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le ciel austral, la photographie de toutes les étoiles jusqu'à la 14e magnitude. On utilisa à cet effet des plaques donnant l'image d'une position du ciel de 10° de côté à l'équateur et dont 450 suffisaient pour avoir l'ensemble de la sphère céleste. Le nombre considérable de clichés obtenus constitua une bibliothèque dirigée par Mme Fleming. Et encore à l'heure actuelle, quand une observation nouvelle de position, de grandeur, de coloration, etc., se produit, il est presque toujours possible de trouver plusieurs plaques, montrant comment l'étoile en question s'est présentée photographiquement à diverses époques précises. C'est ainsi que la nouvelle étoile du Cocher, découverte le 24 février 1892 par Anderson, fut retrouvée sur des clichés de Harvard du 16 décembre 1891 au 20 Janvier 1892, avec de curieuses fluctuations d'éclat. De même à l'annonce de la découverte de la nouvelle petite planète Eros, en août 1898, Pickering la fit rechercher dans tous ses clichés et fut heureux de constater qu'elle avait été photographiée à plusieurs reprises déjà en 1893, 1894 et 1896. Fig. 33. — Photographie des nébuleuses America et du Pélican dans la Constellation du Cygne, en pleine Voie Lactée, par DE KERMAZY, à la Station d'Astrophysique de l'Observatoire de Paris à Forcalquier (Basses-Alpes). PICKERING commença aussi de photographier le ciel entier tous les mois. Pour cela il inventa un appareil automatique qui ne demandait la présence d'un surveillant que de trois en trois heures. Il se composait d'un tambour à huit faces, chaque face portant un appareil contenant une plaque, laquelle, au bout de vingt minutes se voyait remplacée par une plaque qui allait d'elle-même pointer sur une région différente du Ciel. Après deux heures quarante minutes, le surveillant venait retirer les plaques impressionnées, avait vingt minutes pour faire cette opération et pour mettre de nouvelles plaques, puis lançait l'instrument pour les trois heures suivantes, pendant lesquelles il avait le temps de développer les premiers clichés. Nous devons signaler les belles photographies de nébuleuses et d'amas d'étoiles obtenues à l'Observatoire de Meudon, avec le télescope de 1 mètre de diamètre et 3 mètres de foyer, par Rabourdin. Puis
de Paris à Forcalquier (Basses-Alpes). PICKERING commença aussi de photographier le ciel entier tous les mois. Pour cela il inventa un appareil automatique qui ne demandait la présence d'un surveillant que de trois en trois heures. Il se composait d'un tambour à huit faces, chaque face portant un appareil contenant une plaque, laquelle, au bout de vingt minutes se voyait remplacée par une plaque qui allait d'elle-même pointer sur une région différente du Ciel. Après deux heures quarante minutes, le surveillant venait retirer les plaques impressionnées, avait vingt minutes pour faire cette opération et pour mettre de nouvelles plaques, puis lançait l'instrument pour les trois heures suivantes, pendant lesquelles il avait le temps de développer les premiers clichés. Nous devons signaler les belles photographies de nébuleuses et d'amas d'étoiles obtenues à l'Observatoire de Meudon, avec le télescope de 1 mètre de diamètre et 3 mètres de foyer, par Rabourdin. Puis encore, vers cette époque de 1897, l'admirable travail de Mac Clean, astronome anglais, qui photographia tous les spectres d'étoiles jusqu'à la magnitude 3,5, des deux hémisphères. Le 14 août 1898, WITTE à l'Observatoire Urania de Berlin, en examinant une plaque photographique, aperçut une traînée très longue, trace évidente d'une petite planète. Il venait de découvrir, par la photographie, la petite planète Eros. Comme nous l'avons vu plus haut cet astre a été retrouvé par PICKERING sur ses clichés des années antérieures de 1893, 1894, et 