ASTRONOMIE

Obsercations astronomiques faites à l’Observatoire de Paris.

Depuis mon entrée à l’Observatoire (novembre 1862), j’ai constamment pris part à toutes les observations méridiennes et extraméridiennes qui constituent le travail courant de l’Observatoire.

J’ai consacré les trois premiers mois de i863, en collaboration avec MM. Barbièr et Stéphan, à l’étude de la graduation du cercle du nouvel instrument méridien. Le volume XIX des Annales de l’Observatoire contient (p. 58 et suiv.) la description de la méthode employée et les résultats obtenus.

En même temps, je commençais à faire les observations méridiennes aux deux instruments de Gambey et au grand cercle méridien. En 1864 et 1865, j’ai été particulièrement employé au service du grand instrument méridien. Toutes mes observations ont été complètement réduites par moi seul.

En i866et i86y, j’ai fait constamment, avec M. Stéphan, les observations de jour au grand cercle méridien et au cercle de Gambey, pour la détermination de l’obliquité de l’écliptique et Texamen de l’influence des réfractions anormales. En même temps, chargé de l’éducation des jeunes astronomes, je rédigeai les Instructions pour les observations au cercle mural et

au cercle méridien, qui sont encore suivies aujourd’hui. A partir de cette époque mes élèves me remplacèrent à la salle méridienne, où je ne fus plus appelé que de temps en temps pour le service des petites planètes,

Depuis 1868, je me suis plus particulièrement adonné aux observations équatoriales. Outre un grand nombre de comètes et de planètes, j’ai déterminé, avec M. André, plus de 7000 étoiles, jusqu’à la onzième grandeur, qui ont été réduites à l’équinoxe moyen de 1870 pour la confection d’un catalogue de la zone écliptique et la continuation des Cartes de Chacornac. C’est pour la détermination de ces étoiles que j’ai construit un micromètre à mouvement et à lecture rapides, à l’aide duquel on peut obtenir en 20 minutes les coordonnées de 3oo étoiles.

Ces observations ont servi à la construction des cartes écliptiques, confiée au service des équatoriaux que je dirige depuis 1873. La même méthode a été employée à la détermination des étoiles du groupe des Pléiades [voir p. 3) et de celle de l’amas de Prœsepe dans le Cancer.

A côté de ces travaux d’observation, j’ai pris part à la construction et à l’installation de la plupart des instruments créés à l’Observatoire depuis 1862. J’avais aidé M. le Directeur dans l’installation du cercle méridien ; j’en ai donné la seule description que contiennent les Annales de l’Observatoire (préambule des Observations), et j’ai contribué à l’achèvement de cet instrument. Les télescopes pour la détermination de la correction de collimation et de la flexion ont été installés par moi ; je leur ai appliqué un

En dehors de ces travaux, qui constituent mon service régulier à l’Observatoire, j’ai dirigé mes recherches personnelles vers la détermination des causes d’erreurs physiques et physiologiques qui peuvent influencer les observations astronomiques. A ce plan général se rattachent mes recherches sur l’équation personnelle dans les observations de passages, et sur les apparences singulières qui se sont montrées aux astronomes dans les passages de Vénus et de Mercure sur le Soleil. J’ai été assez heureux pour voir mon appareil à équations personnelles adopté dans plusieurs observatoires étrangers ; les conclmsions de mes expériences admises par la Commission du passage de Vénus dans la construction des appareils destinés à l’observation du passage de 1874 et ces conclusions elles-mêmes vérifiées par les résultats des observations des astronomes ont pu aller observer au loin le phénomène. Enfin, j’ai eu le bonheur de voir mon collaborateur, M. André, poursuivre la voie dans laquelle je l’avais initié, par un beau travail sur les effets dus à la diffraction dans les lunettes.

Description du groupe des Pléiades et mesures micrométriques des principales étoiles qui le composent [Comptes rendus i8y5, 6 juillet; Ann. de l'Observatoire, t. XIV des Mémoires).

L’étude des groupes d’étoiles présente un grand intérêt par la possibilité d’y découvrir les mouvements propres des composantes et d’établir entre elles le lien physique dont leur proximité optique rend l’existence très-probable. Les Pléiades, dont les principales étoiles ont été déterminées par Bessel à l’aide de l’héliomètre de Konigsberg, le groupe de Præsepe étudié par M Winnecke à l’héliomètre de Bonn, ont été l’objet d’une révision complète. Les conclusions relatives à Præsepe ne peuvent encore être tirées, les observations de M. "Winnecke n’ayant pas été publiées.

Mon travail sur les Pléiades comprend trois parties. i“ Un catalogue et une carte des fiaS étoiles du groupe, jusqu’à la 14' grandeur, visibles dans l’étendue d’un rectangje long de 9 minutes de temps et haut de 90 minutes d’arc, dont jj Taureau occupe à peu près le centre. Ce catalogue est réduit au 1“ janvier 1874. Les positions de toutes les étoiles jusqu’à la 12' grandeur ont été déterminées à l’aide d’un micromètre de construction spéciale, qui permet une approximation de de minute d’arc sur les deux coordonnées. Les étoiles les plus faibles ont été seules ajoutées à vue sur la carte.

