n iî< œUVRES COMPLETES FRANÇOIS ARAGO TOME ONZIEME La propriété littéraire des divers ourrages de François Arago étant soumise à des délais légaui différents, selon qu'ils sont ou non des œuvres posthumes, l'éditeur a publié chaque ouvrage séparément. Ce litre collectif n'est donné ici que pour indiquer au relieur le meilleur classement à adopter. Par la même raison, la réserve du droit de traduction est laite au titre et au verso du faux titre de chaque ouvrage séparé. PABIS. IMPRIMEniC DE I. CliVB, RIB SAIBT - BEIIOIT , 7. '^^©'Q^ ŒUVIiKS COMI'I.ÈTliS FRANÇOIS ARAGO s E C H K T A I H E P E R 1' K T 11 E L DE L'ACADEMIE DES SCIENCES PUBLIEES D'APRÈS SON ORDRE SOUS LA DIRECTION DE M. J. -A. BAHRAL Ancien Elève de l'Éci. le Polytechnique , ancien Képétiteur dans cet Établissement. ■LOME ONZIÈME Ksk:^-^^ FAKIS LlilPZIG GIDE, ÉDITEUR T. 0. WEIGEL, ÉDITEUR 3 rue Bouaparte Kônij?s-Slrasse Le di"it de traductiun est r '■^ervl■ lu titre de iliaque ouvrage sépare. 18 59 -tA] I MÉMOIRES SCIENTIFIQUES TOME SECOND A Les deux flls de François Ahago, seuls héritiers de ses droits, ainsi que rédiienr-propriétaire de ses œuvres, se réservent le droit de faire traduire les Mémoires Scientifioues dans toutes les langues. Ils poursuivront, en vertu des lois, des décrets et des traités internationaux, toute contrefaçon ou toute traduction, même partielle, faite au mépris de leurs droits. Le dépôt légal de ce volume a été l'ait à Paris, au Ministère de l'Intérieui', en novembre 1859, et simultanément à la Direction royale du Cercle de Leipzig. L'éditeur a rempli dans les autres pays toutes les formalités prescrites par les lois nationales de chaque État, ou par les traités internationaux. L'unique traduction en langue allemande, autorisée, a été publiée simul- tanément à Leipzig par Otto Wigand, libraire-éditeur, et le dépôt légal eu a été fait partout où les lois l'exigent. IMPRIMERIE DE J. CLAÏE RDE SAINT - BENOIT, I ŒUVHKS FUANCOIS ARAGO s E C K K T A I K K 1' E H 1' F. r L E L DE L'ACADÉMIE DES SCIENCES PU BLlEtS D'APRÈS SUN ORDRE SOUS LA DIRECTION DE M. .I.-A. HAKHAL MEMOIRES SCIENTIFIQUES TOME SECOND PARIS GIDE, ÉDITIÏUR .1 rue Boniipaiie LEIPZir. T. O. WEIGKL, ÉDITEUR Kônigs-Slrasse Lu ilruit lie tiaduction est réserve 1 8 ;i 9 MÉMOIRES SCIENTIFIQUES VITESSE DU SON RÉSULTAT DES EXPÉRIENCES FAITES EN 1822, PAR ORDRE DU BUREAU DES LONGITUDES, POUR LA DÉTERMINATION DE LA VITESSE DU SON DANS l'AT.MOSPHÈRE. Les physiciens ont déjà fait un grand nombre d'expé- riences pour déterminer la vitesse avec laquelle le son se propage dans l'atmosphère ; mais leurs résultats présen- tent des discordances considérables et fort supérieures aux incertitudes dont ce genre d'observations paraît suscep- tible. Ces discordances, il n'est guère permis d'en douter, ont dépendu, le plus ordinairement du moins, de l'influence du vent. Il n'existe qu'un moyen certain de se mettre tout à fait à l'abri de cette cause d'erreur : il consiste h pro- duire deux sons pareils au même instant dans deux sta- tions et à observer, dans chacune d'elles, le temps que le son de la station opposée emploie à y arriver : le vent produisant alors des effets contraires sur les deux vitesses, la moyenne des résultats doit être aussi exacte que si l'at- mosphère avait été parfaitement tranquille. Cette méthode avait déjà été indiquée par les aca !émi- ciens de Paris dans les célèbres expériences de 1738; XI. — 11. 1 2 VITESSE DU SON. mais malheureusement il n'y a dans leur Mémoire que deux observations véritablement réciproques ; à quoi il faut ajouter, comme nouvelle cause d'incertitude, que nous n'avons qu'une connaissance assez imparfaite de l'état ther- mométrique de l'atmosphère durant les expériences et qu'à la station de Montlhéry, surtout, les moyens employés pour noter l'instant de l'apparition du feu et celui de l'ar- rivée du son n'avaient pas toute la précision désirable. D'après ces considérations, le Bureau des Longitudes, sur la proposition de M. de Laplace, décida que les expé- riences seraient répétées par une Commission prise dans son sein et composée de MM. de Prony, Bouvard, Mathieu et moi. Le Bureau invita à s'adjoindre à la Commission M. de lïumboldt, qui , dans ses voyages, s'était déjà oc- cupé d'observations analogues; et M. Gay-Lussac, dont les expériences récentes sur la chaleur spécifique de l'air ont servi de base à la nouvelle détermination théorique de la vitesse du son que M. de Laplace a obtenue, et qui consiste à multiplier la formule newtonienne par la racine carrée du rapport de la chaleur spécifique de l'air sous une pression constante à cette chaleur spécifique sous un volume constant. M. le maréchal duc de Raguse voulut bien, dans cette circonstance, nous donner une nouvelle preuve de l'intérêt qu'il a toujours porté aux progrès des sciences, en se char- geant de demander lui-môme aux ministres de la guerre et de l'intérieur les autorisations dont la Commission avait besoin pour tirer le canon, au milieu de la nuit, dans les environs de la capitale et en mettant à notre disposition deux pièces de six pourvues de toutes les provisions né- VITESSE DU SON. 3 cessaires et servies par des artilleurs de la garde royale. Nos premières épreuves, comme on le verra plus loin dans la table (p. 5 à 8) qui donne tous les détails des expériences, eurent lieu le 21 juin 1822. Dès le mutin, MM. de Humboldt, Gay-Lussac et Bouvard étaient partis pour Montlhéry. M. de Laplace fils, lieutenant- colonel dans l'artillerie de la garde, qui avait porté la comptai-^ sance, afin que toutes les expériences fussent rigoureuse- ment comparables, jusqu'à surveiller lui-même la confec- tion des gargousses de deux et de trois livres (1^" et l''.5) de poudre dont on devait se servir, voulut bien se joindre à cette partie de la Commission ; le canon fut installé à Montlhéry parles soins de M. le capitaine Pernetty. Dans le même temps, nous nous rendions, MM. de Prony, Mathieu et moi, sur le point du territoire de Yillejuif qui, la veille, nous avait paru une station convenable. M. le capitaine Boscary vint nous y rejoindre dans la soirée avec une pièce de six. Les expériences commencèrent à onze heures. Le temps était serein et presque complètement calme : le peu de vent qu'il faisait soufflait de Yillejuif à Montlhéry ou plus exactement du nord-nord-ouest au sud-sud-est. A Yillejuif nous entendîmes parfaitement, MM. de Prony, Mathieu et moi, tous les coups de Montlhéry ; aussi n'apprîmes-nous pas sans étonnement, le lendemain, que le bruit du canon de notre station s'était à peine transmis jusqu'à l'autre. Quoi qu'il en soit de la cause de ce singulier phénomène, sept coups dilîérents furent entendus à Montlhéry. Nous les avons combinés (voyez la table) avec les coups correspondants observés à Yille- juif : or, si l'on remarque dans la colonne des moyennes. i VITESSE DU SON. l'accord des divers résultats, on ne pourra guère douter, je pense, que le nombre définitif qui en a été déduit ne soit exact à un ou deux dixièmes de seconde près. Au reste, il serait injuste de ne pas faire honneur de cette exactitude, du moins en grande partie, aux excellents moyens d'évaluer le temps que MM. Breguet, avec leur libéralité accoutumée, avaient mis à notre disposition et qui consistaient, pour Montlhéry, en trois chronomètres h arrêt, dont l'un marquait jusqu'aux soixantièmes de seconde. A Villejuif nous avions, M. Mathieu et moi, deux chronomètres du même genre qui donnaient les dixièmes. Quant à M. de Prony, il comptait l'intervalle écoulé entre l'apparition de la lumière et l'arrivée du son sur un chro- nomètre qui battait 150 coups par minute : il y avait donc, lorsque l'apparition du feu, par exemple, ne coïncidait pas avec le bruit de l'échappement, à faire l'estime de la petite différence. Notre confrère ne doute pas qu'avec de l'habitude on ne parvienne, par cette méthode, à évaluer un dixième de seconde, et j'avoue, d'après les résultats qu'elle lui a fournis, que je partage entièrement son opi- nion. Durant toutes les expériences du 21, le canon de Ville- juif était resté incliné à l'horizon sous un angle assez grand. Imaginant qu'on pouvait attribuer en partie à cette circonstance l'affaiblissement singulier que le son avait éprouvé en se transmettant de cette station à Montlhéry, nous plaçâmes la pièce, le lendemain 22, dans une situa- tion parfaitement horizontale. Ce jour, comme le 21, nous entendîmes à merveille la totalité des coups qui furent tirés à Montlhéry ; tandis qu'à cette dernière station, un VITESSE DU SON. 5 seul coup sur les douze de Villcjuif fut entendu par MM. Gay-Lussac et Bouvard, et encore très-faiblement. Cette seconde expérience n'ajoutera donc rien, quant à la détermination de la vitesse absolue du son, aux résultats que nous avions obtenus la veille. Nous la rapporterons néanmoins dans tous ses détails, parce qu'elle donnera lieu à quelques remarques d'un autre genre. M. Rieussec, horloger distingué de Paris, étant venu le 22 juin, essayer le chronographe à cadran mobile qu'il a imaginé (voir les Annales de chimie et de physique, t. xviii, p. 391), nous avons inséré dans la table suivante les déterminations que son ingénieux instrument lui a fournies. Tableau des coups correspondants observés à Montlhéry et à Fillejuif le vendredi 21 juin 4 822. Temps MONTLHÉKÏ. delà l\liM. Iflh 30" { HuniljoUlt. propagation. rhirmo- Hygro- B?ro- mètre. mètre. m;-tre. mill. +16". 5 59- 7o4.9 coup (Je 1 kil.j Gay-Lussac \ 5'«9.5 .'S'îs.S ' liouvard <0h 40m ( Hiimholdt 54 .9 1 1k. 5 ) Gaj-Lussac • [ 54 .9 16.5 59 , 755.3 l Bouvard 55 .0 ) llhOm f Huratioldt f).3 -9 i 1k. 5 ) Gay-Lussac - [53.9 46.4 59 753.6 Bouvard.. !1h lom r Humboldt. S A 16 .3 59 755.6 Bouvard S-i nh 20m r Humboldt 1 1k. 5 ) Gay-Lussac [54.3 54.3 16.3 59 755.6 f Bouvard ) Hh 30in l Ilumhoidt \ 1 kil ] Gay-Lussac î 5V .5 54.5 16.3 60 755.6 I liouvard ) 111' 40m ,- Hiiiuboldl u4 .1 1k. 5 ) Gay-Lussac " 154.3 16.3 CO 753.6 Bouvard -Vt Moyeuue 543.43 VITESSE DU SON. VILLEJUIF. MM. Temps Je la propagîtion. Thermo- mètre. coup (le i kil . 4Ûl>33m Prony 54s .7 J .Mplliieu 54 .8 i 543.8 Arago 5j .0 •' Prony 54 .8 1 lit. 5 1 Miitliieu , ( Arago. . , 2 \ 5Ô .0 ■.i) 1Cii5.>ui /Prony 54 .6 i 1k. 5 ) Matliicu 55 .0 [ 54 .8 f Arago 54 .9 ) i\h .'îm / Prony 54 .6 i kil \ Malliieu 55 .0 Arago 54 .6 54 .7 1k. r Pro .} Ma lllicu 5."j .0 '( 54 .9 Arago 55 4lii13in ('Prony 54 .6 1 ;u 55 .0 55 .0 54.6 ?U 54 .9 54 .8 Ç Prony 1 kil ) Mathieu 54 .9 / 54 .8 I Arago 54 .8 ) Hh35m lk.5. Matliieu 54. 9 [ 54 1 Arago 54 .8 ) 15 .4 15 .4 15 .4 15 .1 ii .4 Hygro- mètre. +160 .0 840 13 .9 83 86 87 89 Baro- mètre. mill. 757.3 757.31 757.31 757.31 757.32 757.32 757.32 Moyenne 54s.84 Durée moyenne de la propagation du son le 21 jiiin 1822 entre les deux stations et état moyen des instruments météorolo- giques. Moyennes. coups de 1 kil.. P'"""'"''-y 5*^- ' l Villfjuif 54 .8 coups de 1k. 3 coups de 1k, 5 coups de 1 kil coups de 1k.3 coups de 1 kil oups de 1k. 3 ) Montlliéry 54 .9 ■' Villejuif 53 .0 j Montlliéry 53 .9 t Villejuif 54 .8 ( Montlliéry 5i .6 1 Villejuif 54 .7 j Montlliéry 54 .3 i Villejuif 54 .9 j Monillicry 54 .5 j i Villejuif 54 .8 t =^'* -^ t Moiillhéry 34 .3 i Villejuif 54 .8 Moyennes 54s .6 Thermo- Hygro- Baro- mètre, mètre. mètre. mill. 543.7 160.2 71" 75(5.1 53 .0 16 .2 71 756.3 54 .4 13 .9 72 756.3 34 .7 13 .8 72 756.5 54 .6 15 .8 72 756.5 o4 .6 13 .7 73 756.5 54 .6 13 .4 74 756.5 150.9 VITESSE DU SON. 7 Tableau de la transmission clii son le il juin 1822, de Monllhénj à nllejuif. COUPS DE 1 KILOGR. MM. Proiiy 53s .7 , Mailiicu, ... 53 .5 *'" 3- ,,,3„o 5.1.0 j ( Hieussec. .. . 53 .5 / iProny 53 .7 \ Malliieii. ... 54 .0 ( Aiagû 54 .0 Uieussec. .. 5t .0 / IProiiy 53 .8 \ Mailiieii .... 53 .8 ( Arai^o 53 .7 Uieussec — 53-7 J Prony 53 .8 1 , Jlailiicu .... 53 .5 I 2*' 0" Arago 53.7 | ( Ricussec — 53 .6 J i' Prony 53 .8 ) Malliieu. ... 53 .6 | Arago 53.7 I Rieusscc — 53 .7 ; IProny 53 .7 ' Mathieu 53 .7 Arago 53.7 I\ieus. avons cru néanmoins pouvoir combiner comme coups correspondants? Loin de vouloir affaiblir ces objections, j'ajouterai, si l'on veut, que, dans certains cas, les coups des deux stations pourraient partir à la même seconde sans que la demi-somme des deux temps de propagation fût indépendante du vent. Supposons, en effet, que le 21 juin, par exemple, une bouffée du nord eût commencé io viTESsr: du son. à Villcjuif à rinstont du tir de la pièce : le son, plus rapide que le vent, se serait propagé de cette station à Montlhéry comme dans une atmosphère tranquille, tandis ({uc le bruit parti, à la mènie seconde, de Montlhéry aurait rencontré le vent contraire, ou du nord, avant d'at- teindre Yillejuif, et sa marche en aurait été plus ou moins retardée. Mais que conclure de là, si ce n'est qu'un temps fait et calme est indispensablement nécessaire pour de telles expériences? Or, si l'on remarque l'accord des résultats partiels, tant dans la transmission du son de Yillejuif à Montlhéry que dans le mouvement inverse, et la légère différence des moyennes, on verra qu'il serait difficile, sous le double rapport de la constance du vent et de sa faible intensité, de trouver de plus favorables circonstances que celles dans lesquelles nous avons opéré le 21 juin. Peut-être est-il bon d'ajouter encore ici que nous n'avons indistinctement combiné les coups de 1'^ et l''.5 de poudre, qu'après avoir reconnu dans le tableau des expériences du 22 juin, que les vitesses de propaga- tion sont exactement les mêmes quelle que soit la charge. Il ne paraît donc pas, d'après toutes ces considérations, qu'on doive fixer à plus d'une demi-toise ou 1 mètre l'er- reur dont notre résultat définitif peut être affecté. La correction de température pour chaque degré du thermo- mètre centigrade est de 0'.321 (0'".626). Nous déduirons de là que la vitesse du son est telle qu'à la température de 10° centigrades il doit parcourir 173.01 toises ou bien 337.2 mètres dans une seconde sexagésimale. Les deux seuls coups réciproques (si toutefois on peut appeler ainsi des coups tirés à 35 minutes d'intervalle) VITESSE DU SON. ^^ observés par les académiciens de Paris, les \!i et 16 mars 1738, donnent pour vitesse moyenne 172'. 5G (33G"'.27/i). La température (nous ne pouvons la connaître qu'à 1° près) devait être d'environ + G" centigrades. Rédui- sant, comme tout à l'heure, le résultat expérimental à + 10", nous trouverons pour vitesse 173'.8/i (339'". /i2). Ce nombre, comme on le voit, surpasse notre détermina- tion de 83/100'-' de toise (2"'. 2). . Le 22 juin, d'après la seule observation faite à Mont- Ihéry par MM. Gay-Lussac et Bouvard, le son de Yillejuif y arrivait en 5/i\3. Ce nombre, combiné avec les déter- minations rapportées dans le second tableau (p. 7) don- nerait une vitesse de 1/99' plus forte que la veille. 1! est vrai que le 22, l'hygromètre avait beaucoup marché à l'humidité et que la température s'était élevée de 2°; mais ces deux causes, dont on peut aisément calculer les effets, n'expliquent qu'une partie de la différence. Le reste dé- pend peut-être d'une variation que l'humidité apporte dans ce rapport des deux chaleurs spécifiques de l'air par la racine carrée duquel la formule newtonienne doit être multipliée. Il est encore possible, d'après une conjecture de M. de Laplace, que les ondulations de l'air qui consti- tuent le son, quand on est, comme le 22 juin, tout près du terme de l'humidité extrême, déterminent une précipi- tation de vapeur et conséquemment un dégagement de calorique. Quant aux dilTérences si remarquables d'inten- sité que les bruits du canon ont toujours présentées sui- vant qu'ils se propageaient du nord au sud entre Villejuif et Montihéry, ou, du sud au nord, entre cette seconde station et la première , nous ne chercherons pas aujour- 12 VITESSE DU SON. d'hui à Texpliquer, parce que nous ne pourrions offrir au lecteur que des conjectures dénuées de preuves. Avant de terminer cette note , nous ajouterons seulement que tous les coups tirés à Montlhéry y étaient accompagnés d'un roulement semblable à celui du tonnerre et qui durait de 20 à 25 secondes. Rien de pareil n'avait lieu à Villejuif: il nous est seulement arrivé quatre fois d'entendre, à moins d'une seconde d'intervalle, deux coups distincts du canon de Montlhéry. Dans deux autres circonstances, le bruit du canon a été accompagné d'un roulement pro- longé : ces phénomènes n'ont jamais eu lieu qu'au mo- ment de l'apparition de quelques nuages ; par un ciel com- plètement serein, le bruit était unique et instantané. Ne sera-t-il pas permis de conclure de là qu'à Villejuif les coups multiples du canon de Montlhéry résultaient d'échos formés dans les nuages, et de tirer de ce fait un argument favorable à l'explication qu'ont donnée quelques physi- ciens du roulement du tonnerre ? FORCES ÉLASTIQUES DE L'AIR ET DE LA VAPEUR EXPOSÉ DES RECHERCnES FAITES EN COLLABORATrON AVEC 51. DD- LOXG, DE 1825 A 1829, PAR ORDRE DE l'ACADKMIE DES SCIEiNCES, POUR DÉTERMINER LES FORCES ÉLASTIQUES DE LA VAPEUR D'EAU A DE HAUTES TEMPÉRATURES. Lorsque, au commencement de ce siccle, l'usage des machines à vapeur commença à se répandre, des acci- dents nombreux ne tardèrent pas à éveiller l'attention publique. Le gouvernement s'émut de leur multiplicité, et il consulta l'Académie des sciences sur les moyens qui, sans entraver le développement de l'industrie ou les opérations du commerce, seraient les plus propres à prévenir les explosions des chaudières. Après une dis- cussion approfondie qui ne dura pas moins de trois séances, l'Académie adopta, le l/i avril 1823, les con- clusions d'un rapport qui lui fut présenté par M. Dupin, au nom d'une Commission composée de MM. Laplace, Prony, Ampère, Girard et Dupin, rapporteur. M. Gay- Lussac, dont la manière de voir différait à plusieurs égards des opinions adoptées dans le Rapport , avait demandé à se retirer de la Commission. Les conclusions adoptées par la majorité de l'Académie étaient ainsi conçues : a 1" Deux soupapes de sûreté seront adaptées à la 44 FORCES ÉLASTIQUES chaudière des machines à vapeur. L'une de Ces sou- papes sera disposée de manière à rester hors de Tatteinte de l'ouvrier c|ui dirige le chauffage et le jeu de la machine. L'autre devra rester à sa disposition, pour qu'il puisse au besoin diminuer la pression de cette soupape; tandis qu'il augmenterait en vain cette pression, puisque la soupape à laquelle il ne peut tou- cher ouvrirait passage à la vapeur, à une plus basse limite que celle qu'il aurait l'imprudence de vouloir atteindre. « 2° Nous proposons qu'on éprouve, par le moyen de la presse hydraulique, la force de toutes les chau- dières, en leur faisant supporter une pression de quatre à cinq fois plus grande que celle qu'elles devront sup- porter dans le jeu habituel de la machine, tant que la pression sera comprise entre deux et quatre atmosphères; et qu'au delà de ce terme la pression d'épreuve soit autant de fois plus forte que la tension habituelle qu'éprouvera la vapeur lors du jeu de la machine, que cette tension habituelle surpasse de fois la simple pres- sion de l'atmosphère. a 3° Nous proposons que chaque fabricant de ma- chines à vapeur soit tenu de faire connaître ses moyens d'épreuve et tout ce qui peut garantir la solidité et la sûreté de la machine, surtout de la chaudière et de ses appendices. Le fabricant doit faire connaître à l'auto- rité ainsi qu'au public la pression habituelle à laquelle doivent jouer ces machines. « h° On entourera d'un mur d'enceinte les chaudières des machines à vapeur qui se trouveront à proximité de DE L'AIR RT DK LA VAPEUR. >I5 quelque habitation, dans le cas où ces machines seraient d'une force sufljsantc pour qu'une explosion pût ren- verser le mur mitoyen qui sert de limite à cette habi- tation et à l'établissement où se trouve la machine à vapeur. 11 paraît qu'on peut, dans tous les cas, réduire cl 1 mètre la distance du mur d'enceinte au mur mi- toyen; à 1 mètre Tépaissoui' du mur d'enceinte, et à 1 mètre la distance de ce mur à la chaudière. « La Commission propose encore d'engager l'autorité à faire tenir un état exact de tous les accidents arrivés aux machines à vapeur de chaque système, et à publier cet état en mentionnant les etlets et les causes de tels événements, le nom des manufactures où les accidents sont arrivés et le nom du fabricant de la machine. C'est de tous les moyens le plus efficace pour rendre rares les malheurs qui peuvent résulter de l'emploi des machines à vapeur, à simple, à moyenne et à haute pression. » Le 9 octobre 1823 parut une ordonnance royale qui rendit obligatoires les mesures proposées par l'Académie, en prescrivant en outre l'emploi de rondelles métalli- ques fusibles à des températures qui devaient surpasser de 10 à 20" les températures correspondant à l'élasticité de la vapeur dans le travail habituel de chaque ma- chine. Mais les ingénieurs des ponts et chaussées et des mines, chargés spécialement de l'exécution de cette ordonnance, sentirent bientôt l'impossibilité de remplir la dernière indication du règlement, alors qu'on n'avait que des données incertaines sur les forces élastiques de la vapeur qui correspondent aux diverses températures. 46 FORCES ÉLASTIQUES Le gouvernement eut de nouveau recours à T Académie, et M. Dulong lut, le 19 juillet 182/j, au nom de l'an- cienne Commission à laquelle il avait été adjoint, un rapport supplémentaire dans lequel était établie une table provisoire, s'étendant jusqu'à iiuit atmosphères, pour servir de base à la fixation des degrés de fusibilité que devaient posséder les rondelles métalliques selon la pression pour laquelle chaque machine serait construite. M. Dulong déclarait d'ailleurs que, pour résoudre com- plètement les questions que soulevait le problème posé par le règlement décrété, il fallait se livrer à des recher- ches expérimentales, longues, pénibles et dispendieuses. Le gouvernement engagea l'Académie à entreprendre ce travail, qui fut confié à une Commission dont la composition a subi quelques changements pendant la longue durée de son existence; elle est restée définiti- vement formée de MM. de Prony, Ampère, Girard, Dulong et de moi. M. Dulong fut plus particulièrement chargé de la construction et de l'établissement des appareils. Toutes les observations furent faites par cet habile physicien et par moi. M. Dulong rédigea ensuite le rapport qui fut adopté par l'Académie le 30 novembre 1829. J'ai donné dans ma Notice sur les explosions des machines à vapeur ^ la table pratique qui se déduit de nos recherches; elle fournit les forces élastiques de la vapeur d'eau et les températures correspondantes de i h 2li atmosphères d'après l'observation et de 24 à 50 atmosphères d'après le calcul. 1. T. 11 des Notices scientifiques, t. V des Œuvres, p. 118. DE \/\\\\ F.T DR LA VAPI-UR. 17 Je n'entrerai pas ici dans le détail de toutes les opérations (jne ^1. Dulong et moi nous dûmes exécuter ; je n'exposerai pas non plus les raisons qui ont p(jrlé la Commission de l'Académie à adopter la formule _ iX7 - 1 ' ~ 0. 7153 " pour calculer la température en fonction de la force élastique de la vapeur. Dans celte formule t est la Umu- pérature exprimée en degrés centigrades, à partir de 100°, en prenant pour unité chaque intervalle de 100% et/" l'élasticité en atmosphères de 0"\7()0. C'est l'ex- pression algébrique qui fournit les résultats les plus rapprochés de ceux de l'expérience. On trouvera, dans le rapport de M. Dulong S un historique complet de toutes les tentatives qui avaient été faites avant nous pour résoudre le problème qui nous était posé. Je n'y reviendrai plus loin que pour défendre mon illustre ami contre des attaques qui ont été imprimées peu de temps avant sa mort; je repro- duirai les considérations que je présentai alors à l'Aca- démie des sciences. Auparavant je donnerai la description des appareils que nous avons employés et de notre ma- nière d'opérer; c'est cette partie du travail que nous avons faite en commun. Je suivrai à peu près textuel- lement, dans cet exposé, les termes du rapport de M. Dulong. L'appareil à employer aurait pu se réduire à deux 1. Mémoires de l'.-icudémie des sciences, t. X, p. 193, et Annales de chimie et de plujsique, T série, t. XLllI, p. llx- XI. -M. 2 18 FORCES ftLASTIQUES parties essentielles : une chaudière destinée à fournir la vapeur, et un tube de verre nécessaire pour soutenir la colonne mcrcuriclle faisant équilibre à la force élas- tique de la vajiour. Mais il était à craindre, si l'on essayait d'expérimenter de cette manière, que l'aug- mentation trop rapide de la puissance de la vapeur, et surtout kl diminution instantanée c{ui devait suivre l'ouverture de la soupape de sûreté, chaque fois qu'on arriverait à la limite d'élasticité correspondante à une température observée, n'occasionnassent des chocs ana- logues à ceux du bélier hydraulique. De pareils chocs auraient pu compromettre les parties les plus fragiles des appareils et entraîner l'etTusion et la perte d'une masse considérable de mercure : la prudence commandait de se mettre à l'abri de cet accident. C'est afin de l'éviter que nous avons eu recours à un manomètre pour servir de mesure intermédiaire ou de terme de comparaison. Des circonstances locales ont d'ailleurs rendu l'emploi de la graduation du manomètre à air d'une nécessité ab- solue; il en est résulté le très-grand avantage au point de vue scientifique de nous donner l'occasion de vérifier, en même temps que nous résoudrions le problème qui nous était posé, une des lois pliysiques les plus utiles, que l'on n'étendait que par induction aux pressions très-élevées. Nous voulons parler de cette relation entre les volumes d'un gaz et les pressions correspondantes, connue sous le nom de loi de Mariotte. Il fallait donc commencer par graduer le manomètre, c'est-à-dire qu'il fallait mesurer les colonnes de mercure capable s de faire équilibre aux divers degrés d'élasticité ni' LAin HT [)!• LA VAPEUR. 19 d'une même masse d'air réduite à des volumes succes- sivement décroissants et peu dilîérents les uns des autres dans les termes consécutifs. Des expériences qui exigeaient la mesure immcdifitc d'une colonne de mercure de 25 à 27 mètres de hau- teur ne pouvaient pas être exécutées partout; il devenait indispensable de trouver un édifice très-élevé dont la distribution intérieure se prêtât à l'établissement des échafauds nécessaires pour ériger la colonne et pour l'observer. Nous avions d'abord songé à appuyer le tube contre la surface extérieure de l'un des murs de l'Obser- vatoire; mais en réfléchissant, d'une part, aux frais que l'échafaudage aurait occasionnés, et de l'autre, au danger d'exposer nos instruments h toutes les intem- péries de l'air, nous abandonnâmes ce projet , surtout lorsque nous aperçûmes un autre édifice qui nous parut présenter des conditions plus favorables. Dans les bâtiments du collège de Henri IV se trouve enclavée une tour carrée, seul reste de l'ancienne église de Sainte-Geneviève; il existait encore dans l'intérieur trois voûtes percées dans leur centre, disposition qui permettait de prendre des points d'appui plus fermes pour l'établissement de la charpente. Le collège n'ayant point encore employé ce local poiu' son usage, nous en fîmes la demande au proviseur et à la direction des bâtiments civils, et, après avoir rempli les formalités requises, nous obtînmes l'autorisation d'y installer nos appareils. Au milieu de la tour s'élevait verticalement un arbre assez bien dressé sur sa face antérieure, composé de 20 FORCES ÉLASTIQUES trois morceaux de sapin, de 0'".15 d'cqiinrrissage, assemblés à trait de Jupiter, et solidement fixés par des liens de fer aux voûtes et à la charpente qui supportait anciennement les cloches. Par ces attaches multipliées on évitait les flexions (jui auraient pu rompre la colonne de verre qui devait y être appliquée. La colonne que nous avons employée se composait de treize tubes de cristal, de 2 mètres de longueur chacun, ayant 5 millimètres de diamètre et autant d'épais- seur, fabriqués exprès dans la verrerie de Choisy. MM. Thibaudeau et Bontemps, directeurs de cette usine, d'une si grande utilité pour les arts par sa proximité de la capitale, se sont prêtés, avec une complaisance que nous ne saurions trop louer, à tous les essais que nous avons dû tenter, afin d'obtenir les qualités de verre les plus convenables, soit pour rendre les tubes capables d'une résistance suffisante, soit pour que, nonobstant leur grande épaisseur, ils pussent supporter, sans se briser spontanément, les variations de température de l'atmo- sphère. 11 nous parut nécessaire de trouver, pour l'établis- sement de cette longue colonne, le moyen de décharger les tubes inférieurs du poids des tubes plus élevés et de leurs viroles d'assemblage, poids qui aurait été suffi- sant pour les écraser. Nous avions d'abord imaginé de faire reposer chaque virole de jonction sur des fourchettes scellées dans le mât de sapin, et d'éviter la fracture des tubes, qui aurait pu résulter de l'inégale dilatabilité de leur matière et de celle de leur support, en employant des tig-^s de compensation ; nous avions môme déjà DE I. AIR f:t I)K I. a va pi; un. 21 dcterminé les coclïicieiits de (lilatatioii des substances dont les effets devaient être opposés Tuii à raiitic loi-s- qu'il nous vint h l'esprit un autre moyen plus simple (jui a parfaitement réussi. Les tubes de verre ont été réunis par des viroles, dont on voit la coupe verticale dans la figure 1.' Fig. 1- — Mode d'assemblage des tnbes de verre daûs Uappareil de MM. Dulong et Aras" pour la vérification de la loi de Mariotte. La virole supérieure s'appuyait, par une surface dres- sée , sur un cuir qui recouvrait le fond de la virole infé- rieure. Un écrou roulant, que l'on pouvait serrer avec une griffe, permettait de faire joindre les surfaces de contact, de manière à résister à une très-forte pression intérieure. Le bord relevé hh' était destiné à contenir le mastic que l'on coulait, au besoin, sur la jointure, pour s'op- poser à la fuite du mercure, et en même temps pour assujettir dans une position horizontale la languette /.-, dressée sur sa face supérieure, qui servait de point de repère pour la mesure des hauteurs et qui faisait partie d'une pièce indépendante 00'. Le tube inférieur t était maintenu dans un collier ce' en fer (fig. 2 et 3) fixé par une patte à vis sur la face 2-2 FORCFS ÉLASTIQUES antérieure de l'arbre de sapin. Au moyen de la vis l\ on maintenait la virole dans une position à peu près invariable, en ne lui laissant que le jeu strictement né- cessaire pour obéir aux variations de température. Les secousses latérales se trouvaient par là complètement évitées. ■Mode d'altac'.ie des hibes de verre à l'.irbre vertical servant de support (coupe verticale^ Fig. 3. Mode d'atiache des tubes de verre à l'arbre vertical servant de support (plan). Afin de décharger les tubes inférieurs du poids de tout le reste de la colonne , on avait disposé au-dessus de chaque virole deux poulies/),// (fig. i2, 4 et 5), sur lesquelles passaient des cordons attachés par un bout à la virole située immédiatement au-dessous, et portant DE L'AIR I;T ni' LA VAPiaiî. T) h raiitre cxlréiuité un petit seau de fer -blanc clans jrjrf -^ ^ p^^^ Fij. 4. — Vue générale de l'appareil de M.M. Diilong et Arago pour la vériflcation de la loi de Mariotte (coupe verticale). 2i FORCES ELASTIQUES lequel on mettait de la grenaille de plomb, jusqu'à ce que la charge totale fît à peu près équilibre au poids de chaque virole et du tube qu'elle portait. Par cette disposition, que l'on voit représentée en per- spective dans la figure 5, les tubes inférieurs n'étaient — Vue en perspective du mode de suspensiou destiné à enipècLer les tiihes inférieurs d'être comprimés par les tuhes supérieurs. pas plus comprimés que les supérieurs; toute la colonne pouvait se mouvoir verticalement d'une seule pièce par le plus léger efTort, ce qui rendait très-faciles les mani- pulations que l'on pouvait avoir besoin d'exécuter pour la réunir aux autres parties de l'appareil. On reconnaît sur la figure /i, que la première virole était appliquée sur l'un des orifices latéraux d'un vase S DE L'AIR ET DE LA VAPEUR. 