraction d'une seconde d'arc ; nous avons donc quelque raison d'espérer que l'erreur probable accidentelle de la détermination de la distance des centres, par une seule épreuve négative, sera moindre qu'une demi-seconde. »

M. Newcomb pense alors que deux cents épreuves négatives pouvant être prises à chaque station, on a lieu d'attendre que l'erreur probable accidentelle de la moyenne de toutes les mesures prises à une station sera aussi petite que o",o3.

Il est alors désirable, pour arriver à l'approximation que Ton veut obtenir, que les erreurs constantes particulières à chaque station, soit relativement à l'instrument, soit relativement aux substances employées, ne soient qu'une petite fraction des premières, c'est-à-dire ne dépassent pas o",©».

D'après la plus courte distance des centres, qui est d'environ

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8oo secondes, la mesure devra être prise à tôÏôô ^^ sa valeur, c'est-à-dire qu'avec une image solaire de i décimètre de diamètre on devra au moins obtenir cette distance linéaire à moins de 770 de millimètre !

Quant à l'erreur qu'il ne faudra pas dépasser, dans la mesure de l'angle de position, M. Newcomb admet qu'elle devra être comprise entre 5 et i5 secondes. On voit donc quelles précautions, quelles attentions réclament les déterminations photographiques qui doivent conduire à la parallaxe solaire.

En examinant ensuite plus attentivement quelle doit être la grandeur de l'image solaire , M. Newcomb trouve que le diamètre du Soleil doit atteindre ii centimètres environ, et celle de Vénus 7 ^ millimètres.

Le savant américain engage aussi, relativement à la manière de former l'image solaire devant être photographiée, à suivre la méthode du professeur Winlock, qui, ainsi qu'il le dit, est celle qui a été proposée par M. Laussedat. Relativement à Théliostat que, d'après cette méthode, il est convenable d'employer, il trouve que le rayon de courbure du miroir réflecteur ne doit pas être inférieur à 24 000 mètres environ, et qu'il faut avoir soin de n'exposer le réflecteur en plein soleil qu'au moment où l'image doit être prise.

Il recommande, si l'on emploie un réflecteur avec mouvement d'horlogerie, que le miroir soit exempt de toute vibration et que chaque instrument soit bien soigneusement vérifié avant d'être employé.

M. Newcomb trouve que l'objectif, dont il recommande la correction dont nous avons parlé, ne doit pas être supporté par le tube, mais doit être fixé sur un support établi en pierres ou en briques, et assez large aussi pour supporter le réflecteur. Il entre ensuite dans d'assez longs détails sur la disposition du tube, l'arrangement des foyers, l'exposition de la plaque et enfin la détermination de la position de la planète sur le disque du Soleil.

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Si Ton adopte la méthode d'agrandissement de Timage par une lentille, M. Newcomb trouve que Ton ne pourra, dans ce cas, avoir aucune confiance dans la détermination d'une valeur angulaire obtenue relativement à une mesure prise sur la négative, parce que, dans le cas de l'image agrandie, cette valeur dépen-- (ira de la réfrangibilité de la lumière formant l'image.

Pour obtenir la valeur angulaire de i millimètre sur la plaque photographique, en quelque point de celte plaque et dans quelque direction que ce soit, l'observateur devra, lorsque l'objectif et le porte-plaque seront solidement fixés dans leur position définitive, mesurer soigneusement la distance entre la face cmtê^ rieure de l'une des plaques photographiques et la face anté^ rieure de l'objectif.

La température du mètre servant à cette mesure devra être soigneusement notée ; au moment où les plaques seront prises, la température de ces plaques devra aussi être notée approximativement. En admettant que la face de la plaque soit ^j&q&X" hlement perpendiculaire à l'axe de la lunette, on aura, au moyen des données dont nous venons de parler, tout ce qui sera nécessaire pour une détermination tout à fait précise de l'élément cherché, indépendamment de la position exacte de la plaque au foyer de r objectif. La valeur angulaire d'une distance prise sur la plaque photographique est égale à celle de l'angle sous-tendu par cette longueur à la distance du centre optique de l'objectif.

D est vrai que ce centre optique ne sera pas précisément le môme pour tous les points de la plaque, ni même relativement à différentes directions partant d'un même point ; mais, pour tenir compte de ces différences, il faudrait connaître exactement la forme et le degré de réfrangibilité du verre formant l'objectif.

La méthode proposée par M. Simon Newcomb, pour la détermination de l'angle de position, ne nous semble pas propre à obtenir la précision qu'il faut atteindre ; nous croyons donc inutile d'en parler. Du reste, d'ici le moment du passage, c'est-

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à-dire avant le milieu de 1874, on a encore le temps d'étudier la question.

Les aperçus que nous venons de donner sur les moyens proposés pour faire utilement servir l'admirable découverte de la Photographie au passage de Vénus, en 1874, montrent qu'à cet égard les savants ne seront pas pris au dépourvu; et nous croyons donc que l'on peut attendre de la méthode française, conune Ta appelée M. Fate, les résultats les plus satisfaisants, siTes^^détefminations photographiques sont faites avec tout le soin et toutes les précautions qu'exige l'approximation que l'on veut obtenir.

Le passage de 1874 va donc certainement résoudre d'une manière décisive la question de l'exactitude pratique de la méthode de Halley et faire définitivement connaître si cette méthode peut pratiquement répondre aux espérances que Ton en avait conçues, ou bien si les passages de Vénus ne peuvent être utilisés que pour une constatation graphique des effets parallactiques relatifs de Vénus sur le disque solaire, effets dont la différence, établie photographiquement en différents lieux, judicieusement choisis sur le globe, permettra d'obtenir la parallaxe solaire avec l'exactitude désirée, sans passer par des considérations de temps. Cest alors à la France qu'en retiendra la gloire.

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