1858, 8 de Março
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 10
Pag. 479, 480, 481, 482
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 10
Pag. 479, 480, 481, 482
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ASTRONOMIE. - Indications soumises aux photographes, relativement à l’éclipse du 15 mars; par M. Faye.
« Lorqu’une éclipse n’est ni totale ni annulaire en un lieu donné, les seuls contacts extérieurs peuvent être observés; ces observations ne fournissent donc que deux équations de condition basées sur ce que la distance angulaire des centres des deux astres est égale, aux instants notés, a la somme de rayons de leurs disques apparents. En outre ces instants ne sont pas susceptibles d’une détermination précise, car on n’apercoit le disque de la lune qu’au moment où il a entamé déjà celui du soleil d’une quantité appréciable; aussi les éclipses partielles n’ont-elles pas présenté jusqu'à présent un bien vif intérêt. A la vérité, si l’on mesure avec un micromètre la corde du petit arc alors visible de la lune, on peut en déduire la distance actuelle des centres; mais si l’on voulait utiliser d’une maniére analogue l’instant de la plus grande phase, il faudrait, pour donner au calcul quelque valeur, y introduire l’effet encore inconnu de l’irradiation (je comprends ici sous ce mot l’amplification qu’une partie quelconque du disque solaire subit, pour quelque cause que ce soit). Or, comme il est établi que cet effet varie avec la lunette et avec l’observateur, on conçoit combien la distance des centres déduite d’une mesure de l’épaisseur du mince croissant solaire est peu digne de confiance et peu propre à servir de base à une équation de condition analogue a celles des contacts intérieurs dans les éclipses totales ou annulaires.
« La photographie nous permet, je crois, de lever cette difficulté et de donner à l’observation des éclipses partielles une importance que ces phénoménes si fréquents n’ont point encore eue.
» Supposons que des empreintes photographiques aient été prises dans l’ordre suivant;
« 1º. Au premier contact extérieur ;
« 2º. Vers l’instant de la plus grande phase;
« 3º. Au deuxième contact extérieur.
« 4º. Supposons, en outre, qu’à midi vrai deux empreintes d’un même bord du soleil sur une plaque immobile aient été prises à deux minutes d’intervalle.
« Sur les épreuves on mesurera, avec un microscope armé de fils et glissant surm un chariot le long d’une règle divisée en millimètres, le rayon du disque du soleil, celui du disque de la lune, les distances des cornes, l’épaisseur de la plus grande phase, etc.; on déduira ensuite de ces mesures, par le calcul, les distances des centres aux instants observés; enfin on réduira ces mesures en secondes d’arc à l’aide de la quatrième épreuve, qui fournit l’échelle de réduction. Il est facile de voir que les résultats ainsi obtenus seront entièrement indépendants des effets multiples de l’irradiation, bien que les éléments du calcul en soient tous affectés. Examinons en effet la distance des centres, à l’instant de la plus grande phase. Désignant par R et r les rayons du soleil et de la lune mesurés précédemment, par e l’épaisseur du croissant solaire photographié, par D la distance des centres, nous aurons
R+D = r + e.
» Si maintenant α représente l’effet inconnu de l’irradiation, les valeurs réelles seront R - α, r + α, e - 2 α, qui, substituées dans l’équation précédente, donneraient à D la même valeur que R, r et e, car l’inconnue α s’y élimine d’elle-méme.
« Quant à la précision du résultat, elle dépend de l’exactitude avec laquelle on aura obtenu les diamètres apparents et factices des deux astres, ainsi que l’épaisseur e, mais il est bon de noter ici que les erreurs constantes, telles que celle de l’échelle de réduction des mesures linéraires en secondes, seront sans influence appréciable dans le cas ou e serait très-petit (à Ouessant, à Brest, par exemple). L'observation de la plus grande phase devient donc susceptible de fournir une équation de condition et de remplacer les contacts intérieurs qui manqueront totalement en France. Quant aux contacts extérieurs, on y supplée par la mesure de la distance des cornes qui est indépendante de l'irradiation (1) ([i]); mais ici encore l'avantage reste àla photographie, car la ligne des cornes change continuellement de grandeur et de direction, ce qui en rend la mesure directe fort difficile, tandis qu'on opère loisir sur une épreuve instantanée.