2° La détermination des grandeurs relatives des principales étoiles, dont la comparaison aux grandeurs assignées à ces mêmes étoiles par les catalogues anciens, depuis Galilée jusqu’à Argelander, m’a permis de signaler, pour plusieurs d’entre elles, Mérope, Atlas, i\k, 22?, anonyme 8 et 9 deBessel, une variation certaine d’éclat. De plus une petite étoile (n» 92 de mon catalogue) s’est montrée variable dans l’intervalle même des observations.

A ces déterminations se rattachait la question tant controversée de la nébuleuse des Pléiades. Vue en partie par Tempel en iSSq, et auparavant peut-être par Jeaurat {1779), signalée comme brillante par Tempel, comme très-pâle et difficile à voir par Chacornac, Peters, M. Pape, etc.,complètement invisible à certaines époques pour d’Arrest, M. Schmidt, elle avait été présentée par d’Arrest en 1862 comme un quatrième exemple de nébuleuse variable. M. Goldschmidt, en 1864, l’avait aperçue tout entière et en avait donné un dessin à la plume dans le Bulletin de l'Observatoire, mais sans se prononcer sur la question de variabilité. Je Tai cherchée en vain pendant longtemps ; la vision fugitive de quelques lambeaux, aperçus à diverses reprises par moi-même ou par mes assistants, m’avait fait adopter l’opinion de d’Arrest. Depuis le 22 novembre 1876, où je Tai retrouvée en entier et telle que l’avait dessinée Goldschmidt, je Tai suivie régulièrement, sans qu’il ait été possible d’y surprendre aucun changement. La faiblesse de sa lumière, qui se laisse éclipser par les vapeurs atmosphériques incapables d’éteindre les étoiles de i3* grandeur, suffit à expliquer l’opinion assez généralement admise de sa variabilité. J’en ai donné un dessin aussi exact que possible. .

L’analyse spectrale montre, dans tout le groupe, des étoiles blanches, sans aucun accident particulier.

3° La partie la plus importante de mon travail est la détermination micrométrique des positions de 79 étoiles du groupe, rapportées à vj Taureau par les différences d’ascension droite et de distance polaire, réduites au l'^janvier 1874.

L’observation des 53 étoiles de Bessel avait été foite à Taide de Théliomètre de Konigsberg. Par qne singulière circonstance, nous ne possédons pas en France l’instrument inventé par Bouguer. J’ai dû suppléer à l’emploi de cet instrument par' celui du micromètre filaire, habituellement borné dans ses applications à la mesure de distances beaucoup plus petites que celles que j’avais à mesurer : la concordance générale de mes résultats avec ceux de Bessel, la vérification obtenue par la comparaison des mesures équatoriales avec quelques mesures directes de différences de distances polaires au grand

cercle méridien, montrent que le micromètre filaire, porté par un équatorial de grande stabilité, peut donner des résultats absolument comparables à ceux que fournit l’héliomètre, sous la condition d’en étudier avec grand soin lavis micrométrique. J’ai trouvé, entre des étoiles très-éloignées, les dilférences de distance polaire qui suivent ;

Anonyme 34 — Mata- + 38!45l62

Anonyme 35 — Taygète.. +5l. 5,70 Anonyme 34 — Taygète., +44.37,90

d’où il suit que les positions des étoiles les plus distantes ne peuvent être affectées d’une erreur supérieure à o",2.

Les différences d’ascension droite ont été déterminées par enregistrement électrique, l’emploi de ce procédé étant tout indiqué ici par le rapprochement des étoiles ; elles se succèdent dans le champ à des intervalles de temps qui n’auraient pas permis commodément l’application de la méthode d’observation par l’œil et l’oreille. La discussion des observations monire qu’elles ne peuvent être affectées d’aucune erreur sensible provenant d’un défaut de réglage des fils par rapport à la direction du mouvement diurne.

Les'observations de différences de distance polaire et d’ascension droite étaient faites par zones successives de i o minutes environ de hauteur, chaque zone empiétant de 5 minutes sur la zone inférieure et sur la zone supérieure. Un procédé de calcul fort simple, et qui revient à l’application de la méthode des moindres carrés, permet emsuite de relier toutes ces zones et de déduire de l’ensemble des déterminations la valeur la plus probable de la distance de chaque étoile à u Taureau. Les erreurs probables de ces déterminations sont les suivantes ;

Erreur probable d’une détermination directe.... ±0*060 ±0,24

Erreur probable d’une détermination indireete... ±0,068 ±0,22

Erreur probable d’un résultat définitif . ±0,0067 ±0,027

D’après ces nombres, et d’après ceux que j’ai donnés plus haut, qui se

rapportent aux cas les plus défavorables de mes observations, il m’était

les positions données par

permis d’en comparer les résultats avec Bessel.

Il se manifeste immédiatement un désaccord systématique entre les deux tableaux réduits à la même époque sans tenir compte du mouvement propre d’aucune étoile. En valeur absolue, trente-neuf différences de distances polaires paraissent plus grandes d’après mes observations que d’après celles de Bessel, treize seulement sont plus petites. Pour les ascensions droites, on reconnaît des différences W-B généralement affectées du signe +■, quarante positives contre dix négatives. Les différences sont les plus souvent petites et inférieures à o,o5, sauf huit exceptions. La discussion de ces résultats, leur comparaison dans les cas de plus grande discordance avec des différences mesurées directement à la lunette méridienne, font voir que la différence entre mes observations et celles de Bessel e.st bien réelle et ne peut ' être mise sur le compte d’une erreur systématique.

