1851
23 de Junho
COMPTE RENDU DES SEANCES DE L'ACADEMIE DES SCIENCES
Janvier-Juin
T. XXXII
Nº. 25
Pag. 912
M. FAYE presente, au nom de M. G. BOND, astronome de l’observatoire de Cambridge (Etats-Unis d’Amérique), présent à la séance : 1º un dessin du nouvel anneau de Saturne, récemment découvert et observé à Cambridge ; 2º une admirable image photographique de la Lune, obtenue avec la grande lunette de Cambridge.
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domingo, 18 de outubro de 2009
quinta-feira, 15 de outubro de 2009
1851
8 de Setembro
COMPTE RENDU DES SEANCES DE L'ACADEMIE DES SCIENCES
Juillet-Décembre
T. XXXIII
Nº. 10
Pag. 285, 286, 287
8 de Setembro
COMPTE RENDU DES SEANCES DE L'ACADEMIE DES SCIENCES
Juillet-Décembre
T. XXXIII
Nº. 10
Pag. 285, 286, 287
CORRESPONDANCE.
M. FAYE communique l'extrait d'une Lettre du P. SECCHI, concernant des expériences photographiques faites pendant l'éclipse solaire du 8 juillet.
« Pour prendre le Soleil au daguerréotype, j'ai appliqué une chambre obscure ordinaire au porte-oculaire du télescope de Cauchoix, et l'image grossie par l'oculaire a été obtenue sur la plaque très-distincte et du diamètre de 76 millimètres. L'ouverture du télescope était réduite à 56 millimètres par un diaphragme. Le temps de l'impression a été au plus de 2/10 de seconde, autant que je puis l'estimer d'après l'extrême vitesse avec laquelle je découvrais et recouvrais l'objectif, parce que je ne pus pas me servir du diaphragme à trappe. Dans deux épreuves faites près du maximum de la phase, les images sont très-nettes, et elles montrent les aspérités lunaires projetées sur le disque du Soleil d'une manière très-parfaite. La teinte du croissant sur la plaque est un peu bleuâtre du côté du centre du Soleil, mais cette nuance va graduellement blanchissant vers le bord extérieur près duquel, à 3 millimètres environ, elle est parfaitement blanche, seulement le bord extrême est beaucoup plus pâle et de teinte rose. Cette nuance du bord solaire extrême contraste très-bien avec l'autre bord intérieur du croissant, qui est terminé, comme j'ai dit, par une ligne très-forte, de sorte que l'on ne peut soupçonner que cela soit produit par des oscillations du télescope. De la simple inspection de ces daguerréotypes, on voit que l'action de la lumière a été beaucoup plus forte près du centre qu'aux bords du Soleil; mais pour mettre cela plus en évidence, une autre chambre obscure a été appliquée à une autre lunette de 2 1/2 pieds de longueur focale, dont on avait réduit l'ouverture à 3 millimètres seulement. En ouvrant très-rapidement et recouvrant aussitôt l'objectif, de sorte qque l'exposition de la plaque n'était qu'une très-petite fraction de seconde, nous avons obtenu des images de la phase de l'éclipse où le bord de la Lune est très-bien tranché, mais on ne peut distinguer où se terminent les bords du Soleil. On voit clairement que l'impression de la lumière a été bien forte au, centre où elle a produit une teinte blanche pâle au daguerréotype, pendant qu'elle a été nulle ou très-faible à la circonférence du disque. L'extrême faiblesse des épreuves aux bords, semble indiquer que l'extinction de la lumière solaire est très-rapide aux bords. En comparant le bord du Soleil avec le bord intérieur du croissant, on pouvait déjà, dans le télescope, apercevoir à l'œil la différence d'intensité de la lumière en ces deux régions; et là on ne pouvait pas soupçonner d'illusion, vu la proximité des deux objets.
« Les papiers photographiques préparés au chlorure d'argent, prouvent encore la même chose. Leur coloration était très-rapide avant que les parties centrales fussent couvertes; mais lorsque cela arriva, les impressions devinrent très-faibles. Dans le maximum de la phase une portion du même papier qui nous avait servi auparavant, n'arriva pas en soixante secondes à la même nuance à laquelle il arrivait en quinze secondes, peu après le commencement de l'éclipse. Il est à remarquer que les nusnces de nos papiers sont parfaitement égales à celles obtenues, à phases égales, par M. Gallo, de Trieste, comme je m'en suis assuré sur des échantillons que ce professeur a envoyés à Rome. Le thermomultiplicateur de Melloni, qui au commencement donnait une déviation stable de l'aiguille égale à 25 degrés, à l'époque du maximum ne donnait plus que 5 degrés. Il paraît que l'effet du refroidissement commença quelque temps avant l'éclipse, parce que, à midi, le galvanomètre marquait 30 degrés, et dans les autres jours, à cette heure-là, il marque 34 degrés environ. Mais l'époque du maximum fut marquée par le galvanomètre comme par le chronomètre; aussi je pense que vous avez raison de croire que le refroidissement instantané, déterminé dans l'atmosphère an moment de l'obscuration totale du Soleil, puisse produire des réfractions bien irrégulières dans les environs du Soleil. Une demi-heure après le maximum, le galvanomètre marqua 17 degrés; après ce maximum, il commença à descendre, et vingt minutes avant le coucher du Soleil il était réduit à 5 degrés environ. Je n'ai pas pu m'occuper des raies des Fraunhofer et voir s'il y avait quelque variation; mais M. Gallo, qui, avec M. Biochetto, s'est occupé de cela, dit que l'on aperçut une espèce d'oscillation dans ces raies après que la phase eut passé six doigts; mais alors ces lignes étaient très-faibles. Ceci est, selon moi, un sujet très-intéressant, que l'on pourrait difficilement étudier hors de ces circonstances, et dont on s'est très-peu occupé jusqu'ici. Je crois encore que l'application du daguerréotype aux éclipses solaires pourrait faire connaître mieux les rapports des diamètres du Soleil et de la Lune, et fournir des données précieuses pour l'astronomie, parce que l'on peut prendre sur les plaques les mesures aussi précises qu'au foyer des objectifs, sans être gêné ni par le mouvement des astres, ni pressé par d'autres circonstances, et beaucoup plus grossies.
»Remarques de M. FAYE.
« A l'occasion de cette Lettre, M. Faye rappelle un plan d'observations qu'il a proposé, il y a plusieurs années, et qu'il espère pouvoir bientôt réaliser, grâce surtout aux progrès récents de la photographie. Ce plan consistait à observer au daguerréotype l'image et les taches du Soleil, non par une seule empreinte, mais par deux empreintes faites sur la même plaque (au foyer d'une longue lunette immobile sans réticule, et montée d'ailleurs d'une manière quelconque) à deux minutes d'intervalle. Les épreuves ainsi obtenues portent avec elles leur échelle et leur système de coordonnées, car le parallèle apparent du Soleil est donné par les tangentes communes aux deux disques. Il est donc facile de mesurer avec précision les coordonnées héliocentriques des taches, et de tenir compte, comme il convient, de leurs déplacements réels ou de leurs déformations. Les observations méridiennes elles-mêmes pourront être exécutées, par l'union de la photographie et de l'électromagnétisme, sans l'intervention directe du sens de l'observateur. M. Faye rappelle encore une conséquence qui se déduit aisément des formules de son Mémoire du 4 novembre dernier, à savoir que le diamètre de l'image solaire doit être d'autant plus grand, toutes choses égales d'ailleurs, que la longueur focale de la lunette est elle-même plus grande; l'influence de la hauteur du Soleil a été aussi réduite en formules et celle de la transparence de l'atmosphère a été signalée. Cela suppose que l'écran mobile est placé immédiatement avant la plaque daguerrienne. Si elle était placée, au contraire, en avant de l’objectif, l'image solaire aurait, dans tous les cas, sa véritable grandeur. Les empreintes ainsi obtenues dans les deux systèmes d'observation, c'est-à-dire en mettant l'écran mobile, tantôt devant la plaque ou le papier photographique, tantôt devant l'objectif, donneraient des indications utiles à la théorie physique de l'atmosphère. »
quarta-feira, 27 de maio de 2009
1858, 8 de Março
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
*
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.
1858, 15 de Março
1858, 15 de Março
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 11
Pag. 507
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 11
Pag. 507
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ASTRONOMIE. - Observations photographiques de l’élipse, faites avec la grande lunette de M. Porro. (Communication de M. Faye.)
« J’ai l’honneur de présenter a l’Académie une des épreuves photographiques de l’éclipse qui viennent d’être obtenues, il y a quelques instants, dans les ateliers de M. Porro. La lunette employée est de beaucoup la plus grande qui existe dans le monde entier : c’est le réfracteur de 15 métres de longueur et de 52 centimètres d’ouverture à l’objectif, que M. Porro a soumis, il y a quelques mois, au jugement de l’Académie. M. Quinet, qui a bien voulu se charger de l’opération photographique, a fait usage de son beau procédé sur collodion sec avec un succès dont MM. les Membres de l’Académie vont juger par cette épreuve prise au hasard parmi celles qui reproduisent la plus grande phase de l’éclipse (les autres n’ont point encore passe au bain révélateur). L’heure à laquelle répond chaque empreinte a été notée avec soin par M. Robert, horloger de la marine, sur un de ses chronomètres; elle était enregistrée d’un autre côté par un appareil télégraphique inventé construit par M. Digney, appareil qui notait à la fois les battements d’une pendule sidérale, les opérations photographiques de la grande lunette et les observations astronomiques que M. Butillon a faites avec l’équatorial de M. Porro.
« L’épreuve actuellement mise sous les yeux de l’Académie donne à l’image du soleil un diamètre de 15 centimètres. La netteté des contours et la finesse des cornes sont admirables; on y distingue parfaitement les petites irrégularités du contour de la lune, et la dégradation de teinte qui accuse la faiblesse relative de l’intensité lumineuse, et surtout de l’activité photogénique des bords du soleil. Tout fait espérer qu’il sera possible de mesurer micrométriquement sur ces beaux collodions les détails les plus minutieux de l’éclipse, avec une précision supérieure à ce que I’on obtient des méthodes et des instruments ordinaires de l’astronomie.
» Forcé, par la courte durée de la séance actuelle, d’ajourner les détails a une autre séance, je me bornerai à dire que, dans l’opinion des astronomes les plus compétents (I) ([i]), l’opération dont je parle était loin de se présenter comme une chose simple et facile; il fallut sans doute, pour y réussir du premier coup, la réunion des moyens puissants dont M. Porro dispose dans ses ateliers, et toute l’habileté d’un éminent photographe. »
([i]) (1) It seems doubtful whether any valid photographic record can be made, on account of the extreme rupidity of the change of appearances. (Instructions de M. Airy, astronome, royal d’Angleterre, en date du 8 mars 1858, dans le dernier numéro des Notices Astronomiques de Londres). Toutefois les apparences ne variaient pas aussi rapidement à Paris qu’à Londres ou à Ouessant.
ASTRONOMIE. - Observations photographiques de l’élipse, faites avec la grande lunette de M. Porro. (Communication de M. Faye.)
« J’ai l’honneur de présenter a l’Académie une des épreuves photographiques de l’éclipse qui viennent d’être obtenues, il y a quelques instants, dans les ateliers de M. Porro. La lunette employée est de beaucoup la plus grande qui existe dans le monde entier : c’est le réfracteur de 15 métres de longueur et de 52 centimètres d’ouverture à l’objectif, que M. Porro a soumis, il y a quelques mois, au jugement de l’Académie. M. Quinet, qui a bien voulu se charger de l’opération photographique, a fait usage de son beau procédé sur collodion sec avec un succès dont MM. les Membres de l’Académie vont juger par cette épreuve prise au hasard parmi celles qui reproduisent la plus grande phase de l’éclipse (les autres n’ont point encore passe au bain révélateur). L’heure à laquelle répond chaque empreinte a été notée avec soin par M. Robert, horloger de la marine, sur un de ses chronomètres; elle était enregistrée d’un autre côté par un appareil télégraphique inventé construit par M. Digney, appareil qui notait à la fois les battements d’une pendule sidérale, les opérations photographiques de la grande lunette et les observations astronomiques que M. Butillon a faites avec l’équatorial de M. Porro.
