jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
entre les époques t1 et t2, entre lesquelles l'image du champ a tourné de 180°. Soient Y' la valeur de l'angle Y' à D, < o l'époque tl, où l'équateur solaire, par exemple, est normal à la fente du spectroscope, et y = Y1 + TI la valeur de Y augmentée de 1800 à l'époque t2. On aura les deux conditions, Multipliant membre à membre, jl vient finalement Le signe — montre que les deux époques t1 et t2 (supposées aussi rapprochées que possible) sont de signe contraire, ce qui signifie que les deux positions correspondantes de l'astre sont situées
signifie que les deux positions correspondantes de l'astre sont situées de part et d'autre du plan de référence (ici, du plan méridien); il faut excepter les cas limites où l = 0 et t = 'Soit 2 = t2—■ /, la différence des deux époques; si l'on se donne t1, on calculera t2. L'intérêt est surtout de connaître les deux époques pour lesquelles cette différence est minimum. Écrivons donc r/9 = 0, c'est-à-dire dt1 + dt2 = 0 et différentions la relation qui lie t1 à t2; il vient, tous calculs faits, sin T1( /2 + t2) COST: (t2tl) =
calculs faits, sin T1( /2 + t2) COST: (t2tl) = 0. C'est la solution = 0 qui donne le minimum cherché; l'autre, t2 Lt = ; donne le maximum de 12 heures qui n'a pas d'intérêt. Les deux époques cherchées symétriques par rapport à t = 0 sont mesurées par des durées égales et de signe contraire; substituant, pour avoir leur valeur absolue, En donnant à K/les valeurs croissantes depuis K' = 1 (rotation uniforme) qui donne t = de jour ou 6 heures et t2 - t1 = 12 heures, on trouve que l'intervalle 9 = '2II se resserre
heures, on trouve que l'intervalle 9 = '2II se resserre de plus en plus. Appliquant le calcul à la détermination de cette différence 9 aux trois époques les plus intéressantes relatives au Soleil, on obtient 0. Il III Solstice d'été. 7.54 Equinoxe 12. 30 Solstice d'hiver 2.45 résultats qui démontrent la possibilité de voir tourner l'équateur de 180° en beaucoup moins de 12 heures. D'ailleurs la rotation n'a pas besoin d'être exactement de 180° pour montrer successivement les deux effets inverses du balancement des raies, car la vitesse absolue des parallèles solaires ne diminue que de - jusqu'à + 20°
parallèles solaires ne diminue que de - jusqu'à + 20° de latitude héliocentrique, de sorte qu'un déplacement de 180° 50°= 130° suffit à montrer le double phénomène dans toute sa netteté. Il resterait à déterminer les orientations du faisceau réfléchi les plus favorables à l'observation; mais ce problème est assez complexe et mérite d'être traité à part. Ce qui précède suffit à montrer que, même dans les particularités des instruments qui, au premier abord, paraissent des imperfections fâcheuses, on trouve des ressources utilisables pour d'autres genres d'expériences. L'étude approfondée des appareils, dans leurs propriétés géométriques, apporte, le plus souvent, quelque
appareils, dans leurs propriétés géométriques, apporte, le plus souvent, quelque particularité susceptible de rendre des services inattendus. PHOTOGRAPHIES STELLAIRES AVEC LA GRANDE LUNETTE DE L'OBSERVATOIRE DE MEUDON; PAR M. H. DESIANDRES. Lors de mon entrée à l'observatoire de Meudon, au commencement de l'année 1898, le directeur, M. Janssen, a mis à ma disposition la grande lunette de l'observatoire qui est formée de deux lunettes accolées, ayant à peu près la même longueur (16m environ). L'une des lunettes est organisée pour l'observation oculaire; l'autre est une lunette photographique. Je me suis proposé de faire avec cette dernière une série de photographies