Le résultat le plus important qui s’en déduit alors est celui-ci. Toutes les étoiles du groupe sont rapportées à la plus belle d’entre elles. Alcyon ou V] Taureau. Or la comparaison des observations méridiennes de cette étoile lui a fait reconnaître un mouvement propre, bien établi et de plus irrégulier. Si l’on tient compte dans la réduction à 1874 de ce mouvement, il en résulte un désaccord complet entre les observations de 1840 et celles de 1874 II faut donc conclure de là l'existence d'un mouvement général du groupe qui entraîne toutes les étoiles dans le même sens que i) Taureau.

Sur ce mouvement commun, qui établit un lien physique entre les étoiles des Pléiades, viennent ensuite se greffer des déplacements particuliers soit à certaines régions, soit à certaines étoiles isolées. Ces déplacements, en général excessivement faibles, deviennent plus sensibles et plus certains pour des étoiles tres-voismes, pour lesquelles les erreurs d’observation et de

de ces groupes, tels que les anonymes 8 et 9 de Bessel, les anonymes 3i et Sa, exécutent un mouvement de révolution Tune autour de l’autre ; le triangle figuré par trois belles étoiles voisines de >j Taureau tend également

Les mouvements propres, ainsi que Ta remarqué Madler, sont très-faibles dans la région dq ciel où se trouvent les Pléiades. Ils sont beaucoup plus "grands dans la région du Cancer : c’est pourquoi j’espère poin oir déduire des résultats encore plus nets de la comparaison de mes observations de Prsesepe avec celles de M. Winneoke, lorsque celles-ci auront été publiées, comme a bien voulu me, le promettre leur auteur.

Recherches sur Véijuation personnelle dans les observations de passages, sa détermination absolue, ses lois et son origine. [Annales de l'Observatoire, t. VIII des Mémoires, i865; Comptes rendus, t. LX, p. 1268.)

L'équation personnelle, ses lois et son origine' additionnelle au Traité d'Astronomie pratique, publié par M. C. André.)

Les délerminations de longitudes entreprises par l’Observatoire, les discussions auxquelles a donné lieu la comparaison des deux méthodes d’observation des passages, méthode de l’œil et de l’oreille, ou emploi des enregistreurs électriques, m’ont engagé dès le mois de juillet i863 dans l’étude des erreurs qui affectent les déterminations de passagesd’une étoile derrière les fils d’une lunette méridienne.

On désigne par le nom à’éqimlion ou erreur personnelle dans les observations de passages la partie constante de l’erreur que commet un astronome dans l’appréciation de l’époque des passages d’un astre aux fils d’un instrument méridien. Les procédés ordinaires d’obseiration ne permettent de déterminer que la différence des équations personnelles, connaissance insuffisante pour la détermination des lois et la recherche de l’origine de l’équation personnelle.

Les premiers essais de détermination de la correction absolue remontent à Gauss en 1887. Depuis cette époque, des appareils ont été construits et des expériences réelles ont été faites par M. Hartmann de Rinteln (publiées en 1865), par MM. Plantamour et Hirsch à Neuchâtel {1864), par moi-méme à Paris, et par M. Kaiser à Leyde (1870). Le principe de ces appareils est toujours celui-ci : produire un astre artificiel passant derrière les fils d’une lunette à des époques connues d’une manière absolue, et comparer à ces époques celles que donne l’estime de l’observateur ou l’enregistrement électrique qu’il en fait. J’ai insisté sur ce point que, si l’appareil n’est pas destiné à une étude purement théorique, et doit donner les corrections absolues applicables aux observations réelles, il doit remplir cette condition fondamentale, que l’observation de l’astre artificiel s’y fasse dans des conditions absolument identiques à celles dans lesquelles a lieu l’observation

Le résultat le plus important qui ressort de mes expériences est celui-ci ; que, par l’éducation, la correction personnelle d’un observateur est bientôt réduite à un minimum au-dessous duquel elle ne peut tomber, et par suite,

devient beaucoup plus constante. Les résultats obtenus par M. Harimaun etM. Kaiser ont confirmé cette loi.

Il est plusieurs éléments, en dehors de l’observateur, qui modifient la grandeur de cette correction. J’ai établi par les expériences faites sur moimême les lois suivantes :

1° Le sens du mouvement àe l’étoile a une influence marquée sur la grandeur de la correction personnelle. Ce genre d’erreur est identique à celui qu’on retrouve dans les pointés d’une étoile ou d’un trait entre deux fils, et doit avoir sa source dans une sorte d’astigmatisme de l’œil. C’est la partie statique de l’erreur personnelle. i

2° Abstraction faite de cette erreur, ma correction ne varie pas sensiblement, quelleque soit l’inclinaison de la ligne suivie par l’étoile relativement à la ligne des yeux. Ce résultat n’est certainement pas général, mais je le considère comme un très-puissant argument en faveur du procédé d’éducation de l’œil au moyen d’un appareil spécial.

3" L’influence de la rapidité du mouvement de l’étoile avait été trouvée nulle par Kessel, mais à l’aide d’un procédé détourné; j’ai fait voir que la correction personnelle augmente avec la vitesse du mouvement.