« Ce qui précède est fondé sur ce que la mesure des disques des deux astres, sur l'épreuve de la plus grande phase, donne au rayon de la lune une valeur trop petite de la quantité même dont l'irradiation a grandi celui du soleil. Il ne peut y avoir de doute à ce sujet qu'en ce qui regarde les extrémités mêmes des cornes, lorsqu'elles sont très aiguës (2) ([ii]); mais il faut remarquer que dans le cas des empreintes relatives à la plus grande phase, ces cornes n'interviennent pas nécessairement dans la mesure du rayon de la lune: rien n'empêche de choisir une corde autre que celle des cornes, lesquelles pourraient d'ailleurs être tronquées par les aspérités du bord de la lune.
« A ces indications, j'ajouterai les remarques suivantes:
« Afin d'annuler autant que possible l'effet des ondulations atmosphériques, il convient de prendre successivement plusieurs empreintes pour chacune des phases énumérées plus haut.
» Pour accroître le nombre des données et la certitude des résultats, il convient de régler au niveau un des bords de la plaque sensible, de manière à lui donner une direction bien horizontale.
« Pour noter le temps, il convient de découvrir la plaque à un battement déterminé de la pendule ou du chronomètre, en comptant d'avance les secondes de manière à en bien sentir le rhythme, et en figurant, à chacune d'elles, le mouvement qui doit introduire instantanément la lumière du soleil dans la chambre obscure. De cette manière l'erreur sur l'heure sera sensiblement nulle, en tant qu'elle dépend du photographe (1) ([iii]) .
» Enfin si l'observateur est muni d'une lunette méridienne bien réglée, il pourra déterminer photographiquement l'état de son chronomètre par le passage du soleil au méridien, en prenant, à des secondes déterminées d'avance, plusieurs empreintes du soleil et des fils du réticule pendant que l'astre traverse le champ de la lunette.
« J'ai pensé que ces indications seraient accueillies favorablement par les photographes que j'invite depuis bien des années à prendre pied sur le domaine de l'astronomie, où une belle part leur est réservée. L'éclipse prochaine donnera la mesure de ce qu'ils peuvent pour cette science. Si même il se rencontrait cette fois, dans l'exécution, quelque difficulté imprévue, on serait averti du moins et l'on se préparerait mieux pour d'autres occasions plus importantes encore, telles que la belle éclipse totale que nous irons observer dans deux ans en Espagne, à Alger, sur les bords de la mer Rouge et sur ceux de l'océan Pacifique. »
([i]) (1) La formule approchée D = (R + r ) , où C représente la petite distance des cornes, prouve que le C mesuré directement n'est pas sensiblement affecté de l'irradiation; quant à R + r, l'irradiation s'y élimine d'elle-même ; on peut donc emprunter cet élément aux Tables et en faire figurer l'erreur comme une indéterminée dans toutes les équations de condition, parce qu'elle est la même pour tous les observateurs; mais il n'en saurait étre ainsi de R - r dans l'équation relative à la plus grande phase, car, là, la mesure de l'épaisseur e est affectée du double de l'irradiation tout comme R - r, c'est-à-dire d'une erreur variable de 0 à 5 secondcs, 6 secondes ou même 7 secondes, selon l'instrument et I'observateur, et il est impossible de séparer ces deux effets qui s'annulent.
([ii]) (2) Cependant, comme l'irradiation dépend de l'intensité de la lumière, et que l'intensité varie du bord au centre sur le disque du soleil, régale irradiation à l'intérieur et à l'extérieur du croissant pourrait n’être admissible, en route rigueur, que dans les éclipses où ce croissant est très-mince.
([iii]) (1) C'est là un des avantages les plus marqués de la méthode photographique. Tandis que le photographe pourra répondre à quelques centièmes de seconde près de l'heure àlaquelle répond chaque épreuve (sur son chronomètre ou sa pendule), l'astronome reste incertain de plusieurs secondes sur l'heure des contacts extérieurs qu'il a observés et d'une durée également très-appréciable sur l'heure des cornes qu'il a mesurées micrométriquement.
