FONDATION DES OBSERVATOIRES

Lorsqu’en 1072, Newton fut nommé membre de la Société Royale de Londres, il présenta à la première séance un instrument qu’il venait d’inventer. C'était celui que nous nommons le télescope proprement dit, et qui ditïère de la lunette en ce que son objectif n’est plus une lentille, mais un miroir métallique concave qui a aussi la propriété de rassembler en une petite image brillante les rayons qui se réfléchissent

sur sa surface. Cette image est ensuite observée à travers un oculaire semblable à celui des lunettes. On avait reconnu aux objectifs lenticulaires le grave inconvénient de franger de couleurs irisées les images des objets observés ; l’emploi des miroirs réflecteurs les faisait disparaître,

11 y avait à résoudre une difficulté tenant à la place occupée par l’image entre l’objet et le miroir, car pour la regarder avec l’oculaire il fallait éviter d’intercepter les rayons arrivant au miroir. Pour cela Newton projeta latéralement, à l’aide d’un miroir incliné à 45 degrés, les rayons convergeant au foyer après leur réflexion ; mais cette observation latérale est incommode. Dans le télescope inventé par Grégory, un petit miroir concave est disposé de manière à renvoyer encore une fois les rayons réfléchis dans la direction de l’axe de l’instrument, et ces rayons arrivent ainsi à l’oculaire, placé derrière une ouverture circulaire percée au centre du grand miroir.

Pendant un siècle environ après la construction de ces nouveaux instruments on obtint bien des images plus pures, mais le grossissement ne put guère être augmenté. 11 y eut une sorte d’arrêt en ce qui concerne- les découvertes relatives à la nature des astres; d’autres progrès rendirent néanmoins cette période mémorable dans les annales de l’astronomie.

Galilée avait découvert les lois des mouvements du pendule et celles de la chute des corps. Les premières permirent aux observateurs d’atteindre dans la mesure du temps une rigueur incomparablement supérieure à celle des procédés antérieurs. Les secondes, auxquellesHuyghensajouta ses belles recherches sur la force centrifuge, ouvrirent la voie à Newton pour tirer des lois constatées par Képler la loi de la gravitation universelle. Par une suite nécessaire des mouvements célestes le soleil put être regardé comme le foyer d’une force attractive qui s’étend indéfiniment dans l’espace, diminuant en raison du carré des distances; une semblable attraction existe entre toutes les planètes, les satellites et les comètes même.

A ce grand résultat des efforts du génie humain avait concouru un rapide perfectionnement des méthodes mathématiques. Le calcul permit alors de déduire toutes les conséquences de la loi découverte jusque dans les moindres détails du système solaire, jusque dans le mouvement des marées de l’Océan terrestre , et désormais la principale occupation des astronomes fut de vérifier tous ces détails par l’observation. Nous nous bornons à indiquer ces vastes travaux, mais nous devons constater du moins qu’en arrivant à leur terme ils ont abouti à une démonstration extrêmement importante, celle de la parfaite stabilité de notre

système en vertu de profondes lois d’harmonie où resplendit admirablement la sagesse divine, a Les perturbations mêmes du système planétaire, dit M. Laugel (1) qui ont quelque temps paru mettre en défaut la loi de l’attraction, ont servi à en faire ressortir la vérité, quand l’analyse mathématique en a démontré la périodicité. Aucun des éléments de notre géométrie céleste n’est absolument immuable, mais toutes les variations y sont soumises à un ordre admirable. On peut distinguer deux sortes de perturbations, celles qui troublent les mouvements des planètes dans leurs orbites, et celles qui affectent les plans des orbites elles-mêmes; tantôt l’ellipse planétaire s’entle, tantôt elle s’aplatit; parfois la planète est plus près et parfois plus loin du soleil : enfin, les plans des orbites se meuvent lentement; non seulement ils se rapprochent ou s’éloignent les uns des autres, mais encore les lignes de leur entre-croisement sont entraînées dans un mouvement perpétuel. Les plus grandes perturbations de notre système dépendent de Jupiter; car son orbite occupe une place médiane et sa masse est très-considérable. Ces perturbations pourraient même devenir inquiétantes pour l’ensemble du système si elles n’étaient contrebalancées par celles dont Saturne est la cause.

(1) Les Problèmes de la nature.