4“ Un grossissement trop faible augmente considérablement ma correction personnelle ; elle diminue quand l’oculaire devient plus fort, mais il est une limite qu’il est inutile de dépasser, la diminution devenant presque

On déduit de là les conditions les plus favorables à une bonne observation méridienne : ce sont précisément celles qu’une longue expérience a confirmées.

J’ai recherché ensuite l’origine de l’équation personnelle. Kessel admet que la différence des estimes des différents observateurs s’explique par la difficulté qu’on éprouve à comparer l’une à l’autre à un même moment les impressions reçues par deux organes différents, l’œil et l’oreille. M. Paye a

J’ai été conduit à distinguer trois sortes d’équations personnelles ;

1° L’équation supérieure à une seconde, dont la cause doit être dans une manière erronée de compter les battements;

2" L’équation personnelle ordinaire, à laquelle convient l’explication donnée parM. Kessel et M. Paye;

3“ L’équation personnelle réduite à un minimum par l’éducation, où ne paraissent plus intervenir les deux sensations distinctes venant de l’extérieur.

J ai en effet constaté sur moi-même, par un grand nombre d’expériences;

la détermination de leurs équations personnelles, dans les opérations relatives à la détermination de la différence de longitude entre Naples et Rome. Un appareil semblable a été construit, d’après mes indications, pour l’Observatoire de Lisbonne par M. A, Bréguet.

Recherches sur les apparences singulières qui ont souvent accompagné l’observation des contacts de Mercure et de Vénus avec le bord du Soleil. (En commun avec M. C. André.) Recueil des Mémoires et Documents relatifs à tobservation du passage de Vénus surleSoleil, p. 115. — Annales de [Observatoire, t. X des Mémoires, p. B,. — Comptes rendus, 1869, t. LXVIII, p. 181 et 585.

Les apparences singulières qui se sont présentées dans les observations des passages de Vénus au siècle dernier, et dans la plupart des passages de Mercure sur le Soleil, ont laissé bien des incertitudes sur la détermination exacte des moments des contacts, et par suite sur la valeur de la parallaxe . solaire qui s’en déduit. Il importait, pour tirer du prochain passage de Vénus sur le Soleil des résultats moins douteux, d’élucider la question trèscontroversée de l’origine de la goutte noire, du ligament noir. L’observation du passage de Mercure du 4 novembre 1868 fit voir que‘les astronomes n’étaient guère plus avancés aujourd’hui que ne l’étaient ceux du siècle dernier, puisque, entre les temps observés du contact interne, réduits au centre de la Terre, se trouvent des différences s’élevant à 89 secondes.

La discussion de toutes ces observations nous a fait reconnaître cependant que, si l’on élimine toutes celles où le contact a été accompagné d’apparences singulières, pour conserver seulement celles où le contact s'est produit géométriquement, les temps observés à l’aide d’instruments de suffisante ouverture s’accordent très-bien entre eux. Les divergences devaient donc être attribuées à l’emploi d’instruments optiques de qualités trèsdifférentes ; et nous entreprîmes de résoudre les questions suivantes :

1° Quelle est l’origine de la goutte ou du ligament noir?

2° L’apparition ou la disparition de la goutte marque-t-elle l’instant du contact réel?

3“ Si cette goutte est un phénomène anormal, quelles sont les conditions à remplir pour s’en débarrasser?

4“ Quel degré d’approximation peut-on espérer atteindre dans l’observation des contacts de Vénus avec le Soleil?

nous demandions pour l’observation du passage. J’ai été chargé d’en surveiller la construction.

Sur ma proposition, la Commission a ordonné l’emploi de l’argenture de ces objectifs. Une Note in.sérée à la fin du Mémoire (p. 169] indique les procédés par lesquels on peut obtenir la mise au point des micromètres et la détermination du tour de vis avec ces instruments. Une autre Note ( p. 164) est relative au pouvoir optique des objectifs, dont la loi, posée par L. Foucault, a été vérifiée de nouveau par nous dans nos expériences entre le Luxembourg et l’Observatoire.

En 1873, j’installai, sur la terrasse de l’Observatoire, un appareil qui, vu du Luxembourg, représentait en vraie grandeur le passage de Vénus sur le Soleil. Les missionnaires de l’Académie y vinrent successivement faire leur éducation ponr l’observation des contacts.

11 importe maintenant de rapprocher de nos prévisions les résultats obtenus au moyen des objectifs de 21 centimètres. J’extrais des Comptes rendm de l’Académie les appréciations des observateurs du Japon, de Pékin et de Saint-Paul.

M. Janssen écrit : « Dans l’équatorial de 8 pouces, dont la lunette est très-bonne, l’image de Vénus se montre très-ronde, bien terminée, et la marche relative du disque de la planète, par rapport au disque solaire, s’exécute géométriquement sans aucune apparence de ligament. ni de

M. Fleuriais ; « Deuxième contact. Au 6 pouces, M. Bellenger aperçoit un léger ligament ; au 8 pouces, je ne vois que quelques franges. Troisième contact, franges plus marquées qu’au deuxième contact. »

M. Mouchez, à Saint-Paul, vit également un contact géométrique, mais modifié dans son apparence par l’atmosphère de la planète, dontM. Janssen a noté également l’influence snr la durée du contact.