25 en fonte douce à trois tubulures, de 2 cciiliinrtrcsd't'pais- seur, et capable de contenir 50 kilogrammes de mer- cure. Sur l'autre orifice, opposé au premier, se trouvait placé le manomètre, partie essentielle de l'appareil dont nous devons donner une description détaillée pour que l'on puisse apprécier le degré d'exactitude qu'il comporte . dans ses indications. Le tube manométrique aa' (fig. h), des mêmes dimen- sions en diamètre et en épaisseur que les tubes de la colonne dd' , avait seulement 1"'.70 de longueur. Avant de le mettre en place , il avait été gradué avec beaucoup de soin, mais sans qu'on pratiquât aucun trait sur sa surface extérieure, parce ({ii'il devait être somnis à des pressions très-fortes ; deux petits morceaux d'étain laminés, appli- qués avec du vernis sur la paroi extérieure, servaient de points de repère. Après l'avoir fermé à la lampe par le bas, on l'avait étranglé près de l'autre bout, en ne lais- sant subsister qu'un canal très-délié et à parois assez minces peur être facilement fondues au chalumeau. Ce tube étant placé sur une planche verticale à côté d'une règle divisée munie d'un voyant et d'un vernier, dans la position même oi^i il devait être pendant l'expérience, on dressa une table des longueurs correspondant à un même volume de mercure dans toute l'étendue du tube. Nous passons sous silence une multitude de détails que les personnes habituées à ce genre d'opérations se repré- senteront aisément. Nous dirons seulement que ce pro- cédé avait été adopté pour éviter l'erreur assez grande qui aurait pu résulter, dans les hautes pressions, de la convexité de la colonne de mercure, si la mesure du 26 FORCES ELASTIQUES volume n'eût pas été faite dans les mêmes circonstances que la graduation. Le tube manomélrique, coupe ensuite par le bas et portant encore à sa partie supérieure le canal délié dont nous avons parlé, fut mastiqué dans la virole en fer bb' (fig. 6). Pour diminuer relîbrt qu'il aurait à supporter Fig. 6. — Ajustage du tube manométrique dans le conduit communiquant avec la pompe de compression. dans l'expérience, le fond de cette virole n'offrait qu'une ouverture égale à la section de la colonne liquide qui devait être soulevée. Sans cette disposition, c^ui suppri- mait la pression exercée contre la surface annulaire du verre, les mastics n'auraient pu résister et le tube eût été arraché. La même précaution avait été prise pour tous les tubes de la grande colonne dd' (fig. 4). Avant de mettre en place le tube manométrique , on l'avait desséché intérieurement; mais, pour plus de sûreté on mit dans le vase de fonte une quantité de mercure suffisante pour faire plonger de 2 ou o centimètres l'ori- fice inférieur du tube, et l'on fit passer pendant long- temps, à l'aide d'une machine pneumatique, un courant d'air sec qui entrait par le canal étroit encore existant dans le haut et qui sortait à travers le liquide métallique. DE L'AIR ET DE LA VAPEUR, 27 Lorsqu'on présuma qu'il ne devait plus rester de traces d'humidité, on fondit avec le dard du chalumeau le tube capillaire h un point marqué lors de la graduation ; le manomètre se trouva ainsi fermé et rempli d'air sec. Cette opération, exécutée avec adresse, ne pouvait occa- sionner aucune erreur sensible. On s'en est assuré, d'ail- leurs, en vérifiant la graduation après avoir terminé les expériences. Dans un plan passant par l'axe de ce tube manomé- trique s'élevaient de part et d'autre deux règles verticales de laiton, dont l'une, divisée en millimètres, portait un vernier attaché à un voyant, tel que celui qui est em- ployé dans le baromètre de Fortin. Ces règles étaient assujetties dans le haut à une traverse en cuivre et fixées dans le bas sur la platine de la virole. Les variations de température de l'air, qui ne se communiquent qu'après un temps assez long à une masse de verre de quelques millimètres d'épaisseur, nous au- raient laissés dans une incertitude continuelle sur la vraie température du gaz renfermé dans le manomètre, s'il eût été exposé à l'air libre. Le seul moyen de lui donner, dans toutes ses parties, un même degré de chaleur et un degré facilement appréciable, était de le placer au milieu d'une masse d'eau continuellement agitée, afin que les couches situées à des hauteurs différentes ne fus- sent pas inégalement chaudes. Tel est le but auquel était destiné le manchon de verre mm' (fig. Il, p. 23) qui enveloppe le tube et les règles. Un filet d'eau coulait continuellement d'un réservoir e supérieur, et, après avoir parcouru rapidement toute la 28 FORCES ÉLASTIQUES longueur du manomètre, s'échappait par un robinet r, situé dans le bas. Le liquide du réservoir étant d'ailleurs à la tempéra- ture de l'air ambiant, la masse de gaz contenue dans le tube manométri(iue devait posséder dans toutes ses parties une température uniforme, que l'on déterminait par un thermomètre x suspendu au milieu du liquide environnant. On voit en u, q, ij, le mécanisme indispen- sable pour manœuvrer le voyant et pour prendre le niveau dans chaque observation. C'est un cordon de soie dont les deux bouts sont attachés à la pièce mobile, et qui, en passant sur les trois poulies supérieures et sur la poulie inférieure, s'enroule sur le tourniquet extérieur u, qu'il suffit de tourner dans un sens ou dans l'autre pour faire monter ou descendre le voyant et le vernier qui en fait partie. On doit voir, par cette description, que ce genre d'observation comportait la même exactitude que la me- sure des hauteurs du baromètre dans l'instrument de M. Fortin. Dire que cet habile artiste avait construit cette partie de l'appareil, c'est donner la plus forte garantie de la perfection avec laquelle elle a été exécutée. Enfin la troisième tubulure îi du vase de fonte pouvait recevoir à volonté une pompe à hquide ou à gaz. Nous nous sommes d'abord servis de celle-ci , afin qu'il n'y eût pas d'humidité dans le vase de fonte; mais, après avoir reconnu que la hauteur du mercure contenu dans le réservoir était suffisante pour empêcher l'eau de passer dans le manomètre, nous lui avons substitué la pompe à eau, beaucoup plus expéditive. DE L'AIR I:T DR LA VAPKLR. 29 Nous avons commencé par déterminer le volume initial de l'air du manomètre et son élasticité h une tempéra- ture connue. Le volume était obtenu par l'observcition du point de la règle auquel correspondait le sommet de la colonne de mercure, et en transportant ces mesures sur la table de graduation dont il a été parhî plus haut p. :2ô). L'élasticité se composait de la hauteur du bcn'omètre au même moment et de la dilTérence de niveau des deux colonnes de mercure dans le f^rand tube vertical et dans lo manomètre lui-même, dilîércnce qui était prise à Taide du micromètre déjà employé par MM. Dulong et Petit dans leurs belles recherches sur la mesure des températm'cs et sur les lois de la communication de la chaleur, recherches auxquelles l'Académie des sciences a décerné le grand prix de physique en 1818. Cet instrument ( fig. 7, p. 30) se compose d'une règle épaisse de cuivre ah, le long de laquelle glisse à frotte- ment doux une pièce de cuivre mnprs, portant à ses deux extrémités m et s, deux collets dans lesquels tourne une lunette micrométrique oo', munie à son foyer d'un fil horizontal. A la lunette est suspendu un niveau très- sensible à bulle d'air, dont le tube gradué sert à régler l'axe optique. Cette pièce de cuivre mnprs est susceptible de deux mouvements, l'un très-rapide en desserrant la vis latérale c, l'autre très-doux produit par la vis de rappe[ d. Tout l'instrument tourne enfin autour d'un axe vertical qui repose sur un plan triangulaire de cuivre épais, muni d'une vis à chacun de ses sommets. La construction de cet instrument permet , comme on le voit, de mesurer la diiïérence de hauteur de deux 30 FORCES ÉLASTIQUES points qui ne sont pas situés clans la même verticale. Il faut pour cela, après avoir dirigé la lunette sur l'un des points, faire tourner l'axe pour la ramener dans l'azimut de l'autre point. On la descend alors, ou on la monte d'une quantité convenable qui se mesure sur une échelle tracée sur la face opposée de la règle ab, à l'aide d'un vernier mù par la pièce miiprs. L'emploi d'une vis ^ Fig. 7. — Micromètre destiné à mesurer les difi'érences de niveau du mercure dans le grand tube vertical et dans le tube manométrique. micrométrique aurait peut-être été préférable sans la promptitude d'exécution qu'exigeaient nos expériences. Du reste, le vernier nous permettait d'apprécier les cin- quantièmes de millimètre, et cette précision nous a paru suffisante. Pour donner à cet instrument toute l'exactitude dési- rable, il fallait que les plus petites différences de niveau DE L'AIR ET DE EA VAPEUH. 31 fussent appréciables, et que, dans le passage d'une observation à l'autre, la lunette conservât son horizon- talité, ou du moins qu'on pût tenir compte de ses déran- gements. On a satisfait à la première condition en donnant un grossissement sulFisant à la luintlo; et (|uant à la secondo , le soin particulier avec lequel le micro- mètre a été t'ait et la solidité de l'appui sur lequel il repo- sait, et qui était indépendant du reste de l'appareil, auraient pu la faire regard(!r comme remplie : néanmoins on avait mesuré d'avance, pour la distance à laquelle pointe la lunette, à quelle ditlcrence de hauteur répon- drait un changement d'inclinaison égal à une paitie du niveau. Cette donnée sufTisait pour corriger les observa- tions dans lesquelles le niveau se dérangeait. Les procédés dont on se sert pour régler de semblables instruments sont trop connus pour qu'il soit nécessaire de les rappeler. On sait que, par des retournements convenables de la lunette, tant sur elle-même que sur ses collets, et par des observations dans les ditlerents azimuts où on peut la placer en tournant l'axe de l'instru- ment, on parvient à rendre cet axe vertical et l'axe optique de la lunette horizontal. Le soin que l'on avait eu de choisir le grand tube ver- tical et le tube manométrique du même diamètre dispen- sait de toute correction de capillarité. En faisant agir l'une ou l'autre pompe, on réduisait à volonté le volume de l'air du manomètre, et le mercure s'élevait dans la colonne verticale dd' (fig. k, p. 2o) jusqu'à ce qu'il y eût équilibre; il était donc facile de prendre des termes aussi rapprochés qu'on le désirait. ^- FORCES ÉLASTIQUES A chaque observation on déterminait le volume de l'air, comme il vient d'être dit (p. 29); pour connaître la hauteur de la colonne de mercure, on avait mesuré d'avance la dilTérence invariable de hauteur de deux repères consécutifs à l'aide d'une règle divisée gg', dont le zéro coïncidait avec le plan supérieur du repère immé- diatement au-dessous, et l'autre bout portait une lan- guette complémentaire que l'on poussait jusqu'à ce qu'elle affleurât la surface supérieure du repère suivant ( fig. 1, p. 21). On avait fait d'avance le relevé de toutes les distances comprises entre les viroles consécutives, en sorte qu'il ne restait, dans chaque observation, qu'à con- naître le numéro du tube où la colonne de mercure se terminait et à mesurer la dilTérence de niveau du sommet de cette colonne avec le repère immédiatement au-des- sous; cette détermination se faisait avec la même règle, qui s'adaptait également à toutes les stations, et qui était pour cette raison munie d'un voyant et d'un ver nier. Ces mesures, pour être faites exactement, exigeaient qu'on pût placer l'œil à la hauteur du sommet de la colonne, en quelque point qu'il se trouvât. L'établisse- ment primitif nécessitait aussi des manipulations assez délicates à la jonction de tous les tubes ; il existait pour cela des échafauds de 2 en 2 mètres , avec des échelles de communication dans toute la hauteur de l'arbre de sapin. Enfin , on avait distribué six thermomètres dans toute l'étendue de la colonne pour apprécier la densité du mercure, et, afin que leurs indications fussent plus approchées, leurs réservoirs plongeaient dans des por- DE L'AIR ET Dli LA VAPFUR. 33 tioiis de tube des mêmes dimensions que les tubes de la grande colonne et remplies de mercure. Nous avons fait trois séries d'expériences sur la môme masse d'air. Nous en rapporterons seulement les résul- tats tout calculés et ramenés à la même température. Table (tes forces élastiques et des volumes correspondants d'une même masse d'air atmosphérique, la température étant supposée constante pendant chaque observation. I" SÉRIE. Élasticité exprimée en atmosphères de On>.76 de mercure. 1 2 Ix U. 6, 7 9 11, 12 itl Élasticité eiprimée en centimètres de mercure. 80.090 156.900 326.706 365.Zi52 50/1.072 557.176 688.5'i0 883.9/10 933.3/16 1070.862 Volumes observés ramenés à une tempérât. constante. /l79.730 2/1/1.687 117.168 10/1.578 75.976 68.910 55./i50 Zi3.359 /1O.97/1 35.767 Volumes calculés d'après la loi de Mariette. 2/1/1. 880 117.600 105.205 76.222 69.007 55.801 Z|3./i66 Zil.137 35.881 Température en degrés centigrades. lZl.3 1/1.3 l/l iU 1/1 l/l 1/1 1/1.5 1/1.5 1/1.5 ir SERIE. 1 79./197 /18I.8O6 n 13.3 2 156.112 2/1/1.986 2/|5.205 13.5 U 3L3.686 121.5'i2 121.989 13.6 Û.7 362.110 10/1.795 IO5./188 12.5 5 381.096 99.590 100.253 12.5 6.1 /16/1.752 81 . 787 82.218 12.6 6.6 508.070 7/1.773 75.208 12.6 6 6 506 . 592 7/1.985 75./127 12.6 7.6 578.162 65.723 66.090 12.6 7.6 580.002 65./173 65.881 12.6 8 637.108 59.767 60.039 13.8 11.5 875.052 /l3./i28 Zl3.682 13.7 XL — H. H FORCES fil.ASTIQl'FS 11. (> 881.202 '|3.1'|6 'i3.378 13. 7 12 Or.2.108 39.679 39.758 1.'4. 5 !().() 12Gl>.i:i2 30.136 Ml*' S K R 1 K. 30.1.'|0 13. 7 1 7('>.000 501.300 « 13 /I.75 361 . 2'j8 105.2/17 105.470 13 !|.9'J 37.^.718 101.216 101. Û12 13 5 381.228 99.692 99.9^6 13 f) .'162.') 18 82.286 82.380 13 fi . 58 500.078 76.095 76.193 13 7.6 573.738 66.216 66.. 'il 7 13 11.3 85î).62'j 'l'j.308 ,'li.325 13 i;} '.)99.236 37.851 38.132 13 16.5 1262.000 30.119 30.192 13 17 132'j.500 2S.66.'| 28.770 13 \>.) l/ifi(î.736 25.885 25.978 13 '.'1.7 1653.^90 22 . 968 23.0/iù 13 •21.7 1658..'i'jO 22.879 22.972 13 '2!x I8Z|3.850 20.5/»7 20.665 13 26.5 2023.666 18.833 18.872 13 27 20^9.868 18.525 18.588 13 Indépendainment {]o l'objet principal que nous nous étions proposé en faisant les expériences précédentes, on pouvait encore, ain.si que nous l'avons dit en com- mcnrant, .s'en .servir pour con.^tater si la loi de Mariotte s'étend jusqu'à des pressions très -élevées. La compa- raison des chiiïres des troisième et quatrième colonnes du tableau démontre que la loi (h' la compression par laquelle le volume devient la moitié, le tiers, le quart, etc. , du volume primitif quand la prcs.sion devient le double, le triple, le quadruple, etc., de la pression primitive, est vérifiée directement ju.squ'à 27 atmosphères pour l'air atmosphérique avec une appro.ximation sufTisante. Notre intention était de profiter du même appareil pour rechcr- ni- L'AIR IiT DK LA VAPfiL'n. 35 cher si les adirés ^az permanents obéissent à In nirme loi, mais nous n'avons pas pu obtenir de radministra- tion des bâtiments civils la prolongation de la jouissance du local où notre appareil de compression était établi. Cette circonstance nous a d'autant plus ulîectés, que nous aurions pu achever en très-peu de temps d'éclaircir ce point impoi'tant de la mécani(|ue des gaz. Les expériences précédemment déci'ites pouvaient ser- vir à faire connaître, par le volume de l'air du mano- mètre, les pressions correspondantes qui ne dépasseraient pas 29 atmosphères. 11 sullisait de faire communiquer une chaudière avec le réservoir du manomètre pour mesurer l'élasticité de la vapeur, avec la même précision que si Ton eût observé immédiatement la colonne de mercure qui lui aurait fait équilibre. On avait môme l'avantage, en opérant ainsi , d'éviter les inconvénients déjà signalés des grandes oscillations de la colonne mé- tallique. L'appareil avait été ivniii'>rrs. (VUc (iMiislatioii u'cUùi pas sans difficiilUS à cause du poids riiormo do l'ouscmblo de l'appareil et des };randes dimen- sions du tube à air. Cependant, par des préeautions mul- tipliées, nous avons réussi à repérer, en conservant la Fig. 8. — Appareil de MM. Diilong et Arapo ponr la détermination de la force élastique de l.i vapeur d'caii (vue en perspective). même masse d'air qui existait primitivement dans le tube. Ce |)oint important a été soigneusement vérifié. On peut |)ieii(lre une idée générale de l'appareil en jetant les yeux sur la figure 8 , où il est représenté en DE I.'AIU KT IJK I. \ V APF.UR. 37 perspective, et sur \;\ li,i;iire \) , qui eu olïro une coupe verticale dans l.-ifiucllo on a supprimé les parties acces- soires pour éviter la confusion. La chaudières (fii;-. 9), iWuni capacité de 80 litres Fig. 9. — Appareil de MM. Dulong et Arago pour la détermination de la force élastique de la rapeur d'eau (coupe verticale). environ, a été construite dans les ateliers de Charenion, sous la direction de M. Wilson, dont les lumières et l'expérience nous ont été très- utiles. Elle était formée de trois morceaux de tôle de première qualité, fabri- quée exprès, ayant IS millimètres d'épaisseur dans sa partie cylindrique , et beaucoup plus vers le fond et près de rorifice. Cet orifice, de 17 centimètres de dia- 38 FORCES ÉLASTIQUES mètre, (Hait fermé par uiio |)la(|iit^ d(^ fer haltu dcii'*'"'.5 d'épaisseur et de 120 centimètres de diamètre. La plaque portait en dessous une languette circulaire bien dressée sur sa face inférieure, (jui était reçue dans une rainure de la môme forme, prati(|uée dans l'épaisseur du bord de la chaudière, et dont le fond était garni d'une lame de plomb. En dedans de cette rainure on avait fait entrer, à force, de dedans en dehors, six boulons d'acier à large tète, de 35 millimètres de diamètre, qui traversaient le couvercle, et dont la partie supérieure taraudée recevait un écrou à pans. Kn interposant entre l'écrou et le cou- vercle un anneau de plomb, ce mêlai s'introduisait, pendant le serrage, dans tous les interstices, de manière à fermer hermétiquement, môme pour les plus fortes pressions. Toute cette fermeture demandait impérieusement une matière sans défauts et un travail soigné. Le couvercle seul devait en elTet pouvoii" supporter, dans quelques expériences, un elfort intérieur équivalant à près de 20,000 kilogrammes; et, bien que les dimensions eus- sent été calculées dans les suppositions les plus défavo- rables, avant de faire usage de cette chaudière , il était prudent de l'essayer. C'est ce que nous avons d'abord voulu faire à l'aide d'une pompe à eau, telle que celles qui sont employées pour le service des presses hydrau- liques. Pour appliquer à notre chaudière l'article du règlement concernant les essais préalables, il aurait fallu la soumettre à une piession de 150 atmosphères; mais bien avant ce terme, quekjues fissures du métal et plu- sieurs des joints rivés laissaient sortir une quantité d'eau DK L AIH KT l)K \.\ V Al'IMM. 39 égale à celle que la poiupe peiincU.iil (rinjecter dans le même temps, de sorte que la pression ne pouvait plus être augmentée. Kn taisant ees essais nous a\ons eu l'occasion de remar(|uer dans quelles erreurs on peut être jeté (juand on estime la pie>sion , comme on le fait ordinairement, par une soupape conique chargée d'un poids (|ui doit être soulevé. lndé|)cndamment de la dilHculté de connaître retendue de la surface exposée à la pression intérieure, Tadhérence très-variable de la soupape, selon sa position, avec les parois de la cavité où elle est reçue , peut occasionner des dilïérences énormes, quoique la pression soit réellement la même. 11 serait préférable d'employer des soupapes planes qui nécessiteraient, il est vrai, des soins assidus pour être en bon état, ou, mieux encore, un manomètre conique, lorsque les forces de compression ne dépasseraient pas 50 ou ()0 atmosphères. Connue il nous aurait fallu beau- coup de temps pour adapter ce mécanisme à notre pompe, et que, d'ailleurs, la haute température à laquelle la chaudière devait être exposée nous aurait encore laissés dans l'incertitude sur l'affaiblissement qui pouvait en résulter dans la cohésion des substances métalliques, nous avons préféré la soumettre à une épreuve plus rassurante, en la plaçant dans les conditions mêmes de l'expérience et sous l'influence d'une force expansive plus grande que celle qui devait faire le sujet de nos observations. C'est principalement pour cet essai que nous imaginâmes la soupape que l'on voit représentée en bb' ( fig. 9), et dont la conslruction offre l'avaiilage (jue Ton n'obtiendrait pas avec celles qui sont connnu- 40 FORCES ÉLASTIQUES nément usitées, de donner une libre issue h la vapeur lussitùt que son élasticité a dépassé le terme pour lequel les deux poids ont été calculés d'avance. Les poids mobiles sur les deux bras du levier ont été composés de plusieurs pièces susceptibles d'être ré- unies ou séparées, ce qui permettait de faire varier leur grandeur selon la pression à laquelle on se proposait d'atteindre, et le moindre soulèvement de la soupape les faisait glisser, l'un vers le centre de mouvement, et l'autre vers l'extrémité du bras opposé, de manière à laisser constamment ouvert l'orifice par où la vapeur pou- vait s'échapper. Le refroidissement occasionné par la perte de vapeur à travers les jointures et par un vent assez violent, réuni à quelques autres dispositions peu favorables du fourneau provisoire établi dans les ateliers de Cliarenton, ne nous permit pas d'observer le soulèvement d(^ la soupape dont la charge avait été calculée pour une élasticité de 60 at- mosphères; mais nous avions eu la précaution de mettre un thermomètre dont l'échelle pouvait être observée de loin avec une lunette, et la température de 240", à laquelle parvint l'intérieur de la chaudière, nous fit présumer, d'après quelques résultats obtenus en Angleterre , que nous avions dû approcher de ce terme , de sorte que l'épreuve ne fut pas poussée plus loin. On verra par la table qui résume les résultats de nos expériences (p. 60) que, dans cette circonstance, la force de la vapeur n'avait été que la moitié environ de celle à laquelle nous croyions avoir soumis notre instrument. Celle chaudière, ainsi essayée, fut établie sur un DI' L'AIR FT m- LA VAPFl'R. U fourneau d'une nitisse assez considérable pour que le système n'éprouvât pas des variations trop i)rusf|ues de température. Un tuyau de fer dd'd', composé de plu- sieurs canons de fusil , s'élevait d'abord verticalement au-dessus du couvercle, et sa branche latérale d'd'\ légèrement inclinée, allait s'adapter par son autre extré- mité cl la tubulure moyenne du réservoir en fonte f. C'est par ce tuyau que la pression se transmettait au manomètre. On commençait par le remplir d'eau avant l'expérience , et , pour apprécier exactement la pression exercée par cette colonne, qui s'ajoutait à celle de la vapeur, on faisait continuellement tomber un filet d'eau froide sur des linges placés en v, près du coude supé- rieur. L'intérieur de l'appareil étant vide d'air, on conçoit qu'il s'établissait une distillation continuelle qui devait remplacer les petites portions de liquide que l'accroisse- ment d'élasticité de la vapeur avait fait écouler dans le vase de fonte, et que, pendant toute la durée de l'expé- rience, le mercure était surmonté d'une colonne d'eau qui s'élevait constamment jusqu'à la jonction du tuyau incliné avec le tuyau vertical d. Le niveau variable II' du mercure dans le réservoir de fonte était connu à chaque instant par l'observation de la colonne A7), communiquant par le haut avec le même réservoir, au moyen d'un tube de plomb ox. La hauteur du mercure au-dessus d'un repère fixe était prise sur la règle bu déjà décrite. Enfin, la force élastique de la vapeur s'obtenait en ajoutant à l'élasticité correspondante au volume de l'air du manomètre la hauteur de la co- lonne mercurielle soulevée dans cet instrument au-dessus i2 FORCES ÉLASTIQUES du ni\t\iu //', L't CM rclraiichaiil la pression duc à la colonne d'eau comprise entre ce même niveau cl le point li.\e (/'. Cette dernière (luantilé, qui ne variait (juc de quelques centimètres, avait été délerminée relativement à un point fixe de la règle Im , et la position variable du sommet /•: servait à trouver ce qu'il fallait ajouter ou retrancher ù cet clément dans chaque cas particulier. La mesure exacte des températures présentait quelque diflicuUé. Le thermomètre, (piel (ju'il lut, n(' devait point être exposé immédiatement à la pression delà vapeur; car, lors môme quMI aurait pu la supi)orter sans en être brisé, il aurait fallu tenir compte des eiîets de la com- pression, dont l'évaluation eût été assez embarrassante. C'est pour obvier à cet inconvénient que l'on a introduit dans la chaudièi'c deux canons de fusil fermés par un bout et amincis, au point de ne conserver que la résis- tance nécessaire pour ne point être écrasés pendant l'expérience. L'un descendait presqae jusqu'au fond de la chaudière, l'autre ne dépassait pas le quart de sa profondeur. C'est dans l'intérieur de ces cylindres remplis de mercure que l'on plaçait les thermomètres; le plus court servant à donner la température de la vapeur, et le plus long celle de l'eau qui conservait encore la forme liquide. Ce moyen, le seul praticable dans des expériences de cette nature, serait très -défectueux si l'on ne réunissait pas les circonstances convenables pour rendre très-lentes les variations de température. C'est une des causes qui nous avaient fait donner à la chaudière et au fourneau des dimensions plus considérables que celles dont on aurait DE L'AIR ET DE LA VAPRCn. 43 pu sans cela se contenter; mais nous nous sommes assurés à plusieurs reprises (|ue, près du maximum, les plus légères variations cfélaslicité de la vapeur, en plus ou en moins, étaient accompagnées de variations corres- pondantes dans les indications des thermomètres. Si Ton se fût contenté de plonger les réservoirs de ces instruments dans les enveloppes dont il vient d'être question, les corrections relatives h la température tou- jours beaucoup plus basse des tiges, situées au dehors, eussent été trop incertaines. Il est vrai qu'on aurait pu se dispenser de ce soin, en employant des thermomètres à poids; mais les observations devant être très-multi- pliées, nous avons préféré conserver à l'instrument sa forme ordinaire, en donnant à la tige tout entière une température uniforme et facile à déterminer. On voit sur la figure 10 que cette tige se recourbait Fig. 10. — Disposition du thermomètre destiné à donner la tempi^rature de la vapeur d'eau. h angle droit au-dessus du couvercle de la chaudière, et était enveloppée par un tubo de verre dans lequel on faisait couler de l'eau provenuiit d'un grand réservoir. 44 FOHCES raASTlOUES La température de ce li(|ui(le, qui variait très-lentement, se communi(juait à la lige, et était accusée par un autre thermomètre plus petit situé horizontalement à côté. A chaque observation, on avait soin de lire, après l'indi- cation principale de chaque thermomètre, la température du mercure de la tige, et, par un calcul ti'ès-simple, on pouvait atteindre à la même précision que si le thermo- mètre tout entier eût été plongé dans la chaudière. 11 est presque inutile de dire que ces instruments avaient été exactement calibrés, et qu'ils présentaient dans leur gra- duation tuut(3 la précision que l'on sait maintenant leur doimer. D'après la description que nous venons de faire de l'appareil, on doit se représenter facilement la manière d'opérer. La chaudière étant chargée de la quantité d'eau convenable pour que le réservoir du petit thermomètre fût tout entier au-dessus de sa surface, on tenait le liquide en ébullition pendant 15 ou 20 minutes, la soupape de sûreté étant ouverte, ainsi que l'extrémité rf' (fig. 9, p. 37) du tube vertical, pour chasser complètement l'air atmosphé- rique et les gaz dissous. On fermait alors toutes les ouver- tures, et l'on réglait les robinets d'écoulement, soit pour le manomètre, soit pour les tiges des thermomètres, soit enfin pour la condensation de la vapeur dans la partie v du tuyau de fer. On chargeait d'avance le fourneau d'une cjuantité de combustible plus ou moins grande selon le degré plus ou moins élevé que Ton se proposait d'obte- nir; puis on attendait que la marche ascendante de la température se ralentît; l'iui do nous observait le ma- nomètre et l'autre les thermomètres; et, lorsque le DE L'AIR ET DE LA VAPHUR. 45 réchauiïcment ne l'aisail plus que des progrès très-lents, nous commencions à noter les indications simultanées du manomètre, des quatre thermomètres de la chaudière et la hauteur du mercure dans le tube latéral op. Nous prenions ainsi plusieurs nombres très-rapprochés, jusqu'à ce f[ue nous eussions atteint le maximum : c'était seule- ment l'observation faite à ce terme qui était calculée : les précédentes et les suivantes ne servaient qu'à garantir des erreurs de lecture. Lorsque le manomètre et les thermomètres avaient sensiblement baissé, on mettait une nouvelle dose de combustible et l'on procédait de la même manière. On ne pouvait pos, à la vérité, obtenir ainsi la force élastique correspondante à une température déterminée. Toutefois, en faisant un grand nombre d'observations, on a fini par avoir des termes assez rap- prochés dans toute l'étendue, de l'échelle. Nous avions l'intention de pousser les expériences jus(]u'à oO atmo- sphères; mais la chaudière perdait une si grande quantité d'eau, qu'il nous fut impossible d'aller au delà de "Ih, Mais il sera permis de suppléer par une table ou une formule aux observations directes , même pour des pres- sions beaucoup plus éloignées de la limite à laquelle nous avons été contraints de nous arrêter à cause de l'insutTi- sance de nos appareils. Les explications précédemment données indiquent assez la manière dont les observations devaient être calculées. Gomme toutes les échelles étaient arbitraires, ces calculs ont exigé beaucoup de temps; il serait inutile de rapporter ici tous les intermédiaires; nous nous contenterons de donner les résultats définitifs. La ^6 FORCRS KF.ASTIOURS comparaison {\v<' ternies tivs-rapprochés a servi de véri- licalion : ludirat 1011 l'etit tliermom. Grand theniioin. .Forro «plas- tique on mètres de mercure. Force (t|a»tii|ue en atniosiili de om.76 Conditions dos oLserva- tions '. Force élas- tique en mètres de mercure à 0" dos niiDiôros dp r.'bfcrvation. 1 29 ocl. 3c ilegrés. 122.U7 123.70 1.62916 2.140 inax. 1.62916 2 2.-. (ici. iro 132.:.8 132.82 2.18230 2.870 a. 2.1767 3 28 ocl. ire 132.64 133.30 2.18726 2.880 p. max. 2.1816 4 28 ocl. 2e 137.70 138.30 2..-.4i.-.6 3.. 348 a. 2.5386 5 29 ocl. 5c 119.54 14',t.70 3.4SiOO 4.581 max. 3.47:.9 6 2S ocl. 3e 151. ^7 151 HO 3.6'.i5;i0 4.860 a. 3.6868 7 25 ocl. 2e 15364 1.-.3.'70 3.8' O.-O .5.120 a. 3.8S10 8 2 iiov Ire 163.00 103.40 4.9is90 6.510 max. 4.9383 9 30 ocl. 4e 168..'.0 168.50 5.01754 7.391 max. 5.6054 10 28 ocl. 4e 109..57 169.10 5.7S024 7.613 a. 1. 5.7737 11 i^^ ocl. 3<- 171.88 17234 6.111700 S.lli a. 6.1510 i-2 28 ocl. 5e 180.71 18(1.70 7.51 («74 9.893 p. max. 7..5001 43 25 ocl. 4e 1S3.T0 IS3.70 8.0-11)20 10.600 a. 8.0352 n 28 ocl. 6e 186.80 187.10 8.72218 11.480 a. 1. 8.C,995 «5 22 ocl. oe 188.:i0 l88..-i0 8 86310 11.660 ninx. 8.8400 16 25 ocl. se 193.70 193.70 10.0254 13.190 a. 9.9989 17 28 ocl. 7e 198.35 igs.io 11.0470 14.530 a. 1. 11.11190 l-* 25 ocl. 6e 202.00 201.75 11.8929 15.650 a. n.8020 19 24 ocl. ire 203.40 204.17 12.3210 16.240 a. 1. 12.2903 20 25 ocl 7e 206.17 200.10 13.0211 17.130 a. 12.fl872 21 2 nov 6e 206.40 206.S0 13.0955 17.230 max. i3.oi;io 22 24 ocl. 2e 207.09 207.40 13. 1670 17.300 p. max. 13.1276 23 28 ocl. 8e 208.45 208.90 13.7204 18.0.50 a. 13.6843 24 25 ocl. 8c 20J.10 209.13 13.8049 18.160 a. 13.7690 25 25 ocl. 9e 210.47 2I0..50 14.1001 18.550 p. max. 14.0634 26 28 ocl. 9e 215.07 21 5.. 30 15.5407 20.440 a. 15.499S 27 28 ocl. lOe 217.23 217.:iO 16.1948 21.310 a. 16.1528 28 28 oct. lie 218.30 218 40 16.4226 21.600 p. max. 16.3816 29 30 ocl. 8e 220.40 220.80 17.2218 22.660 a. 17.1826 30 30 ocl. lie 223.88 224.15 18.2343 23.994 max. 18.1894 1. Le lettres a .et a. 1. sigoittent température a>cendaute ou lentement asrendar te, p. presque. La table précédente renferme les trente ob.servations faites dans les conditions les plus favorables. Les deux thermomètres s'accordent, en général, aussi parfaitenfient qu'on peut Fespérer dans des expériences de cette nature. Le plus grand écart est de 0°.7, et encore ne se fnit-il remarquer que dans le bas de l'échelle; ce ])E L AIR I-T DE \..\ VAPKIJR. 47 qui ti(Mit sniis doiito aux conditions spéciales de Tnppa- reil. En eiïct, en supposant que le maximum de tempéro- tun^ fut rip:ourcusemcnt le môme dans la vapeur et dans l'eau, les deux thermomètres n'auraient pas dû marquer exactement le même degré; le réservoir du plus petit, sur- monté d'une coloime de mercure beaucoup plus courte et plongé dans un milieu dont la faible densité l'ctardait la communication de la chaleur, devait ressentir plus forte- ment rinnucnce du refroidissement qui s'opérait près du couvercle de la chaudière. Cette cause s'affaiblissail à mesure que la température s'élevait, parce que la quantité de chaleur que la vapeur pouvait céder, dans un même temps, h l'enveloppe du thermomètre, croissait à peu près dans le même rapport que sa densité. Aussi la dilférence des indications diminue-t-elle à mesure que les tensions deviennent plus fortes. Ceci s'applique aux observations dans lesquelles il s'est établi un maximum. Pour celles qui ont été faites pendant un mouvement ascendant de la température, on remarque que les deux instruments s'ac- cordent beaucoup mieux; mais cela tient à ce que le grand thermomètre, surmonté d'une colonne de mercure beaucoup plus longue, exigeait plus de temps que l'autre pour se mettre en équilibre, et qu'au même moment il devait être plus éloigné que le petit de la température du milieu environnant. D'après ces considérations, nous regardons comme plus exacts les nombres fournis ])ar le thermomètre plongé dans l'eau pour toutes les observations faites au maximum de température. Pour qu"on n'ait pas à craindre que la vapein- fut réel- 48 FORCIiS ï<:l.