proposé de faire avec cette dernière une série de photographies stellaires. Après trois mois employés à l'aménagement de l'appareil et des nombreux accessoires nécessaires, j'ai pu, pendant six mois, utiliser l'appareil d'une manière continue; puis, en septembre 1898, l'appareil a été remis au constructeur pour l'addition d'un organe nouveau, susceptible de rectifier les petites erreurs en direction de la lunette plus aisément que l'organe habituellement employé. Je présente dans cette Note les résultats de ces premières observations, poursuivies avec le concours de M. Millochau, aide astronome à l'observatoire. La lunette photographique a une longueur focale relativement très grande (vingt-six fois
photographique a une longueur focale relativement très grande (vingt-six fois plus grande environ que l'ouverture égale à 0,62), ce qui implique immédiatement certains avantages et certains inconvénients. Comparée à la lunette type de la Carte du Ciel dont la longueur (3m) est égale à dix fois l'ouverture (0,62, 30), elle donne, avec un pouvoir séparateur double, des images cinq fois plus grandes qui souffrent moins des défauts d'achromatisme et du grain de la gélatine. D'autre part, elle a une clarté environ sept fois moindre, et convient donc moins pour les astres d'un faible éclat, surtout pour ceux qui ont un
astres d'un faible éclat, surtout pour ceux qui ont un diamètre apparent sensible. De plus, la grande longueur de la lunette augmente la difficulté d'éviter les vibrations et d'assurer les petites rectifications en direction. En fait, avec ces grands instruments, le moindre vent est nuisible, comme aussi la moindre pression sur les extrémités. J'ai photographié successivement les divers types d'astres, le Soleil excepté. Lune. Planètes. — Je cite, pour mémoire seulement, plusieurs épreuves de la Lune, à laquelle on ne s'est pas attaché, car le beau travail de MM. Lœwy et Puiseux, avec un instrument de même ouverture, a résolu
et Puiseux, avec un instrument de même ouverture, a résolu la question. J'ai fait de nombreuses épreuves de Jupiter, dont la surface est changeante, et quelques épreuves de Saturne en plaçant la plaque, soit au foyer même de la lunette, soit au foyer d'un objectif d'agrandissement grossissant deux et quatre fois. Après plusieurs essais, on a adopté l'obturateur simple à volet léger raffiné à l'aide d'une poire en caoutchouc. L'observateur suit la planète avec la grande lunette oculaire et agit sur la poire lorsque l'image souffre le moins des ondulations atmosphériques et des vibrations de la lunette. En général, les
atmosphériques et des vibrations de la lunette. En général, les épreuves des poses les plus courtes ont donné les meilleurs résultats, car les causes de trouble signalées ci-dessus ont alors l'influence minimum. Je présente à l'Académie plusieurs de ces épreuves. Étoiles. Amas d'étoiles. — Avec les étoiles, les mêmes causes de trouble agissent souvent aussi et d'autant plus que la pose est plus longue; elles ont pour effet d'élargir les disques stellaires. Mais, dans des circonstances favorables, j'ai obtenu des disques d'une largeur angulaire un peu inférieure à une seconde d'arc, ce qui montre que l'objectif de MM. Henry égale
d'arc, ce qui montre que l'objectif de MM. Henry égale les meilleurs objectifs photographiques en usage. J'ai photographié les amas suivants : Amas des Chiens de Chasse, M. 3, 17 juin 1898, pose 12.0111; 21 juin, pose 8im. — Amas d'Hercule, M. 13, 11 juin 1898, pose 57"1; 16 juillet, pose gom; 2 août, pose go"1. Ces épreuves ont été comparées aux belles photographies des mêmes amas, obtenues par MM. Roberts et Rabourdin avec des réflecteurs ayant aussi une grande ouverture (0,62, 0,50 et 1,60), mais une faible distance focale (0,62, 50 et 3"). Les faibles étoiles, qui sont nombreuses
(0,62, 50 et 3"). Les faibles étoiles, qui sont nombreuses et nettes avec les réflecteurs, manquent sur nos épreuves; mais les étoiles du noyau, confondues avec les réflecteurs, y apparaissent souvent espacées. La grande Planches se rapportant au Mémoire de M. DESLAISDUES (numéro de février 1900). 13, qui a porté sur moins de 300 étoiles, a décelé 4 et peut-être 6 étoiles, offrant des variations d'éclat par rapport aux voisines. On n'a pu vérifier si elles comprennent les deux variables de M. Pickering, dont les coordonnées n'ont pas été publiées. Ce même amas d'Hercule présente des bandes sombres en forme