Il suffit de comparer ces résultats à ceux qu’ont donnés les instruments plus petits employés par les astronomes étrangers pour se convaincre de l’avantage des grandes ouvertures dont nous avions préconisé l’emploi. [ Report by lhe astronomer royal, sir G.-B. Airy, onthe telescopic observations ofthe transita/Venus, .874.)

Le Recueil des Mémoires et documents relatifs à T observation du passage de Vénus sur le Soleil contient, en outre du Mémoire précédent, plusieurs Notes présentées à la Commission de l’Académie :

I” Projet d'appareil photographique pour l'observation du passage de Vénus, p. 271. (En commun avec M. Ad. Martin.)

2° Sur la précision que pourra donner l’appareil précédent, p. 324.

3° Itapport sur les mesures micrométriques directes à faire pour l'observation dupassage de Vénus, p. 337- (MM. Y. Villarceau et Wolf)

4“ Rapports sur les miroirs plans en verre argerué, exécutés par M. Ad. Martin,pour laCommissiondupassagede Vénus,-ÿ. 453.

5" Le passage de Vénus sur le Soleil. Conférence faite à la Société des Amis des Sciences, p. 377.

Sur la marche d'une horloge astronomique dans le vide ou dans l’air sec. (Résultats communiqués au Conseil de l’Observatoire dans sa séance du 2 juin 1870.)

On a proposé depuis longtemps de renfermer les horloges astronomiques dans une enceinte hermétiquement close, dans laquelle il serait possible de faire le vide ou d’introduire un gaz sec, sans action sur les pièces métalliques et les huiles du rouage. On pensait obtenir ainsi le double avantage de soustraire l’horloge aux variations de marche résultant soit de la variation de la pression barométrique, soit de l’oxydation et de l’épaississement des huiles.

Chargé en 1866, par M. le Directeur de l’Observatoire, de l’étude de la question du réglage de toutes les pendules de l’établissement par une hor-

hélicoïdal

progressif des bandes semble se transformer en un mouvement ([ui les emporte généralement du rouge vers le violet.

La scintillation de Vénus à l’horizon présente les mêmes caractère.s.

Une étoile plus élevée au-dessus de l’horizon donne des bandes de moins en moins nombreuses; il n’est plus de position du prisme pour laquelle elles soient rigoureusement transversales et occupent toute la largeur de l’image. Enfin le phénomène peut se réduire à des stries longitudinales. C’est aussi ce qui a eu lieu pour une étoile basse, lorsque l’air est agité et

J’ai fait voir que ces phénomènes .s’expliquent aisément par l’interférence des rayons de même longueur d’onde ayant traversé des couches d’air inégalement denses. Lamarche régulière des bandes ob.scures transversales du rouge vers le violet est une conséquence de ce fait que, dans un air parfaitement calme, la différence de densité des couches traversées par les deux moitiés du faisceau qui interfèrent va en diminuant progressivement avec le temps. C’est en effet ce qui doit avoir lieu le soir, lorsque la différence de température entre le sol et les couches supérieures de l’air tend à

J’ai discuté, dans ce même Mémoire, la théorie proposée par M. Montigny, et j’ai fait voir qu’elle ne se prête pas aussi bien que celle d’Arago à l’explication des phénomènes que j’avais observés.

M. ftespighi a publié postérieurement (lo mai 1868 et i4février 1869) des observations analogues aux miennes, et en a déduit une théorie différente de la scintillation : je ne crois pas cependant que la théorie d’Arago doive être abandonnée, au moins en ce qui regarde les traits principaux du phénomène. 11 me parait probable que l’interférence des rayons lumineux qui ont traversé des couches d’air de densités diverses et le rejet de certains rayons en dehors du champ de la lunette par une réfraction irrégulière dans ces mêmes couches sont deux phénomènes concomitants, qui interviennent à la fois pour produire la scintillation des étoiles.

Description du sidérostat de L. Foucault. ( Annaks Scientifiques de VÉcole Normale, 2' série, t. l", p. 5i à 84; 1872. — Comptes rendus, i3 décembre 1869, t. I,XIX, p. 1222.)

Je me bornerai à rappeler l’énoncé du théorème sur lequel j’ai basé la. théorie du sidérostat considéré comme instrument astronomique.

« Si, par le point d’articulation de la fourchette avec l’axe horaire, on mène un plan perpendiculaire à la direction constante du rayon réfléchi, le lieu des points où la tige directrice du miroir vient percer ce plan est la projection stéréographique sur le plan du lieu des extrémités de la four-

Ce théorème permet, dans chaque cas particulier, de reconnaître d’uin; manière simple le mouvement en apparence assez complique du miroir, et de déterminer, par de simples changements de perspective, l’influence des erreurs de construction ou de réglage de l’appareil.

