PHOTOGRAPHIE DES COMÈTES

1261. Découverte de comètes. — M. Barnard, qui a découvert le cinquième satellite de Jupiter*, a trouvé une comète par la photographie. Comme le fait observer le savant directeur de l'Observatoire de Paris^, c'est la première découverte de ce genre; l'avenir nous en réserve sans doute un grand nombre, comme pour les planètes.

Sur trois négatifs obtenus les 19 et 20 mars dernier, M. Max Wolf a constaté la présence d'une sorte de nébulosité allongée, qui s'est lentement déplacée dans Tintervalle des observations, tout en s'aifaiblissant graduellement; le 2*2, elle était devenue invisible; peut-être était-ce une comète qui s'éloignait rapidement de la terre •.

1262. Photographies de bolides. — Les objectifs doubles à court foyer ont été depuis longtemps utilisés pour la photographie des comètes (931). M. Max Wolf a pu, gnice à ces objectifs, obtenir de bonnes photographies de trajectoires de bolides ou d'étoiles filantes. Ces trajectoires sont rectilignes, mais avc3 des minima et des maxima d'intensité, qui montrent que la combustion des météores a lieu avec des intermittences très marquées. Ces intermittences avaient été signalées plus d'une fois par Heiss et par d'autres observateurs*. M. Wolf a aussi obtenu des négatifs de comètes très faibles, dont il sera possible de mesurer les positions avec une grande précision*.

§ 7. — SPEGTROPHOTOGRAPHIE ASTRONOMIQUE.

1263. Spectre des étoiles. — C'est à tort qu'on entend dire souvent que la supériorité de la photographie pour l'analyse spectrale tient à une sensibilité plus grande de la plaque photographique comparée à la rétine. Le succès tient simplement à l'introduction d'un élément nouveau, qui est le temps. L'œil n'est frappé que par l'intensité lumineuse, tandis que l'efifet chimique est produit par la quantité de lumière, qui dépend à la fois de l'intensité et de la durée d'exposition que l'on peut prolonger à volonté;

1. Astronomical Journal ^ n* 275; Comptes rendus ^ CXV, p. 543. ^ 2. Tisserand, Comptes rendus, 1892, p. 643. — S. Bulletin astronomique, 1892^ p. 278. — 4, Ihiâ,, 1892, p. 276. - 6. Ihid,, p. 314.

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enfin, la plaque n'est pas troublée, comme Test la rétine, par Tincessante mobilité, par les ondulations capricieuses des images qui ont pour cause l'agitation de l'air. Il en résulte que les mesures sont incomparablement plus faciles^ et plus précises sur les négatifs que par l'observation directe ^ Le Dr H. G. VogeP a employé la méthode spectroscopique pour mesurer la vitesse radiale des étoiles. Les expériences de 1887 montrèrent l'extrême précision et la sensibilité de la méthode photographique pour mesurer, dans les sx>ectres stellaires, le déplacement des raies provenant du mouvement radial. Les perturbations atmosphériques affectent la méthode photographique beaucoup moins que la méthode directe; les résultats obtenus d'aprèa deux cents négatifs montrent que Inexactitude des mesures dépasse beaucoup les espérances qu'on avait conçues d'après les premières plaques. Cette grande précision est due à la construction spéciale de l'appareil, h sa précision et aux méthodes de mesure des photographies. L'appareil doit être stable et présenter le minimum de poids ; les prismes, les objectifs du collimateur et de la chambre noire doivent donner une lumière suffisante avec le maximum de dispersion; enfin, Fétoile doit pouvoir être constamment maintenue sur la fente du spectrographe. Pour un réfracteur de 12 pouces (0™30), les objectifs du collimateur et de la chambre noire doivent avoir 0™408 de longueur focale et 0«>034 d'ouverture.

Le grand avantage de cette méthode de mesure vient de ce que les distorsions inévitables de la couche sensible, qui, à cause de la petitesse des quantités à mesurer, pourraient facilement avoir de l'importance, sont autant que possible éliminées, et aussi, en outre, que tout parti pris de l'observateur est évité, puisque la valeur du déplacement n'est pas obtenue directement, mais résulte du calcul.