\stiques lomcnt il une température i)lus basse que l'eau, nous avons eu soin de constater d'ailleurs, comme nous l'avons déjà dit, que le manomètre indiquait une diminution de la tension au même moment oii le i2;raiKl tlirrmomètrc commençait à rétrograder, ce (jui prouve que l'espace était saturé de vapeur pour la température marquée par l'instrument. Nous avons consiruit la courbe de ces observations : elle offre une régularité paii'aite. En choisissant deux termes quelconques, même rapprochés, il n'est jamais arrivé qu'une observation intermédiaire tombât de l'autre coté de la corde qui réunissait les deux extrêmes. Tel Tes sont les recherches qui ont permis à la Commis- sion de l'Académie des sciences de construire la table des forces élastiques de la vapeur d'(!au et des tempéra- tures correspondantes, qui a été désormais employée par les ingénieurs. Nous avons donné précédemment la for- mule qui représente le mieux les observations (voirp. 17). Après la description des appareils et des méthodes d'observation, description que je viens de reproduire, M. Dulong n'a pas manqué, dans son rapport à l'Acadé- mie, do faire un historique complet de toutes les expé- riences qui avaient été tentées sur la même question. Cependant en 1838, il a été inséré dans le tome i" des Transaclions de Vinstihilion des ingénieurs civils un Mémoire de M. Farey sur la force élastique de la vapeur, qui a vivement critiqué mon illustre ami au sujet de pré- tendues antériorités auxquelles il aurait négligé de rendre justice. En présentant à l'Académie des sciences, le l/j. oc- DE L'AIR ET DE LA VAPEUU. '.9 lubrc 1839, le preiiiici' volume des Transadions d'une Société dont les travaux semblent devoir exercer une heu- reuse influence sur les progrès de l'art des ingénieurs, j'ai dû exprimer le regret d'y avoir trouvé le Mémoire de M. Tarey qui ne méritait certainement pas de figurer dans un si utile recueil , attendu que les observations acerbes (|u'on y rencontre contre notre travail commun, entre- pris par ordre de l'Académie et honoré de son approba- tion, n'ont pas le moindre fondement. Peu de temps avant sa mort, M. Dulong eut connaissance du Mémoire de M. Farey. Il en fut vivement blessé et se proposait de le réfuter. Ce que mon illustre ami n'a pu faire, j'ai dû le tenter. La tâche, au reste, était peu difficile : il m'a suffi d'opposer guillemets à guillemets. Voici les passages les plus importants que je dois rele- ver dans le Mémoire de M. Farey : « Le principal ol)jetdela présente communication est démontrer la coïncidence qui existe entre l'échelle de M. Southern ( pour les forces élastiques de la vapeur d'eau correspondantes aux divers de- grés du thermomètre) et celle qu'on déduit d'une nouvelle série d'expériences faites à Paris en 1829, par un comité do l'Académie des sciences. . « Un autre objet de cette communication est d'insérer, dans les Mémoires de cette institution, un témoignage des droits évidents de notre compatriote, M. Southern, au mérite de la priorité dans la détermination exacte de cette loi, en opposition avec l'assertion sans fondement de Fauteur français ' qui a publié les nouvelles expé- riences, et suivant laquelle les déterminations obtenues précédem- ment en Angleterre étaient inexactes. Les déterminations de M. Southern ne sont pas mentionnées dans cette condamnation générale... « A Zi amosphères, M. Southern trouve la température de 293\9 l'ahr., et les académiciens de 293". 7. Ceci n'est pas une coïncidence 1. M. Dulong. XL— II. k 80 FORCES ÉLASTIQUES accicU'ntolle, mais une adoption de récliello de M. Southern par l'in- torinédiaire de M. Tredgold, quoique l'emprunt ne soit pas avouù... « Kn adoptant cette formule ' de M. Tredgold (qui cite le^ expé- riences de M. Southern et les prend comme base) les académiciens français n'ont jias pu ignorer les di''t(M"minations de M. Southern et leur exactitude Dans ces circonstances on a manqué de candeur en supprimant toute mention des déterminations de M. Southern... Il faut remarquer que les académiciens français ont déterminé les élasticités par la compression de l'air renfermé dans un baromètre et non par une mesure directe de la colonne de mercure ou par une soupape chargée, tandis que M. Southern employa les deux méthodes et des thermomètres très-exacts. Son échelle a donc au- tant d'authenticité que celle des Français Comme il n'y a aucune certitude, soit dans la mesure des élasticités, soit dans celle des températures quand elles vont à 2'4 atmosphères et à liSS" Fahr., il n'est nullement convenable d'adopter une nouvelle loi pour la faire concorder plus près que dans des limites de 2" 1/2 avec des obser- vations incertaines. » Les imputations de M. Furey sont catégoriques et nombreuses. Eh bien ! pour les réduire au néant, je pourrai me contenter de rapporter divers passages du Mémoire critiqué. L'auteur fait dire à M. Dulong que les déterminations obtenues en x\ngleterre avant le travail qu'il exécuta avec M. Arago, élaienl inexactes. Voici la phrase du Rapport fait à l'Académie : « La science ne possédait que des mesures assez dis- cordantes au-dessous de huit atmosphères, et, pour des pressions plus fortes, absolument aucun résultat d'expé- riences directes. » Il n'est question dans ce passage ni d'Anglais, ni de Français*, ni d'Allemands. On dit que les résultats des expériences connues présentaient des discordances, et 1. La formule d'interpolation. DE LAIR ET DE LA VAPEUlî. ol qu'il était diiïicilc de choisir; or cela est d'une vérité incontestable. Le grand crime des académiciens français, aux yeux de M. Farey, est d'avoir supprimé toute mention des déterminations de M. Southern ; c'est en cela qu'ils ont manqué de candeur. Voici comment nous avons supprimé toute citation, comment nous avons manqué de candeur. jNous allons textuellement reproduire un passage du Rapport adopté par l'Académie. Le lecteur en croira à peine ses yeux : « Les déterminations seules de Southern et de Taylor offrent avec celles-ci (les déterminations françaises) une conformité d'autant plus frappante qu'elles ont été four- nies par un mode d'observation totalement différent, A l'époque où nous avons calculé la table insérée au rap- port provisoire cité plus haut (voir p. IG), nous les consi- dérions déjà comme les plus vraisemblables ; aussi ne trouvera-t-on entre cette table et celle que nous allons donner que des différences presque insignifiantes dans la partie de l'échelle qui leur est commune. » {Mémoires de l'Académie des sciences, t. x, p. 222. ) Ce n'est pas tout. M. Southern a été cité non-seule- ment pour ses expériences, mais aussi pour une simple formule d'interpolation. En voici la preuve : « M. Young paraît être le premier qui ait employé le mode d'interpolation qui consiste à représenter les forces élastiques de la vapeur par une certaine puissance de la température augmentée d'un nombre constant. M. Young avait trouvé que l'exposant 7 satisfaisait aux expériences connues à l'époque de la publication de son ouvrage. 52 rORCI-S C-LASTlOUliS M. Crcighton prit rcxposanl (> ([ui lui parut mieux s'accorder avec les résiiltnls du D' l re. M. Soullim-n adopta le nombre 5.13, qu'il détermina sans doute par tâtonnement. M. Tredgold ré(al)lit l'exposant de Creigh- ton, en changeant le cocllicicnt, etc., etc. » [Mémoires de IWcadcmief t. \, p. HoO.) Il est pénible d'avoir à répondre toujours par des dénégations formelles; mais est-ce ma faute? AI. l'arey dit que pour quatre atmosphères nous avons pris, sans l'avouer, la détermination de M. Southern. Le fait est complètement inexact : nos observations embrassent l'intervalle compris entre 1 et !2/i atmosphères; nous n'avons dès lors été obligés de rien emprunter à per- sonne; seulement, nos observations ne correspondant pas à des nombres ronds d'atmosphères, quand on a dressé la table, nous avons fait et dû faire l'interpolation, à l'aide de la formule qui représentait le mieux nos résultats. Cette formule était celle de ^1. Tredgold pour les températures inférieures à liO" et des pi-essions ne dépassant pas li atmosphères. M. Dulong l'a dit et il n'avait rien autre chose à avouer. Une fois en veine de dénigrement, Al. Farey ne s'en est pas tenu à la seule partie historique du Rapport fait à l'Académie. Le travail de la Commission, examiné au fond, lui semble défectueux. MM. Dulong et Arago ne se sont-ils pas, en effet, servis d'un manomètre? Que serait devenue cette prétendue difTiculté, si l'on avait ajouté que le manomètre fut gradué directement par des colonnes mercurielles ([ui, aux derniers termes de l'expérience, n'avaient pas moins de 20 mètres de DE LAIR r/r DE I.A VAPEUR. 53 long? 1.0 critlciuc anglais a-t-il pu se méprendre sur le but des académiciens? Qu'on en juge par cette phrase qu'on trouve à la page 19G du ]Mémoirc rédigé par M. Du Ion g : tt (La Commission) s'est déterminée à recourir au moyen le plus pénible, mais aussi le plus exact : la me- sure directe de la colonne de mercure capable de faire é(juilibre à l'élasticité de la vapeur. » M. Farey préfère les déterminations de M. Southern à celles de MM. Dulong et Arago. Permis à lui assuré- ment, quant aux nombres compris entre 0 et 8 atmo- sphères; mais au delà il faudra bien, bon gré, mal gré, qu'il s'en rapporte aux mesurée françaises, puisque les compatriotes de notre critique n'ont déterminé aucune force élastique au-dessus de 8. Pour le dire en passant, c'est à 10 atmosplières que commencent les difficultés de l'expérience et leur extrême danger : la Commission de l'Académie est allée à 24 atmosphères. M. Farey préfère les déterminations anglaises parce que M. Southern employa des thermomètres très-exacts. Comment donc! Une Commission, travaillant sous les auspices de l'Académie, pour répondre à un vœu, à un besoin public; une Commission, qui comptait dans son sein, qui avait pour rapporteur un des deux auteurs du beau Mémoire devenu aujourd'hui classique, sur les communications de la chaleur, n'aurait pas fait usage de thermomètres très-exacts? De pareils doutes, quand ils sont gratuits, quand ils ne se fondent sur aucune dis- cussion des expériences de la Commission de l'Académie, ne pourraient élre qualifiés ici comme ils le mériteraient. 54 rOHCES ÉLAST. DE L'AIR ET DE LA VAPEUR. Nous nous contenterons donc, avec toute confiance, de livrer le fait et les ri-llexions qui précèdent à tout lionunc impartial, et en première ligne h la plupart des membres de riionorable institution des ingénieurs civils de la (irande-Bretagne. MESURE DE LA MERIDIENNE DE FRANGE * Peu de temps après mon entrée à l'Observatoire de Paris, j'eus l'occasion de m'entretenir avec M. Biot de l'intérêt qu'il y aurait à reprendre en Espagne la mesure de la méridienne de France interrompue par la mort de Mécliain. Nous soumîmes le projet de la prolongation de cette mesure jusqu'à la petite île de Fermentera à M. Laplace qui l'accueillit avec ardeur. On comprendra l'importance de l'entreprise quand on remarquera que l'arc mesuré en France s'étendant de Dunkerque aux îles Baléares, son milieu devait correspondre au parallèle de /i5% intermédiaire entre l'équateur et le pôle, et que, par l'effet de cette circonstance, le calcul du quart du méri- dien terrestre ne devait pas exiger la connaissance de l'aplatissement de la Terre. En outre, les erreurs insé- parables des observations devant se trouver réparties sur un plus grand arc, devenaient moins sensibles dans le résultat définitif, qui en acquérait une plus grande cer- titude. Le 2 mai 1806, le Bureau des longitudes prit cette dé- 1. Mémoire inédit. Voir, pour d'autres détails, Histoire de ma jeunesse, 1 1" des Œuvres et des Notices biograp/iiques, p. 20 à 87. 5J6 MESURE DE l\ MÉRIDIENNE cision consignée dans les procès-veii);iu\ dv ^cs sciinccs . « MM. Biot et Arago sont chargés craller terminer la me- sure de la méridienne en Espagne. » Le gonvernement espagnol nous adjoignit deux com- missaires, MM. Chaix et Fiodriguez. Nos travaux commencèrent dès le mois d'octobre 180G. Mes collaborateurs et moi nous déterminâmes ensemble onze triangles i\u[, ajoutés h cinq déjà obtenus par Mé- cliain, portent à seize le nombre des triangles qui étaient nécessaires pour la solution du problème proposé. La mission qui nous était confiée par le Bureau des longi- tudes était remplie par cette détermination. A ces seize triangles, je crus devoir en ajouter un dix-septième qui joint géodésiquement le Clop de Galazo, dans l'île de Mayorque, à Iviza et à Formenlera; j'ai ainsi obtenu, par une seule opération, la mesure d'un arc de paj-allèlc de un degré et demi. La figure 11 représente notre triangulation qui a ce caractère d'avoir été faite sur des cotes maritimes et à travers la mer à l'aide de triangles d'une étendue inu- sitée. C'est au Mont-Sia que se termine la partie de la ti'ian- gulation exécutée par Méchain. 11 avait dressé un projet destiné à atteindre Iviza que nous n'avons pas pu suivre à cause des difTicultés que présente la configuration des lieux. Notre triangulation n'a de commun , à partir du Mont-Sia, avec celle qu'avait projetée Méchain, que les deux triangles joignant les stations du Mont-Sia , du Desierto de las Palmas, d'Ares et d'Espadan. Les 9 et 10 septembre 1807, j'ai fait sur le mont Lie- DE FRANCE. 57 A. VuiUemin, del. Fîg. 11 — Prolmigement de la mesure de la mcridienne de France j'isqu'aiu iles l!,il''ares, par MM. Biot et Arago. 58 MESURE DE LA MÉRIDIENNE bcria, avec M. Rodrigucz, les mesures des distances au 7énith des réverbères placés sur le Bosch de TEspina et sur le Mont-Sia, ainsi que la mesure de l'angle de ces deux stations. Le mont Lleberia tire son nom d'un vil- lage placé sur le chemin de Tortose. Du 20 juillet au h septembre 1807, j'étais avec M. Chaix sur un pic élevé du Mont-Sia, pic nommé dans le pays el Tosal del Para Pasqual. Le Mont-Sia est situé à l'ouest de la ville de San-Carlos. On ne peut y monter que par la pente occidentale, en venant de UU de Cona. Nous prîmes les mesures des distances au zénith des réverbères de Lleberia, du Bosch de l'Espina, du Tosal de Encanadé, d'Ares, du Desierto de las Palmas, ainsi que les observations des angles : 1° entre le Bosch de l'Es- pina et Lleberia ; 2° entre le Bosch de l'Espina et le Tosal de Encanadé; 3° entre le Tosal de Encanadé et Lleberia; II" entre le Tosal de Encanadé et Ares , et 5° entre le Desierto de las Palmas et Ares. Dans le même temps que nous séjournions au Mont- Sia , j'allai sur le Bosch de l'Espina, où se trouvait M. Rodriguez, observer, du 15 au 27 août, les distances au zénith des réverbères de Lleberia, du Mont-Sia et du Tosal de Encanadé, ainsi que les distances angulaires : 1° entre les réverbères de Lleberia et ceux du Mont-Sia ; 2" entre les réverbères du Mont-Sia et celui du Tosal de Encanadé. Le Bosch de l'Espina est couvert de pins; bien qu'il soit assez escarpé, un chemin faisant de nombreux détours permet de monter à cheval jusqu'au sommet. Des chaleurs excessives, d'épais brouillards apportaient une grande gêne aux observations. DE FRANCK. 59 Du 1" nu 10 août 1807, j'observai, avec M. Chaix, sur lu partie la plus élevée du Tosal de Encanadé, nionlag:nc du royaume de Valence assez peu dis- tante du Mojon Trifinio, d'où partent les lignes qui ser- vent de limites aux provinces de Valence, d'Aragon et de Catalogne. Nous fûmes souvent entravés par de violents orages accompagnés de grosse grêle et par des vents furieux. Nous prîmes sur cette station les distances au zénith des réverbères du Bosch de l'Espina et de la Mucla de Ares, ainsi que les angles : 1° entre le Bosch de l'Es- pina et le Mont-Sia, et 2" entre le Mont-Sia et Ares. La Muela de Arcs forme un plateau très-étendu d'une montagne coupée à pic tout autour, et à laquelle on n'ar- rive que par un sentier fort étroit. Sur ce plateau se trouve le village de Ares, placé non loin de la grande route qui va d'Oropeza à la foret de Mosqueruclla. Du 6 au 15 juil- let, nous y prîmes, M. Chaix et moi, les mesures des dis- tances au zénith des réverbères du ïosal de Encanadé, de Mont-Sia, du Desierto de las Palmas et d'Espadan, ainsi que celles des angles : 1° entre le Tosal de Encanadé et le Mont-Sia; 2° entre le Desierto de las Palmas et le Mont-Sia; 3° entre le Desierto de las Palmas et Espadan ; li° enfin entre le Desierto et le Tosal de Encanadé. Les observations faites sur le Desierto de las Palmas furent extrêmement difTiciles à cause des directions in- exactes données aux réverbères établis sur la montagne de Campvcy, dans l'île d'Iviza. M. Biot vint avec M. Chaix pour faire notre installation dans un petit ermi- tage qui s'apercevait de très-loin. Nos observations com- mencèrent le 30 novembre 1806. Je prenais encore, le GO Ml-SL'IU' 1M-: I.A MÏ;i;iDlKNNR oO juin J807, des mesures sur ce pic élevé où je passai plus do six mois, le plus souvent seul, n'ayant j)our promenade qu'un espace d'une vinglaine de mètres carrés. Au-dessous de moi , au pied de la montagne, se trouvait un couvent de chartreux, et plus bas en- core, au bord de la mer, le village de Benicassi, entre Oropeza et Castellon de la Plana. C'est là que nous prîmes les distances au /.énith des réverbères du Mont-Sia et de Ares, du signal d'Espadan, des réverbères de Cullera et de Mongo, du signal d'iviza sur le sommet de Camp- vey, de l'horizon de la mer, puis les mesures des distances angulaires : 1° entre le Mont-Sia et Ares; 2° entre Ares et Espadan; 3" entre Espadan et Cullera; li° entre Cullera et Mongo ; 5° entre Espadan et Mongo ; 6° entre Mongo et Campvey; 7° entre le Mont-Sia et Espadan ; 8" entre Mongo et le Mont-Sia ; 9" enfin entre Campvey et Espadan. Le vrai pic d'Espadan avait trop peu d'étendue pour que nous pussions nous y établir et nous dûmes mettre notre station sur une hauteur voisine qu'on nomme la Altura de la Pastora. Nous avons mesuré, du 1" au 1/i juin 1(S07, MM. Chaix, Rodriguez et moi, les dis- tances au zénith des réverbères de Ares, du Desierto de las Palmas, de Cullera et de Mongo, ainsi que de l'horizon de la mer. Nous avons pris ensuite les angles : 1" entre Aies et le Desierto; 2" entre le Desierto et Mongo; 3" entre le Desierto et Cullera ; [\° entre Cullera et Mongo ; 5° enfin entre Cullera et Ares. Les observations sur la montagne de Cullera ont été faites par MM. Chaix, Rodriguez et moi, du 8 au 20 mai 1807. Nous y avons relevé les distances au zénith des \)\l FRANCK. G\ réverbères du Desierto, d'Espadan, de Mongo, ain.-i (\ur. de l'horizon de la mer, cl nous y avons mesuré les angles : 1° entre le Desierto et Espadan; '2° entre le Desierto et Mongo: 3" entre Espadan et Mongo. A la station de Mongo, nous éprouvâmes, MM. Biot, Chaix et moi, toutes les rigueurs de la mauvaise saison. Cette montagne élevée est située près de la ville de Dénia, vers l'extrémité du cap Saint-Antoine, et elle domino *la mer de toute part. Comme on découvre librement de ce point, vers le nord, tout le royaume de Valence, et vers Test les îles d'Iviza et de Formentera, nous dûmes nous y installer pour étendre jusqu'à cette dernière île la chaîne de notre triangulation. On ne parvint à y établir nos tentes, nos réverbères et nos instruments qu'après des etTorts infinis, en CFCusant un chemin dans le roc pour amener ces lourds objets sur le mamelon dont nous avions fait choix. J.cs matelots chargés d'entretenir les réver- bères, et qui durent passer l'hiver d;ins cette station, eu- rent beaucoup à soulïiir des intempéries, quoique M. Mo- rand, consul de France h Dénia, eut pris soin de leur faire bâtir une cabane dans l'anfractuosité du rocher. Du 9 au 25 février 1807, nous avons pris les distances au zénith des réverbères du Desierto de las Palmas, d'Espadan, de Cullera, d*; P'ormenlera, de Campvey et mesuré les angles compris : 1° entre le Desierto et Cul- lera; 2" entre Cullera et Espadan; lY entre le Desierto et Espadan; li" entre Campvey et le Desierto; 5° entre Campvey et la Mola de Formentera ; 6° entre le Desierto et la Mola de Formentera; T'entre Cullera et la Mola de Formentera. tii ^lESURE DE LA MÉIUDIENNE La montagne de Conipvey, vers rextrémité boréale de Tîle d'iviza, est nue et aride. On eut beaucoup de peines à porter sur son sommet les réverbères, les instru- ments, les tentes et toutes les choses nécessaires ii la vie que nous dûmes faire venir de la ville d'Iviza, les pay- sans du voisinage étant trop pauvres pour nous procurer les moindres objets. Comme Campvey est le troisième sommet du grand triangle qui unit les îles Baléares à la côte d'Espagne, nous ou nos collaborateurs, nous y fîmes un long séjour soit pour diriger les réverbères qui nous servaient de signaux à travers la mer, soit pour compléter la chaîne de triangles appuyés sur la côte. Du 15 mars au ik avril 1807, nous y avons mesuré, M. Biot et moi, les distances au zénith des réverbères du Desierto de las Palmas, de Fermentera, de Mongo,,et celle de l'horizon de la mer, ainsi que les angles compris : 1° entre le Desierto et Mongo ; 2° entre Mongo et l'île de Fermen- tera; 3° enfin entre le Desierto et Fermentera. La petite île de Fermentera est placée à 12 lieues envi- ron au sud d'Iviza. Nous nous établîmes sur un vaste pla- teau qui s'élève comme une grande masse perpendicu- laire au-dessus de la mer et que, pour ce motif, on a nommé la I\Iola. L'étonnemcnt des rares habitants de l'île fut extrême quand ils virent les préparatifs de notre installation. L'usage des chariots étant inconnu dans le pays, on dut monter à bras d'homme les pierres destinées à servir de supports à la lunette méridienne. Ces travaux furent achevés dans les premiers mois de 1807, et du 19 au 28 avril nous mesurâmes, M. Biot et moi, les distances au zénith des réverbères de Campvey, de DE FnANCri. 63 Mongo, de l'horizon de la mer el Tangle compris entre Campvcy et Mongo. Au mois de mai 1807, M. Biot retourna à Paris pour obtenir quelques instruments qui pussent nous permettre de déterminer la latitude de Fermentera. En attendant qu'il vînt nous retrouver, nous apportâmes, MM. Chaix, Rodi'iguez et moi, les derniers perfectionnements à nos opérations géodésiques, ainsi qu'on peut le voir par les dates des opérations rapportées plus haut. M. Biot étant venu me rejoindre à Valence, nous re- tournâmes à Fermentera. A partir du d décembre 1807, nous fîmes, avec le concours de M. Chaix, les observa- tions de passages d'étoiles au méridien, et nous prîmes la mesure de la longueur du pendule simple. £e 18 janvier 1808, M. Biot nous quitta pour rentrer en France muni des résultats de nos mesures, et je continuai les observa- tions de la lunette méridienne jusqu'au 6 mars. Avec le concours de MM. Chaix et Rocjriguez , je pus faire près de 700 observations du passage supérieur de p de la Petite Ourse, et ajouter 570 observations nouvelles aux 2,000 que nous avions déjà faites des passages de la Polaire. Nous avions reconnu la possibilité de joindre la côte d'Espagne avec l'île de Mayorque par un arc de parallèle qui permît de mesurer près de trois degrés de longitude, à l'extrémité méridionale de la méridienne, d'Espadan au Clop de Galazo, comme le montre la figure 11 (p. 57). Ce nouveau triangle devait donner les moyens de déter- miner la courbure de cette portion du sphéroïde terrestre et de s'assurer, en le mesurant dans deux directions rec- tangulaires, si les parallèles terrestres sont elliptiques ou circulaires, en un mot si la Terre est ou n'est pas un sphéroïde de révolution. Je m'attachai donc avec ardeur à la mesure de ce 17* triangle (|ui, ayant son sommet au Clop de dalazo dans l'île de Mayorque (IMallorca), s'ap- puyait d'une part sur Campvey dans Tile d'Iviza, et d'autre part sur la Mola de l'ormentcra. Le Clop de (lalazo est une montagne trcs-élevée de l'île de ^layorque ; elle se voit de très-loin ù travers la Méditerranée quand l'atmosphère est pure; elle est située précisément au-dessus de Palina. Les observations d'étoiles (pic nous fîmes à Fermentera avaient pour JDut de fixer avec une grande exactitude la latitude de ce terme extrême de l'arc du méridien. Pour déterminer avec précision l'azimut dans lequel notre lu- nette méridienne était placée, et pour nous assurer qu'elle ne s'en écarterait point pendant nos opérations, nous eûmes recours à un réverbère que nous mîmes à Santa- Eulalia. Je fis aussi au Clop de Calazo un grand nombre d'observations d'étoiles, afin de déterminer l'azimut de cette station, et j'employai à cet cllct une mire placée sur la Mola de San Fortun. Mes observations étniont hcurensement terminées lorsque, à la fin de mai 180(S, la nouvelle de la guerre avec la France souleva les Mayorquins contre le solitaire établi au Clop de Calazo. Je fus arrêté et transféré au chàteau-fort de Belver le 2 juin. Je vais transcrire quel- ques notes qui compléteront le récit que j'ai fait ailleurs * des événements dont je fus victime. 1. Wnv Ilisloire de ma jeunesse, t. 1" des Œuvres et des Notices f/iof/raphiques, p. 39 îi 8G. DF FRANCE. 65 Je pus me sauver de ma prison le 28 juillet, et avec mon compagnon de captivité, M. Bertiicmie, mcltrc à la voile sur une barque qui nous conduisit à la petite île de Cabrera que nous nous hâtâmes de quitter le 29. Après la rencontre d'un convoi anglais de près de 60 voiles qui, heureusement , ne nous aperçut pas, nous découvrîmes la côte de Barbarie le 1" août et nous débarquâmes à Alger ce même jour sur les quatre heures. Nous nous embarquâmes le 8 août sur un bâtiment al- gérien qui parlait pour Marseille. Le pilote, ou plutôt le véritable capitaine, était de Xante et se nommait Spiro- Calligero. La frégate s'appelait les Tre Fratelli. Le capitaine maure était coulouglou et raïs de la marine algérienne. Son nom était raïs Braham Ouled Mustapha Goja. L'équipage était composé d'un contre-maître vé- nitien, d'un charpentier de Marseille, de trois matelots grecs compatriotes du capitaine et de plusieurs matelots maures, savoir : Achmet, qui avait servi de raïs à plu- sieurs petits bâtiments espagnols et le plus déterminé bavard de l'équipage; Busemach, qui ne quittait qu'avec regret son aigre guitare, pour travailler aux manœuvres; El Maur, dont la seule occupation était de chercher à dérober quelques aliments au cuisinier du capitaine, parce que la ration ordinaire ne suffisait pas à son appétit dévorant; et Besibsi, enfin, qui ne quittait pas sa pipe un seul instant dans la journée. Les cinq frères Bentivi avaient été embarqués au mo- ment du départ par ordre du dey et par suite des intrigues de David Bakri, roi des Juifs. Le capitaine avait reçu également du ministre de la XL — u. 5 C6 MRSURE DR LA MÉRIDIENNE innriiie l'ordre d'embnrqiicr deux Marocains qui allaient en iM'ance pour vendre une pacotille de plumes d'au- truche. L'un d'eux s'appelait Beschir et l'autre Ser Medeni. Nous fûmes (rois jours en vue d'Alger. Le 12, à la hauteur de l'île de Minorque, un brick anglais nous visita. Le 1/i, un corsaire catalan nous prit. Le même jour nous arrivâmes à Rosas. Le 17, nous descendîmes à terre et fûmes placés pour faire quarantaine dans un mouliii à vent ruiné. Le 10 septembre, la garde vint nous saisir et nous fûmes conduits dans la citadelle (dans l'église) . Peu de jours après, on nous entassa dans les casemates ; de là on nous transféra au château de la Trinité. Nous quittâmes ces cachots le 17 octobre et arrivâmes le même jour à Palamos. La junte nous permit de partir pour Marseille, mais nous fûmes rejetés par les tempêtes sur la côte de Barbarie où nous arrivâmes le 5 décembre 1808 (à Bougie). Le 12 décembre, nous aperçûmes Alger du cap Ma- tifou et nous entrâmes dans la ville au coucher du Soleil. En février 1809, le dey nous déclara ses prisonniers. Nous partîmes d'Alger le 21 juin 1809. Le 24, nous visitâmes un bâtiment américain et le 25, une bombarde espagnole; du 26 au 28, nous restâmes en vue de Mallorca et de Minorque. Le 1'' juillet, nous fûmes encore visités par une frégate anglaise. DR FRANCE. 6? Le 2 juillet enfin, je fis mon entrée au lazaret de Mar- seille. Le procès-verbal de la séance du Bureau des Longi- tudes du 30 août 1809 porte ces mots : « M. Arago, de retour d'Afrique, présente les manuscrits de ses dernières observations à Ivizii, à Fermentera et à Majorque. » Les détails de toutes les observations faites pour la dé- termination de la mesure de la méridienne proprement dite, c'est-à-dire des IG premiers triangles de l'opération totale (voir la fig. 11), ont été publiés dans le qua- trième volume de la Base du système métrique. Je dois me contenter de consigner ici les résultats complè- tement calculés. Le tableau suivant^ donne, outre les 16 premiers triangles déjà connus du public, le 17" que j'ai obtenu par mes dernières observations. Dénominations des triangles. Angles sphériqnes. Matas 5i°23'ai".08 Mont-Serrat 60 13 22.10 Morella 65 22 59 .91 1" TRIANGLE. Matas, Mont-Serrat, Morella. 2' TRI.WGLE. Mont-Serrat, Morella, Montagut. 3' TRIANGLE. Morella, Montagut, Saint-Jean. 180 0 3 .09 Mont-Serrat 70' 11' 15". 83 Morella 59 7 59 .64 Montagut 50 40 47 .86 180 0 3 .33 Morella 37' 28' 38". 68 Montagut 84 29 23 .68 Saint-Jean 58 2 1 .00 180 0 3 .36 1. Le.s nombres de ce tableau, écrits entièrement de la main de M. Arago, diff'-rent légèrement de ceux qui ont été publiés p. 179 à 182 du t. IV de la Base du syslème métrique. 68 MESURE DE LA MfiHIDIENNE ,V.T'"n, • Ksaint-Jean 107 0 36.37 Montagut, Samt-Jean, Llebena. j ^^^^^^.^ 30 18 Z,3 .50 180 0 3 .12 ( Saint-Jean 330 17' 57".36 5' TRIANGLE. Liohoria 12ù 26 3ù .88 Saint-Jean, Lleberia,Mont-Sia.j ^^^^^^^.^ 22 15 32.98 180 0 5 .22 6° TRIANGLE. j Llcbcria 33" 0' 0".6/i Lleberia, Bosch de l'Espina, Boscli de TEspina. 93 26 U5 M Mont-Sia. ( Mont-Sia 53 33 17 .55 180 0 U .03 7« TRIANGLE. /MoDt-Sia ZiZi" 26' Z|2".û2 Mont-Sia, Bosch de TEspinaJosal j Bosch 7Zi ùi 13 .70 dcEncanade. ( Tosal 60 49 5.99 180 0 2 .11 ( Mont-SIa 35' ZiS' /|5".Z|9 8- TRIANGLE ^^^^j 108 10 53.61 Mont-Sia, Tosal, Ares. j ^^^^ 36 3 2Zt .05 180 0 3 .15 9' TRIANGLE. j Mont-SJa 37" 52' 58". 58 Mont-Sia, Ares, Desierto de las | Ares 88 17 Z|5 .50 Palraas. I Desierto 53 Z|9 22 .53 180 0 6 .61 10« TRIANGLE. | Arès 37° 7' 33". 23 Ares, Desierto de las Palmas, | Desierto 101 17 36 .72 Espadan. | Espadau hi 3U 56 M 180 0 U ./i9 11» TRIANGLE. i Dasierto WJ" 2' 11". 01 Desierto de las Palmas, Espadan, | Espadan 111 Z|5 8 .37 Cullera. ( Cullera 21 12 Zi8 .6Z| 180 0 7 .82 l Espadan ll''5U'5U"M 12. TRIANGLE^ ^,^,j^^^ ^^^^^ ^ ^3 Espadan, Cullera, Mongo. \ ^^^^^^^^ . 18 49 2.50 180 0 5 .57 DE FRANCE. 69 13' TRIANGLE. I Desierto 16o51'18".16 Desierto de las Palnias, Cullera, Cullera 128 3 19 .85 Mongo. I Mongo 35 5 32 .88 180 0 10 .89 l/i* TRIANGLE. I Dcsierto 63°53'29".95 Desierto de las Palmas, EspadanJ Espadan 99 50 II .57 Mongo. ) Mongo 16 16 31 .62 180 0 13 .li 15' TRIANGLE. / Desierto /i2o 5' 36". 35 Desierto de las Palmas, Mongo, | Mongo 78 U 9 ./i9 Iviza. ( h iza 59 50 53 .16 180 0 39 .00 I Mongo 21»58'ù2".ûi 16- TRIANGLE. ^^J 95 28 18.02 Mongo, Iv.za, Formentera. j p^,,,^^^^^^, 62 33 12.54 180 0 12 .97 I Iviza lOi» 9' 53". 9/1 17' TRIANGLE. ] ^ ^ r- -r eo «. . . „ , „ ,, Formentera 5o 55 52 .91 Iviza, Formentera, Mallorca. ,, ,, _ _, ^o ^o [ Mallorca 19 bli 26 .12 180 0 12 .97 Voici les longueurs des côtés de chacun de ces exprimées en toises et en mètres : toises. 1" triangle. Matas à Morolla 19,379.1 = Matas à Mont-Serrat 20,297.8 Morella t Mont-Serrat 18,152.9 2' triangle. Mont-Serrat à Morella 18,152.9 = Morella à Montagut 22,076.0 MoDtagut à Mont-Serrat 20,l/ii./i 3' triangle. Montagut à Morolla 22.076.0 = Saint-Jean à Morella 25,901.8 Saint-Jean à Montagut 15,832.3 W triangle. Alontagut à Saint-Jean 15,832.3 = Saint-Jean à Ueberia 21,265.8 Montagut à Lleberia 29,998.4 triangles mètres. 37.770.4 39,561.1 35,380.7 35,380.7 43,026.9 39,256.6 43,026.9 50.482 6 30,859.2 30,859.2 41, '147. 8 58,468.3 70 MESURE DE LA MÉRIDIENNE b' triangle. Mebon'a à Saint-Joan 21.205.8 = /il^i'i?. 8 Mont-Sia ù Saiiit-Joaii /i(i,2<.)*).5 90,2;5'.).5 Mont-Sia i\ Lloberia 30,822 0 60,073.2 6' triangle. Lleboria à Mont-Sia 30,822.0 = GO, 073. 2 Boscli de rKspinaà LK'luM-ia. 2'j,8;}8 7 Zi8,'jll.5 Bosch de l'Espina à Mont-Sia. 16,817.3 32,777.Z» 7' triangle. Mont-Sia à Bosch de l'Espina. 16,817.3 = Zl^lll.lx Tosal à Mont-Sia 18,582.6 36,218.2 Tosal à Bosch de l'Espina .... 13,'i87.7 26,288.1 8' triangle. Mont-Sia à Tosal 18,582.6 = 36,218.2 Ares à Mont-Sia 29,995.7 58 Z|62.7 Tosal à Ares 18,'i5l.^ 35,952.5 9' triangle. Mont-Sia à Ar^s 29,995.7 = 58,^462.7 Mont-Sia au Desierto 37.1/i/i.2 72,395.5 Ares au Desierto 22,8 18. 3 Zi/i,673.7 lO" triangle. Desierto à Ares 22,818.3 = Ixh^hl^.l Espadan au Desierto 20,751.0 k^^Mh-^ EspadanàArès 33,715.3 65,712.4 11-" triangle. Desierto à Espadan 20,751.0 = hOMk.b Cullera au Desierto 53,208.8 103,818.9 Cullera à E.spadan /|1, 967.7 81, 796.5 12'' triangle. Espadan à Cullera /il,967.7 = 81,796.5 Espadan à Mongo 66,^90.0 129,591.5 Cullera à Mongo 26,862.1 52 355.3 13« triangle. Mongo à Cullera 26.862.1 ^ 52,355.3 Desierto à Mongo 72,900.0 l/i2,201.7 Cullera au Desierto 53,266 8 103,818.9 IV triangle. Mongo au Desierio 72 900.0 = 1 '42 201.7 Espadan à Mongo 60,'i92.1 129,595.5 Espadan au Desierto 20,751.0 Zi0,/i/ii.5 15* triangle. Mongo au Desierto 72,900.0 = 1 'i2,201.7 Desierto à Campvey 82,555.6 160,90/|.8 Mongo à Campvey 56,559.0 110,235.6 16' triangle. Campvey à Mongo 56,559.0 = 110,235.6 Campvey à la Mola 23.851.Zi /i6,/i87.3 Mongo à la Mola 63./i/j3.1 123,652.9 17"= triangle. La Mola à Campvey 23,851.4 = /16, 487.3 La Mola à Mallorca 67,922.9 132,384.2 Mallorca à Campvey 58,164.0 113,363.8 DE FRANCE. 