1896. Sur quatre photographies qu'il avait prises à l'Observatoire d'Arequipa les 16, 17, et 18 août 1893, W. PICKERING remarqua un point isolé situé non loin de la planète Saturne. Ce point se déplaçait avec la planète, mais occupait des positions différentes par rapport à celle-ci. L'astronome habile venait de découvrir un 8e satellite à la merveilleuse planète. Son éclat excessivement faible, est très voisin de la 15e magnitude et il met plus de 18 mois pour accomplir sa révolution autour de Saturne. À partir de cette époque les applications de la photographie à l'Astronomie et aux recherches astronomiques ne se comptent plus. Parmi les plus importantes citons seulement les suivantes : En 1899, ISAAC
planète. Il venait de découvrir, par la photographie, la petite planète Eros. Comme nous l'avons vu plus haut cet astre a été retrouvé par PICKERING sur ses clichés des années antérieures de 1893, 1894, et 1896. Sur quatre photographies qu'il avait prises à l'Observatoire d'Arequipa les 16, 17, et 18 août 1893, W. PICKERING remarqua un point isolé situé non loin de la planète Saturne. Ce point se déplaçait avec la planète, mais occupait des positions différentes par rapport à celle-ci. L'astronome habile venait de découvrir un 8e satellite à la merveilleuse planète. Son éclat excessivement faible, est très voisin de la 15e magnitude et il met plus de 18 mois pour accomplir sa révolution autour de Saturne. À partir de cette époque les applications de la photographie à l'Astronomie et aux recherches astronomiques ne se comptent plus. Parmi les plus importantes citons seulement les suivantes : En 1899, ISAAC ROBERTS, publie son second volume de photographies de nébuleuses et amas. En 1910, KELLER publie l'Atlas des photographies des nébuleuses obtenues à l'Observatoire Lick avec le télescope Crossley. En 1919, EDDINGTON, photographie les étoiles dans le voisinage du Soleil pendant l'éclipse totale du 29 mai et constate la déviation des rayons lumineux émanés des étoiles voisines du Soleil, conformément à la théorie de la relativité. En 1930, LYOT, réussit à photographier à l'Observatoire du Pic du midi, la raie verte du spectre de la couronne solaire en dehors d'une éclipse. En 1930, TOMBAUGH, à l'Observatoire Lowell, découvre le 21 janvier la planète Pluton sur des photographies. En 1931, LYOT, continue ses observations au Pic du Midi et parvient à photographier la couronne solaire intérieure en dehors des éclipses. En 1935, LYOT obtient, au Pic du Midi, de superbes photographies et cinématographies des protubérances solaires et de la couronne solaire en dehors des éclipses. On est émerveillé du chemin parcouru par la photographie astronomique depuis un siècle et il est difficile d'imaginer ce que l'avenir réserve à ce splendide moyen d'investigation de l'Univers. G. CAMILLE FLAMMARION et F. QUÉNISSET. LA NOVA D'ORION (1939 ORIONIS) 1° Observations. — Cet astre énigmatique, qualifié
rayons lumineux émanés des étoiles voisines du Soleil, conformément à la théorie de la relativité. En 1930, LYOT, réussit à photographier à l'Observatoire du Pic du midi, la raie verte du spectre de la couronne solaire en dehors d'une éclipse. En 1930, TOMBAUGH, à l'Observatoire Lowell, découvre le 21 janvier la planète Pluton sur des photographies. En 1931, LYOT, continue ses observations au Pic du Midi et parvient à photographier la couronne solaire intérieure en dehors des éclipses. En 1935, LYOT obtient, au Pic du Midi, de superbes photographies et cinématographies des protubérances solaires et de la couronne solaire en dehors des éclipses. On est émerveillé du chemin parcouru par la photographie astronomique depuis un siècle et il est difficile d'imaginer ce que l'avenir réserve à ce splendide moyen d'investigation de l'Univers. G. CAMILLE FLAMMARION et