1858, 1 de Fevereiro
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 5
Pag. 199, 200, 201

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ASTRONOMIE. - Images photographiques de La Lune.

Profitant du retour a Paris de M. de Verneuil, le P. Secchi envoie à l’Académie les extraits de quelques publications faites dans l’année 1857.

« Pendant les belles soirées du mois passé (décembre 1857), avec l’assistance de deux amateurs de photographie, j’ai pris plusieurs phases lunaires dans le double but de recueillir les matériaux pour une sélénographie, et d’examiner plusieurs questions relatives à l’action chimique propre des différents corps célestes. Par rapport à la sélénographie, ces photographies partielles ne peuvent donner avec netteté qu’une lisière assez étroite près de la limite d’illumination, car le reste étant sans ombre marquée ne présente que le contour des taches principales, comme on le voit à la pleine lune. Ces images isolées ne peuvent servir à tous indistinctement, mais sont précieuses pour l’astronome, car, en superposant successivement les diverses phases, on obtiendra la lune entière. Cette superposition cepéndant est difficile à bien réussir, à cause de la libration, qui déplace sensiblement les taches relativement aux bords. Mais, même avec ce secours, les nombreux détails de notre satellite ne pourront, dans l’état actuel de l’art photographique, être représentés avec les détails que l’oeil decouvre; cependant on obtiendra ainsi un canevas précieux et exact. Les nombreuses épreuves que j’ai recueillies seraient déjà suffisantes pour la sélénographie entière, et il ne reste qu’un ouvrage de patience et de temps, plus approprié a un artiste qu’à un astronome.
« Mais l’étude principale à laquelle ces expériences étaient destinées, était la connaissance du pouvoir chimique de la lumière lunaire dans ses différentes phases, et comparativement aux autres corps célestes. Pour cela, nous avons renoncé à prendre des positives directes sur collodion, ce qui pouvait se faire avec une exposition d’un très-petit nombre de secondes, mais avec une incertitude trop grande pour la mesure de la force, et nous avons préferé les négatives sur collodion ordinaire. La question du temps était, du reste, tout à fait secondaire avec un instrument comme notre équatorial, qu’on peut tenir absolument fixe sur un même point plusieurs minutes sans difficulté, et avec un peu d’adresse on peut très-bien régler son mouvement, même pour suivre la lune en déclinaison aussi longtemps qu’on veut.
» Les résultats obtenus sont les suivants: Quand la lune est pleine, six secondes suffisaient pour avoir une trace de l’impression des parties plus claires en négative. Avec deux minutes d’exposition, on obtenait une épreuve vigoureuse qui paraissait au premier contact du liquide révélateur, et avait. tous les détails nécessaires à faire un fond général de carte lunaire. Dans la phase du premier quartier, cinq ou six minutes sont nécessaires pour obtenir la même force d’impression, même pour la partie la plus éclairée de la phase; les parties qui sont faiblement illuminées près des bords intérieurs de la phase, sont à peine arrivées à une teinte suffisante. Il est bien entendu qu’on employait toujours des préparations identiques et qu’on répétait au moins trois fois l’expérience chaque soir, la lune étant a peu prés à une hauteur, sinon égale, du moins pas trop différente. Pendant la phase du sixième jour, le temps est monté à six minutes et demie et pour celle du cinquième, même avec sept minutes et demie, on eut une impression assez faible. Le quatrième, la lune était trop basse pour servir de règle. On voit donc qu’il y a une grande différence de force dans ces époques, et il est remarquable que les nombres qui exprimeraient la force de radiation pour les phases différentes sont encore ici plus petits que ceux déduits, par Lambert, des considérations théoriques de phototmétrie. Selon cet auteur, le rapport de la lumière entre la lune pleine et le premier quartier serait : : 66 : 42, ou approximativement : : 3 : 2, et noous trouvons l’action chimique : : 3 : 1 environ. Dans une autre communication, j’ai déjà remarqué que la théorie de Lambert est en défaut, même en cela qu’il trouve le centre plus lumineux que le bord, ce qui n’a pas lieu dans la lune pleine.