« L’épreuve actuellement mise sous les yeux de l’Académie donne à l’image du soleil un diamètre de 15 centimètres. La netteté des contours et la finesse des cornes sont admirables; on y distingue parfaitement les petites irrégularités du contour de la lune, et la dégradation de teinte qui accuse la faiblesse relative de l’intensité lumineuse, et surtout de l’activité photogénique des bords du soleil. Tout fait espérer qu’il sera possible de mesurer micrométriquement sur ces beaux collodions les détails les plus minutieux de l’éclipse, avec une précision supérieure à ce que I’on obtient des méthodes et des instruments ordinaires de l’astronomie.
» Forcé, par la courte durée de la séance actuelle, d’ajourner les détails a une autre séance, je me bornerai à dire que, dans l’opinion des astronomes les plus compétents (I) ([i]), l’opération dont je parle était loin de se présenter comme une chose simple et facile; il fallut sans doute, pour y réussir du premier coup, la réunion des moyens puissants dont M. Porro dispose dans ses ateliers, et toute l’habileté d’un éminent photographe. »
([i]) (1) It seems doubtful whether any valid photographic record can be made, on account of the extreme rupidity of the change of appearances. (Instructions de M. Airy, astronome, royal d’Angleterre, en date du 8 mars 1858, dans le dernier numéro des Notices Astronomiques de Londres). Toutefois les apparences ne variaient pas aussi rapidement à Paris qu’à Londres ou à Ouessant.
1858, 12 de Abril
1858, 12 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier - Juin
T. XLVI
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier - Juin
T. XLVI
Nº. 15
Pag. 705, 706, 707, 708, 709, 710
Pag. 705, 706, 707, 708, 709, 710
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ASTRONOMIE. - Sur les photographies de l'éclipse du 15 mars, présentées par MM. Porro et Quinet; par M. Faye.
« J'ai l'honneur de mettre sous les jeux de 1'Académie l'ensemble des, épreuves photographiques du soleil qui ont été prises par MM. Porro et Quinet pendant l'éclipse du 15 mars, plusieurs autres épreuves prises le 11 et le 21 du même mois, la série correspondante de positifs sur collodion, une seconde série de positifs sur papier, une vue photographique le la grande lunette de M. Porro et une vue de l'appareil micrométrique que cet artiste a construit pour mesurer les clichés de l'éclipse.
« Je regrette de ne pouvoir présenter en même temps les résultats de toutes les mesures faites sur ces épreuves: ces mesures ne sont pas terminées. On comprend que MM. Porro et Quinet ne puissent donner tout leur temps à des questions de science pure. D'autre part, je suis obligé de quitter Paris pour quelques mois, et, par suite, il fallait se résoudre à ajourner longtemps cette communication ou à la faire incomplète aujourd'hui même.
« Je me suis arrêté d'autant plus volontiers à ce dernier parti, que les résultats partiels dont je vais parler ont déjà une valeur propre, digne de fixer votre attention, et que d'ailleurs les auteurs m'ont manifesté l'intention d'offrir à l'Académie tous les négatifs originaux, dès que les mesures et les tirages de positifs auront été achevés. Si l'Académie daignait alors ordonner le dépôt de ces temoins irrécusables dans ses collections, tous ceux qui voudraient vérifier les mesures, ou les recommencer sur un plan particulier, auraient à leur disposition les négatifs originaux qui vont passer sous vos yeux.
« Voici d'abord quelques détails sur l'appareil employé le 15 mars.
« La grande lunette de M. Porro a 15 mètres de longueur focale: l'ouverture de 52 centimetres était considérablement réduite par un diaphragme; près du foyer était tendu un fil horizontal. Au foyer même était fixé un châssis double dont l'une des arètes était paralléle au mouvement diurne. La partie fixe de ce châssis portait la plaque collodionnée; la part e mobile faisait écran. A un signal donné, cet écran, lancé avec rapidité par un ressort, découvrait la plaque pendant une très-minime fraction de seconde.
« Malgré le mauvais temps, plusieurs empreintes ont été prises, mais dans quelques-unes l'intensité des bords du soleil n'est pas suffisante pour les mesures micrométriques; c'est l'effet naturel de l'interposition des nuages qui affaiblissaient assez l'éclat du croissant pour qu'on pût, quelquefois, le regarder aisément à l'oeil nu. Par instants, le vent imprimait une légère oscillation verticale à la longue lunette de M. Porro, et cette oscillation a pu influer quelque peu sur certaines épreuves, malgré la rapidité de l'écran. Enfin, malgré les bons services de l'appareil télégraphique de MM. Baudoin et Digney fréres, l'heure n'a pu être déterminée avec une grande précision, parce que le ciel a été longtemps couvert à cette époque, et qu'on ne doit guère compter sur la marche de pendules installées dans un local soumis à des trépidations de toute sorte, et accessible à un très-grand nombre de personnes. Il n'est pas facile de faire de l'astronomie de précision dans un atelier.
« Malgré ces inconvénients, les épreuves que voici ont presque toutes une grande valeur; elles démontrent en tout cas, de la manière la plus nette, à mon avis, que l'observation photographique avec de grands instruments est appelée à faire faire un pas décisif à l'art d'observer et à la science elle-même.
« Ce n'est pas à dire que les mesures micrométriques prises sur ces belles épreuves n'aient donné lieu à aucune difficulté. En voici une, et des plus graves, qui s'est présentée à l'occasion de la phase la plus importante et la mieux rendue.
« Bien que j'aie eu plusieurs occasions de voir, dans les éclipses, les irrégularités du bord de la lune, dentelures que l'irradiation masque si complétement partout ailleurs que sur le soleil, je croyais, avec tous les astronomes, que la mesure de la ligne des cornes et de l'épaisseur du croissant solaire pourrait donner avec une grande précision la distance des centres des deux astres. A première vue, la netteté, la régularité des contours de la lune sur les épreuves ci-jointes confirmait cette espérance. Mais, sous le microscope de l'appareil micrométrique, les dentelures du bord de la lune ont paru si nombreuses et si sensibles, qu'il a bien fallu renoncer à ce mode de procéder, et M. Porro s'est trouvé conduit, dans ses mesures, à employer le contour entier de la lune et non plus des points confinés dans une région limitée. Au lieu des cordes et des flèches, il a mesuré, de 5 en 5 degrés, les coordonnées polaires des bords de la lune et du soleil. Ce travail est complet pour l'épreuve nº 9. Mais, dans ce système, les trois inconnues relatives à chaque astre, savoir le rayon du disque et les coordonnées polaires du centre de ce disque, doivent être traitées a la fois (1) ([i]). Afin d'éliminer autant que possible l'effet des irrégularités des bords de la lune, il faudra former, pour chaque mesure dûment purgée de l'effet de la réfraction, une équation de condition linéaire entre les corrections applicables aux valeurs approchées de ces trois inconnues, puis traiter toutes ces équations par la méthode des moindres carrés. Le calcul des soixante-douze équations correspondantes aux mesures déjà prises reste à faire. En opérant sur plusieurs épreuves voisines de l'instant de la plus grande phase, on fera intervenir ainsi presque tout le disque lunaire dont la circularité générale n'est pas contestée, et on éliminera de la manière la plus satisfaisante la cause que je viens de signaler à peu prés comme on élimine les erreurs d'un cercle divisé par l'emploi d'un grand nombre de microscopes régulièrement espacés sur son pourtour. Le résultat final de ces calculs donnera ensuite la distance des centres par la simple résolution d'un triangle ou bien, la direction de l'horizontale étant rnarquée sur l’épreuve, on en déduira les coordonnées relatives des deux centres dans le ciel.
« Le calcul des nombreuses équations de condition du problème n'étant pas fait, je ne puis donner içi que les valenrs déjà très-approchées de quelques inconnues. Le rayon du disque solaire sur l'épreuve nº 9, prise vers la plus grande phase, à 1h 6m 58s était de 68mm,872 et celui de la lune de 68mm,8725 (l'échelle, déduite provisoirement d'une autre série de mesures, donne environ 14 secondes au millimètre). Il résulterait de là qu'à Paris les deux disques apparents du soleil et de la lune étaient égaux à peu près, et que l’éclipse a pu étre totale non loin d'Ouessant.
« La difficulté imprévue dont je viens de parler, et dont l'appareil micrométrique de M. Porro a donné une solution si complète, montre plus que tout le reste peut-être, l'excellence du système d'observation photographique. En pareille circonstance, l'astronome serait réduit à rejeter des observations péniblement faites sur le ciel d'après un plan vicieux; sur une épreuve photographique, au contraire, il en est quitte pour changer le plan et l'ordonnance de ses mesures.
« Cependant nous avons été moins heureux pour une autre difficulté que la mesure des épreuves prises avant et après le 15 mars nous a présentée. De belles images du soleil, datées du 11 et du 21 mars, donnent au diamètre de cet astre des valeurs sensiblement plus fortes que celles du 15, et cependant la variation de ces diamétres dans l'intervalle de dix jours s'accorde très-bien avec celle de la distance du soleil à la terre. Cette discordance encore inexpliquée accuse certainement un défaut dans l'appareil employé. Je serais tenté de croire qu'elle provient du reflet de l'image formée sur le fond en bois non poli du châssis, image qui a dû être très-intense le 11 et le 21 mars et très-faible le 15. S'il en était ainsi, on ferait aisément disparaître la difficulté que je viens de rapporter en noircissant le verso de la plaque collodionnée. Quoi qu'il en soit, ces épreuves nous permettent déjà de porter un jugement sur la précision qu'on peut attendre de la photographie, non plus dans les éclipses seulement, mais encore pour l’observation journalière du soleil au méridien et la détermination précise des éléments de sa rotation. D'après les mesures que j'ai faites moi-même, l'erreur moyenne de la mesure du soleil dans le sens horizontal (en transportant une fois seulement le microscope de l'appareil micrométrique d'un bord à l'autre du soleil) est de 0",36, tandis que l'erreur moyenne d'une mesure analogue à la lunette méridienne (un seul fil) est dix fois plus considérable. Sur la plupart des épreuves on voit avec quelle netteté se forme l'image d'un fil placé en avant de la plaque collodionnée. La distance de ce fil à l'un des bords du soleil pouvant se mesurer aisément à 0",26 près, par une seule opération, il en résulte qu'un petit nombre d'épreuves, obtenues à l'aide d'un grand cercle méridien, pendant un passage, permettrait de réduire à 0",1 l'erreur a craindre sur la position du centre du soleil, soit en ascension droite, soit en déclinaison.
« Il importe de noter que cette précision n'est pas apparente comme celle des observations actuelles. Ici le système nerveux de l'astronome n'est plus en jeu; c'est le soleil qui imprime lui-même son passage. On s'est plaint si souvent devant l'Académie de ces erreurs personnelles, inhérentes à ce qu'il y a de plus intime dans l'organisation ou plutôt dans la coordination de nos sens, qu'il serait superflu de rien ajouter à ce que je viens de dire (1) ([ii]) . A 1ui seul, le progrés déjà réalisé pour le soleil (car la difficulté dont je viens de faire mention n'est pas de nature à l'infirmer) mériterait à MM. Porro et Quinet la reconnaissance des astronomes.
