Si l'objet s'approche davantage de l'objectif» le

grossissement augmente , parce qu'alors ^^ ( D dési-

gnant la proximité' de l'objet) exprime le pouvoir amplifiant, comme on le voit aise'ment par ce qui a e'té dit à l'art. 382. C'est ainsi qu'une lunette destine'e à l'observation d'objets très proches devient un microscope*

Le microscope composé ordinaire ne diffère de la lunette astronomique que par les modifications exigées par l'usage que l'on en veut faire : son objectif est beaucoup plus fort que son oculaire^ dp manière que, pour voir des objets éloignés , il ferait l'effet d'un télescope retourné , et devrait être considérablement raccourci. Pour des objets proches, l — D

diminue à mesure que D augmente, et la fraction r = peut

devenir aussi grande que l'on voudra en approchant l'objet de l'objectif, et en éloignant en même temps l'oculaire dont la distance à la première lentille a pour expression

Mais, pour éviter de faire deux opérations, on a coutumo de conserver toujours la même distance entre les deux verres , et de faire varier celle de l'objet au moyen d'une vis de rappel ou d'un engrenage. La fig. 82 représente une section d'un microscope. Il convient cependant d'avoir la faculté d'éloigner ou de rapprocher entre eux l'objectif et l'oculaire : par ce moyen , l'on peut obtenir tel grossissement que l'on voudra entre les limites correspondantes auii, distances extrêmes , en choisissant une série d'objectifs tels que le plus grand pouvoir amplifiant dont le premier soit susceptible entre les limites en question surpasse le moindre grossissement que l'on peut obtenir à l'aide de la lentille qui la suivrait dans l'assortiment , et ainsi de suite. Ces objectifs sont ordinairement enchâssés dans des plaques que l'on peut amener successivement dans l'axe du microscope , au moyen d'un mécanisme fort simple.

390. — Dans le télescope catoptrique le plus simple, l'image est formée par un miroir coucave , et vue à l'aide d'un oculaire convexe ou concave , comme dans le télescope dioptrique. Mais comme la tête de l'observateur intercepterait toute la lumière incidente dans un petit instrument et une partie considérable 4ads un grand , l'axe du réflecteur est tourné un peu obliquement, de manière à projeter les images dans le sens latéral : cette disposition prévient la perte d^ lumière. Son inconvénient est de contourner légèrement l'image par l'effet de l'obliquité des rayons ; mais quand on construit ces télescopes sur une grande échelle , et qu'oa s'en sert pour observer des ;corps célestes d'un éclat très faible, qui ne perdent que très peu de lumière par l'aberration de sphéricité , cet inconvénient devient insensible : tel est le télescope^avec lequel sir William Herschel a explore'le ciel.

391. — Potir empêcher l'interception des rayons dont nous venons de parler, Newton, l'inventeur du télescope catoptrique, employait un petit miroir placé obliquement (fîg. 85) vis-à-vis du centre du grand miroir. Alors les rayons parallèles PA, PB, émanant d'un point quelconque dans la ^recKpn de l'axe de l'instrument, tombent, avant leur ren- <^Atre, sur un miroir plan C D incliné à 4^^ sur l'axé; d'011 ^soQt râléchis à travers un tube latéral vers la lentille G, qni les réfracte et les transmet à l'œil £. Il est clair que , si l'image formée par le miroir A B , derrière C D , peut être considérée comme un objet, une image égale sera formée en

h ^ilaknême distance du miroir plan. On verra celle-ri à fravers la lentille G, comme si elle était formée par un obj^ de même longueur focale que le grand miroir, placé dans le prolongement de l'axe du porte-oculaire au-delà du petit miroir que l'on supprime par la pensée. Ainsi les for- Oiules et théorèmes qui se rapportent aux lunettes astrono^ ^^^ne et de Galilée peuvent s'appliquer également au téles- ^^pe newtonien quant au champ , au grossissement et à la

ao4

position de l'œiL. Il suffit d*y remplacer L par 2 R et L — I par 2 R — D , en se rappelant que R est ne'gatif , et que I miroir a sa concavité tournée du c6të de la lumière intz dente.

592. — Le télescope de Grégory (%. 84)^ au lieu d'u petit miroir plan tourné obliquement , a un petit miroir c convergence dont la concavité regarde le grand miroii mais, au lieu de se trouver à une distance de celui-ci égale la somme des longueurs focales, cette distance est iin p4 plus grande. L'image pq, qui se forme au foyer du grac miroir, se trouvant aune distance du sommet du petit miro plus grande que la longueur focale de celui-ci , il se forn uue nouvelle image près de la surface du grand miroir, c rSj par exemple. Le centre du grand miroir est percé d'u trou qui laisse parvenir les rayons jusqu'à l'oculaire g; m vis sert à régler la distance entre les réflecteurs, suivant 1 degré de divergence des rayons ou les défauts de l'œil.

595. — Le télescope de Cassegrain ne diffère point de c( lui de Grégory, si ce n'est que le petit miroir est convexe, f reçoit les rayons avant leur convergence pour former uo image. L'amplitude du champ de la lunette , la distance d l'œil et celle des miroirs entre eux, sont aisées à calculer pou ces deux instruments, par le simple changement de signe 0 la courbure du petit miroir.

Soient R' et R" les courbures des deux réflecteurs : R' e: négatif et R" positif pour le télescope de Grégory. En non mant t la distance entre leurs surfaces ( t étant négatif, par que le second réflecteur se trouve du coté des rayons inc dents) , nous aurons pour un objet dont la proximité est >

D'=D,/' = iR' — Dzi:2R' — D, en adoptant les formules ot la notation de l'art. 25 1.

Ce» équations donnent, après substitution ,

^^^^ 2R'— D 9.R^— 2R+D->2/(aR>— D)«R'^ 1— f(2R'— .D)~ i-.f(2R'— D;

C'est la valeur inverse de la distance de la seconde image à la surface du petit miroir.

Si nous voulons que l'image vue avec l'oculaire tombe pr^cisémeni à la surface du grand miroir, nous n'avons qu'à

poser

parce que y* est positif et / négatif. Quaud les rayons sont parallèles, cette hypothèse donne

<I'ou Ton peut tirer la valeur de t quand on connaît R' et R", «l réciproquement.

594- — Nous sommes force de différer la description des autres instruments d'optique et des télescopes d'une construC" tion moins simple, etc., jusqu'à ce que nous ayons traité des propriétés physiques de la lumière , et spécialement de Tin- <^gale réfrangibilité de ses rayons et de sa coloration. C*est ce <Itti fera l'objet de la partie suivante.