» Mais la chose la plus singulière et la plus intéressante est la cornparaison de la lumiére de la lune avec celle de Jupiter. La lune étant à son premier quartier, et pas trés-éloignée de Jupiter, nous photographiâmes tous les deux successivement, et nous trouvâmes que Jupiter donnait en un moindre temps (quatre minutes) une impression au moins aussi vigoureuse que la partie la plus claire de la lune: ses bandes étaient très-marquées et il y eut trace encore de quelqu’un des satellites. Cependant de cette seule observation on ne pourrait conclure absolument rien en faveur de la puissance de la lumière de Jupiter, car la position des deux astres était alors assez différente relativement au soleil; il fallait nécessairement attendre une position à peu prés semblable en élongation. Ayant donc répété les expériences le jour avant la pleine lune, ontrouva le temps pour Jupiter environ deux fois plus long que pour la lune. Ainsi quoique la lumière absolue de Jupiter soit moindre que celle de la lune, cependant réfléchissant sur sa distance au soleil (cinq fois environ plus grande que celle de la lune) et la diminution de la lumière en raison du carré des distances, on ne peut échapper à la conséquence que proportionnellement, la force de la lumière de Jupiter est plus grande que celle de la lune. On est donc conduit à admettre, pour le premier astre, une atmosphère plus réfléchissante que le sol sombre et volcanique de notre satellite, ce qui, du reste, s’accorde bien avec la facilité relative avec laquelle on peut appliquer de forts grossissements à Jupiter en le regardant avec la lunette, pendant qu’en proportion la lumière de la lune devient alors très-faible. Dans une matière aussi vague que l’évaluation des forces chimiques, il serait difficile d’avoir des nombres plus exacts, mais même ces aperçus ne seront pas sans intérêt; et on voit d’après ceux-ci qu’il n’est pas absurde de croire qu’un jour peut-être des réactifs chimiques convenablement choisis pourront nous révéler la qualité des matériaux dont sont formés les corps célestes.
« Je finirai par une question: On sait combien le peuple et surtout les agriculteurs attribuent d’influente à la lune: parmi les cultivateurs des environs de Rome, il est admis en principe que certains légumes ne doivent pas se semer à lune obscure (nouvelle ou près de la conjonction), car alors ils se développent trop vite, et au contraire ils se développent moins s’ils sont semées a lune pleine. Je ne connais pas d’expériences soignées a ce sujet; mais en supposant cela exact, on pourrait en trouver la raison dans la force stimulante des rayons lunaires, car les plantes tendres semées à la lune obscure se trouveraient sortir de la terre à peu près à la pleine lune, et il est très-probable que la force des rayons lunaires est alors suffisante dans les pays où I’atmosphère est très-pure pour accélérer la végétation, bien plus qu’il n’arriverait si les plantes étaient déjà dans un âge plus avancé. Au contraire étant semées à lune pleine, elles se trouveront sortir de la terre à lune obscure, et elles passeront la période de leur plus grande sensibilité à l’abri de cette lumiére nocturne. Quoi qu’il en soit, l’influence de la lune ne doit pas être nulle sur la végétation si elle est sensible sur les réactifs ordinaires. »