La place de celte dernière planète est telle, en effet, qu’elle ne peut jamais ajouter son attraction à celle de Jupiter: elle lui fait sans cesse contre-poids, et diminue des dix-neuf vingtièmes son action perturbatrice. »

Pour déterminer les changements presque insensibles qui se manifestent dans la position desastresil fallaitdes instruments divisés avec un soin extrême, et il est juste d’associer le nom de l’artiste qui trouva le moyen de faire d’aussi délicates opérations à celui des astronomes. Ce fut avec le grand secteur construit par l’horloger anglais Graham que Bradley constata l’aberration, c’est-à-dire le mouvement apparent annuel en très-petites ellipses des étoiles, phénomène dont l’explication se trouve dans le mouvement de la terre combiné avec celui de la lumière que Rœmer avait su mesurer en se servant des éclipses des satellites de Jupiter. Bradley, que Laplace nomme le modèle des observateurs, déterminaencore un autre déplacement inaperçu jusque-là, la nutation ou la remarquable oscillation, de dix-huit ans de durée, que l’axe de notre globe éprouve sans cesse pendant qu’il décrit en 26,000 ans le cercle correspondant à la révolution de la ligne des équinoxes. Ces détails peuvent faire apprécier le haut degré de précision qu’on était déjà parvenu à obtenir dans les mesures célestes. Le grand accroissement de l’importance acquise à celte époque

par les recherches astronomiques est signalé par la construction dans plusieurs contrées de l’Europe de grands observatoires où les meilleurs instruments furent réunis et placés dans les conditions les plus favorables. Les principaux furent l’observatoire de Paris et celui de Greenwich, près de Londres. Louis XIV fit construire le premier en 1G68 sur les plans de Perrault, l’architecte du Louvre, et les quatre Cassini, dont le premier avait été appelé en France par Colbert, se succédèrent avec honneur dans le poste de directeur, jusqu’à la fin du dernier siècle, exécutant et suscitant chez leurs collaborateurs de très-brillants travaux, tant d’astronomie que de géodésie. Flamsteed fut placé à la tête de l’observatoire de Greenwich, achevé en 1676, et il y commença aussitôt les patientes et délicates observations sur lesquelles est basé son célèbre catalogue d’étoiles. A son successeur Halley furent dues ces belles études sur les comètes qui lui firent découvrir l’identité de la comète de 1682 avec celles de 1531 et de 1607, et lui permirent d’annoncer le retour de l’astre dans les mois de l’hiver de 1758-59, prédiction qui fut justifiée par l’événement, et à laquelle l’astronome français Clairaut ajouta, par le calcul des perturbations occasionnées par les planètes, une précision suffisante pour déterminer la constellation dans laquelle se ferait l’apparition.

Les autres observatoires fondés à la fin du dix-septième siècle et au commencement du dix-huitième furent, par ordre de date, ceux de Leyde, de Nuremberg, de Berlin, de Bologne, d’Altorf, deCassel, de L isbonne, de Pétersbourg et d’Utrecht. Ces monuments consacrés à une science dans laquelle, dès les premiers âges, les poètes avaient cherché les preuves les plus éclatantes de la puissance divine, exercent sur l’esprit un prestige qui s’accroît à chaque découverte nouvelle, « Dans ces retraites silencieuses, dit encore M. Laugel, se poursuit la nuit comme le jour l’éternelle étude de la nature sidérale; desgénérationsd’observateurs patients s’y transmettent d’âge en âge les nombres énigmatiques avec lesquels ils écrivent l’histoire du monde. Si grand est mon respect pour ces hautes recherches, que je n’ai jamais passé sans émotion le seuil écarté d’une de ces demeures. Les spectacles étranges qu’on y contemple, ces pâles lueurs qui se dissolvent en étoiles, sous le grossissement des télescopes, le disque lunaire froid et désolé, Saturne et son mystérieux anneau, la solennelle précision des mouvements célestes, le battement régulier des pendules qui comptent non plus l’heure de nos plaisirs et de nos peines, mais la marche des mondes, tout y excite fortement l’imagination eJ. la transporte vers les plus hautes pensées. La place que tient l’astronomie parmi les objets

de notre vénération est si élevée, que les astronomes nous paraissent d’habitude plus grands que les autres savants. Combien de noms, même parmi les plus illustres, ne fait point pâlir celui de Galilée ou de Newton ? De telles gloires ont en partage quelque chose de l’immobilité et de l’éternité des phénomènes sur lesquels ces grands génies se sont exercés. »

Des changements connus depuis longtemps, mais que l’observation télescopique permit de suivre avec plus de précision, attirèrent plus particulièrement l’attention après la fondation des observatoires. En 1576, Fabricius avait signalé les variations singulières de l’étoile de la constellation de la Baleine que les astronomes appellent Mira, la merveilleuse. Vers la fin du dix-septième siècle leur périodicité fut mesurée exactement, et l’on vit que cette étoile reste de deuxième grandeur pendant quinze jours, descend ensuite au onzième rang dans l’espace de trois mois, reste invisible pendant cinq mois et remonte enfin progressivementà son maximum. Algol, de Persée, aune période très-courte: elle reste de deuxième grandeur pendant deux jours et demi, décroît en trois heures jusqu’à la quatrième grandeur et revient au maximum au bout du même temps. On a depuis enregistré une vingtaine de ces étoiles à éclat périodique auxquelles se rattachent les étoiles temporaires qui apparaissent quelquefois.