J’ajouterai une remarque sur l’emploi du sidérostat comme instrument astronomique. Quelques personnes ont vu une objection à son emploi pour les observations de position relative des planètes ou des étoiles doubles dans cette circonstance, que le micromètre de la lunette ne suit pas les changements de direction du mouvement diurne. J’ai été amené par l’étude réfléchie des conditions d’une bonne observation à penser que cette circonstance conslituait tout au contraire une qualité du sidérostat et en faisait le véritable instrument de l’avenir pour l’étude des étoiles doubles. En effet, l’une des grandes difficultés de cette étude est la détermination des angles de position, dont l’origine est toujours mal déterminée avec un équatorial par suite des flexions de l’instrument. Dans le sidérostat, l’indépendance du micromètre, dont les fils peuvent être rendus soit horizontaux, soit verticaux, avec une précision géométrique, rend cette origine complètement indépendante de la flexion de toutes les pièces mobiles de l’appareil.

Cette même considération m’avait amené à regarder le sidérostat comme le véritable instrument à employer pour l’observation photographique du passage de Vénus. La Commission de l’Académie a fait construire, pour ces observations, cinq sidérostats sur le modèle simplifié que je lui avais pré-

Eocpériences photométriques. — Sur le pouvoir réflecteur des miroirs en verre argenté. (Comptes rendus, 12 février 187a. — Journal de Physique de M. d’Almeida, 1.1", p. 81.)

L’usage de plus en plus fréquent des miroirs en verre argenté dans les instruments astronomiques donne un grand intérêt à la question de savoir quelle proportion de la lumière incidente utilisent ces miroirs. J’avais, en

outre, à justifier l’emploi du sidérostat contre une objection tirée de la variation d’incidence sous laquelle sont reçus les rayons que le miroir réfléchit dans une direction constante. Des expériences photométriques, entreprises à l’aide d’un appareil présentant quelques particularités nouvelles, m’ont permis de constater :

i“ Qu’un miroir argenté à neuf par le procédé de M. Ad. Martin réfléchit les 0,935 de la lumière incidente;

a” Que cette proportion de lumière réfléchie reste constante, quelle que soit l’incidence, de 10 à 80 degrés ;

3° Qu’un miroir argenté depuis plus de deux années et poli au tampon réfléchitericore en moyenne 0,87 de la lumière incidente;

4° Que, par deux réflexions successives sur des miroirs placés sous l’angle de 45 degrés, la quantité de lumière utilisée est réduite à o,8fi quand les plans de réflexion sont parallèles, à 0,8a quand les plans de réflexion sont perpendiculaires. De plus, dans ce cas, la lumière réfléchie prend une teinte jaune très-prononcée.

J’ai pu appliquer le même photomètre à la mesure de la quantité de lumière transmise par un objectif, mesure qui n’avait pas été faite directement jusqu’ici à ma connaissance. J’ai trouvé 0,80 pour un objectif à verres indépendants, 0,90 pour un objectif formé de deux verres collés au baume de Canada ; d’où l’on conclut que la perte de lumière provient en presque totalité des réflexions sur les surfaces de l’objectif.

AMALTSE SPECTHALE.

Sur les spectres des métaux alcalins. (En collaboration avec M. Diacon )

[Mémoires de IAcadémie de Montpellier, Comptes rendus, t. LV, p. 334-336 ;

Revue des Sociétés savantes, 5 juillet 1862).

Les expériences que j’ai faites, avec M. Diacon, à la Faculté des Sciences de Montpellier, ont donné le premier exemple de la variation qu’éprouve le spectre d’une vapeur métallique incandescente lorsque sa température s’élève, variation qui a été reconnue depuis dans les spectres de la plupart des corps. Elles ont fait cesser, en outre, une anomalie que présentait le sodium, et qui en faisait le seul corps dont la lumière pût être considérée comme monochromatique.

Nous avons reconnu, en effet, qu’à une température élevée le spectre du

sodium présente non plus seulement la double raie D, mais une série de six lignes, dont quelques-unes présentent une assez grande intensité. Ces lignes apparaissent toujours, pourvu que la température soit suffisamment élevée, quel que soit le composé de sodium que l’on chauffe et dans quelque milieu que se produise l’incandescence.

Nous avons obtenu des résultats semblables pour le potassium et le lithium, et donné une méthode générale pour obtenir la flamme des métaux volatils à une très-haute température.

Les résultats que nous avons obtenus sur le sodium peuvent aujourd’hui recevoir peut-être une application dans la recherche de la température du Soleil. Nous avons constaté, en effet, que les lignes du .sodium autres que la double raie 1) n’existent pas parmi les raies du spectre solaire ; il faudrait donc en conclure que, dans les portions de la chromosphère où l’on a constaté la double raie brillante du sodium, la température n’est pas assez élevée pour donner les autres lignes.

Sur le spectre de l'étoile variable de la Couronne (Comptes rendus, mai 1866).

— Description d'un nouveau spectroscope [Comptes rendus, 1867, t. LXV, p. 292). — Découverte de trois étoiles dont le spectre présente des lignes brillantes (ibid.). — Sur le spectre de la comète de Winnecke, 1868 [Comptes rendus, t. LXVI, p. i336). — Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles et de la comète de Winnecke [Comptes rendus, 1869, t. LXVIII, p. 1470). — Sur la lumière de la comète de Winnecke [Comète I, 1870), en commun avec M. Rayet [Comptes rendus, 4 juillet 1870, t. LXXI, p. 49). — Sur le spectre de la comète lll, 1878 [Comptes rendus, t. LXXVI1, p. 629). — Sur la comète de Coggia [Comptes rendus, t. I.XXIX, p. 369I.

— Observations de la comète BorreUy [Comptes rendus, t. LXXIX, p. 872).