Le D»" H. C. Vogel a insisté sur les avantages que présente le spectre du fer comme spectre de comparaison pour déterminer la vitesse radiale des étoiles au moyen des photographies spectrales*.

Le doublement de la raie K dans quelques photographies du spectre de Wega, prises par M. A. Fowler et dont il avait déduit que Wéga était une étoile double du genre de p Cocher et de ^ Grande Ourse, n'a pas été confirmée par les photographies prises par MM. Pickering, Vogel et Henry ^; de même dans le spectre obtenu par M. Deslandres^ la raie K est une raie simple.

M. Pickering a étudié la distribution de l'énergie dans les spectres stellaires. Il parait difficile d'indiquer l'éclat relatif de deux étoiles de couleur différente sans tenir compte de la distribution des intensités dans les diverses régions de leurs spectres. On peut d'ailleurs simplifier le problème en comparant les spectres photographiques des étoiles au spectre solaire, si. bien exploré par M. Langley à l'aide de son bolomètre. M. Pickering a donné les résultats de ces comparaisons pour une série d'étoiles^.

M. Huggins a fait de nouvelles photographies du spectre de la nébuleuse d'Orion qui diffèrent de celles précédemment décrites en ce qu'elles contiennent en plus quatre et peut-être huit raies de l'hydrogène au delà de G et

1. JBulleti^ (Utranomique, 1891, p. 28. ^ 2. Ibid , 1892, p. 268. — 8. Sitt. der JT. Pre^s». Aiad, de Vuien. zu Berlin^ juin 1891. — 4. JBuUetin (utrotumiqve y 1891, p. 123. — 5» Ihid., p. 171. — 6. 2Md,, 1892^ p. 81,

d'autres raies nouvelles. Il a aussi obtenu deux nouvelles photographies du spectre de Sirius qui montrent un nouveau groupe de raies dans Fultraviolet. 11 consiste en six raies qui ont été mesurées'.

1264. Spectre du Soleil. — La connaissance de la loi suivant laquelle décroît Tintensité du spectre continu idéal de la photosphère foumiraiVdes données tré5 importantes sur hi température du Soleil. Aussi, depuis déjà de longues années, M. Cornu a cherché à reculer la limite connue de cette portion du spectre en s*aidant de la photographie. Malheureusement, l'absorption des radiations lumineuses par Tatmosphére terrestre croit, avec la réfranglbilité des radiations, suivant une loi très mpidc, de sorte qu'on doit songer immédiatement à diminuer l'épaisseur atmosphérique, c'est-à-dire à observer en des points aussi élevés que possible. Et môme de ce côté on gagne fort peu ; par des observations faites dans les Alpes, en 1879, M. Cornu* avait trouvé, en effet, qu'on ne gagne guère qu'une unité de l'échelle de longueur d'onde d'Angstrôm (un millionième de millimètre) pour une élévation de 8G8 mètres. Ce nombre a été confirmé par l'étude comparée des négatifs obtenus par M. Simony, à Ténériffe, et par M. Cornue à Courtenay (Loiret), et on peut dire qu'en moyenne on gagne une unité de longueur d'onde pour chaque élévation de i,QO0 mètres.

En 1872, au cours d'une expédition sur le mont Sherman, le professeur Young avait trouvé les larges bandes sombres H et K du spectre solaire traversées chacune par une raie brillante, quand la lunette était dirigée sur le bord du Soleil ou sur le pourtour d'une tache solaire. Cela étant, il devait être possible d'étudier les protubérances au moyen de ces raies, dues probablement au calcium comme avec la raie rouge C du spectre. L'avantage de la photographie est que les plaques sont impressionnées beaucoup plus que l'œil par les rayons du spectre de la région HK*.

Quelques observateurs ont décrit une raie noire comme coïncidant avec la raie brillante Dj dans le spectre solaire. En réalité, il n'y a pas de raie noire à cette place, mais une raie tellurique se trouve tout près. Des photographies de M. Higgs, prises à différentes altitudes, confirment les observations de Stonyhurst^.

M. G. Higgs a employé des plaques sensibilisées avec des composés bisulfures de l'alizarine bleue et de la céruline; il a pu photographier la région A du spectre solaire et obtenir des raies qui n'avaient jamais été décrites ; ce:^ raicîs s'étendent jusqu'à X 8,400 dans Tinfra rouge.