F. QUÉNISSET. LA NOVA D'ORION (1939 ORIONIS) 1° Observations. — Cet astre énigmatique, qualifié de variable ou de nova, a été découvert par A. A. Wachmann, de Bergedorf, le 16 janvier 1939, à la position : Æ = 5h42m, CD = + 9°2',8 (1939,0), alors qu'elle était de magnitude 9,5 environ. Les dernières observations dont j'ai pu avoir connaissance et qui proviennent de l'Observatoire d'Harvard, datent de la première quinzaine d'avril 1939 et donnent une magnitude photographique de 10,2. Fig. 34. — Étoile de Wachmann, le 7 février 1945, à 20h37m T. U. — Durée de pose : 1h30m. (Photo Ch. BERTAUD, Observatoire de Meudon.) Il était intéressant de savoir ce qu'était devenue cette étoile. Je l'ai donc recherchée photographiquement, à l'Observatoire de Meudon, en février 1945, en prenant comme étoile guide l'étoile voisine BD + 9°854 et j'ai obtenu deux autres clichés à la fin d'avril, avant la disparition de la constellation d'Orion dans le crépuscule. Le tableau qui suit résume ces observations : Date T. U. Pose Instrument Date T. U. Pose Instrument 7 février 1945, 20h37m 1h30m Triplet Zeiss 18 avril 1945, 20h45m 25m Triplet Zeiss — — Dogmar Goerz — — Dogmar Goerz. — — Saphir Boyer 1h De l'examen de ces clichés, il résulte que l'étoile de Wachmann était
d'Harvard, datent de la première quinzaine d'avril 1939 et donnent une magnitude photographique de 10,2. Fig. 34. — Étoile de Wachmann, le 7 février 1945, à 20h37m T. U. — Durée de pose : 1h30m. (Photo Ch. BERTAUD, Observatoire de Meudon.) Il était intéressant de savoir ce qu'était devenue cette étoile. Je l'ai donc recherchée photographiquement, à l'Observatoire de Meudon, en février 1945, en prenant comme étoile guide l'étoile voisine BD + 9°854 et j'ai obtenu deux autres clichés à la fin d'avril, avant la disparition de la constellation d'Orion dans le crépuscule. Le tableau qui suit résume ces observations : Date T. U. Pose Instrument Date T. U. Pose Instrument 7 février 1945, 20h37m 1h30m Triplet Zeiss 18 avril 1945, 20h45m 25m Triplet Zeiss — — Dogmar Goerz — — Dogmar Goerz. — — Saphir Boyer 1h De l'examen de ces clichés, il résulte que l'étoile de Wachmann était sensiblement, le 7 février dernier, de même éclat photographique que l'étoile BD + 90856, pour laquelle le Henry Draper Catalogue indique une magnitude de 10,0. Les clichés du 18 avril sont voilés par la Lune (âge 7 j.). Ils montrent cependant que l'astre était légèrement plus faible, toujours par comparaison avec BD + 90856. La figure 34 est un agrandissement du meilleur cliché pris avec le Triplet. L'étoile de Wachmann est au centre, dans une région remarquablement vide d'étoiles. L'étoile principale, au nord, est BD + 90850 (mv = 9,0) et l'étoile voisine, BD + 90849 (m = 9,5). Ces observations montrent donc que l'étoile de Wachmann est encore au voisinage de son maximum d'éclat. Comparaison avec RT Serpentis. — Il n'est pas inutile, à ce sujet, de rappeler l'histoire de la Nova d'Orion, telle que les photographies d'Harvard nous l'ont appris. Au minimum, il s'agissait d'une variable de 16e grandeur, avec une amplitude d'une magnitude environ. Elle était encore de cet éclat au début de 1936, mais pour quelque temps seulement, car elle subit une aventure très vraisemblablement à la fin de cette même année. En janvier 1937, soit deux ans avant sa découverte, elle avait gagné 6 magnitudes,