— Observations des comètes U et III, 1877 [Comptes rendus, t. LXXXV, P- 929)-

Nos recherches spectroscopiques ont été entreprises à l’Observatoire, à l’occasion do l’apparition de l'étoile variable de la Couronne, signalée par M. Courbebaisse en 1866. L’existence, dans le spectre de cette étoile, de lignes brûlantes dont nous pûmes, M. G. Rayet et moi, donner les positions approchées, indiquait la cause de cette augmentation d’éclat d’une étoile, passée subitement de la onzième il la première grandeur ; un effroyable cataclysme s’était produit, qui avait enveloppé l’astre d’une atmosphère

d'hydrogène incandescent. L'étude de l’étoile, suivie jusqu’au jour où sa lumière s’est trouvée trop faible pour donner un spectre visible, nous a fait voir que les lignes brillantes ont persisté jusqu’à la fin, si bien qu’elles étaient seules perceptibles lors de la disparition du spectre. Un phénomène tout autre a caractérisé l’étoile nouvelle du Cygne, découverte parM. .Schmidt eu octobre 187C ; les lignes brillantes se sont éteintes les premières avant ie spectre continu, fait intéressant, qui semble n’avoir été remarqué par aucun autre observateur et qui indique, dans l’atmosphère de l’étoile du Cygne, une succession de phénomènes tout autre que dans l'étoile du la Couronne.

Après avoir reconnu l’existence des lignes brillantes dans le spectre de la variable de la Couronne, nous avons entrepris, M. G. Eayet et moi, la recherche d’étoiles semblables dans le ciel. Une seule, y de Cassiopée, d’après la découverte du P. Secchi, présentait constamment une ligne brillante, la ligne F de l’hydrogène. Mais les spectroscopes généralement usités pour l’analyse de la lumière ne se prêtant que difficilement aux recherches sur des astres de position inconnue, j’ai dii adopter une nouvelle combinaison qui permît de substituer instantanément l’appareil spectroscopique à l’oculaire ordinaire d’un télescope ou d’une lunette, de manière à faciliter la détermination de la position de l’astre, lors même qu’on ne fait pas usage d’un équatorial.

J’ai donné, dans \e% Comptes rendus (t. LXV, p. 282; 1867), la description de ce nouveau spectroscope, qui présente cette particularité de ne contenir ni fente, ni lentille cylindrique, et de donner cependant un spectre très-net et dilaté en largeur de la lumière d’une étoile. Il est fondé sur l’existence des lignes focales de Dupin et de Sturm. Lorsque les rayons lumineux homogènes, issus d’un point ou normaux à une même surface, ont traversé une série de surfaces réfringentes, ils sont encore normaux à une même surface. Si l’on ne considère qu’une portion très-petite de cette surface, l’ensemble des rayons considérés comme normaux au premier système de lignes de courbure de la surface iront passer par un petit espace dont une des dimensions est infiniment petite par rapport à l’autre. Il en est de même pour les rayons regardés comme normaux au second système de lignes de courbure; tous les rayons, à deux distances différentes de la ■surface, iront donc passer par deux petits espaces que l’on peut confondre avec deux droites perpendiculaires l’une sur l’autre.

Si l’ensemble des surfaces réfringentes forme un prisme dont la section droite contient l’axe du faisceau incident, il est évident que l’une des droites est dans cette section, l’autre perpendiculaire à cette même section. Dans

le cas d’un faisceau de lumière composée, on obtiendra donc derrière le prisme deux spectres : le premier, linéaire, formé de petites lignes placées bout à bout et en partie superposées, n’offrira aucune pureté et ne présentera aucune raie, lors même qu’on le dilatera à l’aide d’une lentille cylindrique. Le second, au contraire, produit par la dispersion d’une ligne perpendiculaire a la section droite du prisme, présentera les raies avec une pureté parfaite, et aura par lui-même une largeur finie.

L’expérience a confirmé cette déduction théorique. Un prisme à vision directe, placé entre le miroir d’un télescope et le foyer, et très-près de ce foyer, donne, de la lumière d’une étoile, un spectre très-pur, que l’on peut examiner directement avec l’oculaire ordinaire de rinstrumeiit. Il suffit donc de monter le prisme à charnière pour pouvoir à volonté observer directement l’étoile ou en voir le spectre.

J’ai montré dans la même Note comment, sans appareil micrométrique, on peut, avec ce spectroscope, déterminer la position des raies inconnues du spectre d’une étoile, par la comparaison des temps de leur passage derrière un fil au temps du passage d’une ligne connue d’une autre étoile.

C’est au moyen de cet appareil que j’ai été assez heureux pour découvrir, dans la Constellation du Cygne, trois petites étoiles très-voisines, dont les spectres offrent des lignes brillantes, dont la photosphère est par conséquent dans un état intermédiaire entre celui des nébuleuses et celui du Soleil ou des étoiles ordinaires. Cet état parait d’ailleurs continu, ainsi qu’il résulte des observations du P. Secchi et des miennes propres, en mai 1870. Ou ne connaît encore aujourd’hui que trois autres étoiles présentant dans leurs spectres des lignes brillantes : ce sont 7 de Cassiopée, j3 de la Lyre et •/) d’Argo.