ASTRONOMIE. - Indications soumises aux photographes, relativement à l’éclipse du 15 mars; par M. Faye.
« Lorqu’une éclipse n’est ni totale ni annulaire en un lieu donné, les seuls contacts extérieurs peuvent être observés; ces observations ne fournissent donc que deux équations de condition basées sur ce que la distance angulaire des centres des deux astres est égale, aux instants notés, a la somme de rayons de leurs disques apparents. En outre ces instants ne sont pas susceptibles d’une détermination précise, car on n’apercoit le disque de la lune qu’au moment où il a entamé déjà celui du soleil d’une quantité appréciable; aussi les éclipses partielles n’ont-elles pas présenté jusqu'à présent un bien vif intérêt. A la vérité, si l’on mesure avec un micromètre la corde du petit arc alors visible de la lune, on peut en déduire la distance actuelle des centres; mais si l’on voulait utiliser d’une maniére analogue l’instant de la plus grande phase, il faudrait, pour donner au calcul quelque valeur, y introduire l’effet encore inconnu de l’irradiation (je comprends ici sous ce mot l’amplification qu’une partie quelconque du disque solaire subit, pour quelque cause que ce soit). Or, comme il est établi que cet effet varie avec la lunette et avec l’observateur, on conçoit combien la distance des centres déduite d’une mesure de l’épaisseur du mince croissant solaire est peu digne de confiance et peu propre à servir de base à une équation de condition analogue a celles des contacts intérieurs dans les éclipses totales ou annulaires.
« La photographie nous permet, je crois, de lever cette difficulté et de donner à l’observation des éclipses partielles une importance que ces phénoménes si fréquents n’ont point encore eue.
» Supposons que des empreintes photographiques aient été prises dans l’ordre suivant;
« 1º. Au premier contact extérieur ;
« 2º. Vers l’instant de la plus grande phase;
« 3º. Au deuxième contact extérieur.
« 4º. Supposons, en outre, qu’à midi vrai deux empreintes d’un même bord du soleil sur une plaque immobile aient été prises à deux minutes d’intervalle.
« Sur les épreuves on mesurera, avec un microscope armé de fils et glissant surm un chariot le long d’une règle divisée en millimètres, le rayon du disque du soleil, celui du disque de la lune, les distances des cornes, l’épaisseur de la plus grande phase, etc.; on déduira ensuite de ces mesures, par le calcul, les distances des centres aux instants observés; enfin on réduira ces mesures en secondes d’arc à l’aide de la quatrième épreuve, qui fournit l’échelle de réduction. Il est facile de voir que les résultats ainsi obtenus seront entièrement indépendants des effets multiples de l’irradiation, bien que les éléments du calcul en soient tous affectés. Examinons en effet la distance des centres, à l’instant de la plus grande phase. Désignant par R et r les rayons du soleil et de la lune mesurés précédemment, par e l’épaisseur du croissant solaire photographié, par D la distance des centres, nous aurons
R+D = r + e.
» Si maintenant α représente l’effet inconnu de l’irradiation, les valeurs réelles seront R - α, r + α, e - 2 α, qui, substituées dans l’équation précédente, donneraient à D la même valeur que R, r et e, car l’inconnue α s’y élimine d’elle-méme.
« Quant à la précision du résultat, elle dépend de l’exactitude avec laquelle on aura obtenu les diamètres apparents et factices des deux astres, ainsi que l’épaisseur e, mais il est bon de noter ici que les erreurs constantes, telles que celle de l’échelle de réduction des mesures linéraires en secondes, seront sans influence appréciable dans le cas ou e serait très-petit (à Ouessant, à Brest, par exemple). L'observation de la plus grande phase devient donc susceptible de fournir une équation de condition et de remplacer les contacts intérieurs qui manqueront totalement en France. Quant aux contacts extérieurs, on y supplée par la mesure de la distance des cornes qui est indépendante de l'irradiation (1) ([i]); mais ici encore l'avantage reste àla photographie, car la ligne des cornes change continuellement de grandeur et de direction, ce qui en rend la mesure directe fort difficile, tandis qu'on opère loisir sur une épreuve instantanée.