1858, 26 de Abril

1858, 26 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
Janvier-Juin
T. XLVI
Nº. 17
Pag. 793, 794, 795, 796

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ASTRONOMIE. - Dessin d'une tache solaire; images photographiques de la lune et de Saturne; Lettre du P. Secchi à M. Élie de Beaumont.

« Rome, ce 6 avril 1858.

« Les dernières communications de M. Chacornac ayant complétement confirmé ce que j'ai énoncé il y a déjà longtemps sur la structure des taches solaires, en ce qui regarde leur aspect filandreux et à manière de courants, je crois à propos d'envoyer à l'Académie le dessin de la tache visible le 14 mars et plusieurs jours après à l'œil nu, ici à Rome. Ce dessin a été fait le 14 sur très-large échelle pour y pouvoir faire entrer tous les détails qui sont assez nombreux; plusieurs autres dessins plus petits ont été faits les jours suivants pour suivre les variations de la tache et seront publiés ailleurs. Je dois avertir que le dessin n'a pas été fait par moi, car je craignais que quelque opinion préconque pût influer sur le jugement de l'oeil: l'auteur est un de mes élèves, artiste habile; je me suis contenté de vérifier son dessin, et je l'ai trouvé si exact, que je n'hésite pas à le présenter comme parfait.
« Il suffit de jeter les yeux sur ce dessin pour l'aspect filandreux de la partie principale de la tache, dont les parties semblent décrire des courbes spirales. Mais une chose assez remarquable est une,portion du noyau principal qui était couverte d'un voile rougeâtre, beaucoup moins lumineux que la pénombre: le fait n'était pas nouveau pour moi, mais je ne l'avais jamais si bien constaté. Ce nuage léger, qu'on me permette l'expression, était déjà disparu le jour suivant et remplacé par une languette de la matière dela photosphère ordinaire: chose que j'ai déjà remarquée autrefois. Les noyaux plus petits ne présentaient rien d'extraordinaire, excepté l'un d'eux qui paraissait tacheté de brun et de noir, comme on le voit dans le dessin. La conclusion immédiate de ces observations est qu'il ne suffit plus d'admettre dans le soleil une atmosphère dépourvue de lumière et la photosphère, mais qu'il existe encore une qualité de matière sensiblement lumineuse et qui, se projetant sur les noyaux, produit l'effet des nuages, et peut-être est la veritable source des protubérances rouges observées dans les éclipses totales. A cette espèce de voile est dû sans doute l'aspect sombre des bas-fonds des taches, d'où il arrive que les pénombres paraissaient plus obscures que le reste de la photosphère. En effet, si les taches sont des ouvertures dans l'enveloppe lumineuse et que la pénomhre soit formée par les courants de cette matière même qui tend a se niveler, en se traînant probablement sur la surface même de l'astre, leur niveau doit être plus bas que les parties plus élevées de la photosphère ordinaire, et pour cela leur lumière doit être plus absorbée par la couche supérieure d'atmosphère.
« J'ai voulu essayer de déterminer la profondeur de quelqu'une des taches et sonder, pour ainsi dire, l'épaisseur de l'enveloppe de la photosphère lumineuse, et j'ai été surpris de la trouver bien moindre qu'on ne le soupçonnerait. Pour comprendre comment cela peut se faire, supposons une tache formée par une cavité circulaire. Les bords inclinés formeront la pénombre et l'ouverture sera le noyau: quand cette tache se présente au centre du disque, la pénombre est circulaire, mais en s'approchant du bord elle devient ovale, et (comme il est bien connu) la pénombre disparait du côté du centre avant de disparaître du côté du bord. Si on peut observer la tache dans le moment où sa pénombre disparaît du côté du centre, on aura directement l'angle d'inclinaison de son intérieur ou (comme on dit) de son talus: car cet angle est égal a la distance héliocentrique du point de la tache au point le plus voisin du bord du disque qui forme alors la limite de la projection optique du globe solaire par rapport à l'observateur. Or, en connaissant le diamètre du soleil et en mesurant la distance de la tache au bord, il est facile d'en déduire cet angle. La largeur de la pénombre ou du talus s'obtiendra facilement en mesurant la projection de la pénombre même dans la direction de son plus long diamètre, et de cette largeur et de l'inclinaison du talus on conclut aisément la profondeur. Cela est exact lorsque la tache est circulaire; si elle était irrégulière on serait exposé à des illusions. Cependant l'observation montre que les taches de médiocres dimensions se conservent assez longtemps avec une régularité suffisante. Ayant donc au commencement de mars remarqué un groupe de ces taches presque circulaires qui s'approchaient du bord du disque, je me mis à les surveiller, et le 8 du même mois, la première des deux parut sensiblement sans pénombre du côté intérieur pendant que celle-ci était très-visible du côté extérieur, et assez allongée au-dessus et au-dessous du noyau. J'en pris les mesures, et voici les données du calcul déduites de l'observation :