Ce même amas d'Hercule présente des bandes sombres en forme d'Y, découvertes par Lord Rosse, et visibles sur les épreuves des réflecteurs; elles sont à peine discernables sur nos épreuves, à cause de l'absence des étoiles faibles et de la nébulosité continue qui forme le fond de l'amas. Par contre on aperçoit au centre de l'amas deux petites plages sombres, non encore signalées, à ma connaissance, qui ont à peu près la forme de deux ellipses égales, symétriques par rapport au centre brillant, dont les grands axes se prolongent, inclinés de 30° sur la ligne E.-O., avec une longueur de
de 30° sur la ligne E.-O., avec une longueur de 20" d'arc environ, le petit axe ayant la même direction, et autour de ces plages sombres, j'ai distingué des files d'étoiles, de forme spirale, qui conduisent à penser que l'amas peut être le résultat ultime d'une nébuleuse spirale. Nébuleuses. La grande lunette ne peut donner que les nébuleuses fortes. Une belle épreuve de la nébuleuse d'Orion (mars 1898, pose trente-cinq minutes) montre la partie intérieure, brillante, appelée région d'Huygens. Elle correspond (pour la proportion de lumière reçue), aux photographies de la même région publiées par M. Pickering (réfracteur de 13
la même région publiées par M. Pickering (réfracteur de 13 pouces et 4 m, 50 de longueur, pose de huit minutes trente secondes) et par M. Sheiner (réfracteur de la Carte du Ciel, pose cinq minutes) (Annales de l'observatoire de Harvard, t. XXXII, Partie I, 1895, et Publications de l'observatoire de Potsdam, t. XI, 1898). Or l'épreuve de Meudon, qui est trois et cinq fois plus grande, offre plus de détails, et aussi plus d'étoiles dans la nébulosité. Ces grandes épreuves semblent donc indiquées pour décider la question longtemps controversée des variations de la nébuleuse. D'après M. Sheiner (page 92),
des variations de la nébuleuse. D'après M. Sheiner (page 92), la partie la plus brillante serait au nord de 0°2 d'Orion; sur notre épreuve, le maximum d'éclat est à l'ouest de 0°. J'ai obtenu aussi quelques nébuleuses planétaires brillantes, d'autant plus intéressantes qu'elles échappent, en raison de leurs faibles dimensions, aux instruments petits et moyens. J'ai étudié, en particulier, la nébuleuse planétaire d'Andromède, N.G.C. 7662 (trois épreuves de quarante minutes, cinquante-cinq minutes, soixante minutes de pose), la nébuleuse planétaire du Dragon, N.G.C. 6543 (poses : quarante-huit minutes et soixante minutes), la nébuleuse planétaire du Verseau, N.G.C. 7009 (poses : soixante
la nébuleuse planétaire du Verseau, N.G.C. 7009 (poses : soixante minutes, quatre-vingt-dix minutes, cent vingt minutes). Les deux premières n'avaient pas été encore photographiées, à ma connaissance. Pour la nébuleuse d'Andromède, Lord Rosse a donné deux dessins successifs, le premier qui la montre annulaire sans noyau, et la seconde nettement spirale avec un noyau; plus tard, Lassell indique un noyau entouré de deux ovales. Or notre épreuve se rapproche plutôt de la forme spirale de Lord Rosse. La nébuleuse du Dragon, notée par M. Holden comme hélicoïdale, présente sur l'épreuve des spires bien nettes avec un noyau central. La nébuleuse
des spires bien nettes avec un noyau central. La nébuleuse du Verseau, d'après Lord Rosse, offre une large tache, sans noyau, avec deux prolongements. Lassell donne un noyau avec un anneau elliptique et deux prolongements. L'épreuve de Meudon montre un noyau, avec une sorte d'anneau large et flou, plus intense d'un côté, et des soupçons de spires; si bien que la nébuleuse pourrait être spirale. Les résultats précédents seront publiés avec les détails et Planches nécessaires. En résumé, cette première étude, qui est plutôt une reconnaissance, fait ressortir les avantages particuliers de la grande lunette photographique, et son utilité pour