avec BD + 90856. La figure 34 est un agrandissement du meilleur cliché pris avec le Triplet. L'étoile de Wachmann est au centre, dans une région remarquablement vide d'étoiles. L'étoile principale, au nord, est BD + 90850 (mv = 9,0) et l'étoile voisine, BD + 90849 (m = 9,5). Ces observations montrent donc que l'étoile de Wachmann est encore au voisinage de son maximum d'éclat. Comparaison avec RT Serpentis. — Il n'est pas inutile, à ce sujet, de rappeler l'histoire de la Nova d'Orion, telle que les photographies d'Harvard nous l'ont appris. Au minimum, il s'agissait d'une variable de 16e grandeur, avec une amplitude d'une magnitude environ. Elle était encore de cet éclat au début de 1936, mais pour quelque temps seulement, car elle subit une aventure très vraisemblablement à la fin de cette même année. En janvier 1937, soit deux ans avant sa découverte, elle avait gagné 6 magnitudes, et elle atteignait le voisinage de son maximum. On voit, d'après les observations exposées plus haut, qu'elle s'y trouve encore au bout de huit ans, sans présumer, bien entendu, de ce qui a pu lui arriver entre avril 1939 et février 1945. Divers auteurs n'ont pas manqué, avec juste raison, croyons-nous, de la comparer à une nova reconnue très lente, la nova RT Serpentis 1909, qui est redevenue maintenant une très faible étoile après être restée à son maximum d'éclat pendant plus de 14 ans, de 1910 à 1924. Son évolution spectrale ne s'est effectuée qu'avec une extrême lenteur. Neuf ans après le début du maximum, son spectre ne montrait que des raies d'absorption, en petit nombre seulement. En 1920-1921 apparaissent les émissions ; en 1928, l'étoile traverse le stade I) Carinae, montrant en émission les raies interdites du fer ionisé, stade qui paraît particulier aux novae lentes (on l'a constaté pour les novae Aurigae 1891, Pictoris 1925 et Herculis 1934). Enfin trois ans plus tard, elle abordait le stade nébulaire. L'analogie avec RT Serpentis, déjà mise en évidence par les variations lumineuses ne pourra se trouver entièrement confirmée que par la similitude de l'évolution du spectre. Celui de la
croyons-nous, de la comparer à une nova reconnue très lente, la nova RT Serpentis 1909, qui est redevenue maintenant une très faible étoile après être restée à son maximum d'éclat pendant plus de 14 ans, de 1910 à 1924. Son évolution spectrale ne s'est effectuée qu'avec une extrême lenteur. Neuf ans après le début du maximum, son spectre ne montrait que des raies d'absorption, en petit nombre seulement. En 1920-1921 apparaissent les émissions ; en 1928, l'étoile traverse le stade I) Carinae, montrant en émission les raies interdites du fer ionisé, stade qui paraît particulier aux novae lentes (on l'a constaté pour les novae Aurigae 1891, Pictoris 1925 et Herculis 1934). Enfin trois ans plus tard, elle abordait le stade nébulaire. L'analogie avec RT Serpentis, déjà mise en évidence par les variations lumineuses ne pourra se trouver entièrement confirmée que par la similitude de l'évolution du spectre. Celui de la nova d'Orion a été obtenu par Hachenberg et Wellmann, à Babelsberg, avec le télescope de 122 centimètres muni d'un spectrographe à optique de quartz, et par Keenan, à Yerkes, au début de 1939. C'est un spectre du type cF2 ou cF5, d'après Struve, sans émission, comme celui de RT Serpentis en 1920. Remarquons que ce type a été reconnu aussi pour deux novae lentes citées plus haut, Nova Pictoris et Nova Herculis, à leur maximum d'éclat. Malgré des moyens très insuffisants devant une étoile aussi faible que cette nova à l'heure actuelle, et pensant pouvoir cependant mettre en évidence quelque émission intense toujours possible, j'ai tenté de photographier le spectre le 14 février dernier avec le prisme-objectif Cojan de l'Observatoire, ouvert à F/2,8 et dont l'objectif possède un diamètre de 108 millimètres. Malgré une durée de pose de 2h15m, qu'on ne pourrait dépasser beaucoup sans apparition d'un voile important, le cliché est encore bien trop sous-exposé pour me permettre de conclure. Si la vitesse d'évolution est analogue à celle de la nova du Serpent, les émissions ne devront apparaître qu'en 1947. De toute façon, il est souhaitable que l'étude de cette étoile soit poursuivie avec des moyens plus puissants. CH.