« Je compte bien qu'on ira plus loin encore, et j'oserai affirmer qu'on pourrait, dès aujourd'hui, substituer la photographie à presque toutes les observations méridiennes des planètes et des étoiles fondamentales. Déjà M. Bond, aux Etats-Unis, et M. Delarue, à Londres, ont obtenu des images photographiques de la lune, d'étoiles et de planètes, à l'aide d'un équatorial et d'un mouvement d'horlogerie. D'autre part on sait qu'il est assez facile d'adapter a une lunette méridienne placée dans le méridien un petit appareil capable de faire suivre au réticule le mouvement de la sphère céleste pendant quelque temps, et l'on trouvera même, chez M. Porro, un appareil de ce genre destiné à donner à sa grande lunette, dans toutes les directions, les principales propriétés d'un équatorial. Au lieu de faire mouvoir le réticule, faites mouvoir une très-sensible, sur laquelle viendra se peindre l'image de l'étoile et celle du réticule: vous aurez substitué la réalité aux apparences qu'on observe aujourd'hui. L'image de l'étoile se peindra sur le collodion en un point fixe, tandis que le fil de la lunette, emporté dans l'espace par la rotation de la terre, donnera une empreinte continue dont le commencement et la fin auront seuls de la netteté. Un écran, uni à un enrégistreur électrique tel que celui de MM. Baudoin et Digney frères, marquera par ses mouvements le commencement et la fin de l'observation, et il ne restera plus qu'à mesurer la distance de l'image stellaire aux bords de la bande plus au moins large qui représentera l'image du fil mobile (1) ([iii]).
« A la vérité chaque observation sera beaucoup plus longue par ce système que par celui qu'on emploie aujourd'hui; mais n'y aurait-t-il pas avantage à remplacer des myriades d'observations entachées d'erreurs personnelles, par quelques centaines d'observations beaucoup plus précises et d'une irrécusable véracité ?
« II me reste encore a dire quelques mots sur l'étude du soleil lui-même
« Rien de plus difficile que l'observation des taches du soleil; sur ce point je m'en rapporte à l'expérience d'un de nos confrères qui en a fait une étude approfondie. Rien de plus aisé, rien de plus rapide et surtout de plus précis que la mesure de leurs coordonnées par les épreuves que voici (2) ([iv]), et sur ce point je m'en rapporterai au jugement de quiconque voudra bien essayer. Là ne se bornent pas les avantages du procédé photographique. Dans ce système, on pourra choisir à son aise les taches les plus favorables à la détermination des éléments de la rotation, éliminer celles dont les contours changent de forme, reconnaître celles qui reviennent après une ou plusieurs rotations, étudier leurs mouvements propres, signalés par M. Laugier, sans avoir à redouter d'erreurs instrumentales, etc.
« Quant à l'aspect physique du soleil lui-même, un coup d'œil sur une de ces épreuves, ou plutôt sur le positif correspondant, en apprendra bien plus que toutes les descriptions écrites ou verbales. Il n'y a rien de comparahle à la netteté de ces facules qui marbrent le disque solaire dans la région marginale, mais qui s'effacent vers le centre beaucoup plus brillant que les bords. Quant aux taches, on remarquera sans doute le beau groupe du 15 mars, entouré de facules brillantes et présentant, dans l'une des pénombres, une confirmation frappante de la théorie d'Herschel.
» Je voudrais qu'on fît ainsi, à l'aide d'un grand instrument, une histoire photographique du soleil, jour par jour, et qu'on conservât soigneusement les clichés pour fournir à la postérite des élérnents précieux dont nous regrettons aujourd'hui l'absence. Comme il serait facile alors d'étudier les zones ou les taches apparaissent, la périodicité de leur apparition, leurs relations avec les facules et tant d'autres objets de recherche si dignes d'intérêt! Cette histoire solaire que réclamait aussi, il y a deux ans je crois, un astronome illustre, sir John Herschel, en voici les premiers échantillons, et nous les devons à MM. Porro et Quinet.
« Pour moi, je suis heureux que mes instances, vieilles déjàde neuf années, aient attiré l'attention de ces artistes distingués. Grâce a eux, les progrès que j'entrevoyais depuis longtemps, et dont je traçais le plan en 1849, l'Académie (1) ([v]) , sont sortis du domaine de la spéculation pour entrer dans celui de la réalité et des faits accomplis.«
([i]) (1) Elles sont reliées entre elles par la relation
o = r2- ρ2- ρ + 2 ρρ cos(Ө- Ө ),
dans laquelle on désigne par r le rayon du disque, par ρ et Ө , les coordonnées polaires du centre, par ρ et Ө celles d'un point quelconque du bord. En y substituant des valeurs approchées pour r, ρ , Ө , et celles que les mesures directes assignent à ρ et Ө, la relation ci-dessus sera satisfaite à une quantité près ε, et, si l'on désigne par dr, dρ , d Ө, les corrections qu'il faut appliquer aux valeurs provisoires des inconnues pour faire disparaître ce résidu, on aura
o = ε +2rd - [ 2 ρ + 2 ρ cos(Ө- Ө )] dρ + 2 ρρ sin(Ө- Ө ) d Ө
Telle est la forme des équations de condition qu'il s'agira de traiter par la méthode des moindres carrés.
([ii]) (1) On en est réduit aujourd'hui, pour éliminer ces erreurs personnelles dans la détermination des différences de longitudes, à échanger les observateurs entre les stations. Cet échange donnera lieu à bien des difficultés lorsqu'il s'agira de rattacher le nouveau continent à l'ancien, à l'aide du grand câble transatlantique dont on s'occupe sérieusement aujourd'hui. Avec le système d'observation photographique que je viens de décrire, et dont le succès me semble assuré par les beaux échantillons qui sont sous nos yeux, cet échange des observateurs deviendra superflu, et le soleil lui-mème inscrira sur le collodion sec de M. Quinet, aux instants signalés par le télégraphe, la différence des longitudes de Paris et de Boston ou de New-York.
([iii]) (1) Cette méthode s'appliquerait aux observations de jour et de nuit, sauf une modification pour ces derniéres: l'éclairage du champ étant supprimé, pour obtenir l'image d'un fil du réticule, on admettrait instantanément dans la lunette un faisceau de rayons très-intenses, emergeant d'un collimateur (lumière électrique ou celle de Drummond), et ce faisceau viendrait, à un instant donné, imprimer sur la plaque sensible un petit disque lumineux sur lequel le fil se peindrait en noir. Évidemment on pourrait encore trouver d'autres combinaisons où un fil du réticule serait remplacé et représenté par une ligne brillante; dans les ateliers de M. Porro, j'en ai vu d'excellents que l'on pourrait utiliser pour cet objet.
([iv]) (2) M. Porro présente le tableau des coordonnées de toutes les taches du soleil mesurées micrométriquernent sur une des épreuves, et le résumé graphique de ces mesures à l'aide d'un dessin à grande échelle.
([v]) (1) Comptes rendus de l’Académie dês Sciences, 1849, tome XXVIII, pages 241, 242, 243 et 244.
ASTRONOMIE. - Sur les photographies de l'éclipse du 15 mars, présentées par MM. Porro et Quinet; par M. Faye.
« J'ai l'honneur de mettre sous les jeux de 1'Académie l'ensemble des, épreuves photographiques du soleil qui ont été prises par MM. Porro et Quinet pendant l'éclipse du 15 mars, plusieurs autres épreuves prises le 11 et le 21 du même mois, la série correspondante de positifs sur collodion, une seconde série de positifs sur papier, une vue photographique le la grande lunette de M. Porro et une vue de l'appareil micrométrique que cet artiste a construit pour mesurer les clichés de l'éclipse.
« Je regrette de ne pouvoir présenter en même temps les résultats de toutes les mesures faites sur ces épreuves: ces mesures ne sont pas terminées. On comprend que MM. Porro et Quinet ne puissent donner tout leur temps à des questions de science pure. D'autre part, je suis obligé de quitter Paris pour quelques mois, et, par suite, il fallait se résoudre à ajourner longtemps cette communication ou à la faire incomplète aujourd'hui même.
« Je me suis arrêté d'autant plus volontiers à ce dernier parti, que les résultats partiels dont je vais parler ont déjà une valeur propre, digne de fixer votre attention, et que d'ailleurs les auteurs m'ont manifesté l'intention d'offrir à l'Académie tous les négatifs originaux, dès que les mesures et les tirages de positifs auront été achevés. Si l'Académie daignait alors ordonner le dépôt de ces temoins irrécusables dans ses collections, tous ceux qui voudraient vérifier les mesures, ou les recommencer sur un plan particulier, auraient à leur disposition les négatifs originaux qui vont passer sous vos yeux.
« Voici d'abord quelques détails sur l'appareil employé le 15 mars.
« La grande lunette de M. Porro a 15 mètres de longueur focale: l'ouverture de 52 centimetres était considérablement réduite par un diaphragme; près du foyer était tendu un fil horizontal. Au foyer même était fixé un châssis double dont l'une des arètes était paralléle au mouvement diurne. La partie fixe de ce châssis portait la plaque collodionnée; la part e mobile faisait écran. A un signal donné, cet écran, lancé avec rapidité par un ressort, découvrait la plaque pendant une très-minime fraction de seconde.
« Malgré le mauvais temps, plusieurs empreintes ont été prises, mais dans quelques-unes l'intensité des bords du soleil n'est pas suffisante pour les mesures micrométriques; c'est l'effet naturel de l'interposition des nuages qui affaiblissaient assez l'éclat du croissant pour qu'on pût, quelquefois, le regarder aisément à l'oeil nu. Par instants, le vent imprimait une légère oscillation verticale à la longue lunette de M. Porro, et cette oscillation a pu influer quelque peu sur certaines épreuves, malgré la rapidité de l'écran. Enfin, malgré les bons services de l'appareil télégraphique de MM. Baudoin et Digney fréres, l'heure n'a pu être déterminée avec une grande précision, parce que le ciel a été longtemps couvert à cette époque, et qu'on ne doit guère compter sur la marche de pendules installées dans un local soumis à des trépidations de toute sorte, et accessible à un très-grand nombre de personnes. Il n'est pas facile de faire de l'astronomie de précision dans un atelier.
« Malgré ces inconvénients, les épreuves que voici ont presque toutes une grande valeur; elles démontrent en tout cas, de la manière la plus nette, à mon avis, que l'observation photographique avec de grands instruments est appelée à faire faire un pas décisif à l'art d'observer et à la science elle-même.
« Ce n'est pas à dire que les mesures micrométriques prises sur ces belles épreuves n'aient donné lieu à aucune difficulté. En voici une, et des plus graves, qui s'est présentée à l'occasion de la phase la plus importante et la mieux rendue.
« Bien que j'aie eu plusieurs occasions de voir, dans les éclipses, les irrégularités du bord de la lune, dentelures que l'irradiation masque si complétement partout ailleurs que sur le soleil, je croyais, avec tous les astronomes, que la mesure de la ligne des cornes et de l'épaisseur du croissant solaire pourrait donner avec une grande précision la distance des centres des deux astres. A première vue, la netteté, la régularité des contours de la lune sur les épreuves ci-jointes confirmait cette espérance. Mais, sous le microscope de l'appareil micrométrique, les dentelures du bord de la lune ont paru si nombreuses et si sensibles, qu'il a bien fallu renoncer à ce mode de procéder, et M. Porro s'est trouvé conduit, dans ses mesures, à employer le contour entier de la lune et non plus des points confinés dans une région limitée. Au lieu des cordes et des flèches, il a mesuré, de 5 en 5 degrés, les coordonnées polaires des bords de la lune et du soleil. Ce travail est complet pour l'épreuve nº 9. Mais, dans ce système, les trois inconnues relatives à chaque astre, savoir le rayon du disque et les coordonnées polaires du centre de ce disque, doivent être traitées a la fois (1) ([i]). Afin d'éliminer autant que possible l'effet des irrégularités des bords de la lune, il faudra former, pour chaque mesure dûment purgée de l'effet de la réfraction, une équation de condition linéaire entre les corrections applicables aux valeurs approchées de ces trois inconnues, puis traiter toutes ces équations par la méthode des moindres carrés. Le calcul des soixante-douze équations correspondantes aux mesures déjà prises reste à faire. En opérant sur plusieurs épreuves voisines de l'instant de la plus grande phase, on fera intervenir ainsi presque tout le disque lunaire dont la circularité générale n'est pas contestée, et on éliminera de la manière la plus satisfaisante la cause que je viens de signaler à peu prés comme on élimine les erreurs d'un cercle divisé par l'emploi d'un grand nombre de microscopes régulièrement espacés sur son pourtour. Le résultat final de ces calculs donnera ensuite la distance des centres par la simple résolution d'un triangle ou bien, la direction de l'horizontale étant rnarquée sur l’épreuve, on en déduira les coordonnées relatives des deux centres dans le ciel.