particuliers de la grande lunette photographique, et son utilité pour l'observation des planètes, des étoiles entourées par une nébulosité, des amas d'étoiles serrés et des nébuleuses brillantes. APPENDICE. Cette Note succincte est exactement celle qui a été publiée dans les Comptes rendus de l'Académie, le 5 juin 1899. Elle ne suffit pas à faire connaître exactement les conditions de l'observation et les résultats obtenus. Aussi j'ajoute cet Appendice complété par une Planche en héliogravure. Le procédé par l'héliogravure assure, en général, une reproduction assez fidèle des images photographiques, ou tout au moins de leurs traits généraux, les fins détails, étant
au moins de leurs traits généraux, les fins détails, étant en tout cas perdus dans l'opération. L'observation photographique prend, en Astronomie, une importance croissante et même tend à remplacer peu à peu l'observation oculaire. La plaque photographique offre, en effet, de grands avantages qui ont été déjà longuement développés. Cependant, sur certains points qui ont été souvent laissés dans l'ombre, elle est encore notablement inférieure à l'œil. Il convient de préciser tout d'abord les avantages respectifs des deux rétines, humaine et photographique, pour apprécier à leur valeur exacte les résultats de cette étude. Comparaison entre l'observation photographique et l'observation oculaire.
de cette étude. Comparaison entre l'observation photographique et l'observation oculaire. — L'œil perçoit une image fugitive; la plaque donne une image fixe, permanente qui peut ensuite être étudiée à loisir et fidèlement reproduite un nombre indéfini de fois. De plus, l'œil, qui est petit, ne perçoit qu'une petite portion du champ de l'instrument, alors que la plaque embrasse et enregistre toutes les parties du champ qui sont obtenues en même temps dans des conditions identiques, très favorables à leur comparaison. Ce dernier avantage est considérable pour la Lune, le Soleil, les amas d'étoiles, les nébuleuses larges. Dans leur beau travail
les amas d'étoiles, les nébuleuses larges. Dans leur beau travail sur la photographie de la Lune, MM. Lœwy et Puiseux remarquent qu'une petite pose d'une seconde donne tous les détails de la Lune entière, détails qu'un dessinateur habile ne pourrait reproduire qu'après un travail de plusieurs années et avec une exactitude bien moindre. Pour le Soleil dont la surface varie incessamment, le bénéfice d'un enregistrement rapide de la surface entière est encore plus grand. D'autre part, dans un grand nombre de cas, l'œil a une sensibilité de beaucoup supérieure à celle de la plaque; c'est ainsi qu'il perçoit mieux les
celle de la plaque; c'est ainsi qu'il perçoit mieux les phénomènes très courts, tels que les étoiles filantes; pour la même raison, il est plus apte que la plaque à reconnaître les très fins détails des objets et des images. Prenons une étoile faible qui, même, soit à la limite de visibilité avec un objectif donné. Si l'on admet que cette étoile, avec un objectif de même ouverture, exige une pose d'une heure pour laisser une trace perceptible sur la plaque, le rapport entre les sensibilités de l'œil et de la plaque est le rapport entre 1/10e de seconde qui
la plaque est le rapport entre 1/10e de seconde qui est la durée de l'impression lumineuse et une heure, soit 36OO. La plaque peut lutter, parce qu'elle a la propriété spéciale d'accumuler les impressions; même, avec les poses très longues, elle décèle les objets qui échappent à l'œil. Quoi qu'il en soit, avec les objets célestes faibles, la plaque exige des poses longues, ce qui entraîne des inconvénients multiples. Lorsque la lunette est grande, longue et sujette aux vibrations, il est très difficile de la maintenir exactement dirigée vers le même point du ciel. Les écarts inévitables diminuent la netteté