« Ce qui précède est fondé sur ce que la mesure des disques des deux astres, sur l'épreuve de la plus grande phase, donne au rayon de la lune une valeur trop petite de la quantité même dont l'irradiation a grandi celui du soleil. Il ne peut y avoir de doute à ce sujet qu'en ce qui regarde les extrémités mêmes des cornes, lorsqu'elles sont très aiguës (2) ([ii]); mais il faut remarquer que dans le cas des empreintes relatives à la plus grande phase, ces cornes n'interviennent pas nécessairement dans la mesure du rayon de la lune: rien n'empêche de choisir une corde autre que celle des cornes, lesquelles pourraient d'ailleurs être tronquées par les aspérités du bord de la lune.
« A ces indications, j'ajouterai les remarques suivantes:
« Afin d'annuler autant que possible l'effet des ondulations atmosphériques, il convient de prendre successivement plusieurs empreintes pour chacune des phases énumérées plus haut.
» Pour accroître le nombre des données et la certitude des résultats, il convient de régler au niveau un des bords de la plaque sensible, de manière à lui donner une direction bien horizontale.
« Pour noter le temps, il convient de découvrir la plaque à un battement déterminé de la pendule ou du chronomètre, en comptant d'avance les secondes de manière à en bien sentir le rhythme, et en figurant, à chacune d'elles, le mouvement qui doit introduire instantanément la lumière du soleil dans la chambre obscure. De cette manière l'erreur sur l'heure sera sensiblement nulle, en tant qu'elle dépend du photographe (1) ([iii]) .
» Enfin si l'observateur est muni d'une lunette méridienne bien réglée, il pourra déterminer photographiquement l'état de son chronomètre par le passage du soleil au méridien, en prenant, à des secondes déterminées d'avance, plusieurs empreintes du soleil et des fils du réticule pendant que l'astre traverse le champ de la lunette.
« J'ai pensé que ces indications seraient accueillies favorablement par les photographes que j'invite depuis bien des années à prendre pied sur le domaine de l'astronomie, où une belle part leur est réservée. L'éclipse prochaine donnera la mesure de ce qu'ils peuvent pour cette science. Si même il se rencontrait cette fois, dans l'exécution, quelque difficulté imprévue, on serait averti du moins et l'on se préparerait mieux pour d'autres occasions plus importantes encore, telles que la belle éclipse totale que nous irons observer dans deux ans en Espagne, à Alger, sur les bords de la mer Rouge et sur ceux de l'océan Pacifique. »
([i]) (1) La formule approchée D = (R + r ) , où C représente la petite distance des cornes, prouve que le C mesuré directement n'est pas sensiblement affecté de l'irradiation; quant à R + r, l'irradiation s'y élimine d'elle-même ; on peut donc emprunter cet élément aux Tables et en faire figurer l'erreur comme une indéterminée dans toutes les équations de condition, parce qu'elle est la même pour tous les observateurs; mais il n'en saurait étre ainsi de R - r dans l'équation relative à la plus grande phase, car, là, la mesure de l'épaisseur e est affectée du double de l'irradiation tout comme R - r, c'est-à-dire d'une erreur variable de 0 à 5 secondcs, 6 secondes ou même 7 secondes, selon l'instrument et I'observateur, et il est impossible de séparer ces deux effets qui s'annulent.
([ii]) (2) Cependant, comme l'irradiation dépend de l'intensité de la lumière, et que l'intensité varie du bord au centre sur le disque du soleil, régale irradiation à l'intérieur et à l'extérieur du croissant pourrait n’être admissible, en route rigueur, que dans les éclipses où ce croissant est très-mince.
([iii]) (1) C'est là un des avantages les plus marqués de la méthode photographique. Tandis que le photographe pourra répondre à quelques centièmes de seconde près de l'heure àlaquelle répond chaque épreuve (sur son chronomètre ou sa pendule), l'astronome reste incertain de plusieurs secondes sur l'heure des contacts extérieurs qu'il a observés et d'une durée également très-appréciable sur l'heure des cornes qu'il a mesurées micrométriquement.
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