« Le calcul des nombreuses équations de condition du problème n'étant pas fait, je ne puis donner içi que les valenrs déjà très-approchées de quelques inconnues. Le rayon du disque solaire sur l'épreuve nº 9, prise vers la plus grande phase, à 1h 6m 58s était de 68mm,872 et celui de la lune de 68mm,8725 (l'échelle, déduite provisoirement d'une autre série de mesures, donne environ 14 secondes au millimètre). Il résulterait de là qu'à Paris les deux disques apparents du soleil et de la lune étaient égaux à peu près, et que l’éclipse a pu étre totale non loin d'Ouessant.
« La difficulté imprévue dont je viens de parler, et dont l'appareil micrométrique de M. Porro a donné une solution si complète, montre plus que tout le reste peut-être, l'excellence du système d'observation photographique. En pareille circonstance, l'astronome serait réduit à rejeter des observations péniblement faites sur le ciel d'après un plan vicieux; sur une épreuve photographique, au contraire, il en est quitte pour changer le plan et l'ordonnance de ses mesures.
« Cependant nous avons été moins heureux pour une autre difficulté que la mesure des épreuves prises avant et après le 15 mars nous a présentée. De belles images du soleil, datées du 11 et du 21 mars, donnent au diamètre de cet astre des valeurs sensiblement plus fortes que celles du 15, et cependant la variation de ces diamétres dans l'intervalle de dix jours s'accorde très-bien avec celle de la distance du soleil à la terre. Cette discordance encore inexpliquée accuse certainement un défaut dans l'appareil employé. Je serais tenté de croire qu'elle provient du reflet de l'image formée sur le fond en bois non poli du châssis, image qui a dû être très-intense le 11 et le 21 mars et très-faible le 15. S'il en était ainsi, on ferait aisément disparaître la difficulté que je viens de rapporter en noircissant le verso de la plaque collodionnée. Quoi qu'il en soit, ces épreuves nous permettent déjà de porter un jugement sur la précision qu'on peut attendre de la photographie, non plus dans les éclipses seulement, mais encore pour l’observation journalière du soleil au méridien et la détermination précise des éléments de sa rotation. D'après les mesures que j'ai faites moi-même, l'erreur moyenne de la mesure du soleil dans le sens horizontal (en transportant une fois seulement le microscope de l'appareil micrométrique d'un bord à l'autre du soleil) est de 0",36, tandis que l'erreur moyenne d'une mesure analogue à la lunette méridienne (un seul fil) est dix fois plus considérable. Sur la plupart des épreuves on voit avec quelle netteté se forme l'image d'un fil placé en avant de la plaque collodionnée. La distance de ce fil à l'un des bords du soleil pouvant se mesurer aisément à 0",26 près, par une seule opération, il en résulte qu'un petit nombre d'épreuves, obtenues à l'aide d'un grand cercle méridien, pendant un passage, permettrait de réduire à 0",1 l'erreur a craindre sur la position du centre du soleil, soit en ascension droite, soit en déclinaison.
« Il importe de noter que cette précision n'est pas apparente comme celle des observations actuelles. Ici le système nerveux de l'astronome n'est plus en jeu; c'est le soleil qui imprime lui-même son passage. On s'est plaint si souvent devant l'Académie de ces erreurs personnelles, inhérentes à ce qu'il y a de plus intime dans l'organisation ou plutôt dans la coordination de nos sens, qu'il serait superflu de rien ajouter à ce que je viens de dire (1) ([ii]) . A 1ui seul, le progrés déjà réalisé pour le soleil (car la difficulté dont je viens de faire mention n'est pas de nature à l'infirmer) mériterait à MM. Porro et Quinet la reconnaissance des astronomes.
« Je compte bien qu'on ira plus loin encore, et j'oserai affirmer qu'on pourrait, dès aujourd'hui, substituer la photographie à presque toutes les observations méridiennes des planètes et des étoiles fondamentales. Déjà M. Bond, aux Etats-Unis, et M. Delarue, à Londres, ont obtenu des images photographiques de la lune, d'étoiles et de planètes, à l'aide d'un équatorial et d'un mouvement d'horlogerie. D'autre part on sait qu'il est assez facile d'adapter a une lunette méridienne placée dans le méridien un petit appareil capable de faire suivre au réticule le mouvement de la sphère céleste pendant quelque temps, et l'on trouvera même, chez M. Porro, un appareil de ce genre destiné à donner à sa grande lunette, dans toutes les directions, les principales propriétés d'un équatorial. Au lieu de faire mouvoir le réticule, faites mouvoir une très-sensible, sur laquelle viendra se peindre l'image de l'étoile et celle du réticule: vous aurez substitué la réalité aux apparences qu'on observe aujourd'hui. L'image de l'étoile se peindra sur le collodion en un point fixe, tandis que le fil de la lunette, emporté dans l'espace par la rotation de la terre, donnera une empreinte continue dont le commencement et la fin auront seuls de la netteté. Un écran, uni à un enrégistreur électrique tel que celui de MM. Baudoin et Digney frères, marquera par ses mouvements le commencement et la fin de l'observation, et il ne restera plus qu'à mesurer la distance de l'image stellaire aux bords de la bande plus au moins large qui représentera l'image du fil mobile (1) ([iii]).
« A la vérité chaque observation sera beaucoup plus longue par ce système que par celui qu'on emploie aujourd'hui; mais n'y aurait-t-il pas avantage à remplacer des myriades d'observations entachées d'erreurs personnelles, par quelques centaines d'observations beaucoup plus précises et d'une irrécusable véracité ?
« II me reste encore a dire quelques mots sur l'étude du soleil lui-même
« Rien de plus difficile que l'observation des taches du soleil; sur ce point je m'en rapporte à l'expérience d'un de nos confrères qui en a fait une étude approfondie. Rien de plus aisé, rien de plus rapide et surtout de plus précis que la mesure de leurs coordonnées par les épreuves que voici (2) ([iv]), et sur ce point je m'en rapporterai au jugement de quiconque voudra bien essayer. Là ne se bornent pas les avantages du procédé photographique. Dans ce système, on pourra choisir à son aise les taches les plus favorables à la détermination des éléments de la rotation, éliminer celles dont les contours changent de forme, reconnaître celles qui reviennent après une ou plusieurs rotations, étudier leurs mouvements propres, signalés par M. Laugier, sans avoir à redouter d'erreurs instrumentales, etc.
« Quant à l'aspect physique du soleil lui-même, un coup d'œil sur une de ces épreuves, ou plutôt sur le positif correspondant, en apprendra bien plus que toutes les descriptions écrites ou verbales. Il n'y a rien de comparahle à la netteté de ces facules qui marbrent le disque solaire dans la région marginale, mais qui s'effacent vers le centre beaucoup plus brillant que les bords. Quant aux taches, on remarquera sans doute le beau groupe du 15 mars, entouré de facules brillantes et présentant, dans l'une des pénombres, une confirmation frappante de la théorie d'Herschel.
» Je voudrais qu'on fît ainsi, à l'aide d'un grand instrument, une histoire photographique du soleil, jour par jour, et qu'on conservât soigneusement les clichés pour fournir à la postérite des élérnents précieux dont nous regrettons aujourd'hui l'absence. Comme il serait facile alors d'étudier les zones ou les taches apparaissent, la périodicité de leur apparition, leurs relations avec les facules et tant d'autres objets de recherche si dignes d'intérêt! Cette histoire solaire que réclamait aussi, il y a deux ans je crois, un astronome illustre, sir John Herschel, en voici les premiers échantillons, et nous les devons à MM. Porro et Quinet.
« Pour moi, je suis heureux que mes instances, vieilles déjàde neuf années, aient attiré l'attention de ces artistes distingués. Grâce a eux, les progrès que j'entrevoyais depuis longtemps, et dont je traçais le plan en 1849, l'Académie (1) ([v]) , sont sortis du domaine de la spéculation pour entrer dans celui de la réalité et des faits accomplis.«
([i]) (1) Elles sont reliées entre elles par la relation
o = r2- ρ2- ρ + 2 ρρ cos(Ө- Ө ),
dans laquelle on désigne par r le rayon du disque, par ρ et Ө , les coordonnées polaires du centre, par ρ et Ө celles d'un point quelconque du bord. En y substituant des valeurs approchées pour r, ρ , Ө , et celles que les mesures directes assignent à ρ et Ө, la relation ci-dessus sera satisfaite à une quantité près ε, et, si l'on désigne par dr, dρ , d Ө, les corrections qu'il faut appliquer aux valeurs provisoires des inconnues pour faire disparaître ce résidu, on aura
o = ε +2rd - [ 2 ρ + 2 ρ cos(Ө- Ө )] dρ + 2 ρρ sin(Ө- Ө ) d Ө
Telle est la forme des équations de condition qu'il s'agira de traiter par la méthode des moindres carrés.
([ii]) (1) On en est réduit aujourd'hui, pour éliminer ces erreurs personnelles dans la détermination des différences de longitudes, à échanger les observateurs entre les stations. Cet échange donnera lieu à bien des difficultés lorsqu'il s'agira de rattacher le nouveau continent à l'ancien, à l'aide du grand câble transatlantique dont on s'occupe sérieusement aujourd'hui. Avec le système d'observation photographique que je viens de décrire, et dont le succès me semble assuré par les beaux échantillons qui sont sous nos yeux, cet échange des observateurs deviendra superflu, et le soleil lui-mème inscrira sur le collodion sec de M. Quinet, aux instants signalés par le télégraphe, la différence des longitudes de Paris et de Boston ou de New-York.
([iii]) (1) Cette méthode s'appliquerait aux observations de jour et de nuit, sauf une modification pour ces derniéres: l'éclairage du champ étant supprimé, pour obtenir l'image d'un fil du réticule, on admettrait instantanément dans la lunette un faisceau de rayons très-intenses, emergeant d'un collimateur (lumière électrique ou celle de Drummond), et ce faisceau viendrait, à un instant donné, imprimer sur la plaque sensible un petit disque lumineux sur lequel le fil se peindrait en noir. Évidemment on pourrait encore trouver d'autres combinaisons où un fil du réticule serait remplacé et représenté par une ligne brillante; dans les ateliers de M. Porro, j'en ai vu d'excellents que l'on pourrait utiliser pour cet objet.
([iv]) (2) M. Porro présente le tableau des coordonnées de toutes les taches du soleil mesurées micrométriquernent sur une des épreuves, et le résumé graphique de ces mesures à l'aide d'un dessin à grande échelle.
([v]) (1) Comptes rendus de l’Académie dês Sciences, 1849, tome XXVIII, pages 241, 242, 243 et 244.
segunda-feira, 6 de abril de 2009
1864, 12 de Setembro - Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
1864
12 de Setembro
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Juillet-Décembre
T..LIX
Nº. 11
Pag. 480, 481,
*
12 de Setembro
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Juillet-Décembre
T..LIX
Nº. 11
Pag. 480, 481,
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ASTRONOMIE.- Sur la rotation du Soleil; par M. Babinet.
« A l'occasion de ce qu'a dit M. Faye sur la nécessité de photographier les objets célestes, et notamment les taches du Soleil, M. Babinet cite l'opinion de M. Carrington, qui, aidé par les fonds mis par le gouvernement anglais à la disposition de la Société Royale, a publié, en 166 planches (et avec 150 pages de texte), ses observations des taches solaires de 1853 à 1861 (sept ans et demi).
« A moins d'employer la photographie, je crois, dit M. Carrington, que » je ne puis pas me tromper en affirmant qu'on ne pourra obtenir d'amélioration ultérieure qu'avec une dépense de 5000 livres (125 000 francs). «
» M.Carrington s'accorde avec M. Laugier pour l'inclinaison et la position du noeud de l'équateur solaire.