même point du ciel. Les écarts inévitables diminuent la netteté de l'image, déjà compromise par le grain de la gélatine, lequel est d'autant plus gros que la plaque est plus sensible. Avec un grossissement de huit fois ou même de quatre fois, le grain des plaques ordinairement employées apparaît et impose une limite à la qualité de l'image. On peut songer à augmenter la distance focale de la lunette ou à reprendre l'image directe par un objectif d'agrandissement, et à photographier l'image agrandie. Dans ce cas, l'agrandissement doit correspondre à une distance focale égale à cent fois ou cent vingt
une distance focale égale à cent fois ou cent vingt fois l'ouverture. Mais alors le temps de pose doit augmenter considérablement, et la cause d'erreur signalée plus haut devient plus gênante. Un autre inconvénient grave, surtout avec les longues poses, est le trouble des images par les ondulations atmosphériques, trouble d'autant plus grand que la lunette a une ouverture plus grande. Or les nuits où les images stellaires sont parfaitement calmes sont très rares sous nos latitudes; même, ne dit-on pas couramment qu'il y a tout au plus chaque année deux ou trois nuits vraiment belles à ce point de
deux ou trois nuits vraiment belles à ce point de vue; d'ailleurs la netteté des images ne coïncide pas toujours avec leur clarté. Dans l'observation oculaire, l'inconvénient est bien moindre; car, si l'on excepte les cas où les images sont constamment mauvaises, le plus souvent elles deviennent bonnes par intervalles. Un observateur consciencieux reste l'œil constamment à la lunette, pour saisir les instants rares et courts où les fins détails se montrent. C'est par une semblable assiduité, assurément digne d'éloges, que les observateurs de Mars arrivent à reconnaître les fameux canaux de la planète. On peut affirmer que, dans les
canaux de la planète. On peut affirmer que, dans les conditions actuelles, la photographie de ces mêmes canaux serait très difficile. La durée et la fréquence des intervalles qui offrent une image nette ont en effet une grande influence. Parfois ces intervalles reviennent périodiquement, à l'instar des vagues théoriques d'Helmholtz; le plus souvent, ils sont irréguliers et assez courts. En général, leur durée est inférieure à la pose photographique et l'image de la plaque est nécessairement médiocre. Dans la photographie ordinaire des simples étoiles l'inconvénient est faible; car, en général, les déviations de l'image se produisent dans tous les sens
les déviations de l'image se produisent dans tous les sens successivement ou simultanément. J'ai vérifié moi-même le fait d'une manière nette avec une étoile brillante dont les poses successives étaient seulement de 1/100e de seconde. Avec les poses un peu longues, l'image finale est élargie, mais reste ronde et donc se prête encore bien aux mesures précises de position. Le Soleil, d'autre part, échappe à la plupart des inconvénients signalés, à cause de son très grand éclat qui permet de le photographier avec des plaques dénuées de grain et très peu sensibles, la pose étant inférieure à 1/400e de seconde,
peu sensibles, la pose étant inférieure à 1/400e de seconde, même lorsque l'image est très agrandie. Dans ce cas spécial, l'observation photographique peut souffrir moins des ondulations atmosphériques que l'observation oculaire, ainsi que M. Janssen l'a remarqué déjà plusieurs fois. Il est vrai que ces ondulations, à cause du réchauffement des couches d'air par la chaleur solaire, sont presque toujours beaucoup plus fortes que pendant la nuit. Tous les autres astres exigent en général des poses supérieures à 1/100e de seconde avec la plupart des appareils astronomiques et, en particulier, avec les lunettes à long foyer que l'on construit aujourd'hui.