8 mars Ind. Rom …………………..............................12h 53m
Distance du centre de la tache au bord du soleil …….33",01
Largeur de la pénombre en direction transversale …...112",025
Largeur de la pénombre du côté extérieur …………...1",35
Du côté intérieur sensiblement ………………………0


» De ces données on déduit pour l'inclinaison des bords 14 degrés environ, et la profondeur =0,37 en prenant pour unité le rayon équatorial du globe terrestre: c'est-à-dire que l'épaisseur de la couche lumineuse du soleil serait un peu plus qu'un tiers du rayon de la terre. Ce résultat doit être confirmé par de nouvelles mesures, et sans doute on ne trouvera pas partout la même profondeur; mais en observant que le phénomène en question de la disparition de la pénombre ne se vérifie que très-près des bords, on est porté a croire que la valeur trouvée ne s'éloigne pas beaucoup de la vérité, et probablement on n'arrivera pas à trouver une profondeur supérieure au rayon terrestre. Avec une enveloppe en proportion si mince ( du rayon solaire tout au plus) on ne serait pas surpris de le voir si fréquemment déchiré.
« Avec le dessin de la tache solaire, je vous envoie une photographie de la lune de 20 centimètres de diamètre, qui est prise au septième jour d'âge et qui surpasse en précision celles que j'ai obtenues jusqu'ici. J'aurais envoyé plusieurs autres phases dont j'ai les négatives télescopiques, mais le mauvais temps a empêché d'en tirer les positives, l'appareil destiné à cela ne pouvant fonctionner avec précision qu'avec la lumière directe du soleil, et la saison actuellement est si incertaine, qu'il ne vaut pas la peine d'essayer. J'ai réussi a obtenir une excellente photographie de Saturne, qui dans les dimensions de 1 millimètre au plus montre non-seulement les espaces noirs entre la planète et l'anneau, mais encore l'ombre de la planète sur l'anneau. On peut le grossir jusqu'à 1 pouce ou 2 de diamètre avec une précision suffisante. On voit deux choses très-intéressantes en cette photographie: 1º. la planète est plus sombre que l'anneau; 2º. la lumière de la planète est en proportion plus forte que celle de la lune, car la lune pleine s'obtient justement en 20 secondes et Saturne est venu solarisé en 8 minutes: le rapport de ces temps n'est que 1:24, pendant que selon les lois des distances il devrait être plus grand et au moins 1:80. Ce résultat prouve que Saturne (comme je l'ai déjà dit de Jupiter) est environné d'une atmosphère réfléchissante et que la lune est tout à fait noire, à peu près comme nos montagnes vis-à-vis des nuages. Je vous envoie encore deux petites photographies de grandeur de l'image télescopique, mais très-inégales et qui font voir combien on pourra tirer profit de la photographie pour les diamètres de la lune et du soleil. Ce qui est encore très-remarquabJe dans la pleine lune est le fond noir des parties lisses, et le grand éclat des parties raboteuses: doit-on croire celles-ci couvertes de glace ou de neige? Pour les bas-fonds on ne saurait admettre cette atmosphère si épaisse qui a été soupçonnée dernièrement par un illustre astronome: car après ce que je vois en Jupiter et Saturne et sur la terre même, il paraît que les atmosphères sont plus réfléchissantes que les continents solides. Toutes ces photographies, je les dois à l'obligeance de M. Barelli, qui s'en est occupé avec une activité extraordinaire et une attention infatigable, seulement par amour de la science. »

1858, 30 de Agosto
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
T. XLVII
Nº. 9
Pag. 362, 363, 364, 365, 366

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ASTRONOMIE. - Communications du P. Secchi.