« A l'occasion de ce qu'a dit M. Faye sur la nécessité de photographier les objets célestes, et notamment les taches du Soleil, M. Babinet cite l'opinion de M. Carrington, qui, aidé par les fonds mis par le gouvernement anglais à la disposition de la Société Royale, a publié, en 166 planches (et avec 150 pages de texte), ses observations des taches solaires de 1853 à 1861 (sept ans et demi).
« A moins d'employer la photographie, je crois, dit M. Carrington, que » je ne puis pas me tromper en affirmant qu'on ne pourra obtenir d'amélioration ultérieure qu'avec une dépense de 5000 livres (125 000 francs). «
» M.Carrington s'accorde avec M. Laugier pour l'inclinaison et la position du noeud de l'équateur solaire.
Le résultat auquel s'arrête M. Carrington est, pour 1850 :
Inclinaison, 7º 15’ Nœud, 73º 40’
« Le fait capital qui résulte du grand travail de M. Carrington est que les points de la surface du Soleil ont à l'équateur de cet astre un mouvement angulaire de rotation sensiblement plus rapide que près du pôle.
« Un point de l'équateur décrit autour de l'axe un arc de 865' par jour, tandis qu'un point voisin des pôles décrit autour du même axe un arc plus petit de 165' et par conséquent de 700'. « Quant à la formule qui donne la rotation diurne d'un point, savoir :
elle donne bien pour une latitude λ = 0 à l'équateur, la rotation de 865' par jour, et pour sin λ=1 au pôle, une rotation moindre de 165', mais le changement de signe qui rompt la continuité la rend tout à fait inadmissible. Dans toutes les questions de ce genre, les formules ne doivent avoir que des puissances paires du sinus de latitude, autrement le radical devient imaginaire quand on change d'hémisphère. « Au reste, voici ce qui représente les observations elles-mêmes:
« Un point de l'équateur décrit autour de l'axe un arc de 865' par jour, tandis qu'un point voisin des pôles décrit autour du même axe un arc plus petit de 165' et par conséquent de 700'. « Quant à la formule qui donne la rotation diurne d'un point, savoir :
elle donne bien pour une latitude λ = 0 à l'équateur, la rotation de 865' par jour, et pour sin λ=1 au pôle, une rotation moindre de 165', mais le changement de signe qui rompt la continuité la rend tout à fait inadmissible. Dans toutes les questions de ce genre, les formules ne doivent avoir que des puissances paires du sinus de latitude, autrement le radical devient imaginaire quand on change d'hémisphère. « Au reste, voici ce qui représente les observations elles-mêmes:
domingo, 5 de abril de 2009
1870, 14 de Março - Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
1870
14 de Março
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. LXX,
Nº. 11
Pag. 541, 542, 543, 544, 545, 546, 547, 548
14 de Março
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. LXX,
Nº. 11
Pag. 541, 542, 543, 544, 545, 546, 547, 548
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ASTRONOMIE. - Sur l'observation photographique des passages de Vénus et
ASTRONOMIE. - Sur l'observation photographique des passages de Vénus et
sur un appareil de M. Laussedat; par M. Faye.
« Au moment de partir pour un voyage de plusieurs mois qui ne me permettra pas de coopérer avec mes collègues aux préparatifs de l'observation du prochain passage de Vénus, je tiens a compléter les recherches que j'ai déjà publiées à ce sujet (1) ([i]), et à soumettre à tous les astronomes l'opinion à laquelle je me suis arrêté sur l'emploi de la photographie que j'avais déjà proposé, il y a vingt ans, de substituer à la méthode de Halley. Je désire vivement que la Commission du passage de Vénus veuille bien accorder quelque attention à ces idées, lorsqu'elle aura à s'occuper des méthodes d'observation. Je donnerai aussi lecture d'une Lettre que M. le commandant Laussedat, dont l'Académie connaît la compétence en fait d'expéditions photographiques, a bien voulu m'adresser sur ce sujet.
» L'Académie se souviendra peut-être qu'après avoir discuté devant elle, l'an dernier, les observations originales du passage de 1769 par la méthode de Halley, j'ai été conduit à indiquer quelques moyens propres à atténuer les causes d'insuccés. D’un autre côté, deux astronomes de l’Observatoire ont présenté sur le même sujet d’excellentes suggestions. Les difficultés inhérentes à cette méthode n'ont pas préoccupé moins vivement les astronomes anglais et allemands. Toutes ces discussions, d'un intérêt actuel, ont naturellement été rendues publiques. « Il est r+esulté pour moi de ce débat déjà européen, la crainte très sérieuse que l’ancien mode d’observation proposé par Halley, et pratiqué en 1761 et 1769, ne soit pas aussi parfait en pratique qu'il paraissait l'être en théorie, et qu'il ne nous conduise pas au but en 1874, même en y employant des télescopes d'une grande perfection optique. En effet, dans ce mode qui réduit l'observation à celle des contacts internes des disques de Vénus et du Soleil, tout dépend de la possibilité de saisir, à l'entrée, l'instant de la formation d'un très-mince filet de lumière entre les deux contours, ou celui de sa rupture à la sortie. Or les ondulations de l'atmosphère affectent trop le bord du Soleil, lorsqu'il n'est pas très-élevé, pour laisser au phénomène sa netteté géométrique. M. Arago pensait qu'elles avaient pour effet de supprimer par moments des parties d’une étendue sensible sur le bord du disque solaire. On le voit du moins parcouru par un continuel mouvement vermiculaire, qui lui donne parfois, près de l’horizon, l’aspect dentelé d’une scie. On 'sent combien la moindre agitation peut retarder la perception d’un mince filet de lumière sur les bords; car ici on ne saurait compter, comme pour les détails permanents d’une figure, sur ces instants fugitifs de clme que les astronomes anglais appellent a glimpse, et que l’observateur attend avec patience dans les cas habituels. D’autre part, la fatigue de l’œil et l’éblouissement causé par la contemplation prolongée d’une grande surface très-lumineuse, la dilatation factice du disque solaire inhérente à toute image optique d’un vif éclat, les petits défauts de la lunette, de la mise au point, etc., se joignent à la cause précédente et achèvent de rendre le succès bien douteux. Les deux mémorables expériences faites en 1761 et 1769, et celles que nous devons à tous les passages de Mercure, justifient trop ces appréhensions pour qu’il soit permis de les négliger.
« Telles sont aussi, sans aucun doute, les raisons qui auront décidé les astronomes allemands à reléguer au second plan la méthode des contacts, pour mettre au premier un procédé plus sûr à leurs yeux. Une Commission composée de MM. Hansen, Argelander, Pashen, Bruhns, Förster, Auwers et Winnecke, à laquelle M. de Struve a été adjoint comme expert, a été convoquée l’an dernier, à Berlin, par la Chancellerie de la Confédération l'Allemagne du Nord, à l'effet d'aviser aux préparatifs des expéditions projetées pour le prochain passage de Vénus. Elle s'est prononcée à l'unanimité, dès sa première séance, pour un système de mesure bien connu et déjà pratiqué d'ailleurs, depuis longtemps, dans les passages de Mercure, lequel consiste à déterminer, a l'aide de l'héliomètre, non pas au bord du Soleil, mais sur le disque même de cet astre, les coordonnées relatives de Vénus, c'est-à-dire sa distance au centre du Soleil et son angle de position.
» Ne pouvant partager, je l'avoue, la grande confiance de nos collègues d'outre-Rhin dans cet emploi spécial de l'héliomètre de Fraunhofer, et persuadé aussi que l'usage des micromètres ordinaires serait encore plus pénible et moins sûr, j'estime que le seul mode qui présente des garanties complètes, c'est l'observation photographique, dont j'ai poursuivi depuis si longtemps l'introduction dans les mesures astronomiques. Ce genre d'observation supprime l'observateur, et avec lui l'anxiété, la fatigue, l'éblouissement, la précipitation, les erreurs de nos sens, en un mot l'intervention toujours suspecte de notre système nerveux. Il ne supprime pas les petits troubles d'origine atmosphérique, mais en permettant de multiplier indéfiniment les épreuves, il promet une compensation parfaite des écarts dus à cette cause. II ne supprime pas les défauts de l'appareil optique, mais en ramenant les mesures géométriques à la détermination des centres des disques au moyen du contour entier de leurs circonférences, il fait disparaître la difficulté propre à la méthode de Halley, où tout dépend d'un imperceptible élément de contact entre ces bords, si différents par leurs modes propres de visibilité.
» Ainsi, avec la Commission de Berlin, je voudrais reléguer l'ancien procédé au second plan, mais, au lieu de le remplacer comme elle par les mesures héliométriques, où j'entrevois bien des difficultés, je propose de mettre au premier rang l'observation photographique de Vénus sur le Soleil (1) ([ii]), combinée avec l'enregistrement électrique de l'instant de la production des images, et avec la détermination de l'heure par l'observation photographique du Soleil au méridien (2) ([iii]). Ce serait la suppression complètede l'observateur.
« Heureusement tout le monde s'accorde enfin sur ce point, qu'il faut faire figurer la photographie parmi les procédés d'observation: mais chaque nation agira suivant son génie particulier dans la direction qu'il lui faudra imprimer à l'ensemble de ses entreprises. La visée principale des anglais, c'est, je crois, de faire réussir une bonne fois la méthode des contacts, proposée par un de leurs plus célèbres compatriotes; celle des Allemands, c'est l'application de l'héliomètre de Fraunhofer, consacré, chez eux, par le souvenir des belles mesures de Bessel; la nôtre, à mon avis, devrait être l'application intégrale des méthodes originairement dues aux découvertes de Daguerre, d’Arago et d’Ampère. Nous verrons à quelle nation reviendra l'honneur d'avoir le mieux servi la science dans cette lutte généreusé.
« En dehors de toute préoccupation patriotique, ma confiance est fondée sur l’expérience que j’ai acquise il y a bien longtemps, dans les ateliers de M. Porro, en mesurant les magnifiques épreuves que nous avions obtenues (avec M. Quinet, pour la photographie, et MM. Baudoin et Digney frères, pour l’enregistrement électrique du temps), par l’emploi du collodion sec et au moyen d’une gigantesque lunette de 15 mètres de longueur focale. Les épreuves de l’éclipse de 1858, que j’ai eu l’honneur de présenter le jour même de l’éclipse à l’Académie, laissaient bien loin en arrière, malgré quelques défauts uniquement dus à l’exiguité de nos moyens pécuniaires, tout ce qu’on m’a montré depuis en ce genre. Sur les clichés ainsi obtenus directement au foyer, sans agrandissement ultérieur, le diamètre du Soleil était de 15 centimètres et la seconde d’arc valait 15/192 de millimètre; par suite, l’effet total du à la parallaxe relative de Vénus en 1874 (au moins 40") répondrait à un déplacement de 3 millimètres sur des épreuves pareilles obtenues en deux lieux bien choisis. Or quand bien même cette grandeur considérable serait mesurée grissièrement à l’aide d’une simple règle divisée, un double décimètre par exemple, et par simple estime à 1/10 de millimètre près, on à 1/30 du tout, pour en déduire la parallaxe du Soleil, il faudrait encore diviser ces résultats par 5, et on voit qu’on obtiendrait finalement cette parallaxe à 1/150 près. Mais en réalité on appliquera à ces épreuves des appareils micrométriques pareils à celui que M. Porro avait disposé pour moi, et l’on poussera beaucoup plus loin l'exactitude. Les épreuves elles-mêmes gagneront en précision si on les obtient à l’aide d’objectifs convenablement achromatisés par des procédés semblables à ceux de M. Rutherford, et parfaitement étudiés d'avance. Enfin on pourra multiplier presque indéfimirnent ces épreuves et ces mesures pendant la longue durée du passage. J'ai voulu seulement montrer, par l'exemple de résultats aquis et d’expériences couronnées de succès, que la méthode photographique conduit aisément au but, au moyen de deux stations convenablement choisies, et ne le cède en aucune manière aux espérances qu'avait fait concevoir autrefois la méthode de Halley.