74 Je dois renvoyer au iv' volume de la Base du système métrique pour les détails des observations géodés'ques relatives h la détermination des 16 premiers triangles; ils ont été publiés intégralement par M. Biot. Mais je placerai ici les nombres qui concernent les observations que j'ai faites pour le 17' triangle entre Formentera, Iviza et Mallorca. C A M P V E Y . Pour l'angle dont le sommet est à Campvey, dans Iviza, les éléments de la réduction au centre sont = 0"'. 87 et j/ = 2l7° /^7' 20"'; les observations ont donné : Angle entre les réverbères de la Mola de Formentera et ceux du Clop de Galazo dans Mallorca. 5 avril 1808 /jO observ. ont donné 115g.737/i3ia = lOi" 9' /i9".288 6 — 10 — 115 .737Û500 = lOi 9 /49 .339 6 — 20 — 115 .73/0438 = iQ!x 9 68 .022 Moyenne lOi 9 Zi8 .933 Réduction au centre — 1 .406 Angle au centre 104 9 47 .527 Distance au zénith des réverbères de Formentera. 5 avril 1808,12 observ. ont donné 100^.46410 = 90"25'3".684 7 — 6 — 100 .46325 = 90 25 0 .930 Dans les dernières observations on a visé au sommet de la montagne. Distance au zénith des récerbères de Mallorca {Clop de Galazo). 6 avril matin 10 observ. ont donné 100^.159775= 90" 8' 37 '.671 6 — soir 10 — 100 .152762=90 8 14 .950 Dans les premières observations on a visé au sommet de la mon- tagne ; dans les dernières on a visé au réverbère. 72 MESURE DE LA MERIDIENNE De \h on déduit pour la réduction à Tiiorizon, -|- 5'^'259 et pour l'ani;le sphériquc ayant Ciimpvcy pour sommet, lOr 9' 5:2". 78G. LA MOLA DE FOHMENTERA. Pour les éléments de la réduction au centre de l'angle entre Campvcy et le Clopde Galazo, on a r = 3'". 210 et y = 188° 0' m\ Angle entre les réverbères d'Iviza ( Campvey) et de Mallorca [Clop). 23 fév. 1808, 10 observ. ont donné GOb.I'iGOTSO = 55° 55' 56". 199 27 - 38 — G'2 AhKWll = 55 55 56 ./j28 2!) _ 10 _ 62 .1/J70375 == 55 55 56 .605 k murs 50 — 62 .1/|G6975 = 55 55 55 .300 Moyenne 55 55 56 Alh Réduction au centre — 2 .508 Angle au centre 55 55 53 .666 Distance au zénith des réverbères de Mallorca [ Clop de Galazo). 29 février 1808. 10 observ. ont donné 100^.200500= 90"107i9".620 h mars — lO — 100 .198375 = 90 10 /i2'. 739 Moyenne 90 10 Zi6 .179 Distance au zénith des réverbères d' Ivlza (Campvey). 3 mars 1808 10 observ. ont donné 99^.907500 = 89° 55' 0". 300 7 _ 10 — 99 .912650 = 89 55 16.300 Moyenne 89 55 8 319 De là on tire pour la réduction à l'horizon — l'^90/i, et par suite, pour l'angle sphérique ayant la Mola pour sommet, 55° 55' 51''. 762, DE FRANCE. 73 CLOP DE GALAZO. Pour déterminer l'angle formé au Clop de Galnzo dans Mallorca entre Campvey dans Iviza et la Mola de For- mentera, il a été fait deux séries d'observations : Première série d'observations pour la détermination de fangle entre les réverbères de Campvey et ceux de Fermentera. h mai 1808, 20 observ. ont donné 22«. 1168812 = 19° 5i' 18". 695 8 — 22 — 22 .1169034 = 19 bh 18 .767 Moyenne 19 où 18 .731 Les éléments de la réduction au centre étant r = l'°.13 = 0'.580 et y = 307'Z|8' !l3", on a pour cette réduction + 0".290, et par suite pour l'angle au centre 19" 5Zi' 19". 021. Deuxième série d'observations pour la détermination de l'angle entre les réverbères de Campvey et ceux de Fermentera. 10 mai 1808, 20 observ. ont donné 22«. 1172312 = 19o5/i' 19".829 — 22 .1171562 == 19 54 19 .586 — 22 .li7Zi500 = 19 54 20 .538 — 22 .1171375 = 19 54 19 .526 — 22 .1171950 = 19 54 19 .712 11 — 20 13 — 10 14 — 10 15 — 20 Moyenne proportionnelle au nombre des observations 19 54 19 .789 Pour cette série de mesures les éléments de la réduction au centre sont r = i".580 = 0'.81 et y = 206° 40' 10". La réduction au centre est en conséquence — 0".987, et l'angle réduit est 190 54' 19". 789. La moyenne des deux déterminations est de 19' 54' 18 '.912. Les réverbères de Formentera ne correspondent pas à l'ancien centre de la station ; ils sont plus avancés dans la direction de Canipvoy de 1".85; il faudra, par conséquent, appliquer au.x angles observés une réduction dépendante de cette excentricité. 74 MESURE DE LA MÉRIDIENNE Distance au zcnitJt pour calculer la réduction à l'horizon de l'angle entre Campce/j cl I-'ormenhra. Réverbères de Formcntera. 10 mai 1808, 10 observ. ont donné 100«. 800^875 = 90" /|8' 2/i".G20 16 — 10 — 100 .88/iG375 = 90 kl ^6 .'.>'26 Moyenne 90 ZiS 05 .423 Réverhèri s de Campvey. 10 mai, 6 observations ont donné 100«. 767396 = 90" Zil' 26".3(î3 16 — 10 — 100 .9600o0 = 90 ûl 2 .562 Moyenne 90 61 1/j ./i62 De \h on déduit pour la réduction à l'horizon -\- /|.'^932, et par suite on a pour l'angle sphérique 19° 54' ly.Wi. Mais les réverbères de Fermentera étant avancés, comme nous l'avons dit, dans la direction de Campvey de 1"'.85 = 0*.905, il en résulte une correction de -{- S'''. 276. L'angle au Clop de Galazo devient donc 19° 5/i'26'M20. Les trois angles du triangle tels qu'ils résultent des observations sont en conséquence : Angle dont le sommet est à Iviza = 10/i° 9' 52". 786 — Formentera = 55 55 51 .762 — Mallorca = 19 54 26.120 I Total 180 0 10 .668 L'excès sphérique résultant des observations est donc. . + 10". 668 Mais le calcul donne pour Fexcès sphérique +12 .967 Différence ou erreur de la somme des trois angles 2 .299 Correction additive à faire aux angles à Campvey et à Formentera 1 . 1 /i9 Par conséquent, on aura pour les trois angles les valeurs suivantes : I)F. FRANCE. 75 Iviza lO.V 9' 53".935 Formontcia 55 55 .".a .911 Mallorca 19 5/i 26 .120 180 0 12 .906 Excès sphérique 12 . 9G6 ANGLE OBSERVÉ A FORMENTl.RA ENTRE LES RÉVERBÈRES DE CAMI'VEV ET CELUI DE SA.NTA-EL'LALIA. Première position de la in ire. 11 janv. 1808 , 30 observ. ont donné pour angle moyen 22g. 0022875 12 — 20 — 22 .0021062 ill — 20 — 22 .0021750 Moyenne 22? .0021895 Ou 19» /i8' 7". 094 Les éléments de la réduction au centre .sont r = 0'.5 et y = 16i° 23' là", d'où l'on conclut pour la réduction — 1".918 et pour l'angle au centre 19"Zj8' 5". 5176. Distance au zénith de Santa-Eulalla. 17 janvier 1808, 10 observations ont donné l00g.M29750 = 90" 23' 55".239. 10 février, avec le cercle de latitude, 10 observations ont donné 100g./ii5562 = 90" 2i' 3".622, mais la correction du niveau est — 5".5Zi7, et, par suite, l'angle au zénith est 90" 23' 58". 075. La moyenne des deux angles au zénith du réverbère de Santa- Eulalia est 90" 23' 56". 657. De \h on tire pour la réduction à l'horizon — 20'^5138, et par suite, pour l'angle horizontal compris entre le réverbère de Campvey et celui de Santa - Eulalia , 19° /i7' /|6^580. Deuxième 'position de la mire. 28 février 1808, 10 observ. ont donné 2ls. 9527250 =19''/i5'26".829 1" mars — 20 — 21 .9525000=19/45 26 .100 Moyenne des deux séries 19 45 26 .U&lx "6 MESURE DE LA MÉRIDIENNE Les éli''mcnts de la réduction au centre étant /' = 0'./t3 et y = 163» 36' 7", on trouve pour cette réduction — 7". 716. La distance au zénith corrigée a été trouvée de 90" '23' 28". De \h on tire pour la réduclion à Thorizon — 19'''.879, et par suite 19° /i5' /i'''.8G9 pour l'angle compris entre le réverbère de Campvey et celui de Santa-Eulalia pour la deuxième position de ce dernier. ANGLE OnSERVÉ AU CLOP DE GAI.AZO ENTRE LES RÉVERBÈRES DE CAMPVEY ET CELUI DE LA MOLA DE SAN-FORTUN. 23 mai 1808, 6 observ. ont donné 63'î.0606000 = 56Vi5' 16".3Z|4 27—6 — 63 .0592917 = 56 /|5 12 .105 — 30 — 63 .0393583 = 56 Z|5 12 .321 Moyenne proportionnelle 56 Zi5 12 .865 Les éléments de la réduction au centre de la lunette méridienne sont r = i^.S = 0'.77 et y = 182» Z|2'. Cette réduction est en con- séquence — 0".861. L'angle au centre est donc 5G°Zi5' 12".00i. Distance au zénith du réverbère de San-Fortun. Le mal 1808 , Ix observations ont donné 105^/ill2500 = W 52' 1Z|"./|50. La réduction îi Tliorizon est en conséquence — Zj'6".800. On déduit de là, pour l'angle horizontal entre San-For- tun et Campvey, 5G° lx\' 5".20/|. D'après les données précédentes, on trouve facilement les azimuts de Fermentera et de Mallorca. On a : Angle entre Campvey et Mallorca 55" 55' 52". 911 Angle entre Santa-Eulalia et Campvey pour la pre- mière position de la mire 19 Zi7 Zii .GG2 Angle entre Santa-Eulalia et Mallorca 36 8 8 .2/i9 Déviation de la lunette méridienne, 13'. 7 de temps. + 3 25 .500 Azimut de Mallorca vu de Fermentera déduit de la première position de la mire 36' ll'33".7Zi9 DE FRANCR. 77 Anfrlc entre Campvoy et Mallorca 55" 55' 52". 911 Angle entre Santa-Kulalia et Canipvey pour la 2'^ position de la mire 19 Zi5 U .869 Apirle entre Santa-Kulalia et Mallorca 36 10 Zi8 .042 D«iviation de la lunette méridienne 3' de temps -^ li5 .000 Azimut de Mallorca ou de Fermentera déduit de la deuxième position de la mire 36» 11' 33". 0^2 Angle entre San-Fortun et Campvey 5G ûl' 5".20Zi Angle entre Fermentera et Campvey 19 5/1 26 .120 Angle entre San-Fortun et Fermentera 3G /|6 39 OSi Déviation orientale de la lunette méridienne à Ga- lazo, 2^3 de temps —3/1 .500 Azimut de Formentera sur l'horizon de Mallorca.. 36° /i6' W'.àSU Les déviations des lunettes méridiennes à la Mola de Formentera et au Clop de Galazo ont été déduites de nombreuses observations de passages d'étoiles et du mou- vement de la pendule. Ces déviations calculées ont été : DÉVIATION A FORMENTERA. Première position de la mire. — Par la Chèvre. 20 janvier 1808 a du Bélier.... 13^9/i3 de déviation occident. — Aldébaran 13.656 — — a d'Orion 13 .680 — — Sirius 13 .Ldh — 2/i — Aldébaran 13 ./i83 — — a d'Orion 13 ./i95 — 28 — a Baleine 13.736 — — e Ëridan 13 .723 — — 7 Éridan l/i .296 — — £ Taureau 13 .913 — — Aldébaran 13 .829 — — Rigel l/i .025 — — 7 Orion 13 .71/i — — ^ Orion 13 .9/i6 — — E Orion 13 .926 — — X. Orion 13 .677 — 78 MnSURK DE LA M KR IDIR NNE 28 Janvier 1808 a Oi'ioii lo'.'.tfil de déviation occident. — Siriiis 13 ./i25 — — e Grand Chien. 13 .875 — 2U — a Haleine l.'i .356 — — Aldébaran lli .124 — — Rigel l'i .263 — — a Orion 16. 118 — — Sirius 13 .029 — — e Éridan 13 .883 — — -y Kridan 16 .556 — — 7 Orion 16 .118 — — e Orion 16 .291 — — K Orion 16 .351 — — £ Grand Chien. 16 .262 — 00 — a Baleine 13 .861 — — Rigel 13 .896 — — a Orion 13 .896 — 31 — Aldébaran 13 .673 — — Rigel 13 .807 — — a d'Orion 13 .896 — Par et. de Persée. 28 janvier 1808 s Éridan 13M62 de déviation occident. — f Éridan 13 .702 — — e Taurean 13.091 — — Aldébaran 13.069 — — Rigel 13 .670 — — f Orion 13 .100 — — S Orion 13 .368 — — E Orion 13 .399 — — X Orion 13 .086 — — a Orion 13 .305 — — Sirius 13 .006 — — E Grand Chien. 13 .690 — .3 — £ Kridan 13 .669 — — 7 Éridan 16 .067 — — Aldébaran 13 .623 — — Rigel 13 .696 — — 7 Orion 13 .525 — — E Orion 13 .766 — — X Orion 13 .816 — DR FRANCE. 79 29 janvier 1808 a Orion i'ô' .7/il de déviation occident. — Sirins 13 51G — — e Grand Cliien. 13 .873 — Deuxième position de la mire. — Par la Chècre. \1 février 1808 Rigcl 2^7985 de déviation occident. — a d'Orion 2 .0078 — i8 — Rigcl 2 .8856 — — a d'Orion 2.7076 — 23 — Rigol 3 .29!i/i — — a d'Orion 3 .3001 — 2 mars 1808 Rigfl 3.1140 — — a d'Orion 3 .2031 — 3 — Rigel 3 .0102 — — a d'Orion 3.2206 — 5 — nigel 3 .1/|69 — — a d'Orion 3 .3061 — Déviation au Clop de Galazo. 25 mai 1808 9 du Centaure et r, de la grande Ourse 2' .214 de déviation orient. — a duDragon et Arcturus 1 .790 — — 9 du Centaure 2 .412 — Par a du Dragon. 27 mai 1808 Épi de la Vierge 2' .254 de déviation orient. — 6 du Centaure 2 .579 — — Arcturus 2.157 — — a" Balance 2 .352 — — a Serpent 2 .299 — — Antarès 2.245 — — ê Scorpion 2.500 — On trouvera dans le iv' volume de la Base du système métrique les détails rapportés par M. Biot de toutes les observations qui ont été faites pour la détermination de la latitude de Fermentera. 11 n'est utile de donner ici que le résumé de nos mesures. 80 MESURE DE LA MÉRIDIENNE Résumé des observations du passage supérieur de la Polaire. Dates. Nombre d'observations. Latitude. Nom de l'observateur 11 décembre 1807 22 38» 39' 58". 72 Biot. 12 — Ù4 53 .05 Biot. 13 — 54 56 .42 Biot. IZl - Û6 57 .57 Biot. 15 — 86 57 .73 Arago. 16 — 80 56 .28 Arago. 17 — 38 56 .42 Arago. lit — 30 57 .^3 Arago. 20 — 120 56 .29 Arago. 21 — 50 56 .15 Arago. 22 — 2Û 55 .53 Arago. 23 — 22 57 .41 Arago. n - 50 57 .15 Arago. 26 — 94 58 .47 Biot. 27 — 82 40' 0 .66 Biot. 28 — 106 39 56 .42 Arago. 29 — 100 56 .63 Arago. 1" janvier 1808 22 56 .64 Arago. 2 - 108 57 .07 Arago. 5 — 72 59 .32 Cliaix. Moyenne par 1250 observ. 38° 39' 57". 07 Résumé des observations du passage inférieur de la Polaire. Dates. Nombre d'observations. Latitude. Nom de l'observateur 27 décembre 1807 64 38° 39' 55". 28 Biot. 29 — 100 54 .71 Arago. 30 — 10 56 .15 Biot. 3 janvier 1808 88 56 .85 Biot. 4 - 120 56 .72 Arago. 5 — 84 54 .94 Biot. 10 — 100 56 .53 Arago. 11 — 102 57 .05 Arago. 12 — 80 54 .52 Biot. 25 — 88 53 .33 Arago. 28 — 90 53 .55 Arago. 20 — 88 53 .83 Arago. 30 — 92 53 .69 Arago. 1" février 2 — 6 mars DK FRANCE. 62 observ. 38" 39' 53". 6û 90 54 .09 80 63 .93 81 Chaix. Chaix. Arago. Moyenne par 1318 observ. 38" 39' 5Zi".93 ?.Ioyenne par l'autre passage 38 39 57 .07 Moyenne des deux séries ou latitude définitive par les observations de la Polaire 38° 39' 56". 00 Résumé des obserra fions du passage inférieur de P de la Petite Ourse. ■notp. Nombre "^^^^- d'observations. Latitude. Nom de l'observatenr. 11 décembre 1807 62 38° 39 '54".45 Arago. 12 — 60 53 .79 Arago. 13 — 60 53 .29 Arago. ili — 68 54 .65 Arago. 15 — 46 57 .16 Biot. 19 — 30 65 .62 Biot. 20 — 60 57 .40 Biot. 21 — 18 56 .33 Biot. 22 — 3U 65 .77 Biot. 23 — 10 55 .80 Biot. 2Û — 30 56 .59 Biot. 25 — 26 40 0 .32 Biot. 26 — 56 39 55 .54 Arago. 27 — 70 56 .80 Arago. 28 — UO 56 .06 Chaix. 29 Moyenne par 54 55 .08 Chaix. 724 observ 380 39' 55". 92 Résumé des observations du passage supérieur de P de ta Petite Ourse. Dates. Nombre d'observations. Latitude. Nom de l'observateur. 28 janvier 1808 36 38" 39' 54". 80 Arago. 29 — 40 54 .08 Arago. 30 - 50 5'! .26 Arago. \I. — II. 6 MESURK ni<: 1,A MfClUniF.NNE 1" fi'vi-ior /|8 2 - 58 10 — 46 12 — 54 l'.i — àd 23 — Û2 28 — Û8 'Id — Zi6 1" mars ÛO 2 — ÛO U — 50 5 - Zi6 G — 10 56' .19 Araffo. 56 M Arago. 55 .72 Arago. 55 .e.-î Arago. 59 .29 Cliaix. 57 .13 Arago. 58 .01 Cliaix. 58 ./|2 Chaix. 57 M Arago. 56 .90 Arago. 56 .49 Chaix. 55 .69 Arago. 51 .35 Cliaix. Moyenne par 698 observ. 38" 39' 56". 12 Moyenne i)ar le passage supt^rieur. . . 38 39 55 .92 Moyenne des deux séries ou latitude par p de la Petite Ourse 38'^ 39' 56". 02 Latitude par la Polaire 38 39 56 .00 Moyenne ou latitude définitive 38" 39' 56". 01 En calculant l'azimut de Fonnentera vu sur Tliorizon de Mallorca, d'après la latitude ci -dessus, on trouve 3G" 60' 6". 500, nombre qui ne diffère pas sensiblement de celui déduit des observations et qui a été rapporté plus haut 3G° hG' ^.586 (voir p. 77). La latitude du Clop de Galazo, calculée avec les élé- ments précédemment donnés, est de 59° 37' 18''. En calculant, d'après les observations faites h chacune de nos stations, les positions géographiques de chaque sommet de nos triangles, on obtient pour les latitudes, les longitudes et les altitudes géodésiques les résultats suivants : DE FRANCE. 83 Noms lies stations. en dfigri's. tn ttaips. Altitudes nn hauteur?) absolues delà mire, du soi. nii-t. nii'-t. Moiit-Scrrat 4lo36'2l".52 N. Oo3r35".44 0. Oii 2m Cs.SC 0. " 1237.2 Moiil-Malas 41 3(13* .18 0 4 il .40 0 0 16.76 « 40s.o Monlagul 41 24 23 .92 0 54 56 .04 0 3 39.71 933.3 932.3 Moiil-Joiiy (la lour)... 41 21 50 .17 0 17 8 .53 0 1 8 .57 204.8 191.8 Morella ;Pii} de la)... 4117 49 .07 0 23 21 .20 0 1 41 .41 598.2 593.2 Saint-Jcail 41 8 3 .31 0 59 5 .30 0 3 .56.35 9.'.6 83.7 Llebcria 41 5 34.32 128 22 .29 0 5 .53.49 919.4 918.1 Bosch de l'Espina 40 52 47 .83 1 58 38 .7fi 0 7 54.38 1i:9.u 1178.0 Tosal de Encanadé. . . 40 43 23 .33 2 12 41 .40 0 8 60 .76 1393.4 1392.0 .Mont-Sia 40 36.11 .94 148 28 .20 0 7 13.88 763.8 762.3 Ares 40 28 0 .79 2-28 13 .4i 0 9 52.90 1318.7 1317.0 DesieilodelasPalmas. 10 5 10 .50 2 1« 27 .30 0 9 1! .82 727.9 726.4 Espadan 39 54 24 .48 2 43 11 .33 0 10 52.76 1040.2 1038.7 Cullera 39 10 37 .13 2 3i 23 .'29 0 10 21 .33 221.7 219.8 Morigo 38 48 27 .02 2 12 50 .86 0 8 51 .39 713.1 711.9 Canipvey (Iviza) 39 3 36 .06 0 59 4 .04 0 3 .56.34 397.7 396.4 Formeiilera ?ja Mola). 38 39 56 .80 0 4811 .26 0 3 12.75 187.;) 183.2 Clop de Galazo 39 37 18 .00 0 12 16 .00 E. 0 0 49 .00 E. 9G9.0 960.0 Pendant mon séjour à Formentera, j'ai voulu aussi re- cueillir un certain nombre d'observations barométriques qui pussent servir à la détermination de la pression moyenne de l'atmosphère dans les îles de la Méditer- ranée et à l'appréciation des changements diurnes. Des observations simultanées, faites au bord de la mer et à la Mola, devaient servir aussi à vérifier la valeur de la hau- teur de cette montagne déduite du nivellement trigono- métrique. Je dois placer ici les résultats de ces obser- vations. Dates Thermo- Baro- et heures Baromètre mètre mètre Circonstances des observé. du réduit atmospliériques. observations. baromètre. à zéro. 30 déc. 1807 Qiill. mill. e'-ZiS^s. 750 7 ir.2 7/|9.3 9 0 750.6 11 .0 7/19.3 10 20 751.2 11 .0 7/i'J.9 8i MESURE DE LA MÉUIDIENNE 31 décembre 1807 9" 0" 751.1 ir .5 740.8 10 Zi5 751.1 10 .5 749.8 1 0 749.6 10 .9 748.3 Ciel couvert, quel- 2 0 749.4 10 .9 7'i8.1 ques gouttes d'eau par Il 5 749.0 10 .9 747.7 / intervalles; vent nord- 5 30 748.9 10 .4 747.6 est faible. 7 15 748.9 10 .2 747.7 10 15 748.5 10 .1 747.3 ' janvier 1808 8" 15™ 747.1 10" .5 745.8 \ 9 50 747.3 11 .0 746.0 10 '20 747.3 11 .0 746.0 11 20 746.9 11 .8 745.5 Vent ouest-sud-ouest 12 10 746.4 11 .9 745.0 fort pendant ces obser- 12 ZiO 746.1 11 .9 744.7 ) vations. Il a plu une 2 10 745.7 n .9 744.3 grande partie de la U U5 745 2 11 .5 743.8 nuit. 5 [\0 745.1 11 .2 743.8 8 45 744.7 11 .1 743.4 10 30 744.3 11 .2 743.0 2 janvier 9" 50" 10 50 1 30 5 15 741.0 741.1 741.2 744.1 12° 12 13 12 .5 .9 .5 .3 739.5 739.6 739.6 742.6 Vent sud-ouest très- fort pendant ces obser- vations. 3 janvier 10*" 747.1 11° .6 745.7 1" fév. 1808 4" 23° 755.2 IV .0 754.0 5 55 755.4 10 .9 754.0 10 30 756.7 12 .8 754.9 11 30 756.5 13 .0 754.7 Vent sud-est faible. 2 55 755.4 12 .7 753.6 Beau temps. à 30 755.2 12 .1 753.5 7 15 8 30 755.3 755.3 11 .2 11 .0 753.7 753.8 Dl- FRANCIS. 2 février 1808 mill. mill. 3' 15" 753.3 11° 2 751.8 h 30 753. Zi 11 .0 751.9 6 30 753.. 'i 10 5 751.9 8 1x5 753.7 12 .0 752.0 10 0 753.8 12 .5 752.1 11 0 753.8 13 .1 752.0 m di 753.6 13 .1 751.8 5 752.5 12 .5 750.8 9 752.8 11 .3 751.2 10 15 752.8 a 751.3 3 fé vrier 8' 7"" 752.9 11 .5 751.5 9 12 753.2 11 .7 751.8 9 27 753.3 11 .9 751.9 9 Û2 753.4 11 .9 752.0 9 57 753.4 11 .6 752.0 10 12 753.5 11 .7 752.1 10 27 753.4 11 .8 752.0 10 k2 753.4 11 .8 752.0 10 57 753.3 11 .8 751.9 11 12 753.3 11 .9 751.9 11 27 753.3 12 .0 751.8 11 /l2 753.2 12 .0 751.7 11 57 753.2 12 .0 751.7 12 12 753.2 12 .0 751.7 12 27 7o3.1 12 .0 751.6 12 i2 752.9 12 .0 751.4 12 57 752.8 12 .0 751.3 1 12 752.7 12 .0 751.2 1 27 752.5 12 .0 751.0 1 U2 752.2 12 .0 751.7 5 0 751.9 11 .5 750.5 10 Zl2 752.4 11 .0 751.1 U février 7" 30'" 752.2 10 2 750.8 10 ^5 752.5 11 2 751.9 1 0 751.6 11 2 750.0 2 30 751.2 11 5 749.6 5 15 751.5 11 0 749.9 85 Vent sud-est faible pendant les observa- tions. Ciel totalement cou- vert pendant cette série d'observation.s. Pluie abondante; vent est l'ui-ieu.\ depuis sept heures. 86 MESURE DE LA MÉRIDIENNE U février 1808 9 30 Il 0 5 février 8''30°' 10 30 1 0 3 3 G 0 8 0 10 0 11 0 G février 8" 0™ 10 30 midi // 2 0 U 0 6 65 8 0 10 30 minuit 7 février 7"Zir)™ 9 0 10 0 11 0 midi 2 0 2 15 6 10 7 ZiO 9 25 11 0 752.2 752.7 7;)2.3 752.2 752.3 752.5 753.0 752.9 753. /j 756.7 756.7 756.8' 756.2 753.9 756.9 755.2 755.6 755 3 756.9 755.3 755.6 755.6 756.7 753.9 753.6 753.2 753.1 753.0 752.9 10'. 9 11 .0 11 .0 10 .9 10 .5 10 .7 10 .8 11 .0 llo.O 11 .5 Il .5 II 11 .7 11 .G 11 .2 11 .1 11 .0 11 .0 ir.5 11 .8 12 .0 II 12 .5 12 .9 12 .2 12 .0 12 .0 11 .8 11 .6 Pluie abondante; vent est furieux depuis sept heures. 750.6 \ 751.2 750.8 750.7 750.8 751.0 751.5 751.6 751.9 753.1 753.1 II Ib'l.G 752.3 753.3 753.7 753.8 753.8 Ciel couvert; vent est ) très- fort pendant ces observations. 753 G53 753 753 753 752, 751 751 751 751 751 Ciel couvert; vent est très-fort pendant toute la journée. ■M Pluie jusqu'à 9 heures. Ciel couvert ; vent ex- trêmement fort pendant le reste de la journée. ». Eu louchant la vis du uivcjo. DF FRANCE. 87 8 février 1808 niill 7''30- 750.6 12" .1 768.9 ] 768.7 9 0 750.6 12 .1 10 30 750.2 12 .5 768.5 midi 769.7 13 .6 767.8 1 30 768.7 13 .5 760.8 766.5 3 0 768.3 13 .1 ^ Ciel couvert; vent e.st 6 15 768.6 12 .6 766.7 ' très-fort tout le jour. 5 65 768.5 12 .0 766 8 7 0 768.1 11 .8 760.6 8 65 76«.l 11 .7 766.5 10 15 760.9 12 .0 765 2 10 55 767.1 12 .0 765.6 9 février 2" 0^ 760.3 12^ .0 766.6 \ 9 0 765.2 12 .2 763.5 9 35 765.3 12 .6 763.6 10 20 765.3 12 .8 763.5 11 15 765.2 13 .0 763.6 Vent est très-fort jus- 12 25 766.3 13 .0 762.5 qu'à 6 heures; en.suite 1 65 763.7 13 .0 761.9 le temps s'est calmé, 3 20 763.6 13 .0 761.8 mais il est resté couvert. 5 30 763.6 12 .0 761.9 7 5 766.0 12 .0 762.3 8 5 76^.1 12 .0 762.6 9 65 766.1 11 .5 762.5 10 février 6" O" 763.6 11° .0 761 9 \ 5 65 763.1 11 .0 761.6 7 30 763.2 11 .1 761.7 8 65 18 0 11 15 midi 1 15 3 5 U 65 6 0 6 30 763.8 766.0 766.2 7Û3.9 763.7 763.7 766.0 766.5 765.3 12 13 13 16 16 13 12 11 11 .2 .0 .9 .0 .0 .5 .2 .2 .1 762.1 i 762.2 762.2 f 762.0 761.8 ) 761.9 762.3 763.0 763.8 ' Peu de vent ouest; beaucoup de vapeurs jusqu'à 3" 30'", ensuite vent nord fort depuis 6 heures jusqu'à 6" 30"°. Pluie et vent norJ fort pendant le reste de la journée. 7 65 760.2 9 .5 76 '1 9 9 0 760.2 8 .8 765.0 10 0 767.0 8 .8 763.8 / 88 MESURE DE LA MÉRIDIENNE 11 février 1808 mi 11. B-ao-" 750.7 7° .8 749 6 ' 9 30 750 8 7 .9 749.7 10 30 751.2 8 .3 750.0 11 15 751.2 8 .9 7'|9 9 12 5 751 1 9 .0 749.9 749.7 749.5 / 1 10 750.9 9 .0 , Vent nord très-fort; 2 55 750.8 9 .2 nuages épais. li 0 750 9 9 .0 749.7 6 20 750.7 8 .7 749.5 7 30 750.8 8 .5 749 6 8 65 750.8 8 .8 749.6 9 25 750.8 8 .8 749.5 12 février Zi-ZiS" 7/18.9 8° .0 747.8 5 ZiO 7/18.2 8 .1 747.0 8 5 7/17.9 9 .1 746.7 Vent nord-ouest fort 10 0 7/16.9 10 .5 745.5 i pendant ces observa- 11 ÙO 7/16.1 11 .1 744.6 f lions; ciel assez beau, 12 Zi5 7/1/1.5 11 .3 742 9 horizon trouble. 6 /lO 7/i2.5 11 .0 740.9 7 20 7/i2.5 10 .5 741.1 14 février 8" 7/J0.8 5' .2 740.1 10 11 20 midi 1 30 G 0 7/1 1.6 7/il.7 7/1I.7 7/1I.6 7/i3./i 5 6 6 6 5 .1 .0 .0 .2 .0 740.9 740.9 740.8 740.8 742.7 Un peu de neige par in- tervalles pendant cette suite d'observations ; vent nord fort. 9 0 7/1/1.2 4 .3 743.6 15 février SHô- 745.2 3" .5 744.7 9 ZiO 745.5 4 .5 744.9 11 0 745.9 5 .6 745.1 midi 745.8 6 .0 745.0 Vent nord-nord-oucst 2 30 745.9 6 .0 745.1 ) fort pendant tout le U 0 746.2 6 .0 745.4 jour. 5 30 746.7 5 .5 745.9 8 20 747.2 5 .0 74(i.o 9 /lO 747.4 5 .2 740.7 DE FRANCE. 89 16 février 1808 Dlill. mil). 7''30- 7Zi86 5°.l 747.9 9 0 7i9.1 6 .0 7482 11 0 midi 7/i9.3 7Zi9.1 7 .2 8 .0 748.8 748 0 Vent ouest-nord-ouest fort 3 0 7Zi8.1 8 .7 746.9 6 20 7/|7.5 8 .5 746 4 9 20 llxl.k 9 .2 746.1 J 17 février 7^300 llxQJ 9V2 745.4 10 15 11x1.1 10 .9 745.7 11 30 lUl.-à 11 .2 745.8 Vent ouest très- fort 1 10 llxlA 11 .9 745.5 ) jusqu'à 6 lieures , en- 2 53 7/i5.1 11 .9 745.5 suite il s'est calmé. 5 20 7Zj7.6 11 .0 746.0 7 53 7/i8.1 10 .5 7a6.7 18 février ' O^SO"" 767.8 14 .0 766.1 \ 9 Û5 767.8 15 .0 765.9 10 0 767.9 15 .5 7G6.0 10 15 768.0 16 .9 76G.9 10 30 11 0 11 15 768.0 768.0 768.1 16 .7 16 .0 18 .0 766.9 766.0 765.8 Soleil tantôt couvert et tantôt très- brillant. 11 30 768.0 16 .2 766 0 11 A5 768.0 19 .0 765 6 midi 768 0 22 .0 766.3 12 15 767.9 18 .0 765.7 i 18 février * Q-lô" 750.a lOo.Zi 749.0 9 30 750 5 10 .7 74!). 0 9 Û5 750.5 10 .9 749.0 10 0 750.5 11 .0 749.0 Ciel nuageux. Pluie 10 15 750.5 11 .1 749.0 / après midi. 10 30 750.6 11 .1 749 1 10 Zi5 750.6 11 .0 740. 1 Il 0 750 5 10 .9 74'J.O 1. Au l)ord de la mer. 2. A la sialiun de la .Mula. 90 MESURE DE LA MÉUIDIENNE 18 fôvrior 1808 11"1,V" 11 30 11 Û5 12 0 12 15 12 30 12 liô 3 20 5 20 6 ZiO 8 hO 9 25 19 février 3" 25"' 5 0 7 0 9 30 11 25 1 /lO U 0 5 25 7 30 9 30 20 février gh q™ 11 0 midi 3 30 U 30 7 liO 8 40 21 février 7" O" 9 30 10 Zi5 11 30 12 ZjO 3 0 U 0 7 0 8 15 750.5 750.6 750./! 750.3 750.3 750 2 750.2 7Zi9.7 7/|9.6 7/19.5 7.V.).1 7,'i8.5 7/i5.0 7/13.8 7/i2.8 7/13.3 7/|3.2 7/i2 6 7/12.8 7/|3.6 7/1 '1.5 7/15.6 7/18.1 7/18.9 7/18.9 7/18.7 7/18.8 7/18.9 7/i9.i 7/18.8 7/19.5 7Zi9.7 7/i9.6 7/19./1 7/i9.2 7/i9.2 7/19.8 7/i9.9 10'. 8 10 .9 U .0 11 ./i 11 ..'i Il .2 11 .0 10 .7 10 .0 9 .5 9 .2 9 ./i 9°./i 9 .0 9 .G 10 .0 11 .5 11 .5 10 .0 9 .5 7 .5 7 .3 6" .5 8 .3 8 .5 7 .1 7 .1 6 .1 6 .0 6".0 6 .5 G .1 6 .k 6 .0 6 .0 6 .1 G .5 G .3 7.'i9.0 7'i8.9 7/18.9 7.'i8.7 7.'4S 7 7. '18. 7 7'|8.7 7/18.2 7/18 2 7/18 2 7^17.8 7/17.2 7/13.7 7/i2 6 7/1 1. G 7/1 1.9 7/il.G 7/1I.O 7/11./1 7'i2.2 7/i3.5 7/1/1.5 7/i7 2 7/17.8 7/17.7 7/i7.7 7/i7.7 7/18.1 7/18.3 7/18.0 7/18 G 7/18.9 7/18.8 7/18.5 7/18.3 7/18.3 7/18.9 7/i9.0 Ciel mia2:cux. Pluie après midi. Le vent a soufflé de Touest jusqu'à 2 heu- res, ensuite il a passé au sud-est et il était très-fort; à 5 heures il pleuvait; à 9 heures il tombait de la grêle. Ciel couvert, vent est, pluie par intervalles. Pluie depuis 10 heu- res ; vent est très-fort. DH FRANCE. fl 22 février 1808 mil]. œill. 7" 0" 769.9 7".0 7/18.9 . 9 /i5 7/|5..'i 7 .1 7/|'l.'l 11 30 7/10.3 8 .5 739.1 1 15 750.0 8 .9 7/18.8 Pluie depuis 5 heure 2 Zi5 7/i9.9 8 .5 7/18.7 vent est très- fort. 5 0 750.1 8 .0 7/i9.0 7 15 750 2 8 .0 7'i9.0 8 30 750.2 8 .0 7'i'J.l J 23 février Zi-ôr 7-'i8/i 7».0 7/i7./i 6 h5 7Û8.1 7 .0 7/i7.1 9 0 7/18.0 8 .1 7/iG9 10 50 7Zi7.3 9 .5 7.'|G.0 12 0 7Û6.3 10 .0 7/i'i.9 2 10 7/1/1.6 10 .0 7/13.2 U 30 7/i3.7 9 .8 7/i2.3 94 J'ai rapproché des observations précédentes les obser- vations correspondantes que j'ai pu trouver dans les re- gistres de l'Observatoire de Pai'is : Dates et heures des obseivati'jns. Baromètre observé. Thermo- luèlre du baromètre. Baro- mètre réduit à 00. février 1808 mill. roUl. gl. QO. 7G1.3 9° .5 760.2 midi 701.5 12 ./i 760.0 2 30 760.2 11 .9 758.7 2 février 8" 0" 758.0 9 .5 756.8 10 0 757.5 10 .0 756.3 midi 756.8 10 .1 755.6 3 0 755.5 10 .3 75/J.2 A février 6" 30'" 763.6 1<'.6 763. /i 9 0 767.6 3 .5 767.2 midi 769.0 3 .1 768. 6 Circonstances atmospliériques. Vent sud-ouest ; quel- ques éclaircies. Vent sud-ouest fort toute la journée; ciel couvert; il pleuvait h 3 heures. Drouillard très-épais; vent ouest à 6 heures ; temps calme à midi. 92 MESURE DE LA MÉRIDIENNE 5 février 1808 niiU. mill. 8" 768.8 — 1» .8 769.0 midi 708.6 à M 768.1 3 768.1 3 .9 767.6 minuit 760.3 2 .5 760.0 6 février s'-ao- 765./J 3" .5 705.0 9 15 765.4 II .1 70^.9 midi 705.2 6 .3 IGh.k 7 février 8" 702.0 8o .0 761.0 midi 762.7 10 .3 761. /i U 701.8 8 .1 760.8 minuit 700.8 6 .5 760.0 8 février 8- 759.1 70 .0 758.2 midi 757.5 8 .9 756.3 2 30 750.8 9 .3 755.7 7 75/1.7 6 .3 753.9 9 février 8" 754.ZI 3" .0 75Zi.O midi 756.8 II .3 756.3 7 756.6 3 .3 755.9 10 758.0 —0 .8 758.1 10 février 9" 758.5 lo .Il 758. ù midi 759.6 3 .5 759.2 2 30 759.9 3 .0 759.5 10 762.0 —1 .3 762.2 11 février 5" 761.9 —3° .0 762.3 7 15 763.1 —3 .3 703.5 midi 701.3 3 .5 760.9 2 30 760.0 3 .5 759. à 10 30 750.6 2 .0 750. /i Vent sud -sud -ouest faible; ciel trouble ou couvert tout le jour. Ciel couvert; ventsud- sud-oucbt fort. Ciel couvert; vent sud- ouest assez fort. Ciel couvert; vent sud- ouest assez fort. Ciel très - nuageux ; vent ouest-nord-ouest. Ciel nuageux ; vent nord- ouest. Il neigeait à 2" 30"'. Ciel trouble et cou- vert depuis 7 heures jus- qu'au soir; à 10 heures il pleuvait beaucoup et le vent souillait du .sud- ouest avec une grande force; dans la journée il avait soufflé de l'ouest. DE FRANCE. 93 En calculant la hauteur de la Mola de Formentera d'après les observations faites simultanément le 18 février 1808 au bord de la mer et sur la montagne (p. 89), et en se servant des tables d'Oltmanns on trouve les nombres suivants : de O^SO" du matin de 9 Zi5 , de 10 de 10 15 de 10 30 de 11 de 11 15 de 11 30 de 11 45 de midi de 12 15 Moyenne 190". 92 On voit que ce sont les observations de 9 heures du matin qui se rapprochent le plus du résultat fourni par le nivellement trigonométrique. J'ai dit que les résultats de nos opérations avaient été remis au Bureau des longitudes pour qu'il en fût tiré les conclusions convenables sur la valeur de l'arc du méri- dien et pour la détermination du mètre définitif. Une Commission fut à cet effet nommée par le Bureau ; elle était composée de AJM. Mathieu, Bouvard et Burckhardt. Le rapport fait par cette Commission a été publié en 1808 dans la Connaissance des temps pour 1810 ; il indique les mesures de la longueur du pendule que nous avons faites M. Biot et moi, et que je n'ai pas besoin, Hanlenrs déduites des observations barométriques 189^ \22 187 .36 188 .77 199 .19 198 .00 188 .91 187 .49 190 .01 186 .75 201 .27 189 .97 9i MESURE HE LA MftiUDIENNE pour cette raison , de inenlionner autrement dans ce Mémoire; il est ainsi conçu : «Le Bureau des longitudes acliargé une Commission, prise parmi ses nicmbros, d'examiner et de calculer, avec le plus grand soin, les oljservaliuns relatives ù la continuation de la méridienne en Espagne jus(iu'aux îles Baléares. Voici les résultats de ce travail : « La nouvelle mesure s'étend depuis le fort de Mont-Jouj', près de Barcelone, jusqu'à la petite île de Fermentera, dans la Méditerra- née. L'étendue de l'arc, dans le sens du méridien, depuis le signal de Matas jusqu'à celui de Fermentera, est de 315,552 mètres : comme il est tout entier sur la mer, on l'a mesuré en ])roIongeant une suite de triangles sur la côte d'Esjiagne, depuis Barcelone jus- qu'au royaume de Valence, et en joignant la côte de Valence aux îles par un immense triangle dont un des côtés a plus de 160,000 mètres (82,555 toi--es). A de si grandes distances les signaux de jour eussent été invisibles : on a employé des signaux de nuit, for- més par des lampes à courant d'air munies de réflecteurs, que l'on entretenait constamment allumées dans chaque station, depuis le coucher du Soleil jusqu'à son lever. Les angles ont été mesurés au moyen d'un grand cercle répétiteur de Lenoir, avec toutes sortes de vérifications. La triangulation a été commencée dans l'hiver de 1806, cette saison étant la seule qui pût oll'rir des temps assez clairs pour l'observation des grands triangles. A la fin de l'été de 1807 toutes les opérations géodésiques étaient terminées. « La latitude de Fermentera, le point le plus austral de l'arc, a été déterminée cet hiver par 2558 observations de l'étoile polaire, faites avec un cercle répétiteur à niveau fixe, construit par Fortin. Le plus grand écart des séries partielles autour de la moyenne de toutes les séries est de U secondes sexagésimales, et cela n'arrive (|ue deux fois en sens contraires : pour toutes les autres séries la limite des écarts extrêmes est de 2 secondes. Ces écarts sont les mêmes que ceux que Bradley a trouvés dans ses recherches sur la nutation, en observant près du zénith avec de grands secteurs. Ils paraissent dus aux variétés des réfi'actions produites par le chan- gement de figure des couches atmosphériques; mais leur petitesiO donne l'assurance que la latitude conclue de l'ensemble des obser- vations est exacte. «Cette latitude, en degrés décimaux, ou grades, est de Zi2. 961777 « Celle de Dunkerque, observée par Delambre et con- clue des seules observations de la l'olaire, ctt de 66.706652 ni' riîANCi:. 95 « Difrùrenc<% ou arc du méridien entre Duiikcrqne et Fonneutera ]3.7/j'j875 « Au moyeu de ces rés^ultats on peut vérifier le mètre qui nous sert d'unité de mesure. Le mètre définitif, invariablement adopté par les lois françaises, est égal à /!i43 lignes et 296/1000" de la toise du l'érou, prise à 16" 3U du thermomètre centésimal. Cette longueur a été déterminée d'après la première mesure de la méridienne faite par Méchain et Delambre, entre Dunkerqne et Barcelone, et que Ton a supposée égale au quart du méridien terrestre considéré comme elliptique. Si la Terre était exactement sphérique, chaque degré décimal, ou chaque grade, contiendrait 100,000 mètres; ainsi, en multipliant l'arc céle-te mesuré par le nombi-e 100,000, on aurait la distance de Dunkerque à Foruientera en mètres égale à 1,376, .'i87"'.50. « Mais l'aplatissement de la Terre rend cette valeur un peu moindre. Pour calculer la correction qui en résulte, nous adopterons l'apla- tissement 1/305'' qui est donné par la théorie de la Lune. Cette évaluation est la phis probable de toutes, puisqu'elle appartient à l'ensemble de la figure de la Terre, indépendamment de ses petites irrégularités, qui disparaissent à la distance où la Lune est placée. On trouve ainsi qu'il faut retrancher de l'arc Zi8™.37, ce qui donne pour distance réelle entre Dunkerque et Fermentera sur le sphé- roïde 1,37Z|,/|39'".13 «D'après les mesures des triangles, cette distance est de l,37Zi,638"'.72 « Différence entre ces deux évaluations O^.Zjl « Une erreur aussi petite sur un aussi grand arc est réellement étonnante, car elle est fort au-dessous de ce qu'on peut raisonna- blement attribuer aux erreurs des observations. Elle aurait pu être quarante ou cinquante fois plus considérable, qu'il n'en serait résulté aucun inconvénient sensible dans les opérations les plus délicates des arts. Si l'on calcule quelle aurait été la longueur du mètre d'après ces données, on trouve : Longueur du mètre dans la sphère /iZi3''? .28020 Correction dépendante de l'aplatissement de 1, 305'. 