Ibid,, 19 février

par des procédés micrographiques, on obtiendrait des résultats précis, car la distance focale de l'objectif peut être déterminée à quelques millimètres près; le rayon de l'image solaire, divisé par la distance focale de l'objectif, donne la tangente de l'angle sous- tendu par le rayon du disque solaire. Cette détermination importante a été faite par les astronomes en mesurant l'instant des contacts lors des passages de Vénus sur le Soleil. En 1874 et 1882, on a pensé que, quelque soin qu'on eût pris pour prémunir les observateurs contre les phénomènes optiques singuliers qui se produisent à l'instant des contacts intérieurs de la planète, il était néanmoins à craindre que le phénomène de la goutte noire ne vint donner à la détermination de l'instant de ces contacts une incertitude assez grande et produire dans la valeur de la parallaxe une erreur probable assez considérable pour que les expéditions organisées à grand frais pour observer ces phénomènes ne donnassent aucune approximation nouvelle dans la valeur de la parallaxe solaire 1 ; on songea donc à obtenir des photographies du passage. D'après ces photographies, on pouvait déterminer soit l'instant des contacts, soit la distance minimum des centres de Vénus et du Soleil.

Les valeurs de la parallaxe solaire déterminées par les procédés astronomiques étant comprises entre 8", 82 et 8" ,90, soit une valeur très probable de 8",86. il fallait que la photographie permît de faire les mesures à 0",02 près; pour cela, il fallait obtenir des images très nettes. La Commission de l'Académie des Sciences de Paris, chargée des préparatifs de l'expédition, a adopté le procédé de la plaque daguerrienne qui présente pour la photographie des astres de grands avantages : les contours sont extrêmement nets et les images exemptes de déformations. L'appareil employé consistait en une lunette couchée horizontalement sur des piliers de pierre, devant un miroir plan qui est seul mobile et renvoie constamment vers l'objectif les rayons du Soleil. Les lunettes adoptées avaient à peu près 4 mètres de long, et les objectifs 5 pouces d'ouverture; le disque du Soleil dans ces instruments devait avoir 0m036 environ. Les miroirs plans, en verre argenté, avaient été taillés par M. Ad. Martin et montés par M. Lichens, dans un bâti très simple et très solide.

Les astronomes anglais, allemands et russes ont employé des instruments de même espèce, semblables dans leurs dispositions générales au photohéliographe de Kew, et construits par Dallmeyer ou Steinheil. L'objectif amplificateur travaillant à toute ouverture ne déformait pas l'image; le faisceau qui émanait du foyer traversait librement l'objectif amplificateur; on évitait ainsi la production des bourrelets de diffraction qui détruisent toute netteté des images et qui rendent illusoire la précision apparente des mesures. On peut d'ailleurs faire des mesures micrométriques sur une image amplifiée en éliminant toutes les déformations que l'amplificateur a pu introduire; il suffit de placer l'épreuve, fortement éclairée, au lieu même où elle a été obtenue et de la regarder au microscope à travers l'objectif amplificateur. Les rayons qui émanent de l'épreuve suivent en sens inverse la même marche que ceux qui l'ont formée et subissent ainsi des déviations exactement contraires. Ce procédé, très élégant, est dû à un astronome portugais2.

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

2. Bulletin de la Société française de photograjfhie, 1875, p, 27.