» Il y a plus, la méthode photographique n'exige nullement dans la pratique, comme celle de Halley, la combinaison de deux stations. J'ai rernarqué qu'il suffirait de se placer, avec un héliomètre ou mieux avec un appareil photographique, en un quelconque des points du globe terrestre qui voient le Soleil culminer au zénith pendant un passage de Vénus, pour déterminer complétement la parallaxe relative de cet astre, au moyen de mesures obtenues dans cette seule station. En 1874, cette région est très-voisine du tropique du Capricorne et traverse tout le continent australien. Le point le plus avantageux se trouverait au nord de la baie des Chiens marins. L'effet parallactique, il est vrai, serait deux fois moindre que dans le cas de deux stations combinées; mais je le crois bien suffisant, et il est en tout cas digne de remarque qu'un photographe convenablement outillé obtiendrait ainsi, à lui seul, un résultat supérieur à celui qu'on acceptait encore avec tant de confiance il y a dix ans; il déterminerait à lui seul, je le répéte, la distance de la Terre au Soleil avec plus de certitude que tous les savants du rnonde entier en 1769. L'épreuve mériterait assurément d'être tentée par les observatoires australiens.
« Voici le moment de signaler aux observateurs l'appareil ingénieux que M. Laussedat a employé, à deux reprises, en Algérie (avec le concours de M. Girard, pour la photographie) et en Italie, dans le but d'observer photographiquement le passage de la Lune sur le Soleil. M. Laussedat a eu l'idée de rendre fixe la lunette photographique dans une direction horizontale et de renvoyer vers cette lunette la lumière du Soleil au moyen d'un héliostat. Pour être en état, et c'est ici le point capital, de soumettre les épreuves ainsi obtenues à des mesures précises, M. Laussedat a parfaitement reconnu qu'il fallait déterminer avec exactitude l'orientation de l'axe de cette lunette. Il y est parvenu en plaçant cette lunette dans la direction même de sa Lunette méridienne, et en assurant, à l'aide d'un bon niveau, l'horizontalité d'un des bords de la plaque sensible. On obtient ensuite par le calcul les éléments nécessaires pour transformer les coordonnées mesurées sur les clichés en coordonnées célestes rapportées aux cercles usités en astronomie. M. Laussedat me paraît donc fondé a s'exprimer sur ce sujet coinme il le fait dans la Lettre suivante, qu'il a bien voulu m'adresser le 20 février dernier:
« Voulez-vous me permettre de vous entretenir d’un autre sujet dont les astronomes s’occupent beaucoup depuis quelque temps. Je veux parler du prochain passage de Vénus sur le disque solaire.
« On a cherché, avec le plus grand soin, les localités où l’observation pourra se faire dans les meilleures conditions sous tous les rapports; on s’est attaché à prévoir lers différentes causes d’erreur, les illusions d’optique, etc., qui pourraient infirmer des résultats acquis à grands fais et avec beaucoup de fatigue.
« Au nombre des méthodes recommandées, principalement en Angleterre (et je sais combien vous en êtes vous-même partisan), se trouve celle des épreuves photographiques. Les Monthly Notices renferment, à ce sujet, des notes extrêmêment importantes de M. Warren de la Rue, de M. le major Tennant et de M. Proctor, qui ne vous ont certainement pas échappé.
« Une des causes d’erreur dont il semble le plus difficile de se garantir est celle qui dépend de la manière dont les épreuves sont repérées (dont les angles de position sont déterminés) pour permettre la comparaison de celles qui ont été obtenues dans des stations différentes.
« Dans le dernier numéro des Monthly Notices, M. Proctor indique comment il convient de choisir les stations pour que les effets de cette erreur aient la moindre influence possible sur l’exactitude du résultat. M. Warren de la Rue, de son côté, a montré que la détermination de l’angle de position pouvait se faire avec une grande précision, en répondant aux appréhensions du major Tennant qui ont provoqué les recherchs de M. Proctor. Il est certain que l’on devra préférer les stations indiquées par cet astronome pour y prendre des épreuves photographiques; mais, comme elles ne sont pas très-nombreuses, et qu’il me semblerait regrettable de renoncer partout ailleurs à la photographie, je crois devoir vous présenter les réflexions suivantes.
« L’inconvénient le plus grave, très-probablement, que l’on rencontre quand on cherche l’angle de position sur une épreuve photographique (et j’entends par là l’angle d’une ligne de repère tracée sur l’épreuve avec le diamètre N.-S. du Soleil), provient des irrégularités de position de la lunette conduite par un mouvement d’horlogerie; c’est, du moins, ce que je suppose. Or cet inconvénient se trouve évité dans la disposition que j’avais adoptée en Agérie, lors de l’observation de l’éclipse totale du Soleil du 18 juillet 1860.
« Cette disposition est celle-là même que Foucault a imaginée plus tard pour entreprendre des études variées d’astronomie physique, et qu’il se proposait de réaliser dans un instrument désigné par lui sous le nom de Sidérostat. Il serait inutile de vous faire la description d’un appareil que vous connaissez parfaitement, depuis l’époque où vous avez rendu compte à l’Académie des observations faites à Batna. D’ailleurs l’instrument analogue de Foucault vient d’être réalisé avec un très-grand soin. Je me bornerai donc à émettre le désir de voir appliquer le principe sur lequel il est fondé à la solution de la difficulté signalée par les astronomes anglais. Il est très aisé de voir, en effet, que, la lunette qui porterait l’appareil photographique étant disposée invariablement dans une direction déterminée astronomiquement et repérée á l’aide d’une mire et d’un collimateur, les irrégularités accidentelles du mouvement du miroir qui projette l’image du Soleil dans l’axe de cette lunette seraient sans danger. On pourrait, dans tous les cas, à l’aide de mouvements de rappel, ramener l’image au centre de la plaque dépolie à laquelle on substitue les plaques sensibles; et quand bien même l'image s'écarterait de cette position normale, on l'y ramènerait sans peine par le calcul.
» Je ne veux pas, dans cette Lettre, entrer dans des détails que vous pressentirez sans aucun doute, mais l'expérience que j'ai faite en 1860, et que j'ai répétée en 1867, en Italie, sur des épreuves du Soleil (l'éclipse n'ayant pas pu être observée à cause des nuages), m'a convaincu de l'extrême précision dont la méthode est susceptible.
« Ne vous semblerait-il pas prudent, si les astronomes français veulent prendre part aux expéditions qui auront pour but la détermination nouvelle de la parallaxe du Soleil en 1874, de faire, dès à présent, des essais multipliés de photographie et d'étudier les appareils et les
procédés, afin d'éviter les mécomptes? »
» Grâce aux procédés de M. Foucault, si bien appliqués par M. Martin, il est possible aujourd'hui d'obtenir des miroirs parfaitement plans: cela achève de rendre l'ingénieux appareil de M. Laussedat tout à fait applicable à l'observation du passage de Vénus. Je n'ai pour ma part qu'une modification à proposer, mais elle me parait essentielle. Les expériences que j'ai faites en 1858 avec une longue lunette de 15 mètres établissent à mes yeux la supériorité des épreuves de grandes dimensions, quand il s'agit de mesures. Celles qu'on a obtenues depuis sont trop petites; il faudrait au préalable les agrandir ou y appliquer de forts grossissements; or on grossit en même temps les défauts inévitables du cliché primitif qu'il superflu d'énumérer ici. Je parle, bien entendu, des défauts photographiques et non des défauts inhérents à toute image optique des astres, tels que les effets de la réfraction accidentelle et de la dispersion atmosphérique. Avec des objectifs de 16 ou 20 mètres de distance focale, par exemple, on obtiendrait du premier coup des images sur lesquelles le déplacement parallactique de Vénus serait représenté, comrne je l'ai fait voir tout à l'heure, par une grandeur linéaire qui rendrait absolument impossible toute érreur pareille à celle de l'ancienne évaluation de la parallaxe du Soleil. Sans doute il serait bien difficile d'installer au loin une pareille lunette quand elle doit prendre une direction quelconque; mais rien n'est plus aisé dans le système de M. Laussedat, car il suffit de séparer entièrement l'objectif de l'appareil ocullaire ou photographique, et de les installer sur des piliers séparés, entre lesquels le tuyau ordinaire serait supprimé et remplacé par un simple abri en toile. Quant aux très-intéressantes suggestions de M. Proctor (Monthly Notices) sur les moyens d'éviter, par un choix convenable des stations photographiques, l'influence des erreurs relatives à la direction des lignes de repère, je dirai que ces lignes ont toujours sur les épreuves, quand elles y sont projetées, une netteté admirable, bien supérieure à celle des bords mêmes du Soleil, et que les moyens déjà employés par M. Laussedat pour y rapporter par le calcul les lignes de repère célestes mettront les astronomes en état d'utiliser toutes les observations photographiques obtenues dans des stations quelconques. Restent les essais préalables que M. Laussedat recommande avec tant de raison: il n’est pas besoin de dire qu’ils sont déjà compris dans le programme des prévisions actuelles de la Commission. »
([i]) (1) Sur les passages de Vénus (Comptes rendus, t. LXVIII, p. 42 et 69). - Examen critique des idées et des observations du P. Hell sur le passage de Vénus en 1769 (même vol., p. 282).
([ii]) (1) Y compris les contacts qui pourraient être photographiés à part.
([iii]) (2) Voir ma Note sur l'état de la photographie astronomique en France (Comptes rendus, t. L, p. 965; 1860).
« Au moment de partir pour un voyage de plusieurs mois qui ne me permettra pas de coopérer avec mes collègues aux préparatifs de l'observation du prochain passage de Vénus, je tiens a compléter les recherches que j'ai déjà publiées à ce sujet (1) ([i]), et à soumettre à tous les astronomes l'opinion à laquelle je me suis arrêté sur l'emploi de la photographie que j'avais déjà proposé, il y a vingt ans, de substituer à la méthode de Halley. Je désire vivement que la Commission du passage de Vénus veuille bien accorder quelque attention à ces idées, lorsqu'elle aura à s'occuper des méthodes d'observation. Je donnerai aussi lecture d'une Lettre que M. le commandant Laussedat, dont l'Académie connaît la compétence en fait d'expéditions photographiques, a bien voulu m'adresser sur ce sujet.
» L'Académie se souviendra peut-être qu'après avoir discuté devant elle, l'an dernier, les observations originales du passage de 1769 par la méthode de Halley, j'ai été conduit à indiquer quelques moyens propres à atténuer les causes d'insuccés. D’un autre côté, deux astronomes de l’Observatoire ont présenté sur le même sujet d’excellentes suggestions. Les difficultés inhérentes à cette méthode n'ont pas préoccupé moins vivement les astronomes anglais et allemands. Toutes ces discussions, d'un intérêt actuel, ont naturellement été rendues publiques. « Il est r+esulté pour moi de ce débat déjà européen, la crainte très sérieuse que l’ancien mode d’observation proposé par Halley, et pratiqué en 1761 et 1769, ne soit pas aussi parfait en pratique qu'il paraissait l'être en théorie, et qu'il ne nous conduise pas au but en 1874, même en y employant des télescopes d'une grande perfection optique. En effet, dans ce mode qui réduit l'observation à celle des contacts internes des disques de Vénus et du Soleil, tout dépend de la possibilité de saisir, à l'entrée, l'instant de la formation d'un très-mince filet de lumière entre les deux contours, ou celui de sa rupture à la sortie. Or les ondulations de l'atmosphère affectent trop le bord du Soleil, lorsqu'il n'est pas très-élevé, pour laisser au phénomène sa netteté géométrique. M. Arago pensait qu'elles avaient pour effet de supprimer par moments des parties d’une étendue sensible sur le bord du disque solaire. On le voit du moins parcouru par un continuel mouvement vermiculaire, qui lui donne parfois, près de l’horizon, l’aspect dentelé d’une scie. On 'sent combien la moindre agitation peut retarder la perception d’un mince filet de lumière sur les bords; car ici on ne saurait compter, comme pour les détails permanents d’une figure, sur ces instants fugitifs de clme que les astronomes anglais appellent a glimpse, et que l’observateur attend avec patience dans les cas habituels. D’autre part, la fatigue de l’œil et l’éblouissement causé par la contemplation prolongée d’une grande surface très-lumineuse, la dilatation factice du disque solaire inhérente à toute image optique d’un vif éclat, les petits défauts de la lunette, de la mise au point, etc., se joignent à la cause précédente et achèvent de rendre le succès bien douteux. Les deux mémorables expériences faites en 1761 et 1769, et celles que nous devons à tous les passages de Mercure, justifient trop ces appréhensions pour qu’il soit permis de les négliger.