Atlas photographique lunaire.

« J'ai l'honneur de présenter à l'Académie un atlas de phases lunaires. photographiées à l'aide de la grande lunette de Merz du Collége Romain. Le diamètre des lunes est de 20 centimètres, et l'Académie connaît déjà la manière de les obtenir. Cette manière consiste à faire une épreuve négative en collodion du diamètre de 45 millimètres; l'image est grossie après à l'aide d'un grand microscope solaire, et on obtient ainsi une image positive sur cristal albuminé de la grandeur, qu'on veut. De cette image positive, on tire des matrices négatives pour en former les épreuves positives en papier.
« La dimension actuelle représente la lune comme on la verrait dans une lunette grossissant quatre-vingt-dix ou cent fois, et on s'est arrêté à cette limite, où les aspérités du papier venaient égaler les irrégularités inévitables de l'image produites par l'aspérité de la couche collodionnée et albuminée. Ces photographies font un excellent effet en les regardant de loin sous une lumière assez forte avec une lunette qui grossit huit à dix fois.
» Les résultats que la science peut tirer de cette collection me paraissent assez intéressants:
« 1º. J'ai déjà remarqué autrefois l'énorme différence de temps d'exposition nécessaire à l'impression selon les phases différentes: ainsi il faut sept minutes pour la phase de quatre jours et seulement vingt secondes pour celle de la lune pleine.
« 2º. La différence d'intensité lumineuse dans les diverses parties lisses et raboteuses est énorme. Dans la pleine lune, pour moi une distinction assez sensible des différentes régions de la surface, nous avons limité le temps, comme j'ai dit, à vingt secondes: mais pendant que les montagnes sont blanches, les mers sont presque noires. Cet effet, qui est frappant pour la lune vue de nuit, disparaît en réalité pour la lune vue de jour. En effet, regardant cet astre pendant que le soleil est encore sur l'horizon, on voit les montagnes se détacher très-bien sur le fond bleu du ciel, pendant que les mers ont la même intensité que l'atmosphère terrestre et par là mème disparaissent. De là découle un résultat peut-être inattendu en photométrie, c'est-à-dire que la lumière de notre atmosphère éclairée par le soleil est égale à celle de la pleine lune dans ses parties plus sombres pendant la nuit. Ce même effet se reproduit dans un degré presque égal dans la phase du dixième jour où le cratère Copernicus paraît isolé de toutes les parties environnantes qui cependant étaient éclairées, mais dont l'intensité chimique est assez faible parce que ce sont des parties lisses.
» 3º. Les images lunaires ont été faites dans les mois de mars et avril; dans les mois d'été, il a été impossible de rien obtenir de bien fait à cause de la grande vivacité de la lumière du ciel, qui quelquefois a même produit des images renversées. De là une difficulté très-grande pour prendre les phases des premiers jours, la lune étant toujours alors plongée dans la lumière crépusculaire. L'atlas donne les jours 4e, 5e, 6e, 7e, 8e, 10e, 12e, 14e ou pleine lune. Nous avons omis quelques jours de la lune assez avancée, car les détails de la surface lunaire s'obtiendront beaucoup mieux à phase décroissante, à cause de la grande quantité des parties lisses et peu efficaces.
« 4º. Pour la théorie des formations lunaires on n'observera pas sans intérêt les vastes rayonnements qui partent des cratères principaux, surtout Tycho, Copernicus, Képler. Le premier est si marqué, qu'il donne à la lune l'aspect d'un globe divisé par méridiens, le pôle étant dans le centre du cratère lui-même.
« 5º Une circonstance très-remarquable se présente dans les photographies, laquelle, au premier abord, paraît tenir à une imperfection d'exécution: c'est une espèce d'indécision des images et un éparpillement de la lumière dans l'environ des tâches, qu'on serait tenté d'attribuer à un mouvement de l'image, surtout dans la pleine lune; mais ce serait à tort. En effet, cette même diffusion autour des parties claires commence dès la phase du 10e et 12e jour, où des petits cratères très-bien détaillés prouvent la précision de l'image. Il paraît donc que cela tient à une action plus forte d'illumination, qui a sa source dans les aspérités qui nécessairement entourent chaque cratère (1) ([i]).
« L'exécution photographique de ces images lunaires est due à M. François Barelli, pharmacien chimiste romain et amateur distingué de photographie. Pour assurer le succès de tant de phases, il a fallu de la part du photographe une persévérance tout à fait extraordinaire et une adresse trés-intelligente, et je déclare lui être immensement obligé.