avec les lunettes à long foyer que l'on construit aujourd'hui. L'œil convient alors mieux que la plaque actuelle, pour l'étude des fins détails d'une petite région, sauf peut-être dans le cas de nuits exceptionnelles ou de stations privilégiées telles que le mont Hamilton, Arequipa (Pérou) et le désert d'Arizona, favorisées par le calme complet des images. Mais, si l'on parvient à augmenter beaucoup la sensibilité des plaques, en diminuant leur grain, l'observation photographique pourra devenir en tout cas supérieure. Dans les conditions actuelles, par une nuit ordinaire de notre pays, elle est encore très utile; car elle donne l'image entière
elle est encore très utile; car elle donne l'image entière dont les traits généraux tout au moins sont exactement rendus. C'est ainsi que j'ai été conduit à entreprendre l'étude photographique d'astres divers avec la grande lunette de Meudon de 0,61, 6-2 mètre d'ouverture et de 1611 mètre de distance focale, qui d'ailleurs n'avait pas jusqu'alors été employée à un travail astronomique. Photographies de planètes. J'ai fait d'abord quelques épreuves de la Lune et des planètes, au niveau même de la lunette. Dans cette lunette, le rapport de l'ouverture à la distance focale est beaucoup plus faible que dans les instruments
distance focale est beaucoup plus faible que dans les instruments de la Carte du Ciel, soit 1/11 au lieu de 1/4; aussi les poses doivent-elles être sept fois plus grandes. En fait, avec les plaques Lumière marque bleue, qui sont peut-être les plus sensibles, la pose moyenne pour la Lune et la planète Jupiter a été une seconde environ; pour Saturne, la pose est de une seconde et demie. Les ondulations atmosphériques ont alors une influence notable; comme aussi les vibrations de la lunette, d'autant que la durée naturelle d'oscillation de la lunette est environ de une seconde. Pour éviter
de la lunette est environ de une seconde. Pour éviter le mieux possible ces causes de trouble, j'ai photographié l'astre, comme il a été indiqué plus haut, au moment opportun où son image était bonne et stable dans la grande lunette oculaire accolée à la lunette photographique. Dans un grand nombre de cas, en effet, les images de ces deux lunettes voisines doivent être nettes en même temps. Quelques essais ont été faits aussi avec un objectif d'agrandissement fixé à la lunette et grossissant deux et trois fois son image directe: les poses doivent alors être quatre fois et neuf
directe: les poses doivent alors être quatre fois et neuf fois plus longues. Mais ces épreuves agrandies ont été le plus souvent inférieures aux épreuves directes plus petites obtenues le même jour; ce qui est facilement explicable d'après les remarques précédemment faites. En résumé, ces essais poursuivis pendant vingt séances environ du 1er avril au 15 juillet, ont donné le résultat suivant: les épreuves les meilleures correspondent aux poses les plus courtes. MM. Lœwy et Puiseux, dans leurs beaux travaux sur la Lune, ont été conduits à des conclusions analogues. La Planche annexe reproduit huit épreuves de planètes, six de
La Planche annexe reproduit huit épreuves de planètes, six de Jupiter et deux de Saturne; une seule, portant le n° 5, est une image grossie directement deux fois au foyer de la lunette et ensuite agrandie quatre fois; les autres ont été agrandies huit fois. Ces images sont en général notablement inférieures aux épreuves originales, l'héliogravure ayant une peine extrême à reproduire les nuances délicates que présentent les surfaces planétaires. Les images sont renversées, comme au foyer même de l'objectif. Les deux épreuves de Saturne montrent l'anneau extérieur et l'anneau intermédiaire séparés; et l'une d'elles, sur l'original au moins, montre
intermédiaire séparés; et l'une d'elles, sur l'original au moins, montre l'anneau intérieur plus pâle, et aussi le dédoublement de la bande sombre équatoriale. Les épreuves de Jupiter sont plus intéressantes à cause des variations rapides de l'image de l'astre, dues à la rotation très rapide de la planète d'une part, et d'autre part aux changements de son atmosphère elle-même. La planète Jupiter offre, à beaucoup de points de vue, un sujet d'études particulièrement attachant. Les épreuves reproduites ont été obtenues le 6 avril, le 26 avril et le 9 mai de l'année 1898. Les épreuves 1 et 2 du 6
de l'année 1898. Les épreuves 1 et 2 du 6 avril obtenues à quarante-cinq minutes d'intervalle montrent nettement la rotation de la planète; l'épreuve 5, du même jour, montre une surface toute différente. Sur les épreuves 3 et 4, du 26 avril, la rotation de la grosse tache noire centrale est encore plus apparente; la différence avec les images précédentes est aussi notable. Les épreuves 1 et 2 du 6 avril sont les plus nettes et les plus belles par la finesse des détails. Elles montrent en particulier la discontinuité des bandes équatoriales, qui apparaît sur les nombreux dessins de