PECTR0PH0T0GRAPHIE ASTRONOMIQUE

laires par la photographie à l'Observatoire de Paris, avec le grand télescope de V"20 de diamètre, a employé dans ce cas spécial divers dispositifs des plus ingénieux. 11 a adopté la méthode du spectroscope à fente étroite, qui, si elle est plus difficile dans l'application, fournit seule les éléments d'une étude complète; c'est d'ailleurs la seule qui convienne aux astres ayant un diamètre apparent et qui se prête à l'emploi d'un spectre de comparaison, et par suile à la mesure des longueurs d'onde, à la recherche de la composition chimique et des mouvements propres. Avec cette méthode, il faut exécuter les opérations suivantes : 1° placer la fente du spectroscope dans le plan local, parallèlement aux déplacements en ascension droite; 2° placer devant la fente une source de comparaison: 3° diriger l'étoile sur la fente, tout à côté de la source; 1° faire courir l'étoile sur la fente avec une vitesse variable suivant les cas.

Le spectroscope employé par M. Deslandres s'adapte à l'anneau du télescope par des colliers, de même que l'oculaire. La première opération doit être répétée pour chaque position de l'anneau mobile qui porte le petit miroir et le spectroscope, La fente et L'anneau devant tourner d'angles égaux, des graduations correspondantes sur le pourtour du tube et le cercle arriére du spectroscope permettent d'effectuer assez facilement la première opération.

Les dispositions mécaniques nécessitées par la monture d'un grand miroir rendent les autres opérations difliciles; en effet, le plan focal est très voisin du petit miroir, et l'espace restreint conquis entre le petit miroir et la fente n'est pas à porté,' de la vue et de la main de l'observateur, surtout si l'on se sert d'un long prisme à vision directe; dans ce cas. le spectroscope peut atteindre ln,^0 de longueur. On dispose à l'avance devant la fente la source de comparaison. M. Deslandres se sert de l'étincelle électrique condensée jaillissant entre deux pointes de fer : le support des pointes et les lils conducteurs sont fixés à la fente, de manière à être parfaitement isolés et à passer par les colliers de l'anneau.

Pour diriger l'étoile sur la fente au point voulu et la maintenir pendant une longue pose, il n'a pas été possible d'employer des chercheurs; d'ailleurs, le grand miroir se déplaçant dans sa gaine, l'emploi d'un chercheur ne donnerait aucun résultat. 11 faut se régler d'après les images formées au foyer et par l'intermédiaire du spectroscope en utilisant dans ce but les rayons et les images du grand miroir, qui ne servent pas pour l'impression protographique, comme

le faisait Draper avec le spectroscope stellaire de Browning. Le dispositif très ingénieux employé par M. Deslandres présente une certaine analogie avec celui que Nachet a utilisé dans son microscope à photographies instantanées (882). Les rayons rouges du spectre qui sont renvoyés par le spectroscope vers l'observateur sont inutiles pour la photographie. Sur le trajet de ces rayons et près de la chambre photographique on place un petit prisme à réflexion totale qui les ramène sur le côté, vers une lunette à réticule ; l'observateur peut ainsi suivre et diriger l'image sur la fente pendant une pose longue, ayant en même temps la main sur le mouvement lent de déclinaison, pendant qu'un assistant , d'après ses indications , agit sur le mouvement lent d'ascension droite.

L'emploi d'un chercheur spécial au spectroscope facilite beaucoup les opérations. M. Deslandres fixe à la fente un miroir incliné à 45°, qui est percé d'une ouverture juste assez large pour laisser passer le faisceau des rayons concentrés sur la fente ; les faisceaux voisins sont rejetés sur le côté, et, après une autre réflexion, renvoyés vers une petite lunette fixée au spectroscope, h portée de l'observateur. Cette lunette donne donc l'image des astres dans le plan de la fente.

937. Historique. — Draper a obtenu, en mai 1872, la photographie du spectre de Véga de la Lyre. Les épreuves obtenues au mois d'août de la même année montrent pour la même étoile un spectre avec quatre lignes obscures dont la moins réfrangible est au voisinage de G. Ce sont là les premiers résultats sérieux obtenus en spectrophotographie astronomique.

Huggins et A. Miller avaient commencé des travaux de cette nature en 1863. Ils avaient essayé à cette époque de reproduire sur une plaque sensible le spectre que leur donnait l'appareil qu'ils employaient depuis quelques mois à l'étude optique de la lumière des étoiles; par suite du défaut d'achromatisme chimique de leur instrument, les photographies ne leur montrèrent qu'un trait noir sans lignes visibles, ce qui leur fit abandonner leurs essais. Ils les reprirent en 1875 avec un télescope de Gassegrain et obtinrent des résultats très précis *. De 1879 à 1883, Draper a obtenu la photographie du spectre d'une cinquantaine d'étoiles brillantes. Sur chaque plaque, à côté du spectre de l'étoile, se trouve une photographie du spectre de la Lune, d'une planète ou du Soleil, destinée à servir d'échelle de comparaison pour la détermination de la position des lignes noires.

Huggins et Miller ont obtenu, de 1876 à 1886, avec une durée de pose d'une heure environ, les spectres photographiques des principales étoiles de lre et de 2e grandeur; ils les ont comparés au spectre de la Lune, des planètes et même à celui de la lumière diffuse du ciel. Huggins a étudié en