« Telles sont aussi, sans aucun doute, les raisons qui auront décidé les astronomes allemands à reléguer au second plan la méthode des contacts, pour mettre au premier un procédé plus sûr à leurs yeux. Une Commission composée de MM. Hansen, Argelander, Pashen, Bruhns, Förster, Auwers et Winnecke, à laquelle M. de Struve a été adjoint comme expert, a été convoquée l’an dernier, à Berlin, par la Chancellerie de la Confédération l'Allemagne du Nord, à l'effet d'aviser aux préparatifs des expéditions projetées pour le prochain passage de Vénus. Elle s'est prononcée à l'unanimité, dès sa première séance, pour un système de mesure bien connu et déjà pratiqué d'ailleurs, depuis longtemps, dans les passages de Mercure, lequel consiste à déterminer, a l'aide de l'héliomètre, non pas au bord du Soleil, mais sur le disque même de cet astre, les coordonnées relatives de Vénus, c'est-à-dire sa distance au centre du Soleil et son angle de position.
» Ne pouvant partager, je l'avoue, la grande confiance de nos collègues d'outre-Rhin dans cet emploi spécial de l'héliomètre de Fraunhofer, et persuadé aussi que l'usage des micromètres ordinaires serait encore plus pénible et moins sûr, j'estime que le seul mode qui présente des garanties complètes, c'est l'observation photographique, dont j'ai poursuivi depuis si longtemps l'introduction dans les mesures astronomiques. Ce genre d'observation supprime l'observateur, et avec lui l'anxiété, la fatigue, l'éblouissement, la précipitation, les erreurs de nos sens, en un mot l'intervention toujours suspecte de notre système nerveux. Il ne supprime pas les petits troubles d'origine atmosphérique, mais en permettant de multiplier indéfiniment les épreuves, il promet une compensation parfaite des écarts dus à cette cause. II ne supprime pas les défauts de l'appareil optique, mais en ramenant les mesures géométriques à la détermination des centres des disques au moyen du contour entier de leurs circonférences, il fait disparaître la difficulté propre à la méthode de Halley, où tout dépend d'un imperceptible élément de contact entre ces bords, si différents par leurs modes propres de visibilité.
» Ainsi, avec la Commission de Berlin, je voudrais reléguer l'ancien procédé au second plan, mais, au lieu de le remplacer comme elle par les mesures héliométriques, où j'entrevois bien des difficultés, je propose de mettre au premier rang l'observation photographique de Vénus sur le Soleil (1) ([ii]), combinée avec l'enregistrement électrique de l'instant de la production des images, et avec la détermination de l'heure par l'observation photographique du Soleil au méridien (2) ([iii]). Ce serait la suppression complètede l'observateur.
« Heureusement tout le monde s'accorde enfin sur ce point, qu'il faut faire figurer la photographie parmi les procédés d'observation: mais chaque nation agira suivant son génie particulier dans la direction qu'il lui faudra imprimer à l'ensemble de ses entreprises. La visée principale des anglais, c'est, je crois, de faire réussir une bonne fois la méthode des contacts, proposée par un de leurs plus célèbres compatriotes; celle des Allemands, c'est l'application de l'héliomètre de Fraunhofer, consacré, chez eux, par le souvenir des belles mesures de Bessel; la nôtre, à mon avis, devrait être l'application intégrale des méthodes originairement dues aux découvertes de Daguerre, d’Arago et d’Ampère. Nous verrons à quelle nation reviendra l'honneur d'avoir le mieux servi la science dans cette lutte généreusé.
« En dehors de toute préoccupation patriotique, ma confiance est fondée sur l’expérience que j’ai acquise il y a bien longtemps, dans les ateliers de M. Porro, en mesurant les magnifiques épreuves que nous avions obtenues (avec M. Quinet, pour la photographie, et MM. Baudoin et Digney frères, pour l’enregistrement électrique du temps), par l’emploi du collodion sec et au moyen d’une gigantesque lunette de 15 mètres de longueur focale. Les épreuves de l’éclipse de 1858, que j’ai eu l’honneur de présenter le jour même de l’éclipse à l’Académie, laissaient bien loin en arrière, malgré quelques défauts uniquement dus à l’exiguité de nos moyens pécuniaires, tout ce qu’on m’a montré depuis en ce genre. Sur les clichés ainsi obtenus directement au foyer, sans agrandissement ultérieur, le diamètre du Soleil était de 15 centimètres et la seconde d’arc valait 15/192 de millimètre; par suite, l’effet total du à la parallaxe relative de Vénus en 1874 (au moins 40") répondrait à un déplacement de 3 millimètres sur des épreuves pareilles obtenues en deux lieux bien choisis. Or quand bien même cette grandeur considérable serait mesurée grissièrement à l’aide d’une simple règle divisée, un double décimètre par exemple, et par simple estime à 1/10 de millimètre près, on à 1/30 du tout, pour en déduire la parallaxe du Soleil, il faudrait encore diviser ces résultats par 5, et on voit qu’on obtiendrait finalement cette parallaxe à 1/150 près. Mais en réalité on appliquera à ces épreuves des appareils micrométriques pareils à celui que M. Porro avait disposé pour moi, et l’on poussera beaucoup plus loin l'exactitude. Les épreuves elles-mêmes gagneront en précision si on les obtient à l’aide d’objectifs convenablement achromatisés par des procédés semblables à ceux de M. Rutherford, et parfaitement étudiés d'avance. Enfin on pourra multiplier presque indéfimirnent ces épreuves et ces mesures pendant la longue durée du passage. J'ai voulu seulement montrer, par l'exemple de résultats aquis et d’expériences couronnées de succès, que la méthode photographique conduit aisément au but, au moyen de deux stations convenablement choisies, et ne le cède en aucune manière aux espérances qu'avait fait concevoir autrefois la méthode de Halley.
» Il y a plus, la méthode photographique n'exige nullement dans la pratique, comme celle de Halley, la combinaison de deux stations. J'ai rernarqué qu'il suffirait de se placer, avec un héliomètre ou mieux avec un appareil photographique, en un quelconque des points du globe terrestre qui voient le Soleil culminer au zénith pendant un passage de Vénus, pour déterminer complétement la parallaxe relative de cet astre, au moyen de mesures obtenues dans cette seule station. En 1874, cette région est très-voisine du tropique du Capricorne et traverse tout le continent australien. Le point le plus avantageux se trouverait au nord de la baie des Chiens marins. L'effet parallactique, il est vrai, serait deux fois moindre que dans le cas de deux stations combinées; mais je le crois bien suffisant, et il est en tout cas digne de remarque qu'un photographe convenablement outillé obtiendrait ainsi, à lui seul, un résultat supérieur à celui qu'on acceptait encore avec tant de confiance il y a dix ans; il déterminerait à lui seul, je le répéte, la distance de la Terre au Soleil avec plus de certitude que tous les savants du rnonde entier en 1769. L'épreuve mériterait assurément d'être tentée par les observatoires australiens.
« Voici le moment de signaler aux observateurs l'appareil ingénieux que M. Laussedat a employé, à deux reprises, en Algérie (avec le concours de M. Girard, pour la photographie) et en Italie, dans le but d'observer photographiquement le passage de la Lune sur le Soleil. M. Laussedat a eu l'idée de rendre fixe la lunette photographique dans une direction horizontale et de renvoyer vers cette lunette la lumière du Soleil au moyen d'un héliostat. Pour être en état, et c'est ici le point capital, de soumettre les épreuves ainsi obtenues à des mesures précises, M. Laussedat a parfaitement reconnu qu'il fallait déterminer avec exactitude l'orientation de l'axe de cette lunette. Il y est parvenu en plaçant cette lunette dans la direction même de sa Lunette méridienne, et en assurant, à l'aide d'un bon niveau, l'horizontalité d'un des bords de la plaque sensible. On obtient ensuite par le calcul les éléments nécessaires pour transformer les coordonnées mesurées sur les clichés en coordonnées célestes rapportées aux cercles usités en astronomie. M. Laussedat me paraît donc fondé a s'exprimer sur ce sujet coinme il le fait dans la Lettre suivante, qu'il a bien voulu m'adresser le 20 février dernier:
« Voulez-vous me permettre de vous entretenir d’un autre sujet dont les astronomes s’occupent beaucoup depuis quelque temps. Je veux parler du prochain passage de Vénus sur le disque solaire.
« On a cherché, avec le plus grand soin, les localités où l’observation pourra se faire dans les meilleures conditions sous tous les rapports; on s’est attaché à prévoir lers différentes causes d’erreur, les illusions d’optique, etc., qui pourraient infirmer des résultats acquis à grands fais et avec beaucoup de fatigue.
« Au nombre des méthodes recommandées, principalement en Angleterre (et je sais combien vous en êtes vous-même partisan), se trouve celle des épreuves photographiques. Les Monthly Notices renferment, à ce sujet, des notes extrêmêment importantes de M. Warren de la Rue, de M. le major Tennant et de M. Proctor, qui ne vous ont certainement pas échappé.
« Une des causes d’erreur dont il semble le plus difficile de se garantir est celle qui dépend de la manière dont les épreuves sont repérées (dont les angles de position sont déterminés) pour permettre la comparaison de celles qui ont été obtenues dans des stations différentes.
« Dans le dernier numéro des Monthly Notices, M. Proctor indique comment il convient de choisir les stations pour que les effets de cette erreur aient la moindre influence possible sur l’exactitude du résultat. M. Warren de la Rue, de son côté, a montré que la détermination de l’angle de position pouvait se faire avec une grande précision, en répondant aux appréhensions du major Tennant qui ont provoqué les recherchs de M. Proctor. Il est certain que l’on devra préférer les stations indiquées par cet astronome pour y prendre des épreuves photographiques; mais, comme elles ne sont pas très-nombreuses, et qu’il me semblerait regrettable de renoncer partout ailleurs à la photographie, je crois devoir vous présenter les réflexions suivantes.
« L’inconvénient le plus grave, très-probablement, que l’on rencontre quand on cherche l’angle de position sur une épreuve photographique (et j’entends par là l’angle d’une ligne de repère tracée sur l’épreuve avec le diamètre N.-S. du Soleil), provient des irrégularités de position de la lunette conduite par un mouvement d’horlogerie; c’est, du moins, ce que je suppose. Or cet inconvénient se trouve évité dans la disposition que j’avais adoptée en Agérie, lors de l’observation de l’éclipse totale du Soleil du 18 juillet 1860.
« Cette disposition est celle-là même que Foucault a imaginée plus tard pour entreprendre des études variées d’astronomie physique, et qu’il se proposait de réaliser dans un instrument désigné par lui sous le nom de Sidérostat. Il serait inutile de vous faire la description d’un appareil que vous connaissez parfaitement, depuis l’époque où vous avez rendu compte à l’Académie des observations faites à Batna. D’ailleurs l’instrument analogue de Foucault vient d’être réalisé avec un très-grand soin. Je me bornerai donc à émettre le désir de voir appliquer le principe sur lequel il est fondé à la solution de la difficulté signalée par les astronomes anglais. Il est très aisé de voir, en effet, que, la lunette qui porterait l’appareil photographique étant disposée invariablement dans une direction déterminée astronomiquement et repérée á l’aide d’une mire et d’un collimateur, les irrégularités accidentelles du mouvement du miroir qui projette l’image du Soleil dans l’axe de cette lunette seraient sans danger. On pourrait, dans tous les cas, à l’aide de mouvements de rappel, ramener l’image au centre de la plaque dépolie à laquelle on substitue les plaques sensibles; et quand bien même l'image s'écarterait de cette position normale, on l'y ramènerait sans peine par le calcul.