en 1920. Remarquons que ce type a été reconnu aussi pour deux novae lentes citées plus haut, Nova Pictoris et Nova Herculis, à leur maximum d'éclat. Malgré des moyens très insuffisants devant une étoile aussi faible que cette nova à l'heure actuelle, et pensant pouvoir cependant mettre en évidence quelque émission intense toujours possible, j'ai tenté de photographier le spectre le 14 février dernier avec le prisme-objectif Cojan de l'Observatoire, ouvert à F/2,8 et dont l'objectif possède un diamètre de 108 millimètres. Malgré une durée de pose de 2h15m, qu'on ne pourrait dépasser beaucoup sans apparition d'un voile important, le cliché est encore bien trop sous-exposé pour me permettre de conclure. Si la vitesse d'évolution est analogue à celle de la nova du Serpent, les émissions ne devront apparaître qu'en 1947. De toute façon, il est souhaitable que l'étude de cette étoile soit poursuivie avec des moyens plus puissants. CH. BERTAUD, Astronome à l'Observatoire de Paris-Meudon. LA FRANGE SOMBRE POLAIRE DE LA PLANÈTE MARS EN 1939 ET LES PHÉNOMÈNES DE CONTRASTE I. — La bordure sombre qui paraît souvent entourer l'une ou l'autre des brillantes calottes polaires martiennes a donné lieu à deux interprétations opposées la première considère qu'il s'agit là d'une apparence illusoire provenant d'un effet de contraste subjectif dû à l'éclat contigu du cap polaire, parce qu'elle désobéit à la perspective sur la plupart des dessins et n'apparaît pas sur certaines photographies ; la seconde y voit au contraire un phénomène planétaire réel, parce que cette frange sombre présente souvent des intensités inégales le long de régions claires uniformes, qu'en général elle n'apparaît pas en bordure des régions les plus brillantes du cap, qu'elle reste visible à travers un filtre rouge atténuant la blancheur polaire et qu'enfin des taches brillantes (nuages) apparaissent temporairement en d'autres régions du disque sans présenter de cerne sombre. Les arguments invoqués à l'appui de chacune d'elles étant purement qualitatifs, aucune de ces deux thèses, apparemment contradictoires et inconciliables, n'a pu rallier jusqu'ici l'unanimité des spécialistes. Les résultats quantitatifs, présentés ci-dessous, qui confirment la réalité de la frange sombre mais soulignent en même temps
là d'une apparence illusoire provenant d'un effet de contraste subjectif dû à l'éclat contigu du cap polaire, parce qu'elle désobéit à la perspective sur la plupart des dessins et n'apparaît pas sur certaines photographies ; la seconde y voit au contraire un phénomène planétaire réel, parce que cette frange sombre présente souvent des intensités inégales le long de régions claires uniformes, qu'en général elle n'apparaît pas en bordure des régions les plus brillantes du cap, qu'elle reste visible à travers un filtre rouge atténuant la blancheur polaire et qu'enfin des taches brillantes (nuages) apparaissent temporairement en d'autres régions du disque sans présenter de cerne sombre. Les arguments invoqués à l'appui de chacune d'elles étant purement qualitatifs, aucune de ces deux thèses, apparemment contradictoires et inconciliables, n'a pu rallier jusqu'ici l'unanimité des spécialistes. Les résultats quantitatifs, présentés ci-dessous, qui confirment la réalité de la frange sombre mais soulignent en même temps l'importance de l'effet de contraste, montrent que chacune des thèses en présence exprime une part de la vérité, mais une part seulement. II. — Pendant l'opposition de 1939, l'éclat des diverses régions martiennes a été coté visuellement par estimation à l'aide du réfracteur Couder de 90,20 (G : 225) de l'Observatoire du Houga, dans une échelle définie et étudiée par ailleurs. Dans cette échelle, les cotes de la calotte polaire sont voisines de 0, celles des régions « continentales » claires de 2, celles des « mers » les plus sombres de 7 ; la cote du fond du ciel, qui n'est pas noir (spectre secondaire, diffusion), étant égale à 10 par définition. La relation approximative entre ces cotes T et la brillance apparente p est : T = 2,0 - 8 log p en prenant pour unité la brillance moyenne assez bien définie des zones continentales ; cette brillance était dans les conditions des observations voisine de 2,8 10-3 bg /cm2. L'étude d'environ 600 de ces cotes a permis de déterminer l'influence de l'absorption et de l'agitation atmosphériques et d'en corriger les effets ; enfin l'étude des résidus a fourni des corrections d'échelle pour certaines soirées (loc. cit., pp.