Tycho-Brahé aperçut tout à coup en novembre 1572 une étoile nouvelle égalant Vénus en splendeur dans la constellation de Cassiopée; elle diminua d’éclat et disparut après deux ans. Képler en observa une presque aussi belle de 1604 à 1606. «Sa scintillation, dit-il, était si vive qu’elle rappelait un diamant taillé à facettes multiples exposé aux rayons du soleil. » Plusieurs fois le même phénomène s’est présenté depuis et notamment il y a six ans. Le 10 mars 1866, M. Courbebaisse, ingénieur à Rochefort, aperçut dans la Couronne une étoile aussi belle que la Perle, qui tient le premier rang dans cette constellation. Cette étoile nouvelle subit un rapide affaiblissement : en cinq jours elle tomba de la seconde à la quatrième grandeur et le 20 mars elle ne fut plus visible qu’au télescope. Nous citerons encore Y Eta du Navire, étoile dont les variations irrégulières sont un sujet de grand étonnement pour les astronomes. Signalée comme de quatrième grandeur au milieu du dix-septième siècle, elle atteignit la deuxièmegrandeur moins d’un siècle après. Depuis le commencement du nôtre sa lumière a décru jusqu’en 1826 et elle a repris ensuite une phase ascendante. En 1843 elle rivalisait avec Sirius, mais elle pâlit ensuite rapidement et depuis 1863 il faut la chercher avec le télescope.

Les colorations irisées parsuite desquelles on ne pouvait obtenir de nouveaux progrès dans

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le grossissement des lunettes, colorations que l’emploi des miroirs venait de faire disparaître des télescopes, purent également être évitées dans les lunettes à partir d’une belle invention du physicien anglais Dollond, qui date de l’année 1758. Newton avait cru la difficulté insurmontable, mais le grand géomètre Euler opposait avec raison l’exemple très-remarquable présenté par la nature dans l’œil, où l’objet apparaît sans aucune altération colorée. Dans cet organe, véritable instrument d’optique où le cristallin lenticulaire et le globe qui l’enveloppe contiennent des humeurs de densités différentes, l’effet cherché provient évidemment d’une combinaison de réfractions subies par le rayon lumineux. Mais une expérience de Newton relative à la proportionnalité entre la dispersion et la réfraction arrêtait les physiciens; il fallutque Dollond la reconnût fautive pour parvenir à sa découverte. Il se servit pour cela d’un prisme à anglevariable rempli d’eau opposé cà un prisme de verre ; un rayon après s’être réfracté dans ce système en sortit blanc et un autre y passant sans réfraction eut des iris. Un seul pas restait à franchir pour arriver à construire des objectifs achromatiques (non colorants), c’était de trouver des matières solides produisant les effets obtenus par la combinaison des prismes. Dollond y parvint en juxtaposant une lentille biconvexe et une lentille biconcave composée

l’une de ce que les Anglais nomment croivnglass, verre ordinaire des glaces, 1 autre de flintglass, cristal où entre une certaine quantité de plomb.

On put désormais pousser le grossissement des lunettes au delà de la limite de 600 qu’Auzout n’avait atteinte qu’en s’astreignant à une manœuvre extrêmement difficile. Mais comme il faut augmenter les dimensions des objectifs pour garder une clarté suffisante, on se trouva en présence de la nécessité d’obtenir des masses de verre homogènes assez grandes. La fabrication de ces masses vint alors poser de nouvelles limites au grossissement. Les plus puissantes lunettes qui ont été construites jusqu’à présent sont celles des observatoires de Paris et de Pultowa, dont l’objectif a 38 centimètres de diamètre, et celle de Cambridge (Etats-Unis) dont l’objectif mesure 47 centimètres. Leur grossissement dépasse un peu 3,000.

Dans les fortes lunettes on se sert d’oculaires différents selon qu’on veut plus ou moins grossir l’image produite au foyer de l’objectif.

Lorsqu’on observe un astre très-lumineux on n’a pas à craindre de trop affaiblir l’image et on prend un oculaire d’un fort grossissement; on diminue le grossissement quand l’image a une lumière de peu d’intensité.

Dans les observatoires les lunettes et les té-

lescopes de petite dimension sont montés sur des pieds qui permettent de les diriger facilement sur les diverses régions du ciel. Ces pieds se composent d'un bâti solide monté sur des roulettes et de deux cadres combinés qui supportent l'instrument. Une telle disposition ne permet cependant aucune mesure précise de la position des astres. Quand on a des déterminations rigoureuses à faire on fixe les instruments au sol ou aux murs de l’édifice, et on emploie surtout Y équatorial qui est construit de la manière suivante. Un axe dirigé parallèlement à l’axe du monde porte latéralement la lunette posée sur un cercle gradué mobile dans son plan. A cet axe est fixé le centre d’un autre cercle parallèle à l’équateur céleste et qu’un mouvement d’horloge fait mouvoir sur luimême en vingt-quatre heures. De cette manière, quand la lunette est dirigée sur une étoile celleci reste immobile dans le champ, et on peut non-seulement à l’aide des cercles gradués obtenir les mesures les plus exactes, mais encore étudier avec facilité les détails des disques des planètes, des noyaux et des queues des comètes ou les amas stellaires et les nébuleuses.