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Observât ory. IV, p. 233.

de 60°. La lunette d'observation et le collimateur avaient une même distance focale de 0m152 et des objectifs de 0m019 d'ouverture ; le tout formait un système aussi rigide que possible. La fente placée au foyer était couverte d'un diaphragme percé en son centre et recouverte d'une substance phosphorescente afin de rendre l'ouverture visible, même pendant l'obscurité.

L'oculaire du spectroscope est remplacé par une chambre noire en bois dans laquelle peut être placée une petite plaque photographique ; derrière la plaque et dans la portion sur laquelle se projette l'image jaune et rouge du spectre de l'étoile se trouve adapté un oculaire qui permet à l'observateur de s'assurer, par la coïncidence de l'une des lignes noires de cette région avec un repère fixe, que le mouvement d'horlogerie marche d'une manière régulière et que l'image de l'étoile tombe toujours sur l'axe de la fente. Un prisme placé dans le voisinage de la fente permet d'envoyer sur celle-ci la lumière de la Lune, d'une planète ou du Soleil, destinée à fournir une échelle de comparaison pour déterminer la position des diverses raies.

934. Méthode d'Huggins et de A Miller. — Ces astronomes emploient un télescope à miroir métallique du type de Gassegrain, ayant 0m45 d'ouverture. Le spectre est produit par un prisme de spath d'Islande, d'un angle de 60°, taillé perpendiculairement à l'axe du cristal; les objectifs du collimateur et de la lunette spectroscopique sont en lentilles de quartz. Comme dans la méthode de Draper, la fente est placée directement au foyer du télescope et du collimateur dont on supprime le petit miroir du spectroscope : on obtient ainsi facilement sur la même plaque et avec la même source lumineuse un spectre de comparaison produit par une lumière de composition connue, ou par la combustion d'un métal déterminé. La fente présente une largeur de 7 à 8 centièmes de millimètres, afin de ne pas trop diminuer la lumière de l'étoile et de ne pas être obligé de recourir à des poses trop longues ; l'image du spectre est reçue sur une plaque photographique au gélatino-bromure d'argent.

Le maintien de l'image de l'étoile sur la fente du spectroscope est une des difficultés les plus grandes que l'on rencontre en spectrophotographie astronomique : les mouvements d'horlogerie les mieux réglés ont toujours quelques irrégularités dans leur marche; de plus, les chercheurs n'ont qu'exceptionnellement un pouvoir optique suffisant pour permettre de bissecter avec exactitude l'image de l'étoile,

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et par suite faire coïncider cette image avec la fente du spectroscope.

Huggins et Miller sont parvenus d'une façon très ingénieuse à maintenir l'étoile sur la fente en employant le dispositif suivant1 : une plaque circulaire d'argent poli, ayant un diamètre de 0m037 et en son centre une ouverture très légèrement plus large que la fente du spectroscope. est placée sur cette fente: ce miroir étant éclairé par une lumière latérale peut être aperçu à l'aide d'une petite lunette de Galilée qui remplace l'oculaire ordinaire du télescope. On voit alors dans le champ de celle-ci le miroir argenté, l'image de la fente et l'image de l'étoile qui déborde toujours un peu sur les lèvres de cette dernière. On peut ainsi maintenir l'image de l'étoile sur la fente et même la promener le long de cette dernière, de manière à donner à l'image photographique du spectre la hauteur nécessaire à une bonne visibilité des lignes de Fraunhot'er. (Jn déplacement de la plaque argentée suffit ensuite pour cacher à toute lumière la portion de la plaque photographique sur laquelle s'est formée le spectre de l'étoile et pour permettre d'obtenir au voisinage de ce dernier un spectre de repère fourni parle Soleil, la Lune ou une source connue.

Une autre méthode employée plus récemment par Huggins consiste à utiliser un équatorial double, l'un avec un objectif servant comme chercheur, l'autre avec un miroir servant à L'étude spectroscopique. L'axe de déclinaison de l'appareil - est formé de deux cylindres qui se meuvent l'un dans l'autre; à l'un d'eux est attachée la

lunette portant un objectif de 0*88 de diamètre; à L'autre un télescope de C-assegrain ayant 0»45 d'ouverture. Ce double axe permet aux deux instruments de se mouvoir indépendamment en déclinaison, mais ils ont le même mouvement en ascension droite. L'un d'eux étant dirigé sur une étoile équatoriale peut donc servir pour s'assurer de la marche correcte du mouvement d'horlogerie.

On peut par cette méthode obtenir le spectre des étoiles. La Chambre noire, contenant une plaque préparée au gélatino-bromure, se meta la place de l'oculaire; les opérations photographiques ne présentent rien de particulier.

935. Méthode de E.-G. Pickering. — Le dispositif employé par Pickering8 diffère complètement de ceux adoptés par Draper et

1. Rayet, Bulletin astronomique de V Observatoire de Paris. IV. 1887.