0''s-. 01559 Z|Zl3'is. 29580 « Ce résultat diffère seulement de 2 10,000" de ligne du mètre définitif, conclu de la première mesure entre Dunker([ue et Barce- lone ; par conséquent , si l'on eût att^-ndu ptiur fixer le mètre que 96 MESURE DE LA MERIDIENNE l'opt'M-ation cnti(">rc cilt été lerininéo, sa longueur ciU été moindre de 2/10, OOO'"' de ligne ; mais cette quantité est tout à fait insensible; elle se perd dans les erreurs des observations, et si on voulait l'ap- précier exactement par des mesures directi^s, il faudrait des mil- liers d'expériences faites avec les instruments les plus parfaits que nous ayons; en sorte qu'une pareille rigueur serait absolument illusoire et inutile. En négligeant cette différence insensible, il est trés-satisfaisant de voir la valeur légale du métré aussi Ijien con- firmée par l'opération entière ; car elle l'est d'autant plus sûrement que l'aplatissement de la Terre, seul élément qu'il faille chercher dans des observations étrangères, n'influe sur cette longueur que pour 16/1000" de ligne, et cet élément, ainsi conclu de la théorie de la Lune, paraît au moins aussi exact que celui qui résulte des observations géodésiques elles-mêmes. « Le rapport du mètre avec la longueur du pendule à secondes est intéressant à connaître pour nos mesures ; il suffirait pour en re- trouver le type, si elles étaient jamais perdues. Cette connaissance est également utile pour la théorie de la figure de la Terre. Par cette double raison on a observé le pendule à Fermentera avec beaucoup de soin. Les expériences ont été aussi examinées et cal- culées par une Commission du Bureau des longitudes : elles sont au nombre de dix, et leurs écarts autour de la moyenne ne s'élèvent pas à plus de i/100" de millimètre ou 2/100" de ligne environ : le résultat moyen déduit de leur ensemble donne la longueur du pen- dule à secondes décimales à Fermentera et dans le vide 0.7Zil2061 « D'après la théorie de la figure de la Terre exposée dans le second volume de la Mécanique céleste , en partant des expériences très-exactes faites à Paris par Borda , on trouve pour cette longueur 0. 7^116^5 « La différence est de 6/100" de millimètre, ou 1/33'' de ligne. Elle peut être due aux irrégularités de la figure de la Terre. La même expérience vient d'être répétée ù Bordeaux et à Figeac , sous le parallèle de hb degrés, et elle a donné unr ésultat à très-peu près le même que celui que donne la théorie citée. On va la répéter encore à Dunkerque, à l'extrémité boréale de l'arc mesuré ; mais auparavant on vient de la répéter à Paris, avec les mêmes appareils qui avaient servi en Espagne. On a trouvé un résultat qui ne diffère de celui de Borda que do 2/100"' de millimètre, ou 9/1000''^ de 'Jigne, ce qui confirme à la fois les deux mesures du pendule de Fermentera et de Paris. « Les inclinaisons des divers côtés des triangles sur la méridienne, ou leurs azimuts, sont encore des éléments utiles pour la théorie DE F H A NCR. 97 de la ficriire de la Terre. Mécliain et Dehimbre les avaient observés sur différents points de l'arc compris entre Duiikrniue et .Mont- Jouy. On a également déterminé à Fornientera Tazimut du dernier côté du dernier triangle par un grand nombre de passages d'étoiles observés à la lunette méridienne. « D'après les résultats que nous venons de rapporter, on voit que la nouvelle mesure de la méridienne qui vient d'être faite en Ks- jtagne confirme la valeur du mètre et lui donne une nouvelle c- r- titude, en la rendant presque indépendante de l'aplatissement de la Terre. Cette mesure, en se liant à la méri lienne de France, offre un arc do prés de 1^ grades, situé à égales distances de l'équateur et du pôle, sur différents points duquel on a observé les latitudes, les azimuts et les variations de la pesanteur, et qui, pour l'étendue, la situation et l'exactitude des moyens employés, forme la plus belle opération de ce genre que l'on ait jamais exécutée. » On vient de voir quelles conséquences la Commission du Bureau des longitudes de 1808 a cm devoir tiier des observations faites en Espagne. Les calculs de la Commis- sion sont évidemment complètement distincts des mesures qui, interprétées autrement, pouvaient conduire à des résultats un peu diflerents. C'est effectivement ce qui est arrivé à M. Puissant, qui a lu à ce sujet, le 7 mai 1836, un jMémoire à l'Académie des sciences. jNous avons dû, M. Biot et moi, répondre le 9 mai par la Note suivante rédigée par mon savant confrère : « L'objet du Mémoire de M. Puissant est d'établir que la distance des parallèles de Mont-Jouy et de Fermentera, qui résulte de nos triangles d'Espagne, est plus grande de 57 toises qu'on ne l'avait jusqu'à présent supposé. A cette occasion, M. Puissant, citant un passage de l'ouvrage où nous avons consigné nos observations , M. Biot, dit-il, s'exprime ainsi, page xxvij : « Lorsque les observa- tions eurent été remises au Bureau des longitudes, une Commission fut chargée de les examiner et de les calculer. Le résultat de ce travail , comparé aux ob.scrvations de Delambre à Dunkerque, donna une vali'ur du mètre presque exactement égale à celle que les lois françaises ont fixée, d'après les demi' res déterminations. La diffé- rence est au-dessous d'un di.v-millième de ligne; elle ne i»rudui- XI. — li. 7 98 MESURE DE LA Ml^iniDIF.NNE r.iit que quatre dixit^'mes de mètre, environ 17G lignes, sur la lonirueur totale de Tare terrestre compris entre les parallèles de Dunkerque et de Fermentera. » M Sur quoi M. Puissant ajoute : « Quoi qu'il en soit de cette assertion, il est évident que la nouvelle valeur de l'arc trouvée ci- dessus conduit à une conséquence très-dilTércnte de celle qu'a tirée la Commission du Bureau des longitudes. » « Dans une page précédente, M. l'uissant se plaint que nous n'ayons pas inséré le calcul de l'arc d'Espagne dans notre ouvrage où, dit-il, cette opération numérique aurait dû naturellement se trouver. (I D'abord, (juant ;V l'assertion que notre honorable confrère pa- rait révoquer en doute, elle est textuellement tirée du rapport de la (;ommission qui fut en effet chargée d'examiner les opérations d'Esp:igne et d'en calculer les résultats. L'un de nous deux, M. Arago, était alors occupé à mesurer un arc de parallèle entre Fermentera et .Mayoniue. L'autre, quoique de retour h Paris, ne pouvait faire partie d'une Commission chargée d'examiner des observations aux- quelles il avait coopéré. Les commissaires furent M\L Bouvard, Ma- thieu et Burckhardt. Tous les triangles, ainsi que la latitude de la station australe, furent calculés séparément par chacun d'eux, sur nos observations , d'après les méthodes de Delambre, et Burck- hardt en fit le rapport général le 1" juin 1808. Le Bureau décida que ce rapport serait inséré dans la Connaissance des temps de 1810, qui s'impiimait cette année môme; et il s'y trouve, en effet, page Û85. Si notre honorable confrère veut consulter ce document officiel (voir ci-dessus p. 94 à 97), il pourra vérifier l'exactitude de notre citation, « C'est même là qu'il devra recourir pour établir la longueur attribuée jusqu'à présent à l'arc du méridien (jui traverse nos triangles d'Espagne. Delambre n'a fait que l'adopter telle que l'avaient trou- vée les trois commissaires, comme on le voit par un calcul fort simple que nous donnons ici en note '. Cette détermination, comme 4. •< Longueur totale de l'arc niériiiien compris entre le signal de Dunkerque et celui de Formenti-ra, exprimée en parties du mètre légal, selon la dciermination adoiitée par la Com- mission du Uuieau des longitudes {Coiiii. des le?nps pour 1810, p. 486).. . 1,374, 438m. 72 • Vaieur du mètre légal en toises 0.313074 • En multipliant le i:onilire de mètres par ce facteur on a : ■ Longueur lnl^ile de l'arc en toises 703188t. 77 • C'est la vali ur adoptée par Uelauibre , Base du système métrique, tome IH, page •29!*. • Dans ce même volume, page 89, Delambre donne la longueur de l'arc méridien couipris entre Duiikenjue et Moni-Jouy et celle valeur, conforme nn FRANCF. 99 nous l'avons dit, était foiniro sur sa méthode mémo et elle résultait égaleuK'Ut des trois (.■aïeuls. Or, les persounes qui eonnaissent celte niéihode. savent qu'elle donne lieu à des décompositions de triangles spliérlques qui peuvent s'ell'ectiier et se calculer de plusieurs ma- nières; de sorte que les calculateurs , indépendants les uns des autres, doivent être naturellement conduits à des combinaisons diverses dont la variété donne plus de force à la concordance des résultats. Aujourd'hui, en appli(|uant à ce même réseau de triangles une autre méthode de calcul qui lui est propre et une formule ap- prochée qu'il en déduit, M. l'uissant trouve une augmentation de 57 toises sur l'arc du méridien qui traverse notre triangulation. L'erreur est-elle du côté des trois calculateurs, ou résulte-t-elle do la nouvelle formule? C'est ce que M. Arago et moi n'avons pas à résoudre, étant étrangers au calcul contesté. Mais il faut lui attri- buer la triple autorité dont il dérive et non pas, comme M. Puis- sant, le faire reposer sur celle de Delambre, qui n'y a point pris part. Si les trois personnes, qui ont fait séparément le calcul, ont pu se tremper toutes d'une même quantité, ne se pourrait-il pas aussi que, dans ce cas, la formule approchée de M. Puissant ne fût pas assez exacte? C'est un simple doute que nous émettons. M. Puissant s'est assuré qu'entre le Panthéon et Aiont-Jou}' elle donne le même résultat que la méthode de Delambre. Mais les triangles qui enveloppent cet arc ont peu d'étendue, comme ayant été observés avec des signaux de jour, au lieu que nos ti-ianglcs d'Espagne sont d'un tout autre ordre. Par exemple, celui à l'aide duquel nous avons joint l'Espagne aux îles Baléares a pour base toute la longueur du royaume de Valence et son grand côté, qui s'étend sur la mer, a plus de 82,555 toises. En outre, notre chaîne de triangles longeant les côtes de Valence et de Catalogne, s'éloigne notablement du méridien pour venir le rejoindre à nos dernières stations d'Ivice et de Formenici-a. La réunion de ces circonstances ne rendrait-elle pas moins exactes les projections des triangles sur l'ellipsoïde osculateur dont M. Puissant fait usage et qu'il déter- à ane toise près à celle qu'on trouve dans la Mécanique céleste, t. Il, p. ni, est 5.>ir,83t6 « En la soiistrayanl de la longueur totale de l'arc adopté |iar la Commis- sion on aura la longueur de l'arc partiel compris entre Mont-.Iouy ei For- mcntora ; elle sera i;i3,605t.l7 « Celle évaluation a été adoptée par M. Laplace dans l'Exposition du système du monde, 5» édiilon, page 62. I C'est aussi le nombre cite par M. Puissant dans son Mémoire; mais il repose sur les calculs concordants des trois coniniissaircs du Bureau des longitudes et non pas sur l'autorité de Delambre seul. • 100 MrsTRi: nu la mÏ'Iudiknne iniiio par sa forniiilo approolu''0? C'est un point qui , poiit-êtrc, ni(''rit<» toi MESURE DE LA MÉRIDIENNE des triangles mesun^s par M. Mt^cliain et par lui, chaîne qui (^tait dans presque toute sa longueur traversée par le méridien de Dun- kerque , d'où il résultait que tous les sommets des triangles étaient fort peu éloignés de ce méridien. Le passage suivant servira h faire connaître l'opinion de Delainbre sur la métiiode de rectification employée par lancienne Comniission. « Jusqu'à nous on avait déterminé les parties de la méridienne par des perpendiculaires abaissées des deux extrémités de ceux d'entre les côtés des triangles qui étaient moins inclinés à la méri- dienne. Cette méthode, la plus simple de toutes, était sujette à plusieurs erreurs dont je donne les corrections. Elles se réduisent à cinq petits termes, dont trois se prennent à vue dans des tables et les deux autres n'emploient que des logarithmes constants ou connus par ce qui précède. Je me suis avisé trop tai'd de ce moyen, que j'eusse préféré à tous les autres et que j'ai essayé avec succès sur l'arc entre Dunkerque et Bourges, calculé déjà de tant d'autres manières. » {Hase du système métrique, tome III, pages 1 et 2 de l'avertissement.) (( Cette méthode, lu plus simple de toutes, est précisément celle que la Commission de 1808 a suivie, en ayant égard aux cinq cor- rections qui devaient lui donner toute la rigueur désirable. Plus loin ( page 3 de l'avertissement) Delambre ajoute : « Je recomman- derais la méthode des perpendiculaires et celle des cordes comme les plus expéditives sans aucune comparaison, comme celles qui offrent un accord plus grand et plus constant entre toutes les parties de la méridienne et des triangles, enfin comme les seules dont je me servirais en pareille occasion. » « L'occa.-ion ne tarda pas à se présenter, et l'influence assuré- ment l)ien légitime de Delambre fit adopter par la Commission sa méthode de prédilection. « Nous irons au-devant d'une objection, quoitjue réellement elle ne puisse avoir rien de sérieux pour ceux qui ont mûrement réflé- chi sur le système métrique : « L'erreur de calcul que nous venons de signaler n'apportera- t-elle pas, dira-ton, quelque modification à la longueur du mètre? u La réponse est très-facile. « La longueur du mètre a été fixée d'une manière définitive par la Commission des poids et mesures : cette longueur ne pourra ni ne devra jamais être changée. « Le principal mérite de l'unité nouvelle consistait dans les opé- rations très-précises qu'on exécuta pour donner les moyens de !a DE FllANCH. 105 retrouver si les étalons venaient h se perdre ou à être détruits. Ces moypns sont de deux sortes : le pendule et la longueur de Parc du méridien (\m joint Dunkerque et Mont-Jouy. Quant au rapport simple qu'on essaya d'établir entre le mètre et le quart du méridipn, tous les savants durent comprendre d«'is l'origine que ce rapport serait jusqu'à un certain point hypothétique ; qu'il impliquait la parfaite exactitude de la mesiu-e de l'arc du Pérou et la connais- sance de l'aplatissement : que des opérations exécutées avec de meilleurs instruments pourraient bien montrer que le mètre adopté n'était pas rigoureusrment la dix-niillionième partie du quart du méridien; qu'en un mot le nouveau système porterait, en naissant, l'empreinte de l'état de la science contemporaine sur la question de la grandeur et de la figure de la Terre. Malgré ces petites incer- titudes, on ne renonça pas au projet de faire du mètre une partie aliquote du quart du méridien, car c'était le seul moyeu de donner à cette mesure do longueur un caractère de généralité dont pussent s'accommoder t utes les nations du monde. « Si jamais on avait eu l'étrange pensée de faire varier l'unité de longueur au fur et à mesure des progrès de la géodésie, on au- rait été contraint de l'abandonner en voyant tant de mesures des méridiens et des parallèles manifester des irrégularités locales très- considérables et prouver que le globe en masse n'est pas un solide de révolution. L'opération dont nous venons de calculer les résul- tats (la mesure de l'arc compris entre Mont-Jouy et Fermentera), celles qu'on a faites depuis en France, en Angleterre, en Allemagne, en Danemark, dans l'Inde, n'ont eu et ne pouvaient avoir pour objet que l'étude délicate et importante de la figure de la Terre. Le mètre était hors de question : sa longueur, nous le répétons, a été fixée d'une manière absolue, définitive; les progrès de la géodésie, quelque grands qu'ils puissent être, n'y changeront rien : seule- ment et au besoin ils fourniraient de nouveaux moyens d'en retrou- ver la longueur. « Si l'erreur commise dans l'évaluation de l'arc du méridien de Dunkeique compris entre les parallèles de Mont-Jouy et de Fer- mentera doit être, relativement à la valeur du mètre, regardée comme indifïërente, il n'en est pas ainsi quant à la connaissance exacte de la figure du globe que nous habitons, et nous devons dire. à cette occasion, que \L le colonel Puissant a rendu un véritable, service à la géodésie en dévoilant une erreur de calcul qu'il était important de connaître et qui eût pu rester longtemps inaperçue. « Kn résumé, la Commission de 1808 a fait une application exacte, de la formule de Delambre, mais elle n'a pas eu égard à la dis- 106 MESURE DE LA MÉRIDIENNE taiico entre le parallèle de Fonnentera et le pied du sa perpendicu- laire La formule de Delanil)re, qui ï^uppose le parallélisme des méri- diens, n'est pas api)lieable à d(>s triangles qui, comme ceux de M\L Biot et Arago, sont très-éloigués du méridien. Cette formule donne, pour l'intervalle entre les parallèles de Mont-Jouy et de Fermentera, une distance trop grande de 100 toises; d'une autre part, l'omission faite par la Commission de 1808 a causé une erreur en sens contraire de 170 toises, en sorte qu'en définitive l'arc ob- tenu par la Commission de 1808 est trop petit de 70 toises. » Ce nouveau rapport du Bureau des longitudes est de nature à dissiper toutes les incertitudes et à effacer les divergences d'opinions des astronomes ou des géomètres qui se sont occupes de la question. M. Puissant s'y est rallié, sauf sur un point de peu d'importance, que je dois cependant mentionner. K La Commission actuelle du Bureau des longitudes, a dit AL Puis- sant, a parfaitement opéré; je veux seulement faire observer que la formule de Delambre, rapportée page h du tome III de la Base du sijxteuie méirUjiic et taxée d'inexactitude, lorsqu'on en fait usage pour projeter les côtés des triangles éloignés de la méridienne de Dunkerque, est encore très-exacte quand on a soin d'évaluer conve- nablement les azimuts s et les angles x de convergence, ainsi que paraît l'avoir fait un des commissaires actuels. M. Puissant ajoute qu'on devait d'autant moins se tromper à cet égard, que la démon- stration de la formule, qui repose sur les principes les plus élémen- taires de la trigonométrie sphérique, se trouve précisément à la page 3, et que Delambre conseille de calculer séparément s et x, lors même que la méridienne traverse les triangles {Astronomie , t. III, p. 5Zi8 ] . Enfin, il déclare qu'il persiste à croire que cet illustre et scrupuleux astronome n'a été pour rien dans l'erreur qui avait été commise par la Comuiission de 1808; son opinion est fondée, non sur ce que Delambre a pu recommander à cette Commission, relativement au développement de l'arc compris entre Mont-Jouy et Fermentera , mais sur ce qui est écrit et démontré si simplement dans la Base du système métrique. » L'opinion dont M. Puissant s'est déclaré l'avocat n'a absolument rien de neuf. M. Largeteau a dit, en effet, DK FRAN'CE. 107 dans son rapport que la formule de Uelambre est exaclo ; c'est même à l'aide de cette formule que M. Mathieu, un des commissaires, a exécuté ses calculs définitifs. Toute la question est de savoir si l'ancien secrétaire de rx\.ca- démie avait imaginé à tort qu'on pouvait se dispenser d'avoir égard constamment à la convergence des >.iéi'i- diens. Or, il résulte des divers passages do la Ikisc du systl'inc mélrique cités par M. Largctcau, il résulte des instructions manuscrites qui servirent de guide ù la Com- mission de 1808 que Delambre croyait suffisant, dans le calcul des parties de l'arc , de supposer les méridiens parallèles. Ceci une fois établi, je ne vois pas sur quoi pourrait désormais porter la discussion. Des citations empruntées au Trailé d'asironomie sont évidemment sans valeur, puisque ce traité parut longtemps après l'achè- vement du travail de la Commission de 1808. La mesure de la méridienne de France, déjà si impor- tante, devait prendre un rang tout à fait exceptionnel dans l'histoire des sciences, si elle pouvait être rattachée à la belle triangulation exécutée en Angleterre. Le projet d'effectuer la jonction des deux opérations géodésiques a été mis à exécution en 1821 et 1822. Il m'a été donné encore de prendre part à cette œuvre de perfectionnement pour la partie septentrionale de l'arc méridien, comme je l'avais fait douze ans auparavant pour la partie la plus méridionale. J'eus alors pour collaborateurs MM. Colby, Kater et Mathieu. Le compte rendu de nos observations a été fait au Bureau des longitudes dans les séances des 7 novembre 1821 et 23 octobre 1822. Les triangles qui ont servi i\ effectuer la jonction sont donnés dans YAaL.'o- 103 MI-SURE OE I.A MÈIUOIHNNR nomie populaire (t. m. p. ol^i, fig. 275). Les latitudes de Dunkerquc et de Barcelone ont d'ailleurs été vérifiées de nouveau en 1818 avec toutes les précautions que com- portent ces sortes de mesures, c'est-à-dire en ayant recours à des observations faites au nord et au sud du zénith au moyen d'étoiles d'un éclat à peu près égal et situées à peu près ù la même hauteur. Les observations du pendule que j'ai faites en 1808 à Formentera, de concert avec M. Biot, ont été rapportées plus haut. J'ai dit, dans mon traité d'Astronomie populaire (liv. xxiir, chap. xii, t. iv, p. 46 à 70), l'importance de ce genre de mesures pour établir la forme et la constitu- tion de notre globe, et j'ai indiqué les diverses modifica- tions que j'avais imaginées des 1806 (séance du Bureau des longitudes du 16 août de cette année) pour éviter les erreurs auxquelles on est exposé dans la mesure de la longueur du pendule invariable en suivant la méthode de Borda. J'ai aussi rapporté la constatation de ce fait que je fis connaître au Bureau des longitudes le 17 juillet 1816, à savoir qu'en amenant le plan dans l'appareil de Borda, tangentiellement à la boule du pendule oscillant, il faut prendre garde de ne pas soulever cette boule; le fil, en elTet, se raccourcit à l'instant et ne reprend pas sa lon- gueur primitive lorsque le plan s'éloigne. M. le capitaine Katera fait à Londres, pour déterminer la longueur du pendule simple, un travail qui est un véri- table modèle d'exactitude. Il était donc intéressant de comparer les résultats que la méthode de Borda avait donnés en France avec ceux qu'un procédé entièrement dilférent avait fournis au savant physicien anglais que je DE FRANCE. 109 viens de citer, et cela par une ol)scrvation immédiate cl sans rien supposer sur la valeur de raplalisscmenl : tel a été Tobjet d'une série d'expériences que j'ai faites d'après les ordres du Bureau des longitudes, à Paris et h Grocn- wich, et auxquelles M. de Ilumboldt, par amitié pour moi, a bien voulu s'associer. Nous avons d'abord déterminé à l'Observatoire de Paris, en octobre 1817, le nombre d'os- cillations que deux pendules invariables en cuivre, con- struits par Fortin, font en un jour sidéral. Dans le mois de novembre suivant, m'ét.mt réuni avcciM. Biot à Londres, nous obtînmes de M. Pond, astronome royal à Grecn- wich, qui se prêta à tous nos désirs avec la plus grande complaisance, la permission d'établir les appareils dans une des salles de l'Observatoire dont il a tant accru la réputation. De retour à Paris, nous déterminâmes de nou- veau, M. de Ilumboldt et moi, en janvier, mars et août 1818, le nombre d'oscillations de nos pendules, pour nous assurer que, dans la route, ils n'avaient éprouvé aucun dérangement. Voici quels ont été nos résultats : Premier pendule à Paris. Dates Tctnpf- centi.' rature ■ade. Nombre d'oscillations infiniment petites. Nombre d'osfi Ha lions coiicln pour 10° centigr. Baromètre niill. IZi octobre 1817. 13^ .1 87669.50 87671.78 763.7 15 — 13 .6 87670.30 81672MU 759.6 16 — 12 .9 87670.08 87672.32 755.4 17 — 13 .0 87670.30 87672.50 757.1 19 — 11 .8 87670.10 87671.82 756.3 20 — 11 .7 87670./I2 87671.67 758.3 h janvier 1818 (après notre retour) U 5 idem. U .9 M 87675.98 87677.60 87672.13 87673.56 751.7 7526 Moyennes. 10 .7 87672.33 756 8 110 MESURE DE LA MÉRIDIENNE Prunier pendule à Grccnwich. ■21 iiovoiuliro 1817. '22 oo 2.'j — 25 — 25 — 9" .2 8 .'i 8 .7 8708'!. 12 876.S'|.72 87083 2:'j 87(58/1.31 87G87 ô/i 87088.22 87683.53 87683. 5^ 87082.32 87083.28 8708 '1.97 87685.57 Moyennes. 8 .0 Second jendule à Paris. Moyennes. 13 .5 Second pendule à Grecnwich. Moyennes. 8 .9 757.2 707.1 767.0 755.1 757.5 757.5 87083 87 700.2 23 octobre 1817. 11" .75 87030.36 87031.66 75'i.7 2/j — .0 87031.08 87032.26 755. /i 2'4 — .7 87032.10 87033. /il 755. /i 26 - .8 87032.22 87033 5/1 755.2 25 — .2 87032.22 87033.10 755.0 20 — 10 .9 87031.98 87032.6/1 755.6 Il mars 1818. 9 .25 8703/1.06 8703/1.11 751 1 12 — 8 .05 87o;io.i/» 87035.15 738.8 12 août 2Zi .15 87023.0/1 87033./1/1 755.7 13 n .05 8702/1.08 8703/1. /il 757.5 87033.37 753./J 27 novembre 1817. 8" .3 870/i/i 06 870/i2.81 76/4.5 28 — 8 .5 870/1 /i.20 870/|3 10 76/1.5 28 — 8 .9 870'i:'l./i/l 870/(3 06 76/1.5 29 — 9 .7 870/1 /i. 08 870/i3.86 759.2 870Zi3.36 703.2 Les résultats, qui dans le tableau précédent portent la même date, ont été fournis par des séries faites le même jour ; mais ces séries doivent être considérées comme entièrement distinctes, puisque, dans l'intervalle compris entre la fin de l'une d'elles et le commencement de la sui- vante, et pendant que le pendule était en repos, on a tou- DR Fn.\NCR. 111 jours vci'ific de nouveau riiorizoutalité du plan de suspen- sion. M. Biot a participé seulement aux observations du premier pendule faites à Greenwich les 21 et 22 novembre 1817. Le premier pendule, comme on le voit dans le tableau, faisait à Greenwich H.5f| oscillations de plus qu'à Paris en un jour sidéral. Pour le second pendule, la différence est 9.99. Ces nombres, réduits en secondes et corrigés des elVets de la densité de l'air, deviennent respectivement H'. 50 et i0\08. La moyenne, ou 10\79, serait donc, d'après nos observations, la quantité dont un pendule réglé h Paris sur le temps sidéral avancerait à Greenwich en 24 heures. On déduit aisément de ce résultat que la dilîérence de longueur entre deux pendules simples, qui feraient respectivement 8G,/i00 oscillations en un jour moyen, à Paris et à Greenwich, doit être égale à 0°^'''-.2/t9. D'après les observations de M. Kater, faites à Londres par 51° 31' 8''' de latitude, la longueur du pendule simple à Greenwich, dont la latitude = 51° 28' 40", serait 0'".99/illC2. Si l'on retranche 0'^'"-.2/i9 de ce nombre, la dilTérence 0"\993867 exprimera la longueur du pen- dule simple à Paris, déduite des observations de M. Rater et de celles que nous avons faites, M. de Humboldt et moi, avec deux pendules invariables. Borda avait trouvé pour celte longueur 0"'.99o827; MM. Bouvard, Biot et Mathieu donnent 0"'. 993845. La moyenne de ces déter- minations = 0'". 993836, et diffère conséquemment du résultat que nous avons tiré des observations de M. Kater de 0'". 000031. En calculant la dilTérence de longueur entre les pen- 412 MKSrnE DE LA MÉIllDIENXF. diilcs de Londres et de rireenwich, j'ui suppose que les deux sUi tiens étaient ù la inènie hauteur au-dessus de la nier. Cette supposition est probablement inexacte, mais je ne saurais dire maintenant de combien. Si, comme je le crois, Greenwich est plus élevé que la maison de Portland-PlaceoùM. Kater a opéré, le nombre 0"'.99/i 116 devrait être un peu diminué, ce qui réduirait d'autant îa dilTérence de 0.03 de millimètre qui existe entre le pendule sexagésimal déterminé h Paris et celui que j'ai déduit des mesures de M. Kater. Cette correction, au reste, ne porterait que sur les millièmes de millimèti'e et peut être négligée. Pour réduii'e le nombi'e d'oscillations de chaque pen- dule il la température de 10° centigrades, j'avais d'abord cherché la valeur de la dilatation qui acuordail à Paris les observations du pendule n° 1 , faites aux températures les plus éloignées, et j'en avais déduit toutes les autres corrections. Si l'on recommence ce calcul, en employant la dilatation du cuivre donnée par MM. Laplace et Lavoi- sier, on trouve, d'après le premier pendule, qu'une hor- loge sidérale réglée à Paris ferait à Greenwich 11'. 18 de plus en un jour sidéral. Le second pendule ne donne que O'.SG; la moyenne serait 10'. 52 au lieu de 10'. 79 que nous avons trouvé plus haut. Si Ton adoptait cette moyenne, il en résulterait quelques millièmes de milli- mètre de plus dans l'expression de la dilTérence des pen- dules sexagésimaux de Londres et de Paris. En résumé, la longueur du pendule sexagésimal de Paris, donnée par Borda, est la plus petite de toutes. La valeur que MM Bouvard, Biot et Mathieu ont obte- DE FRANCE. 113 nue la surpasse de 0.02 de millimètre; ccllc-ci,à son tour, est inférieure de la même quantité à la détermination déduite de la mesure de M. Kater. Il serait peut-être ditTicile de décider maintenant laquelle de ces trois déterminations doit être préférée. Il faudrait pour cela entrer dans une discussion détaillée sur les erreurs dont, suivant moi, les mesures du pendule absolu peuvent être afTectées, alors même que les déter- miucitions partielles présentent entre elles l'accord le plus parfait; mais je n'ai plus ici la place nécessaire. Je me contenterai donc, pour le moment, de déclarer que les appareils dont nous nous sommes servis pour déterminer la dilTérence entre les longueurs des pendules de Londres et de Paris ont pu, h notre avis, ne nous donner cet élément qu'à 15 millièmes de millimètre près, non pas à cause de quelque défaut inhérent à la méthode que nous avons employée, mais seulement à raison des circonstances défavorables dans lesquelles ont été faites plusieurs de nos opérations. Pour indiquer une de ces circonstances, nous dirons, par exemple, qu'à défaut d'un local plus con- venable, nous dûmes faire nos observations à Greenwich dans la salle où se trouve l'instrument des passages. Nos lunettes étaient dans un couloir que l'on traversait conti-, nuellement pour le service de l'Observatoire; nous ne pouvions pas, conséquemment, compter sur leur immo- bilité. Or, comme il fallait chaque matin, et même quel- '{uefois entre une série et la suivante, ajuster de nouveau nos mires, nous étions obligés d'arrêter fort souvent l'horloge des coïncidences et de déduire son mouvement diurne de comparaisons séparées par de coui-ls iiiter- XI. — II. 8 Ili MCSrUR D1-; LA MÉUIDIENNE Dlî FHANCF. valles, circonstance d'autant plus défavorable qu'à cette époque riiorloge de Greenwich ne marcliait pas avec toute la régularité désirable. Ce qui prouve, du reste, hors de toute contestation , que les petites discordances qu'on remarque dans les observations tiennent à des causes de ce genre, c'est que les résultats de M. de Ilumboldt ont été cotistanniient d'accord avec les miens. MK.MnidE LES GERGLKS U 1. 1' K TITEURS * La détermination de la dislaiice angulaire des astres à l'équateur est à la fois une des plus importantes et des plus difficiles recherches (juun observateur puisse entre- prendre; aussi a-t-elle été de tout temps l'objet des tra- vaux des astronomes et des artistes les plus célèbres. Tout le monde connaît, 'ii eiM, sans remonter à des temps plus éloignés, les grands instruments que Tycho, le landgrave de Hesse-Cassel et Hévélius firent construire à grands frais pour arriver à ce but. Les observations de ces célèbres astronomes, quoique bien supérieures, sans contredit, à celles que Ploléniée nous a conservées, lais- saient cependant encore beaucoup à désirer; les grandes dimensions des secteurs pi-rincttaient d'apercevoir sur le limbe de très-petites divisions, mais elles n'ajoutaient que fort peu de chose à l'exactitude de l'observation, car l'er- reur du pointé était plus fonsidérable que celle de la lecture. Les lunettes fournissaient l».- moyen de remédier au dc^ 1. Mémoire publié en no\'jmi)re i^l.'j dans la Connaissance des temps pour 1816. H6 JIÉMOIHE faut dont nous venons de parler, puisqu'on agrandissant les ang;les que sous-tendent les objets éloignés, elles nous font découvrir des espaces qui, à l'œil nu, auraient été insensibles; cependant ces instruments ne furent employés pendant longtemps que dans des observations de simple vision, telles que celles des diamètres des planètes et de leurs phases, celles des configurations des satellites de Jupiter et de leurs éclipses, etc., etc. C'est Simon Morin qui le premier eut l'idée d'adapter une lunette à un instrument divisé; c'est à Picard et Auzout que nous sommes redevables des premières observations précises qui aient été faites avec ces instruments. Cette invention, d'où date l'exactitude de l'astronomie moderne, et qui depuis a été jugée assez capitale pour que les savants anglais aient cru devoir la revendiquer en faveur de leur compatriote Gascoigne, fut, à son origine, rejelée par plusieurs astronomes et entre autres par Hévélius. Ce savant, dont les nombreux travaux avaient été faits avec des pinnules, chercha, malgré les objections de Hooke, à en faire prévaloir l'usage, et la grande réputation dont il jouissait avait déjà fait ranger plusieurs observateurs à son avis. Mais bientôt la mesure de la Terre, de Picard, exécutée en entier avec des instruments de nouvelle con- struction, vint montrer leur grande supériorité et leva tous les doutes. 