l'Observatoire du Houga, dans une échelle définie et étudiée par ailleurs. Dans cette échelle, les cotes de la calotte polaire sont voisines de 0, celles des régions « continentales » claires de 2, celles des « mers » les plus sombres de 7 ; la cote du fond du ciel, qui n'est pas noir (spectre secondaire, diffusion), étant égale à 10 par définition. La relation approximative entre ces cotes T et la brillance apparente p est : T = 2,0 - 8 log p en prenant pour unité la brillance moyenne assez bien définie des zones continentales ; cette brillance était dans les conditions des observations voisine de 2,8 10-3 bg /cm2. L'étude d'environ 600 de ces cotes a permis de déterminer l'influence de l'absorption et de l'agitation atmosphériques et d'en corriger les effets ; enfin l'étude des résidus a fourni des corrections d'échelle pour certaines soirées (loc. cit., pp. 30 à 54). Le tableau suivant donne les cotés du cap polaire Sud et de la frange sombre ainsi réduites à des conditions homogènes dans un système standard ; les erreurs moyennes sont respectivement de ± 0,17 et ± 0,25 de cote, soit ± 5 % et ± 7 % sur b. (1) E. M. ANTONIADI, La planète Mars, 1930, p. 38. (2) G. FOURNIER, Bull. Soc. Astr. France, 53, 1939, p. 349. (3) Annales Obs. Houga, T. 1, fasc. 1, 1942, pp. 18 à 29. DATE Longitude Cap Polaire Frange Sombre 1939 Héliocentrique Y T, Z T2 Largeur Mai 21 262 (2 obs.) 0,6 4,9 Large ou invisible 23 263 0,3 4,6 Large, confuse 27 265 (2 obs.) 0,4 7,1 Moyenne -31 268 0,8 4,2 large, confuse Juin 10 273 (3 obs.) 0,1 Invisible Juill. 2 286 0,3 7,3 Étroite 3 287 (2 obs.) — 0,3 8,7 Étroite 18 297 — 0,3 Étroite 24 300 0,0 7,3 Étroite 26 301 0,0 Étroite ? 27 302 0,1 6,2 Étroite Août 7 308 0,0 7,6 Étroite 9 309 — 0,2 8,0 Moyenne 10 310 0,8 Étroite 18 315 0,1 8,0 Moyenne 25 319 0,1 8,7 Étroite 26 320 — 0,2 8,1
sur b. (1) E. M. ANTONIADI, La planète Mars, 1930, p. 38. (2) G. FOURNIER, Bull. Soc. Astr. France, 53, 1939, p. 349. (3) Annales Obs. Houga, T. 1, fasc. 1, 1942, pp. 18 à 29. DATE Longitude Cap Polaire Frange Sombre 1939 Héliocentrique Y T, Z T2 Largeur Mai 21 262 (2 obs.) 0,6 4,9 Large ou invisible 23 263 0,3 4,6 Large, confuse 27 265 (2 obs.) 0,4 7,1 Moyenne -31 268 0,8 4,2 large, confuse Juin 10 273 (3 obs.) 0,1 Invisible Juill. 2 286 0,3 7,3 Étroite 3 287 (2 obs.) — 0,3 8,7 Étroite 18 297 — 0,3 Étroite 24 300 0,0 7,3 Étroite 26 301 0,0 Étroite ? 27 302 0,1 6,2 Étroite Août 7 308 0,0 7,6 Étroite 9 309 — 0,2 8,0 Moyenne 10 310 0,8 Étroite 18 315 0,1 8,0 Moyenne 25 319 0,1 8,7 Étroite 26 320 — 0,2 8,1 Étroite 27 320 0,0 7,0 Étroite 31 322 0,0 7,3 Étroite Sept. 26 340 0,3 Invisible 27 340 0,1 Invisible 29 342 0,5 Invisible Oct. 2 344 0,1 5,1 Large, vague III. — En portant en abscisses les cotés T, du cap et en ordonnées celles de la frange T2, on voit apparaître les propriétés suivantes : I. — Les observations se répartissent en deux groupes : a) Cotés T2 > 5,1 Ce groupe se rapporte à des aspects plus ou moins confus, larges de 5 à 10 degrés aréocentriques et peu intenses, attribuables aux « mers » circumpolaires australes réduites par la perspective (à 50-60 degrés du centre du disque) et, au début de l'opposition, par l'extension de la calotte polaire Sud à cette époque (y) = 262-2730, fin de l'hiver austral). La cote du fond moyen de ces régions après le retrait des « neiges » polaires a été trouvée voisine de 4 ou 4,5, donc du même ordre, mais un peu inférieure. b) Cotés T2 > 7,0. Les observations de ce groupe concernent une bordure très sombre, nette et large de 3 à 4 degrés seulement. La période de visibilité de cette frange est nettement limitée au