Études sur la planète Mars.

« Pendant la dernière apparition de la planète Mars, on a exécuté, a l'observatoire du Collége Romain, une suite de quarante dessins représentant la planète comme on la voyait dans notre lunette, et avec les mêmes couleurs, et les modifications qu'y pouvait même introduire l'état de l'atmosphère terrestre. C'est pourquoi, dans quelques-uns de ces dessins, les taches sont assez faibles, et les couleurs assez pâles, pendant qu’ordinairement elles sont très-vives.
« En général, la configuration de Mars la plus frappante a été celle de présenter une grande tache bleue de forme presque triangalaire, prolongée comme un vaste canal qui s'étend d'un pôle à l'antre. Un autre canal plus étroit se trouve à 120 degrés environ de longitude du premier, mais n'est pas si marqué. Le reste de la surface équatoriale ne présente qu'une vaste extension de couleur rougeâtre et légèrement ombrée de brun, et parsemée de points blancs et rouges plus vifs.
« Les taches polaires sont blanches ou plutôt jaune clair et sont environnées de tous côtés des canaux bleus.
« Pour découvrir la véritable forme de ces taches dont l'aspect paraissait changer d'une manière assez singulière pendant la rotation de la planète, on a dessiné une boule de manière à reproduire par projection, dans une chambre obscure, toutes les phases des taches, et cela nous a conduit à une forme assez singulière, qu'un examen plus attentif fait aprés a complétement confirmée. La suite des observations embrasse au moins deux rotations entières de la planète, commençant le 30 juin et finissant le 14 août; la figure des taches est donnée dans les dessins nos 39 et 40. La tache polaire boréale serait composée de trois lobes ou portions circulaires, et l'australe serait presque spirale. On a mesuré souvent la grandeur de ces taches et leur direction, et les détails seront insérés dans un Mémoire spécial.
» Sur la stabilité de ces taches, il n'est pas facile de se prononcer nettement. De mes propres observations faites dans l'année 1856, il résulte que le grand canal bleu existait certainement même alors, mais pas si dilaté que cette année-ci. Les dessins publiés à Madras par le capitaine Jacob, dans l'année 1852, s'accordent pour la position de deux canaux bleus, mais ils sont assez différents dans les détails, même peut-être plus qu'on ne saurait expliquer par la différence des instruments. II est impossible de reconnaître les taches actuelles dans les figures de Maedler 1830 et 1832. Et il paraît bien difficile qu'on ne les ait pas mieux vues avec la grande lunette de Berlin. Ces taches seraient donc probablement variables, au moins en partie. Les taches polaires le seraient bien plus; mais je ne connais aucune serie d'observations suivies qui démêle les variations dues à l'irrégularité de leur forme, des variations proprement dites, car ces taches sont difficiles à bien observer. Nous y avons fait une attention très-scrupuleuse, principalement alors que, tâchant de reproduire l'ensemble des dessins sur la boule, nous nous aperçûmes qu'il fallait absolurnent admettre des taches polaires de forme irrégulière, ce qui est confirmé par les échancrures observées dans les taches mêmes (voir dessins 20, 35, 37). En général, les taches blanches paraissent plus sujettes à des variations que les autres. Nous avous vu quelquefois des légers filaments blancs traverser les taches bleues, et après nous ne les avons plus aperçus. Ces taches blanches seraient-elles des nuages?
« Si sur une question aussi douteuse j'avais à émettre une opinion, elle serait que Mars est à peu près un corps de constitution physiqiie intermédiaire entre la Lune, la Terre et Jupiter. L'atmosphère de Mars ne serait que bien légère en comparaison de celle de Jupiter. Les figures que j'ai faites de cette dernière planète montrent des taches qui rappellent nos ouragans, et son aspect dans cette année 1858 a été très-différent de celui de 1856. La Lune, au contraire, sans atmosphère sensible, serait l'autre extrème, et Mars avec une faible atmosphère serait intermédiaire.
» La faible élevation de Mars sur l'horizon a beaucoup limité le temps des bonnes observations; mais ces études sont suffisantes pour fixer une époque sûre par l'aspect de la planète.
« Je finirai en disant que les dessins chaque soir ont été faits séparément par moi et par mon élève et confrère le P. Cappelletti, et qu'ils se trouvaient toujours d'accord, et que c'était seulement après qu'on avait constaté cette condition qu'ils étaient définitivement adoptés et dessinés au net par le P. Cappelletti lui-même, qui en cela a acquis une adresse toute spéciale.