11 se présente cependant, dans l'usage de ces instruments, une difliculté sur laquelle Hévélius avait beaucoup insisté et qui tient à celle de déterminer avec exactitude la position de l'axe optique de la lunette par rapport aux divisions de l'arc de cercle auquel elle est adaptée. L'ouvrage de Picard renferme la descrip- SUR LES CERCLES RÉPÉTITEURS. 117 tion des divers moyens qui peuvent servir à faire cette rectification; mais le seul qui paraisse susceptible de quelque exactitude est celui du retournement, qui con- siste, comme on sait, à observer la même étoile dans deux positions diamétralement opposées de l'instrument; le défaut de parallélisme entre l'axe optique et la ligne de foi influe en sens contraires sur les deux mesures par- tielles qui dillèrent, par conséquent, Tune de l'autre du double de l'angle que ces deux lignes forment entre elles, c'est-à-dire du double de la quantité que les astronomes désignent par le nom d'erreur de collimation ; dans les secteurs on la détermine à l'aide des étoiles situées près du zénith ; ensuite la comparaison des obser- vations complètes d'un secteur et des observations par- tielles d'un instrument immobile donne l'erreur de col- limation de ce dernier. Le procédé du retournement exige que l'arc de l'instrument qu'on vérifie s'étende de part et d'autre de la verticale qui passe par son centre ; aussi, lorsque l'arc d'un mural a plus de 100 grades (90 degrés), on peut le rectifier comme un secteur en observant la face à l'est et la face à l'ouest. Pour le placer successivement dans ces deux positions, on a fait construire, dans quelques observatoires, des machines ingénieuses, mais dont il est d'autant plus nécessaire de se méfier, qu'il importe beaucoup de répéter fréquem- ment l'opération, et qu'il est difficile qu'elles n'occasion- nent pas quelques secousses. Ne pourrait-on pas faire, au reste, contre les deux méthodes dont je viens de parler, l'objection qu'elles servent à déterminer l'erreur de colli- mation pour ceux des points de l'instrument dans lesquels 118 M !•: MOI i; F, il est le moins nécessairr de la connaître, puisque, dans nos climats, les planètes pass'^nt toujours au méridien fort loin du zénith. La distinction cjue j'établis ici entre les erreurs de collimation des diflerents points du limbe me semble d'autant mieux fondée que la partie de ces erreurs qui peut dépendre de la flexion de la lumière doit avoir des valeurs très-dilTérentes , suivant que l'astre qu'on observe est plus ou moins élevé et qu'il en est de même de celle qu'on doit attribuer ù l'excentricité de la pièce qui supporte le tuyau, loul près du centre de l'instru- ment. Si l'on substitue, suivant l'idée de Rœmer, un cercle entier aux secteurs, l'instrument devient plus embarras- sant lorsqu'on lui conserve les mêmes dimensions; mais par compensation on se procure la facilité de le i-etour- ner, quelle cpie soit la hauteur de l'astre dont on veut déterminer la position. Tous les astronomes savent que c'est avec un instrument de ce genre que Piazzi a fait les nombreuses et excellentes observations dont les ré- sultats ont été consignés dans son catalogue. On ne doit cependant pas se dissimuler que, dans toutes ces mé- thodes, l'observateur peut commettre, à son insu, des erreurs de plusieurs secondes, si l'instrument est mal divisé : la plus ou moins grande concordance des résul- tats partiels lui donnera la mesure des incertitudes qui peuvent provenir de la lecture et du pointé; mais il n'aura aucune donnée sur les valeurs des erreurs con- stantes dont chacune des observations d'une même étoile pourrait à la rigueur être atlectée. Après avoir indiqué succinctement celles des erreurs SUR LES CERCLES REPETITEURS. 119 ([u'on a à craindre dans les méthodes d'observations qui , jusqu'à ces dernières années, avaient été exclusivement employées dans la recherche des déclinaisons des étoiles, je vais passer à un examen plus détaillé de l'instrument qui fait l'objet spécial de ces remarques. Tobie Mayer, qui jouit parmi les astronomes et les physiciens d'une réputation si justement méritée, imagina de rendre le cercle et la lunette mobiles et de se procurer par cet artifice, combiné avec celui du retournement, la facihté de transporter l'arc qu'on veut mesurer sur les ditîérents points du limbe, en prenant chaque fois pour point de départ celui où la lunette s'était arrêtée dans l'observation précédente. L'erreur dont le multiple de l'angle peut être affecté dans cette méthode n'est pas plus grande que celle qu'on aurait eu à craindre en ne le me- surant qu'une fois; mais cette erreur étant divisée, à la fin, par le nombre qui indique combien de fois l'observa- tion a été répétée, peut être atténuée autant qu'on le désire. Mayer aurait, sans doute, tiré un très-grand parti de cette idée ingénieuse, si une mort prématurée ne l'avait enlevé aux sciences qu'il cultivait avec tant de succès; on assure même qu'il avait déjà fait exécuter un cercle répétiteur, mais il ne paraît pas qu'on en ait fait usage avant l'époque de la jonction des observatoires de Paris et de Greenwich. Borda fit construire alors, par notre habile artiste Lenoir, un cercle de 0"\/i qui fut employé concurrem- ment avec de grands quarts-de-cercle dans la formation de quelques-uns des triangles qui joignent les côtes de France et d'Angleterre; mais c'est surtout pendant la 120 Mf-MOIRR grande opération de la méridienne de France que ces instruments ont pu être appréciés, à cause de la multi- tude d'épreuves auxquelles on les a soumis. On sait, en elïet, que c'est avec des cercles répétiteurs qu'ont été mesurés les angles de tous les triangles compris entre Dunkerque et Barcelone, les latitudes et les azimuts de ces points extrêmes et de plusieurs stations intermédiaires. Cette grande opération, si importante par son objet, a été exécutée avec toute l'exactitude qu'on était en droit d'attendre de la grande habileté des deux astronomes qui en furent chargés et de la bonté des instruments qu'ils employèrent : elle servira désormais de terme de comparaison à toutes les opérations analogues qu'on pourra faire dans les autres régions du globe; car les petites erreurs dont les latitudes extrêmes peuvent être encore alTectées seront beaucoup atténuées lorsqu'on cherchera la valeur du degré moyen, le seul dont on ait besoin dans le calcul de l'aplatissement. Mais dans quelles limites ces erreurs sont-elles comprises, lorsqu'on se sert de petits cercles? S'élèveront-elles quelquefois à 2 ou 3 secondes? Ne faudrait-il pas, par suite, modi- fier les résultats que, dans la mesure de la Terre, on a déduits de la comparaison d'arcs très-rapprochés? Les discordances que plusieurs de ces mesures ont présentées ne dépendraient-elles pas plutôt des erreurs des observa- tions, que des attractions locales auxquelles on a peut- être trop souvent recours maintenant? Telles sont les questions qu'il serait d'autant plus important de résoudre que naguère on accordait au cercle répétiteur une con- fiance sans bornes et qui, à la vérité, semblait bien mo- SUR LES CERCLES IlÉPÉTITEURS. i2i tivée, puisque les observations nombreuses par lesquelles MM. Delambre et Méchain déterminôrent la latitude de Paris olïraient le plus bel accord. L'opération de la méri- dienne avait elle-même présente cependant une aiiom;ilie extraordinaire et diflkile h expliquer; je veux parliM- de la différence de latitude entre Barcelone et Mont-Jouy que Méchain avait trouvée, par les observalions astrono- miques, de y plus petite que suivant la mesure géodé- sique, quoique la distance des deux stations, dans le sens du méridien, soit seulement de 949 toises (1850 mètres). On pourrait être tenté d'attribuer cette différence à l'at- traction que Mont-Jouy aurait exercée sur le fil à plomb pendant les observations de Barcelone ; mais un examen attentif des localités ne permet guère de s'arrêter à cette idée : les étoiles situées au nord et au sud présentaient, il est vrai, des erreurs de signes contraires; mais, pour rendre compte de ce résultat, il suffit de supposer que dans l'une des deux stations, à Barcelone, par exemple, un vice caché de l'instrument rendait toutes les distances au zénith trop fortes de 3" : on voit, en effet, que, par l'étoile septentrionale, la latitude s'obtiendra à l'aide de la formule : latitude = déclinaison — distance au zénith; tandis que, pour l'étoile située au sud, il faudra écrire : latitude = distance au zénith -|- déclinaison. Reste à savoir maintenant s'il est possible qu'un cercle bien vérifié donne sur toutes les distances au zénith une erreur constante de y. Je vais tout à l'heure rappor- ter quelques séries qui mettront ceci hors de doute ; mais comme elles ont été faites avec un cercle à niveau fixe, il 122 MÉMOIRF sera d'abord nécessaire que je cherche h répondre aux objections que M. le baron de Zach a faites contre ces instruments. Les deux lettres que ce célèbre astronome a insérées dans la Bibliolhcquc britannique me semblent avoir deux objets bien distincts. Les nombreuses observations que la première renferme prouvent sans réplique que deux instruments différents peuvent donner des latitudes assez inégales, quoique les observations partielles s'accordent très-bien entre elles. Dans la seconde lettre M. de Zach s'est proposé de montrer que les cercles à axe fixe sont très-inférieurs aux cercles à deux lunettes. En théorie cette opinion est fondée, car les mouvements que le limbe peut avoir dans la pince, pendant la seconde partie de chaque double observation, ne sont indiqués par le niveau que lorsque celui-ci est adapté au cercle; mais peut-il exister de semblables mouvements lorsque la pince a une étendue suffisante et cfue les alidades se meuvent sur le limbe avec un frottement très-doux? Les artistes qui, à cefr égard, me semblent les meilleurs juges ne le pen- sent pas et nous verrons, tout à l'heure que l'expérience confirme cette opinion. M. de Zach paraît encore ne pas approuver la méthode que quelques astronomes ont adoptée de lire et de noter, pendant les observations, les points de l'échelle vers les- quels les deux extrémités de la bulle s'arrêtent, et d'ap- pliquer au multiple de l'angle la somme de toutes les corrections indiquées par ces observations partielles : il pense que la température plus ou moins grande et plu- sieurs autres circonstances peuvent altérer sensiblement SUR LES CERCLES RÉPÉTITEURS. 123 la valeur des parties du niveau; mais ses craintes h cet égard nous semblent pour le moins bien exagérées ; nous nous sommes, en efTet, assurés, par des observations mul- tipliées, que les parties d'un niveau qui est travaillé inté- rieurement conservent à très- peu près la môme valeur .ians toutes les températures, pourvu toutefois que le tube -oit garanti de l'action immédiate des rayons du Soleil ^ ! il est d'ailleurs un moyen très-simple d'éviter les petites erreurs que la correction du niveau pourrait introduire dans le résultat final. Il suffît pour cela de placer l'instru- ment de manière que cette correction soit à peu près nulle à la fin des observations. C'est ainsi, par exemple, que, si l'inspection de la bulle indiquait, pendant les premières mesures, que Taxe est incliné vers le nord, il sera toujours facile, pendant la seconde moitié de la série, de l'incliner vers le sud d'une quantité à peu près égale, en sorte que les corrections positives du niveau, qui correspondent à la première position de l'axe, soient presque entièrement détruites par les corrections néga- tives de la fin ; il serait inutile, au reste, de chercher h obtenir à cet égard une compensation parfaite, puisque la diflerence des deux corrections n'affectant que le multiple de la distance au zénith, sera ensuite beaucoup diminuée lorsqu'on la divisera par le nombre qui indique combien de fois l'observation a été répétée. 1. Le 22 septembre 1812 et par une température de 26° centi- grades nous avions trouvé, M. Mathieu et moi, que la valeur de ctiacune des parties du niveau qui est adapté au cercle de Rei- chenbach était égale à 0".75û ; et le 22 janvier 1813 le thermomètre étant ù 2° au-dessous de zéro, à côté du niveau, la valeur des mêmes parties s'est trouvée être de 0".770. 124 MÉMOIRE Je viens d'indiquer les deux principales objections sur lesquelles paraît se fonder Topinion défavorable que M. de Zaclî a donnée des cercles à axes fixes, sa première Lettre ayant déjà montré que les cercles à axe mobile conduisent quelquefois à des résultats inexacts; il ne pouvait motiver la préférence marquée qu'il leur accorde qu'en montrant que du moins les résultats partiels aux- quels on arrive avec ces derniers instruments présentent des écarts moins grands que ceux qui se rencontrent dans les observations faites avec les autres cercles. C'est effectivement là le but que M. de Zach s'est proposé dans la seconde Lettre dont nous avons déjà parlé ; mais pour rendre cette discussion bien concluante, il aurait été nécessaire, ce me semble, de ne comparer entre elles que des observations faites dans les mêmes circonstances, et surtout par la même personne. Les séries des cercles à niveau mobile, dont M. de Zach a enrichi ses deux Lettres, ont été faites par lui; aussi, elles présentent le plus bel accord et peuvent servir à fixer les limites de la précision à laquelle on peut atteindre avec cette classe d'instruments : mais eu est-il de même des observations faites avec des cercles à niveau fixe, que M. de Zach compare aux premières, et ne doit-on pas craindre que les erreurs qu'il attribue à l'instrument ne proviennent seulement des erreurs de l'observation? En attendant que cette question soit entièrement éclaircie, je vais^ extraire de la mesure de la méridienne d'Espagne deux séries d'observations de la Polaire, faites avec des cercles à niveau fixe, et qui montreront, j'espère, que ces instruments, comme les cercles ordinaires, donnent SUR LES CERCLES RÉPÉTITRURS. <25 aussi quelquefois des résultats qui s'accordent bien entre eux. Passage injérleur de ta Polaire. Lititnde de P'ormenlera. 29 décembre 1807. 100 observ. 38°39'5Zi".7i U janvier 1808. 120 56 .71 10 — — 100 56 .15 11 — — 102 56 .60 Moyenne 38° 39' 56". 05 Pendant cette première série, l'étoile ne se voyait pas aussi nettement que je l'aurais désiré; plusieurs circon- stances particulières, qu'il serait inutile de rapporter ici, m'avaient empêché d'amener l'objectif dans la positioj^. que je jugeais la plus favorable ; mais le 25 janvier 1808 je fis cette correction et je commençai la série suivante de passages inférieurs. Les nouvelles observations, cal- culées avec la même déclinaison que les premières, ont donné, jour par jour, les résultats suivants. (Il est inu- tile de dire qu'on n'a supprimé aucune série.) Passage inférieur de la Polaire. Latitude. 25 janvier 1808. 88 observ. 38° 39' 53 ".33 28 — 90 53 .88 29 — 88 b'^ .13 30 — 92 53 .97 1" février û2 53 .81 2 mars 90 5^ .32 6 — 80 53 .93 Moyenne 38' 39' 53". 91 On voit par là que le plus grand écart des résultats partiels autour de la moyenne s'élève une seule fois 126 MÉMOIRE à O'.G et que le cercle à axe fixe, comme le cercle mobile, conduit à des résultats bien concordants. Il en résulte, par conséquent, que les craintes qu'on pouvait avoir sur les mouvements de la pince qui joint le limbe à l'axe ne seraient pas fondées et que les changements de verticalité sont indiqués par le niveau avec toute l'exactitude nécessaire; la comparaison des deux groupes d'observations du passage inférieur montre de plus que l'accord des mesures partielles ne donne aucunement la certitude que la moyenne soit la vérité, et que, dans le même instrument, on a obtenu, par un léger change- ment dans la position de l'objectif, des résultats moyens qui dilîerent l'un de l'autre de 2 secondes sexagésimales. Ces anomalies se sont également présentées à Paris, pendant un travail que nous avions entrepris en com- mun, MM. de Humboldt, Mathieu et moi. Le cercle de Fortin, à axe fixe, avec lequel nous observions, en 1809, les déclinaisons des étoiles qui pas- sent au sud, avait donné avec exactitude l'obliquité de l'écliptique et la position des équinoxes d'automne et de printemps; les séries partielles présentaient entre elles un accord très-satisfaisant; mais en nous servant de ce même instrument pour observer la latitude, nous ne tar- dâmes pas à découvrir que les erreurs auxquelles on est exposé avec les petits cercles sont beaucoup plus consi- dérables qu'on n'aurait voulu le croire. C'est ainsi, par exemple, que plusieurs groupes d'observations bien con- cordantes nous ont donné pour latitude depuis 11'^ jus- qu'à 15". Pour obtenir des résultats aussi éloignés, il nous suffisait d'enfoncer ou de retirer l'objectif d'une SUR LES CI'UCLIiS U f^rflTlTrURS. 127 petite quantité, ou, en d'autres termes, de rendre rimogc de réluile plus ou moins bien terminée. La loi de ces changements était d'ailleurs tellement régulière qu'à la seule inspection de l'ullonge mobile qui poite l'objectif, chacun de nous pouvait dire d'avance à quelle latitude il arriverait. Les observations ne nous donnaient la véri- table latitude de Paris que lorsque l'étoile était un peu large, c'est-à-dire dans la situation de l'objectif pour laquelle nous aurions dû plutôt nous méfier de nos mesures. Du reste, ces changements de forme ou d'éten- due dans l'image de l'astre ne produisaient pas des erreurs égales dans les résultats des séries de chaque observateur, ce qui nous a semblé tenir à la manière dont chacun de nous avait l'habitude d'éclairer les fils. 11 serait peut-être assez difficile de donner une expli- cation complète des anomalies que je viens d'indiquer; mais les circonstances qui les ont accompagnées nous autorisent à les attribuer uniquement au changement de forme de l'astre ^. Les observations astronomiques ont démontré que les diamètres réels des étoiles sont au- dessous d'une seconde de degré : dans la plupart des 1. Il n'est peut-être pas inutile de remarquer que nous avons reconnu, par des expériences dont les détails ne sauraient trouver place ici , que les erreurs dont il s'agit n'ont dépendu ni d'une excentricité dans le collet qui supporte la lunette, ni d'un temps perdu dans la vis qui sert à la faire glisser sur le limbe'. Les instru- ments qui ont servi à ces épreuves sont sortis des ateliers de Lenoir et de Fortin; l'habileté bien reconnue de ces artistes nous assurait d'avance que nous n'avions pas à craindre de semblables défauts de construction ; mais je n'oserais pas affirmer que , dans d'autres circonstances , ces mêmes causes n'ont pas produit les erreurs que les cercles ont présentées. 4 28 MI'MOIUE instruments ces astres paraissent sous-tendre des angles plus grands, mais ceci tient évidemment à un défaut de la vision : or, peut-on regnrder comme une chose bien certaine que, dans toutes les circonstances, le centre de l'image réelle et celui de l'image apparente coïncideront? Nos observations, du moins, semblaient prouver le con- traire. 11 est vrai qu'à mesure que le grossissement augmente, le diamètre apparent de l'étoile diminue; les rayonnements irréguliers et la fausse lumière dont l'image est enveloppée dans une lunette ordinaire dispa- raissent presque entièrement lorsqu'on se sert d'un pou- voir amplificatif un peu considérable ; par suite, dans ce dernier cas, les erreurs constantes de pointé auxquelles on pourrait être exposé seront sensiblement plus petites que celles qu'on aurait à craindre avec une lunette ordinaire. Si la cause dont nous croyons pouvoir faire dépendre les erreurs que nous avons remarquées a quelque fonde- ment, les grands cercles répétiteurs auront des avan- tages très-réels sur les petits instruments du même genre. Ces derniers, si précieux dans un voyage, pré- sentent d'ailleurs dans un observatoire fixe plusieurs inconvénients : car pour arriver aux secondes, par exemple, il est nécessaire d'accumuler les répétitions et d'employer, par conséquent , beaucoup de temps à chaque mesure : on sait d'ailleurs que l'observation des étoiles situées près du zénith et de celles qui passent au méridien de jour présente beaucoup de difficultés, etc. Ces considérations, et plusieurs autres dont il est inutile de faire ici l'énumération, pouvaient faire désirer de voir SUR LES CERCLES RÉPÉTITEURS. -129 le principe de la répétition des angles appliqué à un instrument de dimensions suffisantes. C'est à M. le comte Laplace que les astronomes de Paris seront redevables de raccomplisscmentde ce vœu : le grand géomètre qui, par ses travaux analytiques, a porté les tables de la Lune, des planètes et des satellites à un si haut degré de per- fection, ne se voyait pas sans regret obligé de renoncer aux brillantes espérances que l'instrument de Mayer et Borda avait fait concevoir pour les progrès futurs de l'astronomie pratique : aussi, à peine a-t-on soup- çonné que la petitesse de ses dim.ensions était la cause des anomalies qu'il présentait, que M. Laplace s'est em- pressé de faire construire à ses frais, par M. Reiclienbach, de Munich, un cercle d'un mètre de diamètre, dont il a fait don à l'Observatoire impérial ^. 1. M. Laplace aurait bien désiré trouver dans les ateliers de nos artistes les moyens de remplir promptement ses vues; mais mal- heureuseinent on s'était uniquement occupé jusqu'à ces derniers temps de la construction des cercles de petits diamètres, d'après l'idée, en apparence très-plausible, que les grandes dimensions, dans cette classe d'instruments, ne pouvaient que nuire à l'exacti- tude des mesures. Du reste, les éloges mérités que nous donnons aux travaux de M. Reiclienbach ne nous rendront pas injustes envers les deux habiles artistes français qui fournirent à la Com- mission des poids et mesures les nombreux et excellents instruments d'astronomie et de physique dont elle eut besoin. On sait, en effet, que les règles métalliques avec lesquelles M. Delarabre a. mesuré les bases de Melun et de Perpignan ; les appareils qui ont servi à déterminer la valeur du gramme; les cercles répétiteurs qu'on a employés dans la partie géodésique de l'opération de la méri- dienne et dans la mesure des latitudes, sont sortis des ateliers de MM. Lenoir et Fortin. Le célèbre astronome que nous venons de nommer a déjà trouvé dans la Base du système métrique l'occa- sion de citer avec éloge ces différents travaux. Si, après une auto- rité d'un aussi grand poids, mon suflï'age pouvait être de quelque XI. — II. 9 130 MI' MOIRE Les instruments à axe fixe présentent de grands avan- tages à cause de l'indépendance prcsciue absolue des ali- dades et des moyens que M. Reichenbach a employés, tant pour diminuer les frottements des cercles sur les axes et prévenir les effets de Texcentricité, que pour s'op- poser cl la flexion de la lunette. Les artistes, mieux que personne , sauront apprécier la grande perfection de main-d'œuvre que suppose la construction de deux cercles d'un mètre de diamètre, et qui, tournant autour inîéivt, je dirais qu'admis à visiter les ateliers de ces deux artistes, j'ai été îi même de m'assurer qu'ils ont apporté, soit dans le tracé de la division, soit dans la construction et la disposition des di- verses pièces dont les cercles se composent des modifications qui rendent leurs instruments très-dignes de la réputation dont ils jouissent. Je ne laisserai pas non plus échapper cette occasion de donner de justes éloges à ^M. Lerebours. Cet luibile artiste n'a épargné ni peines ni dépenses pour nous alTranchir d'un tribut que la France, comme toutes les autres nations de l'Europe, payait depuis long- temps aux opticiens anglais. Ses travaux ont déjà été l'objet d'un rapport que nous avons fait à l'Institut, MM. Delambrc, Bouvard et moi ; mais le Bureau des longitudes ayant depuis fait l'acquisitioa pour l'Observatoire d'une de^ treize lunettes astronomiques qui nous avaient été présentées, nous avons eu, pendant deux années consécutives, la facilité de la soumettre à, des épreuves de tous les genres. Or, cette longue expérience nous a non-seulement confirmés dans l'opinion avantageuse que nous en avions déjà donnée; mais elle nous permettra, de plus, d'assurer que les lunettes de Lere- bours sont supérieures aux divers instruments anglais de Dollond qu'on possède à Paris, et nous pourrions même dire aux meilleures lunettes semblables dont il est parlé dans les ouvrages d'optique et d'astronomie que nous avons consultés. Pour que cette dernière assertion ne paraisse pas exagérée, il nous suflîra d'ajouter que plu- sieurs des nouveaux instruments supportent très-bien sur le ciel des grossissements de 600 fois, sans qu'il soit nécessaire de dimi- nuer leur ouverture, qui est de 0^.09 et quoique leur distance focale soit seulement de 1".7. SUR LES CERCLES RÉPÉTITEURS. 131 d'un même axe, sont si parfaitement concentriques, qu'à peine on aperçoit le petit intervalle qui les sépare. L'exactitude de la divi^^ion, la netteté du trace, la sen- sibilité des niveaux, la bonté de la lunette, etc. , justifient entièrement les éloges qu'on a donnés, en Allemagne, aux ouvrages de M. Reiclienbach. Nous allons rapporter maintenant les séries que nous avons faites, tant de jour que de nuit, pour mesurer la latitude de Paris et les résultats des observations du Soleil. Les notes qui accompagnent chaque série sont relatives aux circonstances atmosphériques et mettroiU le lecteur à même de juger de la confiance qu'elles méri- tent. Aucun résultat n'a été supprimé, quoique souvent nous ayons observé par des temps très-défavorables. Les séries ont été faites, tantôt par M. Mathieu, tantôt par moi ; celui qui ne visait pas à l'étoile suivait la marche du niveau, depuis le commencement jusqu'à la fin, et en tenait note. Je ne dois pas oublier d'ajouter que les calculs de toutes les réductions ont été faits par M. Mathieu, avec le soin et l'exactitude qu'il apporte dans tous ses travaux. Passage supérieur de la Polaire. Jours. N. Latitudes. Circonstances atmosphériques. 12 janv. 12 A8' 50' 15 ".09 Beau ciel. Étoile large. Le fil n'est pa au foyer de l'objectif. 24 10 13 .26 Beau ciel. Fil noyé dans la lumière de rétoile. 7 févr. 12 14 .o!i Quelques nuages. On a bien vu pen- dant ces observations. 11 16 13 .19 Beau ciel. Vapeur blanchâtre, étoile un peu faible. 432 MÉMOIRE 19 fév. 18 21 16 20 avril 10 1" mai 10 2 12 3 12 6 14 7 10 12 juill. 10 iU 16 19 12 18 août 10 23 10 Zi sept. 10 8 10 9 12 /l8n3'.70" 16 .98 là .51 15 .27 lll .52 15 .06 ih .69 14 .83 15 .67 15 .28 13 .31 13 .83 13 .17 13 .9i 16 .50 là M 7 févr. 10 12 .00 28 mars 10 12 .35 29 10 13 .21 8 avril 10 13 .50 9 10 13 .52 11 10 me. 13 .03 Moye Zi8"50 'ià' .138 Beau ciel. Vapeurs très-légères, étoile parfois ondulante. Vai)pur.s blanchâtres. Étoile faible et un peu ondulante. Des vapeurs interrompent la série. Étoile faible vers la fin. Quelques petits nuages. Étoile un peu ondulante. Vapeurs blanchâtres. Étoile très-on- dulante. Vapeurs blanchâtres. Étoile très- faible. Vapeurs légères, quelques nuages pommelés. Vapeui's blanchâtres. Étoile faible et un ppu ondulante. Beau ciel. Étoile grande, faible et mal terminée. Beau ciel. Étoile brillante, petite et un peu ondulante. Beau ciel. Étoile ondulante et mal terminée. Très-beau ciel. Étoile grande et un peu ondulante. Beau ciel. Étoile excessivement grande et très-ondulante. Beau ciel. Vent est très-faible. Beau ciel. On a quelque peine à voir le fil sur rétoile. Beau ciel. Étoile grande, tranquille et bien terminée. Légères vapeurs. Étoile ondulante. Vapeurs très-légères. Étoile large et ondulante par moments. Quelques nuages. Étoile très-petite et ondulante par moments. Vapeurs extrêmement légères. Étoile petite et tranquille. Quelques petits nuages. Étoile petite. Beau ciei. Étoile petite et ondulante- SUR LES CERCLES RÉPflTITEURS. 133 La première série, qui est du 12 janvier 1812, et les séries des 18 et 23 août, 4, 8 et 9 septembre de la même année ont été faites de nuit; toutes les autres ont été faites de jour. La série du 12 juillet est la première qui. ait été faite en regardant de côté, au moyen d'un prisme qu'on a adapté à l'oculaire et qu'on a toujours laissé depuis cette époque. Jusqu'alors on avait regardé direc- tement, ce qui était incommode pour les étoiles un peu hautes, et ce qui devenait absolument impraticable pour les étoiles qui passent près du zénith. Passage inférieur de la Polaire. Circonstances atmosphériques. Beau cieL On a quelque peine à voir le fil sur rétoile. Beau ciel. Vent sud assez fort. Beau ciel. Vent sud-est faible. Ciel assez beau. Étoile grande, ondu- lante et diffuse. Beau ciel. Beau ciel. Le fil est noyé dans la lu- mière de l'étoile. Beau ciel. Beau ciel. Étoile large et difficile à observer. 6 10 15 .65 Beau ciel. On voit difficilement le fil sur rétoile. 7 10 13 .32 Beau ciel. Étoile tranquille, mais fort grande, li juin. iU 12 .78 Beau ciel. Vent N.-N.-E très-fort et très-incommode. Vapeurs blanchâtres. Étoile faible. Beau ciel. Étoile un peu ondulante. Quelques nuages. Étoile ondulante par moments. 14 10 12 .52 Quelques petits nuages. Étoile ondu- lante. Jours. N. Latitudes 11 févr. 16 48°50'13' .79 U 16 13 .38 20 18 13 .27 5 avril 12 15 .61 9 14 15 .78 11 12 lù .36 30 10 li ./lO 2 mai 16 13 .17 15 10 12 ./i8 25 16 11 .70 13 août U 12 .82 434 MEMOIRE 18 août 8 ZiS" 12' .73" Beau ciel. Étoile faible et ondulante. 22 sept. 10 12 .79 Ciel un peu vaporeu.x. Étoile ondu- lante par moments. 29 oct. 10 12 .38 Ciel idem. Étoile bien d'abord, large et ondulante à la fin. Moyenne. /i8°50' 13".A96 Passage supérieur /|8'50' l/i".138 Passage inférieur ^8 50 13 .Zi96 Latitude du cercle Zi8 50 13 .82 Réduction à la face méridionale.. — 0 .66 Latitude de la face méridionale de l'Observatoire /48« 50' 13". 16 Les dix premières séries ont été faites de nuit et sans prisme, et les huit autres, de jour et avec le prisme ; elles sont toutes de l'année 1812. Plus grande éloncjation occidentale de la Polaire. Distance Jours. N. du Circonstances atraospliériques. zénith au pôle. ih juin, l/i ùl"9'Ziii".63 Légères vapeurs. Étoile cachée par- fois par de petits nuages. 15 12 Ixh .6/1 Beau ciel. Étoile assez brillante, mais parfois ondulante. 19 14 Zi_'i ./lO Beau ciel. Étoile très-ondulante. 10 août 10 hk .37 Ciel vaporeux. Petits nuages. Étoile faible. 11 8 hh Ah Ciel nuageux. Étoile excessivement faible. 20 10 1x1 .27 Beau ciel. Moyenne. 41" 9'Zi4".ll Plus grande élongation orientale de la Polaire. Distance Jours. N. du Circonstances atmosphériques, zénith au pôle. 23 nov. 12 hl" 9'Zi9".76 Beau ciel. Étoile un peu ondulante et diffuse vers la fin. 25 nov. 10 2.'i janv. 12 7 févr. 10 U mars 10 2i 10 8 avril 10 SUR LES CERCLES RÉPI-TITEURS. 135 /irZi9'.71" Beau ciel. Ktoile légèrement ondu- lante. /j9 .99 Beau ciel. Ltoile un peu ondulante par moments. U9 MO Beau ciel. Étoile tranquille. Û8 .06 Ciel vaporeux. Étoile faible et asse:: tran((uille. Zi8 .17 Beau ciel. L'étoile est tranquille et se voit bien. /|7 .73 Très-beau ciel. On voit assez bien rétoile. Moyenne, /il" 9' /i9".06 Élongation occidentale Zil" 9' /j.'i'Ml Élongation orientale Zil 9 /i9 .06 Complément de la latitude hi" 9'/!6".58 Latitude du cercle /iS 50 13 .^2 Toutes les observations d'élongations ont été faites de jour. Lorsqu'on a fait la première série, celle du ill juillet 1812, il y avait déjà deux jours qu'on avait adapté le prisme à l'oculaire de la lunette du cercle. Solstice d'hiver de l'année 1811. Obliquité apparente Jours. N. de Circonstances atmosphériques, l'éeliptiqne. 15 déc. 8 23''27'Zj2".88 Soleil excessivement ondulant. 20 6 39 .68 Ciel très-vaporeux. Soleil très-faible et très-ondulant. 31 10 39 .97 Soleil ondulant, surtout pour la qua- trième observation. 2 janv. 10 39 .hl Ciel nuageux. Fortes ondulations dans le bord du Soleil. U 10 /lO .96 Ciel très-vaporeux. Soleil ondulant. 6 8 /|0 .58 Ciel nuageux. Soleil un peu ondulant. 11 12 39 .52 Vapeurs lég. Soleil un peu ondulant. Moyenne 23" 27' /lO". 35 Obliquité cal- culée 23 27 /jl .10 «36 MÉMOIRE Solstice (Tété de l'année 1812. Obliquité apparente Jours. N. de Circonstances atraospliériques. l'écliplique. 7 juin 10 23''27'^2".50 Vapeurs blanchâtres. Soleil très-on- dulant. 8 12 Zt2 .03 Ciel nuageux. Soleil un peu ondulant et baveux. 9 10 Zil .87 Vapeurs blanchâtres. Soleil ondulant et baveux. il 10 ZjO .70 Quelques nuages et vapeurs légères. Soleil un peu ondulant. Ciel très-nuageux. Soleil ondulant. Vapeurs légères, petits nuages. Soleil ondulant et baveux. Ciel très-nuageux. Soleil ondulant. Soleil toujours vu au travers des nuages. Ciel nuageux. Soleil très-mal terminé. Ciel nuageux. Soleil excessivement ondulant et dentelé. Ciel nuageux. Soleil assez brillant, mais baveux. Ciel nuageux. Soleil bien au commen- cement, baveux à la fin. Solstice d'hiver de fannée 1812. Obliquité apparente Jours. N. de Circonstances atmosphériques, l'écliplique. 3 déc. 10 23° 27' 39". 67 Ciel très-voilé. Soleil tranquille, mais très-faible. 6 10 39 .93 Ciel à demi couvert. Soleil faible et très-ondulant. 7 6 Zi3 .05 Beau ciel. Soleil excessivement on- dulant. 8 10 39 .90 Ciel tiès-vaporeux. Soleil très-ondu- lant. 12 10 il .38 13 12 Ûl M 22 k Ixi .20 25 10 hV .88 29 8 hi. .96 5 Juin. 6 hi. .00 6 12 Al .61 7 10 Zil Mb Moyenne 23 '27'/il .587 Obliquité cal- culée. . . . . 23 27 Zil 55 SUR LES CERCLES RÉPÉTITEURS. 