» Je ne veux pas, dans cette Lettre, entrer dans des détails que vous pressentirez sans aucun doute, mais l'expérience que j'ai faite en 1860, et que j'ai répétée en 1867, en Italie, sur des épreuves du Soleil (l'éclipse n'ayant pas pu être observée à cause des nuages), m'a convaincu de l'extrême précision dont la méthode est susceptible.
« Ne vous semblerait-il pas prudent, si les astronomes français veulent prendre part aux expéditions qui auront pour but la détermination nouvelle de la parallaxe du Soleil en 1874, de faire, dès à présent, des essais multipliés de photographie et d'étudier les appareils et les
procédés, afin d'éviter les mécomptes? »
» Grâce aux procédés de M. Foucault, si bien appliqués par M. Martin, il est possible aujourd'hui d'obtenir des miroirs parfaitement plans: cela achève de rendre l'ingénieux appareil de M. Laussedat tout à fait applicable à l'observation du passage de Vénus. Je n'ai pour ma part qu'une modification à proposer, mais elle me parait essentielle. Les expériences que j'ai faites en 1858 avec une longue lunette de 15 mètres établissent à mes yeux la supériorité des épreuves de grandes dimensions, quand il s'agit de mesures. Celles qu'on a obtenues depuis sont trop petites; il faudrait au préalable les agrandir ou y appliquer de forts grossissements; or on grossit en même temps les défauts inévitables du cliché primitif qu'il superflu d'énumérer ici. Je parle, bien entendu, des défauts photographiques et non des défauts inhérents à toute image optique des astres, tels que les effets de la réfraction accidentelle et de la dispersion atmosphérique. Avec des objectifs de 16 ou 20 mètres de distance focale, par exemple, on obtiendrait du premier coup des images sur lesquelles le déplacement parallactique de Vénus serait représenté, comrne je l'ai fait voir tout à l'heure, par une grandeur linéaire qui rendrait absolument impossible toute érreur pareille à celle de l'ancienne évaluation de la parallaxe du Soleil. Sans doute il serait bien difficile d'installer au loin une pareille lunette quand elle doit prendre une direction quelconque; mais rien n'est plus aisé dans le système de M. Laussedat, car il suffit de séparer entièrement l'objectif de l'appareil ocullaire ou photographique, et de les installer sur des piliers séparés, entre lesquels le tuyau ordinaire serait supprimé et remplacé par un simple abri en toile. Quant aux très-intéressantes suggestions de M. Proctor (Monthly Notices) sur les moyens d'éviter, par un choix convenable des stations photographiques, l'influence des erreurs relatives à la direction des lignes de repère, je dirai que ces lignes ont toujours sur les épreuves, quand elles y sont projetées, une netteté admirable, bien supérieure à celle des bords mêmes du Soleil, et que les moyens déjà employés par M. Laussedat pour y rapporter par le calcul les lignes de repère célestes mettront les astronomes en état d'utiliser toutes les observations photographiques obtenues dans des stations quelconques. Restent les essais préalables que M. Laussedat recommande avec tant de raison: il n’est pas besoin de dire qu’ils sont déjà compris dans le programme des prévisions actuelles de la Commission. »
([i]) (1) Sur les passages de Vénus (Comptes rendus, t. LXVIII, p. 42 et 69). - Examen critique des idées et des observations du P. Hell sur le passage de Vénus en 1769 (même vol., p. 282).
([ii]) (1) Y compris les contacts qui pourraient être photographiés à part.
([iii]) (2) Voir ma Note sur l'état de la photographie astronomique en France (Comptes rendus, t. L, p. 965; 1860).
1870, 25 de Abril - Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
1870
25 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
T. LXX
Nº. 17
Pag. 892, 893, 894
ASTRONOMIE.-Sur les procédés d'observation photographique proposés par M. Paschen pour le prochain passage de Vénus; par M. Faye.
« M. le conseiller Paschen a bien voulu m'adresser un exemplaire de son travail sur le prochain passage de Vénus (1) ([i]); je vais tâcher d'en donner une idée nette à l'Académie, persuadé que nos confrères accueilleront avec intérêt une étude si parfaite de la question que j'ai déjà traitée moi-même à un autre point de vue dans la séance du 14 mars dernier.
» M. Paschen établit d'abord les conditions géométriques du choix des stations photographiques. Il montre que, pour tirer le meilleur parti possible de cetteméthode, il convient de choisir deux stations telles, que l'arc de grand cercle qui les unit coupe en quelque endroit la ligne terrestre des points pour lesquels Vénus culmine successivement au zénith pendant son passage sur le Soleil. Si ces deux stations sont à 125 ou 140 dgrés l'une de l'autre et à égale distance à peu près de la portion du parallele terrestre qui voit Vénus culminer au zénith, on s'assurera la plus longue durée possible pour les observations photographiques simultanées, en admettant que celles-ci ne puissent être utilement faites qu'entre des hauteurs de 12 à 35 degrés pour les astres observés.
« Ces conditions sont si élastiques qu'elles permettent de tirer un excellent parti des passages de Vénus les plus défavorables au point de vue des autres méthodes. M. Paschen a indiqué, à titre d'exemple, les trois couples de stations suivantes pour 1874:
« 1º Les îles Chatam et Mascate;
« 2º Les îles Chatatm et Bassora;
« 3º Les îles Samoa et le port de Mahé aux Séchelles.
» II s'est en outre assuré, par des calculs relatifs au premier groupe, qu'il serait aisé d'obtenir, en deux heures d'observations photographiques correspondantes, une trentaine d'épreaves fournissant trente équations de condition où le coefficient de l'excès de la parallaxe de Vénus sur celle du Soleil serait constaniinent de 1,8. II serait impossible de trouver des stations aussi favorables pour les observations astronomiques (au moyen de l'héliométre) que les astronomes allemands se proposent d'instituer en 1874.
» Le système photographique de M. Paschen consisterait à prendre les empreintes, non pas au foyer de l'objectif, comme je l'ai conseillé moi même, mais au moyen d'une seconde lentille à court foyer, afin de photographier à la fois les astres et le réticule de la lunette (1) ([ii]). Il faut, dans ce cas, une monture parallactique. Quant au degré de précision, M. le conseiller Paschen a constaté que la distance de deux traits peut être obtenue, par une seule opération de pointé à 0,00043 de ligne près, au moyen de la machine à diviser de Repsold: en admettant que les photographies solaires n'aient que 4 pouces de diamètre, et que le pointé sur les bords de ces images soit vingt fois moins précis que sur des divisions d'une grande netteté, l'erreur moyenne, portée à 0,0086 de ligne, resterait encore au-dessous de l'erreur à craindre sur une double mesure obtenue avec le célèbre héliomètre de Kœnigsberg.
« Voici la conclusion dernière de ces recherches que M. Paschen se propose de pousser encore plus loin: l'observation photographique constitue, en définitive, l'un des meilleurs moyens connus de déterminer la parallaxe solaire. Je suis heureux, pour rna part, d'avoir été le premier à signaler (en 1852) cette belle application de la photographie à l'attention des astronomes. Le Mémoire si bien étudié de M. Paschen ne laisse subsister désormais aucun doute à cet égard, et si les astronomes se décident à appliquer encore, en 1874, la méthode de Halley, ce sera seulement, je crois, par un sentiment de respectueuse déférenee pour leurs-devanciers, mais non dans l'espoir d'obtenir un résultat comparable à celui des méthodès photographiques. »
([i]) (1) Astr. Nachr., nº 1796.
([ii]) (1) C'est aussi ce que nous avons fait, il y a douze ans, M. Porro et moi, pour observer photographiquement le Soleil à la lunette méridienne, procédé que je ne désespère pas de voir appliquer un jour dans les plus grands observatoires.
25 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
T. LXX
Nº. 17
Pag. 892, 893, 894
ASTRONOMIE.-Sur les procédés d'observation photographique proposés par M. Paschen pour le prochain passage de Vénus; par M. Faye.
« M. le conseiller Paschen a bien voulu m'adresser un exemplaire de son travail sur le prochain passage de Vénus (1) ([i]); je vais tâcher d'en donner une idée nette à l'Académie, persuadé que nos confrères accueilleront avec intérêt une étude si parfaite de la question que j'ai déjà traitée moi-même à un autre point de vue dans la séance du 14 mars dernier.
» M. Paschen établit d'abord les conditions géométriques du choix des stations photographiques. Il montre que, pour tirer le meilleur parti possible de cetteméthode, il convient de choisir deux stations telles, que l'arc de grand cercle qui les unit coupe en quelque endroit la ligne terrestre des points pour lesquels Vénus culmine successivement au zénith pendant son passage sur le Soleil. Si ces deux stations sont à 125 ou 140 dgrés l'une de l'autre et à égale distance à peu près de la portion du parallele terrestre qui voit Vénus culminer au zénith, on s'assurera la plus longue durée possible pour les observations photographiques simultanées, en admettant que celles-ci ne puissent être utilement faites qu'entre des hauteurs de 12 à 35 degrés pour les astres observés.
« Ces conditions sont si élastiques qu'elles permettent de tirer un excellent parti des passages de Vénus les plus défavorables au point de vue des autres méthodes. M. Paschen a indiqué, à titre d'exemple, les trois couples de stations suivantes pour 1874:
« 1º Les îles Chatam et Mascate;
« 2º Les îles Chatatm et Bassora;
« 3º Les îles Samoa et le port de Mahé aux Séchelles.
» II s'est en outre assuré, par des calculs relatifs au premier groupe, qu'il serait aisé d'obtenir, en deux heures d'observations photographiques correspondantes, une trentaine d'épreaves fournissant trente équations de condition où le coefficient de l'excès de la parallaxe de Vénus sur celle du Soleil serait constaniinent de 1,8. II serait impossible de trouver des stations aussi favorables pour les observations astronomiques (au moyen de l'héliométre) que les astronomes allemands se proposent d'instituer en 1874.
» Le système photographique de M. Paschen consisterait à prendre les empreintes, non pas au foyer de l'objectif, comme je l'ai conseillé moi même, mais au moyen d'une seconde lentille à court foyer, afin de photographier à la fois les astres et le réticule de la lunette (1) ([ii]). Il faut, dans ce cas, une monture parallactique. Quant au degré de précision, M. le conseiller Paschen a constaté que la distance de deux traits peut être obtenue, par une seule opération de pointé à 0,00043 de ligne près, au moyen de la machine à diviser de Repsold: en admettant que les photographies solaires n'aient que 4 pouces de diamètre, et que le pointé sur les bords de ces images soit vingt fois moins précis que sur des divisions d'une grande netteté, l'erreur moyenne, portée à 0,0086 de ligne, resterait encore au-dessous de l'erreur à craindre sur une double mesure obtenue avec le célèbre héliomètre de Kœnigsberg.
« Voici la conclusion dernière de ces recherches que M. Paschen se propose de pousser encore plus loin: l'observation photographique constitue, en définitive, l'un des meilleurs moyens connus de déterminer la parallaxe solaire. Je suis heureux, pour rna part, d'avoir été le premier à signaler (en 1852) cette belle application de la photographie à l'attention des astronomes. Le Mémoire si bien étudié de M. Paschen ne laisse subsister désormais aucun doute à cet égard, et si les astronomes se décident à appliquer encore, en 1874, la méthode de Halley, ce sera seulement, je crois, par un sentiment de respectueuse déférenee pour leurs-devanciers, mais non dans l'espoir d'obtenir un résultat comparable à celui des méthodès photographiques. »
([i]) (1) Astr. Nachr., nº 1796.
([ii]) (1) C'est aussi ce que nous avons fait, il y a douze ans, M. Porro et moi, pour observer photographiquement le Soleil à la lunette méridienne, procédé que je ne désespère pas de voir appliquer un jour dans les plus grands observatoires.
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