Catalogue d'étoiles doubles.

« Ce travail est le résultat de trois ans d'observations faites au Collége Romain avec l'équatorial de Merz. Je me suis appliqué à mesurer de nouveau toutes les étoiles doubles les plus serrées contenues dans les premiers quatre ordres des Mensurœ micrometricœ de M. Struve. Chaque étoile luisante (lucida)a été observée au moins deux fois, bien souvent trois et même davantage, si elle était reconnue binaire. Les autres (reliquœ) ont été mesurées aussi ordinairement deux fois et seulement un petit nombre une seule fois. On a exclu, de cette revue, les étoiles reliquœ dont le compagnon est de 10e ou 11e grandeur.
« J'y ajoute un appendice de plusieurs étoiles assez australes contenues dans le catalogue de Pulkowa publié par O. Struve dans l'année 1843et une autre série des étoiles australes de sir J. Hershel observées au Cap et visibles à Rome.
« Ce catalogue résulte de 3750 observations complètes, et contient environ un millier d'étoiles doubles toutes mesurées par moi, et chaque observation a été répétée au moins trois fois en angle et autant en double distance. La nature de ce travail très-délicat a exigé une attention extraordinaire pour ne perdre aucune des circonstances favorables, qui même à Rome sont assez rares.
« J'ajoute aux observations toutes réduites la position de Struve, d'où on peut juger du changement de place des satellites. Ces changements arrivent dans le premier ordre, parfois à 17 degrés ou 20 degrés en position, ce qui est infiniment supérieur aux erreurs d'observations qui n'arrivent jamais au delà de 5 degrés dans cet ordre, et sont sensiblement moindres pour les autres.
» Notre époque est séparée d'environ 25 ans de celle de Struve, et aprés un intervalle pareil on aura déjà des mouvements assez bien assurés pour pouvoir calculer plusieurs orbites,
« Le principal avantage de cette revue consistera à fixer la qualité des objets qui méritent le plus d'attention de la part des astronomes, et la comparaison de mes résultats avec ceux des autres observateurs contemporains réussira à faire éliminer une grande partie des incertitudes qui dérivent des équations personnelles dans ce genre d'observations (1) ([ii]). «
([i]) (1) Du reste, il aurait été impossible d'obtenir une phase exacte et non l'autre, car après avoir trouvé le foyer chimique dans la lunnette, on fixa un point de repère pour le retrouver immédiatement sans tâtonnement; ce foyer était de 17 millimètres plus éioigné que le foyer optique. Du reste, s'il y a quelque indécision dans l'image, cela tient surtout à l'agitation de l'air et au mouvement de l'image qui s'ensuit; cela produit une difficulté extrême, et nous avons dû rejeter bien des épreuves faites dans des soiréss où l'air atmosphérique était agité.
([ii]) (1) Un extrait de ce catalogue paraîtra dans les Comptes rendus.