137 9 10 23" 27' 39' .12 12 10 tii .55 26 8 US .10 27 8 38 .50 2 janv. 10 38 MO 3 10 39 .22 Moyenne.... 23°27'ZiO .25 Obliquité cal- culée 23 27 Zi2 .20 Ciel vaporeux. Soleil ondulant et baveux. Beau ciel. Soleil baveux et ondulant. Beau ciel. Soleil très-ondulant. Beau ciel. Soleil ondulant et très- baveux. Ciel très-vaporeux. Soleil dentelé. Vapeurs très-légères. Soleil assez bien. Solstice d'été de l'année 1813. Jours. N. Obliquité apparente de 1 'écliptique. 6 juin 10 23 27'Z|2".88 7 10 Û2 .71 11 12 ^3 .37 12 10 42 .71 13 10 Zil .75 l/i 10 UU .21 19 8 Zi2 .03 23 10 Zi2 .51 2Zi 12 Zil .86 25 10 hi .67 5 juin. 8 Ull .26 6 10 hh .01 7 10 Zil .52 Moyenne 23' 27'Zi2".73 Obliquité cal- culée. 23 27 Z|3 .04 Circonstances atmosphériques. Ciel nuageux. Soleil baveux et ondu- lant. Ciel nuageux. Ciel nuageux. Ciel nuageux. Soleil assez tranquille. Ciel nuageux. Soleil très- ondulant par moments. Ciel nuageux. Soleil ondulant. Ciel nuageux. Soleil très-ondulant. Ciel nuageux. Soleil très-ondulant. Vapeurs légères. Soleil excessivement ondulant et baveux. Beau ciel. Soleil baveux et ondulant. Ciel nuageux. Soleil ondulant et très- baveux. Ciel nuageux. Soleil baveux. Beau ciel. SUR LES OBSERVATIONS DES LONGITUDES ET DES LATITUDES GÉODÉSIQUES * APPLICATION DE LA TÉLÉGRAPHIE ÉLECTKIQUE AU PERFECTIONNE- MENT DE LA CARTE DE FRANCE — EMPLOI DES CERCLES RÉPÉ- TITEURS, DES THÉODOLITES, DES SECTEURS ZÉNITÎIAUX, DES LUNETTES ZÉNITHALES — ERREURS DES OBSERVATIONS M. Faye a communiqué à l'Académie des sciences, dans la séance du 6 décembre 1852, quelques idées sur le parti qu'on pourrait tirer de la télégraphie électrique dans les observations géodésiques. M. Blondel , direc- teur du dépôt de la guerre, a écrit à l'Académie, le 3 janvier 1853, que les officiers d'état-major avaient déjà pressenti combien les nouveaux télégraphes pouvaient être utiles pour vérifier ou confirmer, étendre même leur travail et celui de leurs prédécesseurs. M. Faye a alors déclaré qu'il s'empressait de renoncer à toute idée d'ini- tiative personnelle. Puisque le mot d'initiative avait été prononcé, j'ai dû regarder comme un devoir de donner à 1. Résumé de communications faites à l'Académie des sciences dans diverses séances du commencement de l'année 1853. SUR LA LATITUDE DR PARIS. -130 observations faites au sud du zénith n'avaient alors pour objet que la détermination des déclinaisons. Maintenant que les déclinaisons de ces étoiles méridionales sont par- faitement connues par les observations faites dans divers observatoires, M. Mathieu a discuté de nouveau celles de Paris pour les faire concourir à la détermination de la latitude. Les résultais, très-satisfaisants quand on les compare entre eux, ne s'accordent pas avec celui que les étoiles boréales avaient fourni. Ainsi , il demeure établi que le cercle de Reichenbach donne lieu, comme les petits cercles, à des erreurs constantes dépendantes des flexions, de temps perdus ou de toute autre cause. Ces erreurs affectent dans le même sens les latitudes qu'on dé- duit des étoiles boréales et australes. INous avons dû ainsi substituer à la latitude que nous avions jadis con- clue des seules étoiles boréales, la moyenne de cette niême latitude et de celle à laquelle on est arrivé par les observations remarquablement concordantes d'Aldé- baran, de Rigel, d'à d'Orion, de Procyon, de Pollux, d'à de l'Aigle et d'à du Verseau. Cette moyenne se trouve ne différer que d'une petite fraction de seconde de la latitude à laquelle est arrivé M. Laugier, ce qui est une nouvelle confirmation de l'exactitude de l'obser- vateur et de celle de l'admirable instrument sorti des mains de M Gambey, notre ancien confrère. SUR LA LATITUDE DE PARIS Dans un Mémoire lu à l'Académie des sciences, le 3 janvier 1853, M. Laugier a fait connaître les nombreu- ses observations qu'il a exécutées avec le cercle mural de Gambey, de concert avec M. Mouvais, pour la déter- mination de la latitude de l'Observatoire de Paris. Le nombre 48° 50' ll'M9, qu'il a obtenu, présente une dif- férence sensible avec celui qui résulte des observations d'étoiles circumpolaires que j'ai faites au cercle de Rei- chenbach, avec M. Mathieu (voirie Mémoire précédent, p. ioli et 135). Aujourd'hui, on sait que les observations des cercles répétiteurs de petites dimensions sont sujettes à des erreurs constantes dont on ne se rend indépendant, quand il s'agit de latitudes, que par la combinaison d'ob- servations faites au nord et au midi du zénith. Cela est vrai, non-seulement des petits instruments, mais encore de ceux qui atteignent les dimensions du cercle dont Laplace a doté libéralement l'Observatoire en 1811. Les observations faites avec ce cercle, chef-d'œuvre de l'ar- tiste bavarois, sur les étoiles circumpolaires, présentaient un si bel accord, que nous crûmes, M. Mathieu et moi, pouvoir donner, pour la latitude définitive de Paris, la moyenne des résultats déduits de ces seules étoiles. Les OBSERVATIONS DES LONGITUDES. 1i1 l'Académie quelques explications relativement aux projets qui avaient été formés ou déjà réalisés, de faire concourir les télégraphes électriques à la détermination des positions relaliv es de divers lieux. Cette idée était si naturelle, qu'elle est née presque aussitôt après l'installation des pre- miers télégraphes, et qu'on ne saurait dire où elle prit naissance. Je puis seulement assurer que le Bureau des longitudes s'en occupa dès l'origine avec persévérance, et qu'en outre il avisa aux moyens d'établir une commu- nication directe entre l'Observatoire de Paris et celui de Greenvvich, dès qu'il fut question de l'établissement du câble sous-marin entre Douvres et Calais. Si ce projet ne s'est pas encore réalisé, on ne doit l'imputer qu'aux difiicultés qu'a rencontrées M. Airy, astronome royal de Greenwich, pour établir une liaison directe entre l'Obser- vatoire qu'il dirige et l'une des lignes électriques abou- tissant à Douvres et au câble sous-marin. Quant à nous, nous sommes prêts depuis longtemps à faire et à re- cevoir les signaux. Dans cette vue, une comnnunication a été établie, par un fil souterrain qui longe la rue du Fau- bourg-Saint-Jacques, entre l'une des salles de l'Observa- toire et l'administration centrale, située au ministère de l'intérieur, rue de Grenelle. Les conditions sous lesquelles nous pouvons disposer à certaines heures du jour de la force électrique créée dans l'établissement central, ont été convenues et sanctionnées par un règlement que le ministre de l'intérieur a adopté. Le Bureau n'attend plus que l'achèvement des dispositions qui se font à Green- wich, pour procéder à la liaison do Dunkerque, un des points de la grande miéridienne de France, avec l'Obser- U2 OBSERVATIONS DIiS LONGITUDES valoirc de Vans. Une Commission, prise parmi ses mem- bres, a depuis longtemps été nommée à cet clïet. J'ajoute enfin que des ari-angements ont été convenus, de concert avec le ministre compétent, pour qu'on transmette cha- que jour l'heure de Paris aux divers ports, tels que le Havre, Nantes, etc.; les navigateurs devi'ont puiser dans ces indications journalières des moyens très-exacts de régler la marche de leurs chronomètres. La difficulté de trouver au Havre un lieu accessible à tous les intéres- sés, pour l'installation d'une excellente pendule, a seule retardé jusqu'ici la mise à exécution d'un projet qui don- nera certainement d'heureux résultats. Après la communication des lignes précédentes à l'A- cadémie, M. Blondcl m'a écrit pour me dire qu'il n'entrait nullement dans sa pensée ni dans celle des officiers sous ses ordres de réclamer une part quelconque d'initiative dans la question des longitudes à déterminer par la télé- graphie électrique. En donnant connaissance à l'Acadé- mie, dans la séance du 24 janvier, de la lettre de l'ho- norable et savant directeur du dépôt de la guerre, j'ai témoigné mes regrets de l'interprétation qu'on semblait avoir prêtée à mes paroles, qui avaient été seulement motivées par le mot d'initiative dont M. Paye s'était servi. Le secrétaire du Bureau des longitudes ne pouvait laisser croire (jue ce corps savant avait sommeillé en présence de toutes les applications que la télégraphie électrique offrait au monde entier pour le perfectionnement de la géographie. 11 devait s'empresser de faire connaître que tout était disposé depuis longtemps à l'Observatoire de Paris, pour établir des communications avec des Obser- ET DES LATlTLOns G fiODÉSIQUES. 143 vatoires étrangers et avec nos principaux ports de l'O- céan. En tout ceci, il n'était nullement question, ni de loin ni de près, des otTiciers d'état-inajor, dont les travaux, l'habileté et le caractère ont toujours excité les plus vives sympathies de l'Académie des sciences. Il n'est pas besoin d'en donner d'autres preuves que les Rapports qui ont été faits sur les excellentes opérations de MM. Brous- seaud et Largeteau ; sur la très-belle triangulation que que M. Corabœuf conduisit parallèlement à la chaîne des Pyrénées, depuis l'Océan jusqu'à la Méditerranée ; sur les savantes explorations de MM. Galinier et Ferret en Abyssinie, etc. Pour montrer combien sont vivaces chez moi les sen- timents de profonde estime que le corps d'état-major m'a toujours inspirés, je vais combattre dès ce moment, puis- que j'en trouve l'occasion , les conséquences qu'on ne manquerait pas de tirer d'une phrase malheureuse que je lis dans une communication d'un membre de l'Aca- démie. Suivant ce membre, dans la mesure des latitudes, « les secteurs zénithaux, les théodolites, les cercles répé- titeurs sont hors de cause », ce qui, bien entendu et bien interprété, tend à réduire à néant toute la partie astrono- mique de la grande opération dont nos officiers sont par- venus, au prix de tant de zèle, de dévouement et de fatigue, à couvrir la France entière. Je dois donc le proclamer, le cercle répétiteur, convenablement employé, donne les latitudes avec toute la précision que l'état des sciences comporte. C'était pour moi un devoir de relever les résultats obte- Mi OBSERVATIONS DES LONGITUDES nus par les officiers d'état-major de l'anathème dont on voulait les frapper. Je ne devais pas oublier qu'il s'agit, dans ce débat, d'une des gloires de la France. M. Faye a prétendu que j'ai donné à sa phrase ainsi conçue : « les secteurs zénithaux, les théodolites, les cercles répétiteurs sont ici hors de cause », un sens qu'elle n'avait pas. D'après M. Faye, ces instruments ne seraient exclus de la recherche des latitudes qu'à raison du long temps qu'exige leur emploi, lorsqu'on veut arri- ver à une précision suffisante. Mais la preuve que je ne m'étais pas trompé sur la vraie signification des mots que je viens de rappeler, c'est ce commentaire verbal que leur donna M. Faye dans une séance de l'Académie : « Il n'y a pas en France une seule latitude qui soit exac- tement connue », ce qui ne tendait à rien moins qu'à ré- duire à néant une partie importante des observations faites par les ofTiciers d'étal-mojor, et, entre autres, de l'opération de MM. le colonel Brousseaud et Largeteau. Pour ce qui est de la question de temps, je soutiens que, vu la perfection avec laquelle les artistes savent exacte- ment diviser les cercles répétiteurs, on peut, en une seule nuit, avec un de ces instruments portatifs, déterminer la latitude d'un lieu à la précision d'une petite fraction de seconde, pourvu qu'on ait le soin de combiner convena- blement les observations des étoiles situées au sud avec les observations des étoiles situées au nord du zénith. M. Faye appelle M. Méchain , « le plus habile obser- vateur de la France » ; je lui demanderai de quel droit, lui qui n'était pas né lorsque cet observateur exécutait ses travaux en Espagne, il le qualifie ainsi que nous ve- ET DES LATITUDES GÉODÉSIQUES. 145 nous de le rapporter? Serait-ce par hasard afin de donner plus de poids à sa critique de l'instrument dont Méchain se servit à Barcelone ? M. Faye pose cette question : Quelle est la loi de l'erreur des cercles répétiteurs ? Et il s'écrie : Personne ne l'a formulée. Comment donc serait-il permis d'affir- mer que cette erreur disparaît toujours entièrement dans la moyenne de deux groupes d'observations faites indis- tinctement au nord et au sud du zénith? Plus tard encore, ajoute-t-il, on s'est aperçu que cette erreur doit changer sensiblement avec la température. Qui donc a trouvé cela? Ce qu'il y a de singulier dans les idées de l'auteur c'est que, suivant lui, l'erreur sur la latitude augmente avec le nombre des répétitions. Comment se foit-il donc que l'erreur n'existe pas après deux répétitions? L'auteur voyant d'ailleurs qu'un changement de ma- nœuvre, comme il dit, réduit la différence entre les lati- tudes nord et sud depuis 12'^ jusqu'à 1"^ triomphe et déclare positivement qu'on ne peut jamais parvenir à éliminer les erreurs des cercles répétiteurs par des obser- vations faites au nord et au sud. Mais j'ai donné, dans mon Mémoire de 1813, une série d'observations du passage inférieur de la Polaire faites à Fermentera du 25 janvier au 6 mars 1808 (voir p. 125), d'oii il résulte que la plus grande discordance avec la moyenne ne s'élève qu'une fois à O'^G. Si cette série avait été faite en Allemagne ou en Russie, mon contradicteur ne man- querait pas de la citer comme un modèle d'exactitude. La moyenne qu'elle donne diffère notablement de celle XI. — H. 10 ne ODSHRVATIONS ni£S LONGITUOES que fournit une série antérieure un peu moins concor- dante exécutée avec le môme cercle (série du 29 dé- cembre 1807 au 11 janvier 1808, môme page). Celte série difl'ére de celle que j'ai d'abord citée de 2". Que s'était-il passé entre Tune et l'autre? Avant le 25 jan- vier 1808, je croyais, moi, que l'image fournie par l'objectif de la lunette de notre cercle ne coïncidait pas exactement avec les fils du réticule. TM. Biot était d'une opinion contraire. Je dus, quoiqu'à regret, me soumettre à cet avis; mais le 25 janvier, après le départ de M. Biot, je crus devoir mettre les choses en état suivant mes appréciations. Ce changement amena un plus grand accord dans mes déterminations partielles et la différence de 2'^ entre les résultats moyens. En ce qui concerne la critique dirigée contre les sec- teurs zénithaux, je dois faire un éloge bien mérité de celui que Ramsden construisit pour les ingénieurs an- glais chargés de la mesure de la méridienne. 11 me semble, en tout cas, qu'il serait de bon goût de parler avec con- venance et respect d'un genre d'instrument dont Bradley s'est servi pour arriver à la découverte de l'aberration de la lumière et à celle de la nutation de l'axe de la Terre. Je ne dirai que quelques mots des mérites dont M. Paye prétend doter son instrument zénithal. Voici comment cet astronome décrit son appareil : « C'est une simple lunette de l'".20 à 1"\30 de distance focale, dont l'ob- jectif, le tuyau et le réticule sont fixés séparément à un pilier. Un bain de mercure et une seconde lunette pareille h la première, mais brisée vers la moitié de sa longueur par un prisme, afin de gagner un demi-mètre de hau- ET DES LATITUDES Gf' ODÉSIQUES. 147 tour, sorveul h dclermincr le nadir. Pour ol)lciiii' le zénith dans la lunette fixe, il sufïiL d'enlever le bain de mercure, et d'amener les axes des deux lunel((3s à coïncider, en regardant avec l'une le réticule de l'autre. Puis on écarte la lunette supérieure, et l'instrument se trouve disposé pour l'observation. Celle-ci consiste à mesurer micrométriquement la distance comprise entre le fil central, que je suppose perpendiculaire au méri- dien, et les petites étoiles de 8" et de 9° grandeur qui traversent incessamment le champ de la lunette. » Eh bien, n'est-il pas certain que les observations ainsi faites sont sujettes aux erreurs personnelles de l'astronome, tout aussi bien que les observations exécutées lorsque la ligne visuelle est plus ou moins inclinée à l'horizon ? Le jeune académicien a fait une réponse à cette remarque. Mais le lecteur de sa INote sera peut-être assez surpris de voir insinuer que les comparaisons des yards anglais faites par Baily, en 183/; et 1835, sont l'origine de la découverte des erreurs personnelles dans le pointé. La petite malice que l'auteur s'est permise ici serait de très- bon goût, si l'année 1816, date de la publication dans la Connaissance des temps d'un Mémoire cité fort souvent^, n'avait pas précédé l'année 1834 ou 1835. L'auteur insiste sur cette circonstance qu'un horizon de mercure est observé loin des bords là où la gi'avité agit seule. Eh bien, je demande si le poids qui tend le fil d'un secteur ordinaire n'est pas ou ne peut pas tou- 1. Mémoire sur les cercles répétiteurs, placé précédeinineiit, p. 115 ù 137. U8 OBSERVATIONS DES LONGITUDES. jours être aisément placé dans les nnèmes conditions? Quel avantage la verticale optique a-t-elle sous ce rap- port sur la verticale matérielle ? si ce n'est que les cir- constances, qui rendent l'observation de la première pos- sible, sont rares. L'auteur parle de courants d'air comme pouvant agir sur le fil matériel, mais cette observation ne sera pas prise au sérieux par ceux qui ont observé avec les anciens cercles muraux de Bird ou avec les secteurs de Bamsden, SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES La première tentative qu'on ait faite pour évaluer la déviation qu'une montagne peut occasionner dans la di- rection du fil à plomb date de 1738, c'est-à-dire de l'époque où nos académiciens mesuraient le degré du Pérou. Le voisinage du Chimborazo semblait singulière- ment propre à ce genre de recherches; Bouguer avait trouvé par un calcul approximatif, et en supposant la montagne entièrement solide, que l'effet surpassait l'30"; mais malheureusement les observations donnèrent un nombre beaucoup plus petit ; car, par une moyenne, la double déviation ne s'éleva qu'à 15''; du reste, si, vu la petitesse du quart-de-cercle dont on se servait et les dis- cordances des mesures partielles, on peut à peine con- clure de ce travail que la montagne avait exercé une ac- tion sensible sur le fil à plomb, à plus forte raison n'est-il pas permis de compter sur l'évaluation numérique de l'effet. Maskelyne entreprit, en 1773, une semblable opéra- tion sur la montagne Schehallien en Ecosse et trouva, à l'aide d'un excellent secteur de 3"". 25, que la déviation 1. Mémoire inséré en 1816 dans la Connaissance des temps pour 1819. 450 SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. s'était élevée à 5''. 8. Depuis cette époque les astronomes ont fait jouer un grand rôle aux attractions locales, et ont expliqué par là des discordances que très-souvent il eût été peut-être plus naturel d'attribuer à de simples erreurs d'observation : c'est ainsi, par exemple, que le Père Lies- ganig rejetait sur ratlraction des montagnes de Styrie les fautes grossières qu'il avait commises dans toutes les parties de son opération. M. de Zach a démontré récem- ment qu'il s'était glissé de graves erreurs dans la mesure du degré du Piémont; jusqu'alors l'action du mont Rosa avait tout expliqué. On voit par là que la queslion qui fait l'objet du nouvel ouvrage de M. de Zach se lie aux reclicrclies les plus délicates de l'astronomie, et qu'elle mérite toute l'attention des savants. L'ouvrage de M. de Zach forme 2 volumes in-8% im- primés à Avignon en 1814; il a pour titre : L'attraction des montagnes et ses effets sur les fils à plomb ou sur les niveaux des instruments d'astronomie^ constatés et déter- minés par des observations astronomiques et géodésiques faites en 1810, à l'ermitage de Notre-Dame des Anges, sur le mont de Mimet et au fanal de Vile de Planier,près de Marseille, etc. Au sud-ouest de Marseille et à 16 kilomètres du conti- nent, se trouve une petite île qu'on appelle Planier, et qui n'est qu'un large rocher isolé et à fleur d'eau. Au nord de la même ville et à une distance de 15 ou 16 kilomètres, existe une montagne calcaire qui a environ 800 mètres d'élévation au-dessus de la mer et qu'on appelle dans le pays la montagne de Mimet. Les ruines d'un ancien cou- vent, Notre-Dame des Anges, situé à mi-côte, ont servi SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. 151 d'observatoire. A cette station le mont de Mimet pouvait exercer une action sensilole sur le fil à plomb, tandis qu'à Planier on n'avait à craindre aucune attraction locale ; pour découvrir celle du mont Mimet, il devait donc suf- fire de prendre astronomiquemcnt la différence de latitude entre Notre-Dame des Anges et Planier et de la compa- rer à cette même différence déterminée géodésiquement. Tel est, en effet, le système d'opérations que M. de Zacli a exécuté. La première section de son livre renferme les obser- vations astronomiques faites à Notre-Dame des Anges. La latitude a été mesurée avec un cercle répétiteur de Picichenbach, de ?>'2 centimètres de diamètre et à niveau mobile ; on s'est servi exclusivement des trois étoiles mé- ridionales a du Serpentaire, C et a de l'Aigle. L'auteur rapporte, avec tous les détails nécessaires les observations, brutes et les divers éléments dont il s'est servi dans le calcul; ainsi, un premier tableau nous donne, pour cha- cun des trois chronomètres qu'il employait, les temps des midis et des minuits vrais conclus par des hauteurs cor- respondantes. Un second tableau renferme les éléments tirés des Tables solaires dont on a besoin pour calculer la marche de ces chronomètres' ; un troisième présente enfin leurs équations et leurs mouvements diurnes pour tout lo temps que les observations ont duré. 1. Je n'ai pas besoin de dire que ces éléments sont tirés des Tables que M. de Zach a publiées à Gotha en 180/i; mais comme elles différent extrêmement peu de celles que nous devons aux ti*a- vaux do. M. Delambre, les astronomes qui seraient tentés de refaire les calculs que l'ouvrage renferme pourront sans inconvénient so servir des Tables françaises. 152 SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. Toutes les parties de ce travail sont présentées avec les mêmes développements, en sorte que le lecteur pour- rait suivre les calculs à vue, ou les recommencer avec de nouveaux éléments. M. deZacha fait 10 séries de distances au zénith de a du Septentaire, composées chacune de 30 répétitions, ce qui donne en tout 300 observations. Les discordances extrêmes entre les résultats partiels de chaque série s'élèvent seulement à 3"./i5. Pour "C, de l'Aigle ces différences montent à lx".h, et pour a de l'Aigle à Ix". On voit que ces mesures confirmeront la réputation d'excellent observateur que M. de Zach s'était déjà acquise par beaucoup d'autres travaux. Le second article de la première section renferme les observations qui ont servi à déterminer la différence de longitude entre Notre-Dame des Anges et l'Observatoire de Marseille. M. de Zach s'est servi pour cela des signaux de feu qu'il allumait à des époques fixes à Notre-Dame des Anges; M. Pons, qui est bien connu des astronomes par le grand nombre de comètes qu'il a découvertes, les observait à Marseille. Par une moyenne entre 63 déter- minations, la différence de longitude entre ces deux sta- tions s'est trouvée de 29'^ 95; la plus grande discordance entre les résultats partiels ne va pas tout à fait à '^" , par où l'on voit que cette méthode, qui a été employée pour la première fois dans une occasion semblable et presque sur le même lieu, par MM. Gassini de Thury etLacaille, est susceptible de beaucoup d'exactitude. M. de Zach a joint à ce chapitre quelques remarques historiques sur la détermination des longitudes, que les astronomes liront avec intérêt; mais je n'oserais pas as- SUR L'ATTRACTION DES iMONTAGNES. 453 surcr qu'ils partageront son opinion lorsqu'ils le verront assimiler les observations des éclipses des satellites de Jupiter h celles des éclipses de Lune. Voici les propres expressions de M. de Zach : a L'ombre de la Terre, [)rojetée sur le disque de la Lune et accompagnée de sa pénombre, laisse une si grande incertitude sur l'instant des phases, qu'on s'y trompe souvent de plusieurs minutes. . . Les éclipses des satellites de Jupiter ne sont pas plus mar- quées, etc. » 11 est vrai que, plus bas, il porte l'incertitude à 30 ou liO' ; mais ces limites mêmes me semblent exagé- rées, du moins pour le premier satellite. Je n'ignore pas qu'on trouve parfois de pareilles dilï'érences, même dans les observations de Greenwich, mais il est clair pour toute personne non prévenue, ou qu'il s'est glissé quelque erreur dans ces observations, ou qu'elles ont été faites dans des circonstances défavorables : or, ce n'est pas, ce me semble, sur quelques exceptions qu'il faut se détermi- ner à frapper de réprobation une méthode dont la géogra- phie peut tirer de très-grands avantages. M. de Zach insiste aussi avec détail sur les diverses causes d'erreur qui peuvent se rencontrer dans l'observa- tion des occultations d'étoiles, mais il aurait pu ajouter que ces causes ne sont pas constantes et que la moyenne entre plusieurs résultats partiels ne doit pas être éloignée de la vérité. Ne serait-ce pas seulement dans l'intention de fortifier ses objections que M. de Zach ajoute qu'on a été plus d'un siècle à déterminer à 5* de temps la diffé- rence de longitude entre Paris et Greeavvich. Cet astro- nome sait, en effet, mieux que personne que Halley sup- posait déjà cette différence de 9"' 20' dans l'Appendice ■131 SUR I/ATTRACTinx DES MONTAGNRS. des Tables corolincs; que Duséjour trouvait 9'" 20' par réclipse de Soleil de 170A et par celle de 17G9 ; qu'Oriaui avait confirmé ce résultat par l'éclipsé de 1778; que Mas- kelyne, avant la jonction en 1787, admettait également 9'" 20% et que tous les astronomes, dans leurs calculs habituels, se servaient de cette même diiïérence que la jonction des deux observatoires a ensuite confirmée (voir la préface des premières Tables du Soleil, publiées en 1792 par M. de Zacli lui-même, d'où j'extrais ces nom- bres). Tout ce qu'on peut déduire de ce que M. de La- lande insérait encore une fausse longiludc dans la Con- naissance des temps de 1789, c'est que cet astronome avait eu tort de changer, d'après une seule observation de Short (un passage de Mercure sur le Soleil, si je ne me trompe), la longitude moyenne qu'on avait trouvée pré- cédemment. Pour orienter la chaîne de triangles qui devait joindre la station septentrionale à l'île Planier, M. de Zach a fait au premier point une nombreuse série d'observations d'azimut, qui sont rapportées dans le troisième chapitre du premier livre. Cet astronome a apporte à la détermination de cet élé- ment plus de soin que ne semblait en exiger l'usage qu'il devait en faire pour l'objet principal de son opération; mais cette circonstance lui a fourni l'occasion de publier des remarques utiles sur les diverses méthodes dont on peut se servir pour observer un azimut, et surtout sur l'emploi des théodolites répétiteurs de Reichenbach. La juste confiance que M. de Zach accorde aux instruments de cet habile artiste me semble cependant l'avoir conduit, SL'il LATTHACTION DI'S MONTAGNES. 155 dans ce cas, à une conclusion que les astronomes trou- veront hasardée. M. de Zach, ayant mesuré l'azimut de INotre-Damc de la Garde de Marseille par deux séries d'observations dont Tune était faite en visant au premier bord du Soleil et l'autre au bord opposé, les a calculées en prenant le diamètre de cet astre dans les Tables; les résultats par- tiels, dans chaque série, s'accordent bien entre eux, mais les moyennes diirèrcnt de près de 13". M. de Zach en conclut que le demi-diamètre du Soleil, dans la lunette de son théodolite, surpasse de 0^3 celui des Tables qui a été déterminé avec des lunettes d'un plus long foyer; mais s'était-il bien assuré d'avance que la manière de placer le fil de la lunette sur le bord du Soleil ne pouvait pas l'induire en erreur? L'opinion ancienne, que l'irradia- tion est plus considérable dans les petites lunettes que dans les grandes, a beaucoup perdu de son crédit depuis la découverte des lunettes achromatiques. M. de Zach attribue la différence de 13''. 6 dont il s'agit ici « à la cou- ronne lumineuse formée par l'aberration de lumière qui, dans les petites lunettes moins parfaites, est toujours plus forte que dans les grandes. » Si par le mot vague d'aber- ration il entend, comme je dois le croire, celle de réfran- gibililé, je remarquerai qu'à cause de la méthode qu'il a suivie dans ses mesures d'azimut, le bord du Soleil a été toujours observé au centre de sa lunette ; par conséquent, les franges colorées qui peuvent provenir de l'imperfec- tion de l'achromatisme ont dû être, dans cette position, beaucoup moins éteniues que si l'on avait mesuré direc- tement le Soleil avec un micromètre ; car, dans ce cas, les 156 SUR L'ATTUACTlOxN DlîS MONTAGNES. bords du disque auraient été très-près des limites du champ. J'ajouterai à ces doutes que M. Quénot avait trouvé, par une nombreuse suite d'observations faites avec un cercle répétiteur à réflexion, précisément le contraire de ce que M. de Zach annonce. Il est fâcheux que cet astronome, qui connaissait certainement le travail de M. Quénot, puisqu'il a été inséré dans la Connaissance des temps de l'an xii, n'ait pas cru à propos de recher- cher la cause de l'opposition frappante qui se trouve entre leurs résultats. Les détails dans lesquels nous venons d'entrer nous permettront de passer légèrement sur les observations que renferme la seconde partie de l'ouvrage et à l'aide desquelles M. de Zach a déterminé la latitude de Planicr, sa longitude et un azimut; nous nous contenterons même de dire que là, comme à Notre-Dame des Anges, on a observé a du Serpentaire, a et 'C de l'Aigle avec le cercle répétiteur, et que la longitude a été prise avec des signaux de feu que M. Pons faisait à des heures fixes sur la terrasse de l'Observatoire de Marseille. La troisième partie est consacrée aux opérations géo- désiques, c'est-à-dire aux détails de la mesure de la base et des angles des triangles qui joignent les deux stations extrêmes. La base avait 230/1"". 553, longueur bien suf- fisante pour l'objet que M. de Zach se proposait. Chacun des angles des triangles a été répété au moins dix fois avec une théodolite de Reichenbach ; sur les 7 triangles dont se compose la chaîne, l'erreur de la somme des trois angles a été une seule fois de 5", quatre fois au-dessus de y et deux fois nulle. SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. 157 M. de Zach s'occupe, dans la quatrième partie, de la déterminalion de l'arc du méridien compris entre les parallèles de Notre-Dame des Anges et de l'île de Pla- nier; il fait ses calculs d'après les formules que M. De- lambre a publiées dans l'ouvrage intitulé : Méthodes ana II/ tiques pour la détermination d'un arc du méri- dien , etc. Trois combinaisons distinctes lui donnent exactement les mêmes résultats, tant pour la distance des deux stations que pour leur différence de longitude. L'auteur a pris pour aplatissement ^ ; l'incertitude qui peut rester encore sur la valeur de cet élément n'aura ici aucune influence sensible*, vu la petite étendue de l'arc dont il fallait calculer la longueur. Dans la cinquième partie, la dernière du premier volume, M. de Zach compare les calculs de la section précédente aux mesures astronomiques. La triangulation lui avait appris que le parallèle de Notre-Dame des Anges est éloigné de celui de Planier de l^'â'Ml ; les observa- i. M. de Zach remarque qu'il y a erreur de signe dans l'expres- sion d'une quantité auxiliaire ^ qui entre dans toutes les formules de M. Delambre; mais cette erreur est une simple faute typogra- phique, comme M. de Zach aurait pu s'en convaincre, soit en consul- tant la Base du système métrique, soit même simplement en jetant un coup d'ceil dans l'ouvrage qu'il cite sur l'expression analytique de la normale. M. de Zach dit ailleurs qu'il y a un terme faux (t. II, p. 212 de la Base du système métrique) dans la formule que M. De- lambre a donnée pour réduire au méridien les distances au zénith qu'on observe hors de ce plan. Ceci, je l'avouerai, m'avait d'abord fait craindre qu'il ne se fût glissé de graves erreurs dans le calcul de la méridienne de France ; mais je me suis bientôt rassuré lorsque j'ai vu que, pour découvrir et rectifier la faute que M. de Zach rel<''ve, il suffisait de tourner le feuillet et de prendre à la page 213 le terme qui avait été imprimé incorrectement à la page 212. Ki8 Srn I/ATTHACTION DHS ?,10XTAGN ES. lions asiroiiomiqucs donnent pour celle mènic dislance i2'l'M3. La dilTéroncc de ces deux nombres, ou r'.98, est, d'après l'auleur , l'eiïet de l'altraction du mont Mimet. Quant à la diflcrcncc de longitude, celle qu'on dé- duit des observations géodcsiques, elle est plus grande de lO'^GT que la dilïérencc déterminée astronoiniqucmcnl. Tels sont les résultats de l'opération de M. deZach; mais il restait h prouver que la petite dillérence de VA)S, qu'il a trouvée entre les deux amplitudes, ne peut pas être attribuée aux erreurs d'observation ; c'est là le but que l'auteur s'est proposé dans le chapitre suivant, dont voici le litre : « Preuves de l' exactitude de nos opérations et de leur résultat^ qui constate que l'effet de l'attraction a été réellement observé, avec jjlusieurs autres résultats qui ont été déduits de l'ensemble de nos observations. » L'auteur examine d'abord toutes les causes d'incertitude qui peuvent alTecter l'opération géodésique, et prouve, ce me semble sans réplique, que les erreurs probables des azimuts n'ont pu altérer que de quantités insensibles la valeur de l'arc compris entre les deux stations extrêmes. Quant aux observations astronomiques , nous allons successivement passer en revue les vérifications que M. de Zach s'est procurées et qu'il croit propres à lever tous les doutes. Chacune des trois étoiles observées à Notre-Dame des Anges et à Planier donne la même valeur pour l'ampli- tude de l'arc. Ceci prouve que, s'il y avait erreur dans le cercle, elle affectait également les observations de chacime des étoiles, et nullement que l'erreur a été la même à Pla- nier et au mont Mimet. L'accord des trois résultats partiels SUR L'ATTHACTION DES MONTAGNES. Hï,[j est d'.Tulaiit moins clonii.int (jiie a du Serpcnlaire, a et 'C, ô^ l'Aigle ont des hauteurs peu diiïérentes; néanmoins l'am- pliludc que donne a du Serpentaire diiïère de O'^/iG de celle qu'on déduit des deux étoiles de l'Aigle. M. de Zach avait mesuré en 1808, en 1810 et en 1812 les latitudes de trois points des environs de Marseille qui sont assez éloignés des montagnes pour qu'on puisse admettre que des attractions locales n'ont pas altéré la position du fil à plomb; or, comme ces latitudes s'accor- dent avec celle de Planier, l'auteur en conclut que, dans cette dernière station, son cercle n'était aftecté d'aucune erreur. Je remarque d'abord qu'à Marseille les latitudes ont été prises avec la Polaire, et que celle de Planier a été déduite des observations de a de l'Aigle. Or, les astro- nomes ne rejetteront-ils pas entièrement les conséquences qu'on peut tirer de cette vérification, lorsqu'ils remarque- ront que la déclinaison que M. de Zach adopte pour a de l'Aigle résulte uniquement de quatre séries d'observations faites à Milan en 1808, et que de plus elle diffère de S'''. 