Nous avons catalogué en outre, M. Rayet et moi, un assez grand nombre d'étoiles dont les spectres offrent les cannelures qui caractérisent celui

J’ai étudié, depuis 1868, la lumière de toutes les comètes suffisamment brillantes pour donner un spectre visible.

Le spectre des comètes se compose ordinairement de deux parties, un spectre linéaire continu ou presque continu, et trois bandes transversales. La ligne brillante, spectre du noyau, indique que celui-ci n’est pas à l’état gazeux. Nous avons reconnu de plus dans la comète de 1870 que la lumière de ce noyau est, au moins en grande partie, empruntée au Soleil : elle était, en effet, très-sensiblement polarisée dans un plan passant par le Soleil. Cette polarisation était facile à distinguer de la polarisation atmosphérique (déjà

très-sensible, puisque la comète se voyait à l’orient peu avant le lever du Soleil), en employant la précaution grâce à laquelle M. Prazmowzki a pu, dès 1860, démontrer la polarisation de la lumière de la couronne dans les éclipses du Soleil.

La lumière de la chevelure donne trois bandes ; la plus brillante est voisine du groupe b du magnésium, la deuxième plus pâle est dans le jaune, la troisième, très-faible en général, se trouve un peu au delà de la raie F dans le bleu. Depuis que j’ai fait remarquer, en 1868, l’analogie, pour ne pas dire l’identité, des spectres de la matière nébuleuse des comètes, toutes celles que l’on a observées, depuis la plus faible jusqu’à la brillante comète de Coggia, ont donné les trois bandes jaune, verte et bleue. Cette identité des spectres des différentes comètes, leur différence au contraire avec les .spectres des nébuleuses proprement dites, sont des caractères précieux qui permettront sans doute un jour de déterminer la nature et l’origine de ces astres singuliers.

En même temps que nous suivions les variations de la lumière pendant le développement de la brillante comète de Coggia, M. Eayet a fait, d’après nos observations communes, une série de dessins représentant ses transformations successives jusqu’au jour où il est devenu impossible de l’observer. M. Faye a bien voulu les juger assez intéressants pour les faire figurer dans le portefeuille d’Astronomie de l’École Polytechnique.

SÉLÉJfOORAPHlE.

J’ai fait, avec M. Eayet, un assez grand nombre de photographies de la Jjune. Le résultat le plus intéressant auquel nous soyons arrivés est relatif à l’éclipse de Lune du 4 octobre i865. Pendant qu’en Angleterre M. Warren de la Eue ne pouvait obtenir une image photographique de la pénombre, nous l’obtenions très-facilement à Paris, à l’aide du télescope de L. Foucault, de o”',2o d’ouverture, par une exposition d’une seconde. (Bulletin international de l'Observatoire; i865, novembre, samedi 25.)

Observation du cratère Linné (Comptes rendus, t. LXIV, p. 124°,

17 juin 1867).

J’ai pris part, en 1867, à la discussion que venait de soulever entre les astronomes la proposition émise par M. SeWidt, d’Athènes, que des chan-

gements récents s'étalent produits sur la Lune dans le petit cralére de

Mes observations, faites à l’aide du télescope de o”,4o de L. Foucault, et l’examen comparatif des cartes de Beor et Madler, de Lorhman, des photographies de M, Warren de la Rue, de Rutherfurd, et du tableau de la Lune peint par Lahire, qui se trouve à la bibliothèque Sainte-Geneviève, m’ont amené à cette conclusion que, si l’on veut affirmer la variabilité du cratère de Linné, il faut la faire remonter peut-être jusqu’au temps de Lahire. Les observations que j’ai continué à faire de cet intéressant objet m’ont confirmé dans la pensée que les changements aperçus peuvent tous être attribués à la variation d’éclairement résultant des positions relatives de la Lune et du Soleil.

Je terminerai cette analyse par l’indication de quelques perfectionnements que j’ai introduits dans les instruments de l'Observatoire ou dans les méthodes d’observation, et de quelques autres travaux qui sont restés inédils ou ont été publiés dans les Annales de l'Observatoire (Observations).

Examen des divisions du nouveau cercle méridien de Secrétan-Eichens. (En commun avec MM. Stephan et Barbier.) (Annales, t. XIX, p. 58.)

Description d'une méthode de détermination des constantes instrumentales du cercle mural de Gambey. (Annales, t. XIX, p. 36.)

Sur un mode d'éclairage propre à obtenir des fils brillants sur champ obscur dans les collimateurs du cercle méridien. (Annales, t. XXI, p. !\.)

Application des tubes de Geissler àl'éclairage des fils dumicromètre del'équa-

Projet de construction d'un comparateur des règles géodésiques et des étalons de mesure, fait sur la demande de M. le Directeur de t Observatoire en i863.

Recherches historiques sur la pyramide de Villejuif.

Rapport à M. le Ministre de t Instruction publique sur le réglage des horloges de la ville de Paris par l'électricité ( 1866).

Sur la différence de longitude entre Naples et Rome, déterminée au moyen de trois chronomètres de M. Winnerl(\^6q). — Le résultat do cetle détermination, qui coïncide avec celui qu’ont donné récemment le P. Secchi et M. Pergola, n’a pas été ptiblié, parce que, dès cette époque, ces astronomes faisaient les préparatifs d’une détermination directe.