5, soit de celle que M. Pond a trouvée récemment avec le bel instrument de Troughton, soit de celle qu'on a déduite de treize séries faites à Paris avec le grand cercle répé- titeur de Reichenbach? M. de Zach paraît compter beaucoup sur la circon- stance qu'il avait mis «le plus court intervalle entre les observations faites à Notre-Dame des Anges et celles faites à Planier, afin qu'elles pussent être considérées comme simultanées... » Il ajoute plus bas : « Si mon cercle donne quelque erreur pour des observations abso- 4G0 SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. lues, elle aurait été détruite et complètement éliminée en ne prenant que les dilTérences de nos observations. » Ceci suppose que Terreur qui peut se trouver dans un cercle est toujours la môme, et c'est en elTet là l'opinion que M. de Zach professe; mais le contraire me paraît facile à démontrer, même à l'aide des propres obser- vations de cet astronome. En elTet, dans le mois de juin 1808, M. de Zach trou- vait par la Polaire la latitude de Milan égale à 45"28''J'''.70, tout aussi bien avec son cercle qu'avec celui de M. Oriani. Or, à la même époque, le premier de ces instruments donnait par Arcturus /i5°28'l''''.97, tandis qu'avec le second on trouvait /i5°28' 4''. 35. Ce résultat, comme on voit, diflere du précédent de S'''. 38, quantité plus consi- dérable que celle que M. de Zach a trouvée pour l'at- traction du mont Mimet. Pourrait-on maintenant s'autoriser d'une dilTérence de 2" pour affirmer que cette montagne a exercé une action sensible sur le fil à plomb lorsque deux cercles sem- blables, de mêmes dimensions, également parfaits puis- qu'ils étaient l'un et l'autre de Reichenbach, placés dans le même lieu (l'observatoire de Milan), maniés par le même astronome (M. de Zach), donnaient les mêmes jours des résultats identiques lorsqu'on observait la Polaire, et des résultats qui différaient constamment les uns des autres de plus de 2" lorsqu'on observait Arcturus? Sup- posons pour un moment que l'erreur des observations méridionales ait tenu uniquement au cercle de M. Oriani, et voyons si nous n'aurions pas quelques motifs pour croire que le cercle de M. de Zach est également sujet à sua L'ATTRACTION DES MONTAGNES. 161 de légères anomalies. Or, si cet astronome veut bien se ressouvenir des observations qu'il a insérées dans la Bibliothèque britannique, il verra qu'en 1808 cent quatre- vingts répétitions faites avec son cercle do 32 ccnfimclres lui donnaient pour la latitude de Milan /i5" 28' 1".7G, et quen 1809 il trouvait i" A de plus; mais si ces remar- ques prouvent que le cercle de 32 centimètres de M. de Ziich peut donner des erreurs en plus ou en moins d'une seconde, il en résultera, ce me semble, incontestable- ment que cet instrument n'était pas propre à faire décou- vrir une attraction de 2''. 11 m'aurait été facile de fortifier ces objections par des exemples tirés de la méridienne de France, mais il m'a paru plus convenable de me borner aux propres obser- vations de M. de Zach et de ne discuter môme que celles qu'il avait faites avec l'instrument dont il s'est servi dans sa nouvelle opération. Mais quelle peut être enfin la cause des anomalies que présentent les petits cercles? Dans la Connaissance des temps pour 1816 ' on a cherché à en rendre compte en supposant que les rayons irréguliers dont l'image d'une étoile est toujours accompagnée dans une petite lunette peuvent tromper l'observateur sur la position du véritable centre de l'astre. M. de Zach rejette cette explication qu'il traite « d'hypothèse gratuite qui n'explique rien, absolument rien, qui n'est pas même admissible. » Per- sonne n'ignore cependant que les étoiles vues dans des 1. Mémoire sur les cercles répétiteurs inséré précédemment, p. 115 à 137. XL — il. 11 1C2 STR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. liincHcr> sous-toiidcnt dos angles sensibles et qui dimi- nuent l'apidenienl lorsque le grossissement augmente. Si la Unnirro parasite dont le disque réel est entouré tient, comme il est probable, aux elTets réunis des im- perfections des lunettes et de nos organes, elle pourra ne pas avoir la même forme pour tous les yeux, et de \h l'explication des différences constantes qu'on a remar- quées entre les résultats partiels et moyens de plusieurs séries d'observations qui avaient été faites à la môme époque, dans le même lieu, avec le même instrument, mais par dilïérenls astronomes. L'étendue et la situation des rayons irréguliers qui amplifient l'image d'une étoile pourraient aussi changer par une légère altération de la distance relative de l'objectif et de l'oculaire; et, si je ne me trompe, ceci a été la principale cause des ano- malies que quelques cercles ont présentées. Quoi qu'il en soit, l'auteur de l'hypothèse i avait eu le soin, en la publiant, de l'accompagner des observations dont elle semblait être une conséquence; M. de Zach n'aurait-il pas dû également mettre le public dans la confidence des raisons qu'il peut avoir pour la rejeter? Qu'aurait dit cet astronome si, au lieu de montrer comme nous venons de le faire avec tous les détails convenables qu'il ne résulte aucunement de sa nouvelle opération que le mont Mimet a attiré le fil à plomb de 2", nous nous étions contentés dédire a qu'elle ne prouve rien, absolument rien, qu'elle n'est pas môme admissible ? » Du reste, je dois, en terminant ce Mémoire, m'empres- 1. M. Arago, voir précédemment, p. l'27. SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. 1C3 ser de rassurer les astronomes qui pourraient craindre que cette question ne restât longtemps indécise. Il résulte en effet d'une anecdote que M. de Zuch rapporte que lors- qu'il publiait ses lettres dans la BihUothèque britannique il tendait un piège dans lequel sont tombés ceux qui ont cherché la cause des défauts qu'il reprochait aux cercles répétiteurs. « Sa réponse n'était pas encore prête à cette époque, mais il la donnera quand elle le sera. » Si cepen- dant M. de Zach tient ses promesses par ordre de date, il nous expliquera auparavant la dilTérence singulière de plusieurs secondes qu'on trouve entre les obliquités de l'écliptique de l'été et de l'hiver. Les astronomes attendent avec d'autant plus d'impatience la solution que M. de Zach a promise il y a près de quatre ans, que l'anomalie dont nous venons de parler avait fait craindre qu'il n'y eût quelque légère erreur dans les tables de réfraction. Les bornes dans lesquelles nous sommes forcé de nous renfermer ne nous permettront pas de rendre compte de plusieurs chapitres de l'ouvrage de M. de Zach, qui, du reste, ne se lient que très-indirectement à l'objet prin- cipal de son opération. Nous allons cependant en rap- porter les titres. La septième partie est consacrée à la détermination « des hauteurs des stations au-dessus de la mer Méditer- ranée. » L'auteur s'est servi indistinctement pour cet objet des distances réciproques au zénith, de la dépres- sion de l'horizon de la mer et du baromètre. La compa- raison des résultats qu'il trouve dans une même station par chacune de ces méthodes lui fournit les moyens d'ap- précier l'exactitude dont elles sont susceptibles. 46i SUR L'ATTRACTION DES MONTAGNES. Dans la luiitième partie, M. de Zach nous donne la « description géométrique de la ville de Marseille et de son territoire. » Ce savant s'est livré, dans ce chapitre, à des recherches intéressantes pour découvrir dans quelle partie de la ville actuelle Pythéas a pu faire, 350 ans avant notre ère, cette fameuse observation du solstice d'été que Strabon nous a conservée dans le chapitre v du 11' livre de sa Géographie, il détermine également les positions des observatoires de Gassendi, de Dominique Cassini, de Chazelles, de Louville, du père Feuillée et de plusieurs amateurs d'astronomie. L'ouvrage est terminé par une table des longitudes et latitudes des principaux lieux situés dans la partie mé- ridionale de la France, déterminées soit par des observa- tions astronomiques , soit par des opérations géodésiques, et par quelques réflexions relatives à l'opération que le docteur Maskelyne avait faite au pied du mont Schehal- lien, en Ecosse, pour déterminer l'attraction de cette montagne. SUR LES OPÉRATIONS GÉODÉSIQUES EXÉCUTÉES EN ITALIE PAR LES INGÉNIEURS GÉOGRAPHES FRANÇAIS ' Le réseau de triangles dw premier ordre que les ingé- nieurs géographes français ont formé en Italie se com- pose principalement : 1" D'une chaîne placée suivant la perpendiculaire au méridien de Milan, et qui s'étend depuis la base du Tcsin jusqu'à Venise; 2° D'une deuxième chaîne plus boréale, appuyée aussi à la base du Tésin , mais contiguë à la précédente, de manière que les côtés septentrionaux des triangles de celle-ci sont les côtés méridionaux de la seconde. Ces deux chaînes se confondent, avant d'atteindre Venise, dans le triangle Solferino — Vérone — Mantoue ; 3° D'une chaîne, dirigée du nord au sud, entre Venise et Rimini, et qui se réunit à celle du parallèle de Milan, dans le triangle Monte-Cero — Padoue — Chioggia ; k" D'une chaîne qui joint la base du Tésin à celle de Rimini, dans la direction de leur plus courte dis- tance ; 1. Note publiée en 182Zj dans la Connaissance des temps pour 1827. 466 OBSERVATIONS GÉODÉSIQUES 5" D'une chaîne qui rattache la base du Tésin à celle dont Beccaria s'était servi dans son opération du Pié- mont ; G^' Enfin , de quelques triangles qui vont jusqu'au Frioul, rejoindre les bases mesurées par le général autri- chien baron de Zach. Voyons d'abord quel degré de confiance méritent ces premières opérations. Deux moyens distincts nous con- duiront au but. Le premier consistera à examiner quelles erreurs se sont glissées dans la détermination des angles de divers triangles ; l'autre, à recherchei comment les bases conclues s'accordent avec les bases mesurées. Dans les 22 grands triangles de la chaîne perpendicu- laire au méridien de Milan, qui s'étendent de la base du Tésin au côté Venise — San-Salvatore, les erreurs sur la somme des trois angles sont : +0"A[i; — 0".53 — l'M2; +l".li^; + l''.28 ; —0"M; —0"J[i + 2\1S ; + /i".23 ; + l'\G5 ; + 2".'13 ; — 3".81 — 2".83 ; + 1".79 ; + ^''.91 ; + 5". 73 ; — r'.2G + r.l3; +i"M; + 1".25 ; +7".93; — r'.29. Le plus petit angle, dans tous ces triangles, est de 27^23'. Pour les 10 triangles de la chaîne boréale contiguc à la précédente, qui joint aussi la base du Tésin à Venise, on a, sur la somme des trois angles, cette suite d'erreurs: + 3".33; _-2''.5/i ; +1".70; —2''. 32; + /i''./i6 ; + 2".38;— 2".53; +7".2G; +VM;—o\oli. Ces triangles sont assez bien conditionnés : le plus petit angle est de 32" 59'. Dans les 16 triangles de la chaîne dirigée du nord EXÉCUTÉES FN ITALIIZ. 1G7 au sud, entre Venise et Rimini, on trouve : — 0".79 + 0".90; — l'Ml; — 3".29; —li".S2; — 0".79 — 2". 60; +î>".90; — o '.2G ; + 0"J[\: + l''.99 + 1".36 ; +2".15 ; +3^81 ; —2^30; —^.49. Le plus petit angle est de 23" 13'. Dans les 9 triangles de la chaîne dirigée directement du Tésin à Rimini, qui ne font pas partie des chaî- nes dont nous venons déjà de parler, les erreurs se sont élevées à : — 3"./i7; +5".77; — 0"78; — 5".0^; — 3".19; +yM; H-5".01; + 3\99 ; — 2".7i. Le plus petit angle e^t de l\0° 53'. Enfin, dans les six triangles principaux de chaîne du Piémont, on trouve les erreurs suivantes : +/i.".58 ; + G".98; + 1".35 ; +3^32; — 2". 36 ; + 1". 33. Le plus petit angle est de 20" 58'. Les personnes qui ont l'habitude des calculs géodési- ques verront d'un coup d'œil que les erreurs dont les angles de ces diverses chaînes sont affectés, n'ont pu avoir, dans la détermination des côtés, qu'une très- petite influence. En voici, du reste, une démonstration palpable. Les chaînes méridionale et septentrionale du parallèle de Milan ont plusieurs côtés communs Calculons-en la longueur d'après la base du Tésin, et voyons à combien se monteront les différences : Busto-Milan. 1" 2' chaîne. . . chaîne. . . . 31,177" . 31,178 .39 .23 Milan-Crema. 1" 2' chaîne. . . chaîne. . . . Ù0,389 . /j0,390 Crema-Verola- i" cliaîne. . . . 30,8Z|5 .35 Kuova. 2« chaîne. .. . 30,8.'ii .03 différence + O^.SG différence + 1 .32 différence — 1 .32 168 OBSERVATIONS GÉODÉSIQUES Voyons aussi comment la base du Tésin, mesurée en 1788, par les astronomes de Milan et qui n'a pas moins de 9,999'". 25, s'accorde avec une base de 11,917". G2, située près de Rimini , dont la longueur a été détermi- née par les ingénieurs géographes français. La chaîne de jonction de la première de ces bases avec celle de Rimini donne pour la longueur de la der- nière 11,918'".48 ; d'après la mesure immédiate on a 11, 917'". 62. La différence est C'.SG. Si l'on calcule cette même base de Rimini, en suivant d'abord l'une quelconque des chaînes du parallèle de Milan jusqu'à Venise, et en descendant ensuite du nord au sud par une seconde chaîne qui n'a pas moins de 16 triangles, on trouvera pour résultat 11,917'°.91. Ainsi, malgré un très-grand circuit, ie calcul donne, presque exactement, le nombre fourni par la mesure directe. La base de Schwarzaneck, en Carinthie, mesurée par le général autrichien baron de Zach, et une base de 12,124 mètres, mesurée dans le Frioul, par le môme officier, présentent des vérifications tout aussi satisfaisantes. Quant à la base de Rome, sur laquelle Boscowich avait appuyé son opération, la longueur calculée par la base du Tésin diffère de la mesure directe de 3". 90 sur un total de 11,964 mètres. Je ne parle pas ici des données qu'on aurait pu puiser dans le travail de Beccaria, parce qu'on a démontré, depuis quelques années, que ce travail ne mérite aucune confiance ni dans la partie géodésique, ni sous le rapport des observations astronomiques, en sorte qu'il ne doit plus être cité désormais ni pour appuyer ni pour contredire. EXÉCUTÉES EN ITALIH. 169 On peut conclure, je crois, des vérifications nombreu- ses et variées auxquelles les triangles de nos ingénieurs géographes ont été assujettis, que le réseau général qu'ils ont étendu sur la surface de l'Italie ne laisse rien à dé- sirer, et qu'il ne pourra y avoir que de très-petites er- reurs dans les valeurs des intervalles itinéraires qu'on en déduira. Passons maintenant aux observations astronomiques. Les points où nos ingénieurs ont déterminé directe- ment la latitude sont au nombre de trois, savoir : San- Salvatore, Venise et Rimini. A San-Salvatore, ils n'ont observé que la Polaire. La latitude de Venise se fonde sur des observations de p de la Petite-Ourse et d'Au- tarès; celle de Rimini sur a, p, y de la Petite-Ourse et Antarès. A Rimini la Polaire a donné M°3'Zi7".17 p. Zi4 3 Zi7 .96 7 M 3 Zi6 .25 Antarès Zi/i 3 50 .66 Moyenne iZi°3' Zi8".01 A Venise (tour de Saint-Marc) on a trouvé : par (5 de la Petite Ourse Zi5'' 25' 53". 04 Par Antarès Zi5 25 56 .68 Moyenne Uà" 25' 5!x" .S6 212 observations de distances méridiennes du Soleil faites dans le même lieu n'augmenteraient cette latitude que de0".2. A San-Salvatore, enfin, la Polaire a donné /jS^ôO' 47". 57. Je n'ai sans doute pas besoin d'avertir que tous les cal- 170 OBSI-KVATIONS G^ODÉSIQUES culs ont été faits avec la incine table de réfraction et avec les mêmes déclinaisons. Antarès ne paraîtra peut-être pas une étoile heureu- sement choisie, à cause de son peu de hauteur au-dessus des horizons de Rimini et de Venise. Je ne doute point, cependant, que les personnes qui réfléchiront sur les anomalies que les cercles répétiteurs présentent journel- lement, môme dans les mains des observateurs les plus exercés, ne reconnaissent qu'Antarès donne une beaucoup plus grande certitude aux résultat^ que ne l'aurait fait une autre étoile située comme p de la Petite-Ourse au nord du zénith. Voici, du reste, sur quoi se fonde ma conviction. C'est un fait avéré que les observations d'une étoile quelconque, faites à divers jours, par la môme personne et avec le môme cercle répétiteur, s'accordent parfaite- ment entre elles. Si donc il y a une erreur dans le cercle, elle est constante. Or, quelle que soit la cause de cette erreur, qu'on veuille l'attribuer à une excentricité, à du temps perdu dans les vis de rappel ou à des irrégula- rités dans la forme de l'image de l'astre occasionnées par la faiblesse du grossissement de la lunette, il est évi- dent que, si elle tend à agrandir les distances au zénith des étoiles boréales, elle agrandira de même les distances au zénith des étoiles australes. Se tromper en plus sur la distance méridienne au zénith d'une étoile passant au nord du zénith, c'est supposer ce point plus austral qu'il ne l'est, c'est supposer la latitude trop petite. Se trom- per en plus sur la distance méridienne d'une étoile située au sud du zénith, c'est, au contraire, donner au zénith une position trop boréale, c'est supposer la latitude trop EXÉCUTÉES EN ITALIE. 17! grande. En combinant des observations d'étoiles passant au méridien des deux côtés du zénith, on est donc assuré d'avoir la latitude véritable, quelle que soit l'erreur de l'instrument. 11 n'y a rien d'hypothétique dans tout ce que je viens de dire, si ce n'est que l'erreur du cercle est la même pour toutes les inclinaisons de la lunette relativement h l'hori- zon et pour toutes les étoiles. Si l'on avait des craintes à cet égard, il faudrait s'astreindre à observer les étoiles à peu près également éloignées du zénith vers le nord et vers le midi, et les choisir d'intensités peu dissem- blables. Mais quelles erreurs totales ne faudrait-il pas pour qu'un changemiCnt dans l'inclinaison de la lunette put les modifier d'une manière notable? Au reste, il est évident cjue, si les latitudes fournies par les étoiles boréales et australes dilféraient entre elles d'une minute, par exemple, on n'aurait qu'un parti à prendre : ce serait de changer d'instrument. Si M. Corabœuf, à qui l'on doit principalement les déterminations que j'ai rapportées, n'avait observé que d'un seul côté du zénith, nous aurions à nous demander s'il s'était servi partout du même cercle, si, dans le transport de l'instrument d'une station à l'autre, l'erreur n'aurait pas pu changer, etc., etc. Ces renseignements ne sont inutiles qu'à cause qu'il a observé à la fois des étoiles boréales et des étoiles australes. C'est principa- lement cette circonstance qui me semble couper court à toute espèce de doute qu'on pourrait élever sur l'ampli- tude de l'arc céleste compris entre les zéniths de Ve- nise et de Rimini. Toutefois, comme cet arc va nous 172 OBSERVATIONS GÉODÉSIQUES conduire aux conséquences les plus singulières, il ne sera pas inutile de chercher à en vérifier la valeur par d'autres observations. En 1807, M, le baron de Zach détermina la latitude de la tour de Saint-Marc par une série d'observations circummcridienncs du Soleil; il trouva 45° 25' 59'''.91. Une série d'observations du Soleil, faites au couvent des Dominicains et réduite à la tour de Saint -Marc, donne 45° 25' ôl'-'.OS. Deux séries de hauteurs circumméridiennes du même astre faites au palais Moro conduisent, après les réduc- tions convenables, à /iS" 25' 56'^ 58. La latitude de la tour de Saint-Marc, d'après le baron de Zach, serait donc 45° 25' 59'M7. M. Corabœuf a trouvé 45° 25' 54''. 86. 11 n'est pas probable que la moyenne 45° 25' 57". 00 soit alïectée de plus de 2 ou 3'^ d'erreur. La latitude de Rimini, d'après M. le baron de Zach, est de 44° 3' 45". 5. Les observations p]us anciennes de Bosco wich don- naient 44° 3' 43". IS'os ingénieurs ont trouvé 44° 3' 48'^ La moyenne 44° 3' 45^5 doit être exacte à 2 ou 3" près. La latitude du dôme de Milan a été déterminée par des astronomes trop habiles pour qu'il soit possible d'éle- ver le moindre doute sur son exactitude. Cette latitude est de 45° 27' 36". 35. La latitude de l'Observatoire de Turin n'est pas moins bien connue. EXÉCUTÉES EN ITALIE. 173 En 1809 M. de Zach trouva, par la rolairc Zi5°3'59".85 par a de TAiyle Zi5 3 60 .^3 par le Soleil 45 3 5'J .22 En 1813 M. Plana a trouvé, par la Polaire Z|5 3 60 .20 Moyenne Zi5-3' 59".9'2 Ces diverses stations étant liées au réseau des triangles des ingénieurs géographes, voyons maintenant comment les déterminations astronomiques et géodésiqucs s'accor- dent entre elles. La latitude de Turin , conclue de celle de Milan, = /i5"3' 50".98 L'observation immédiate a donné 43 3 59 .92 Différence 8 '.94 La latitude de Venise, déduite de celle de Milan, = 45 25' 47 .5 L'observation directe a donné 45 25 57 .0 Différence 9". 5 La latitude de Venise, déduite de celle de Riraini,= 45 26' 14". 2 L'observation directe donne 45 25 57 .0 Différence 17". 2 Latitude de Riniini, déduite de celle de Milan, = 44» 3' 18 ".1 Latitude observée 44 3 45 .5 Différence 27". 4 Il semble résulter de toutes ces observations les deux conséquences suivantes : 1° 11 y a dans les environs de Milan une cause locale de déviation du fil à plomb, qui transporte le zénith apparent vers le midi, de manière à faire paraître la latitude de cette ville sensiblement plus petite qu'elle ne l'est en réalité ; ' 2° Il existe près de Rimini une cause analogue de déviation locale, plus forte encore qu'à Milan, mais agis- sant en sens contraire. I7i OBSERVATIONS GÉODÉSIQUES La déviation locale de Milan est encore indiquée par une chaîne de li"iangles qu'ont mesures les ingénieurs autrichiens. La latitude que M. le colonel Falon a trou- vée, en elïet, pour la capitale de la Lombardie, d'après celle de Vienne, surpasse le résultat des observations directes de 19". Quant à la déviation en sens contrah'e du fil à plomb à Rimini, elle résulte aussi de la comparaison qu'il est facile d'établir entre la latitude de cette ville et celle de Rome, à l'aide des triangles de Boscowich. La latitude de la coupole de Saint-Pierre, d'après les observations faites au Collège romain est de 61°5Zi' 8".5 En la calculant par celle de Rimini, on trouve. .. ai 5h 18 .8 Quantité dont la latitude calculée surpasse la lati- tude observée 10". 3 Les différences qu'on avait trouvées jusqu'ici entre les latitudes calculées et les latitudes observées, partout oîi l'on a déterminé des arcs de méridien ou de parallèle, étaient dans les liimtes des erreurs dont sont encore sus- ceptibles les mesures exécutées avec les meilleurs in- struments. Il n'en est pas de même, comme on vient de voir, des discordances vraiment extraordinaires que pré- sentent les opérations d'Italie. Il y a incontestablement dans ce pays des centres d'attraction particuliers qui agissent avec beaucoup de force. Déterminer expéri- mentalement le nombre de ces centres, les limites de leurs actions, etc., est un problème curieux et très-digne d'exercer la sagacité des habiles astronomes de Milan, de Turin, de Padoue et de Rome. Je ne dois pas négliger d'ajouter, en terminant, qu'on EXÉCUTÉES EN ITALIE. 475 chercherait vainement à expliquer par des erreurs de calcul les discordances sur lesquelles j'ai appelé l'atten- tion des lecteurs. Ces belles opérations ont, en effet, été discutées avec le plus grand soin, d'abord par M. Cora- bœuf, ensuite par M. Damoiseau : leurs résultats se sont parfaitement accordés. On a aussi soumis les azimuts, observés en divers points du réseau général, à des vérifications qui prouvent que les erreurs dont ces élé- ments peuvent être affectés, n'ont dû produire aucun effet appréciable dans le calcul des différences de lati- tude. SUR LES OBSERVATIONS DU PENDULE FAITES PENDANT LE PREMIER VOYAGE DD CAPITAINE PARRY ' Les observations destinées à déterminer raccélération du pendule entre Londres et l'île Melville ont été faites par le capitaine Sabine. La relation du capitaine Parry ne renferme qu'un extrait fort abrégé de ce travail, mais le Mémoire original ayant paru depuis dans les Transac- tions philosophiques, j'y puiserai quelques-uns des détails que je vais rapporter. M. Sabine s'est servi de deux horloges de Shelton que le capitaine Cook av^t déjà emportées dans son voyage autour du monde. Les pendules appliqués à ces horloges sont en cuivre solide, coulés d'une seule pièce et portés par des couteaux d'acier très-dur. Les couteaux reposent sur des agates, auxquelles on a donné une forme concave pour empêcher tout glissement. Chaque appareil, durant les expériences, était suspendu à un support triangulaire en bois de l'invention du docteur Wollaston, et dont la solidité, nous assure-t-on, était à toute épreuve. Pour 1. Note publiée en 182Zi dans la Connaissance des temps pour 1827. SUR LES OBSERVATIONS DU PENDULE. 177 plus de clarté nous désignerons l'une des horloges i)nr le n° 1 et l'autre par le n° 2. Avant le départ de l'expédition, en 1819, l'horloge n° 1 faisait à Londres, dans le vide, 86,392.57 oscilla- tions infiniment petites en un jour solaire moyen, la tem- pérature étant de-|-7°.2 centigrades. Au retour, en 1820, ce nombre se trouva être de 86,392.34. L'accord de ces résultats montre que les diverses parties de ce premier appareil n'avaient éprouvé aucun changement durant le voyage. 11 en est de même de l'horloge n° 2; car en 1818 le nombre d'oscillations était 86,497.00, et en 1820, après le retour de l'expédition, 86,496.97. L'accélération de l'horloge n" 1, entre Londres et l'île Melville, pour un changement de latitude de 23° 16' 4", s'est trouvée égale à 74.82 oscillations. L'horloge n° 2, dans les mêmes circonstances, a donné 74.65. Avant de quitter Londres, on eut l'idée de combiner l'horloge n° 1 avec le pendule de l'horloge n° 2 et réci- proquement. Les résultats de ces expériences, comparés à ceux des observations analogues faites à l'île Melville, ont donné pour accélérations 75.60 et 74.87 oscillations. La moyenne des quatre résultats est 74-73 et corres- pond à un aplatissement de ~. Le pendule à Loi.drcs, sous la latitude de 51° 31' 8". 4 nord étant de 39P-.1393 anglais (0"'.974107) , doit être à l'île Melville , par 74° 47' 12''. 4 nord, de39i'-.207 (0"\ 99573976). Les observations de l'horloge n° 2 faites à Londres en 1818, avant le départ du capitaine Ross, et les délcimi- tions obtenues, durant cette première expédiîioii, h t'îie XL— II. 12 178 SUR LRS OBSERVATIONS DU PFNDL'LE. de Bryssa (Shetland), latitude 60°9'û2", et à Tile d'IIare (baie de BafTin), latitude 70° 26' il\ donnent ausei -^ ^ ' 3l4e d'aplatissement, de quelque manière qu'on les compare deux à deux. Ajoutons que les observations partielles en très-grand nombre, d'oi!i les résultats moyens ont été déduits, dilTèrent à peine, dans les cas extrêmes, de deux oscillations sur plus de 86,000. Après avoir remarqué le bel accord que présentent les déterminations diverses obtenues par le capitaine Sabine, on aura peut-être quelque raison de s'étonner que je ter- mine cette Note par des observations critiques : voici, au reste, mes objections, le lecteur les jugera. Pour compter, soit à Londres, soit aux îles Brassa, Ilare ou Melville, le nombre des oscillations des pendules eu cuivre n° 1 et n" 2, M. Sabine les a adaptés comme régulateurs à des horloges, c'est-à-dire à un assemblage de rouages et de ressorts qui ont dû plus ou moins influer sur la durée de chaque oscillation, et conséquemment sur le nombre total qu'en pouvaient faire les pendules en vingt-quatre heures? En supposant que cette influence ait été la même dans toutes les stations, l'accélération des pendules, dans le passage de Londres aux trois îles où M. Sabine a débarqué , aura été aussi exactement déterminée que si on les avait fait osciller isolément ; mais peut-on, sans scrupule, se prêter à cette supposition? La marche de l'horloge la plus parfaite ne présente-t-elle pas quelquefois, môme du jour au lendemain, des irré- gularités sensibles et, après un certain nombre de mois, des changements de plusieurs secondes? Doit-on espérer quelque chose de plus favorable d'un appareil qui n'est SUR LES OBSERVATIONS DU PENDULE. 179 pas resté en place et qu'on a été oblige de monter et de démonter à plusieurs reprises? Le pendule n" 1, adapté à riiorloge n° 1, faisait à Londres 8G,o92./i5 oscillations en un jour solaire moyen; ce même pendule, ap[)li([ué à riiorloge n°2, ne donnait que 80,388.10 oscillations. On voit donc que les rouages dont ces horloges se composaient n'exerçaient pas une égale influence sur le mouvement du pendule n° 1, et qu'en vingt-quatre heures l'horloge n° 2 occasionnait, relativement à l'autre, un retard d'environ [i oscillations et demie. J'ajouterai qu'avec le pendule n" 2 cette diversité d'influence des deux horloges était de liS oscillations en vingt-quatre heures, ou lieu de !i qu'avait données l'expérience pré- cédente. On répondra, sans doute, à ces objections en s'étayant d'abord de l'accoj-d des observations partielles, ensuite du peu de dilTérence ciu'il y a enti'e l'aplatissement qui s'en déduit et celui qu'ont fourni les meilleures mesures du méridien et les inégalités lunaires; mais je demanderai à mon tour si l'on aurait rien changé aux idées générale- ment adoptées sur la figure de la Terre, quand même les observations que je discute s'en seraient fortement éloignées? N'est-il pas, au contraire, évident qu'on aurait expliqué toutes les anomalies par les causes d'erreurs inhérentes à la méthode que M. Sabine a suivie, et dont tout le mérite, ce me semble, consiste dans la facilité des observations. Cette dernière considération est^ sans contredit, d'un grand poids, quand il s'agit d'une expé- dition lointaine et périlleu^e; mais outre que, dans ce cas-ci, l'extrême habileté de M. Sabine eût surmonté tous 480 SUR LES OBSERVATIONS DU PENOUI.E. les obstacles, comme le prouvent la variété et l'exactitude de ses autres mesures, ne peut-on pas affirmer que, dans l'état actuel des sciences, on n'a aucun besoin de travaux contre lesquels se présentent à priori des objections graves. A mon avis, des observations, qu'on rejetterait sans scrupule si elles contredisaient les opinions reçues, ne peuvent pas servir à les appuyer. SUR LES ÉTOILES MULTIPLES ' Les astronomes appellent étoiles doubles, triples, qua- druples, etc., des groupes de deux, de trois, de quatre étoiles, etc., très-rapprochées. Ordinairement, dans cha- cun de ces groupes, les étoiles ont des intensités assez dissemblables. Si l'on suppose que la dilTérence d'éclat dépende, en général, de la différence de distance, en sorte qu'une étoile de 2* ou de 3' grandeur soit deux ou trois fois plus éloignée qu'une étoile de l", l'observa- tion de la position relative de ces astres doit fournir les moyens de juger de la valeur de leur parallaxe annuelle. Le déplacement de la Terre dans son orbite amènera, en effet, dans chaque étoile un changement de position d'autant plus fort qu'elle sera plus voisine, et l'écartement angulaire, par exemple, de deux étoiles de grandeurs très-inégales éprouvera tous les six mois des variations sensibles, pourvu que la parallaxe annuelle de la plus 1. Mémoire publié en 1825 dans la Connaissance des temps pour 1828. — Dans V Annuaire du Bureau des longitudes pour 183i, M. Arago a inséré sur le même sujet une Notice scientifique qui, revue et complétée, est devenue le livre X de V Astronomie populaire (t. I, p. hUl à 494). 482 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. brillante ne soit pas au-dessous de toutes les quantités mesui-n!)les. Ce moyen d'apprécier la distance des étoiles à la Terre fut déjà proposé par Galilée; le docteur Long le mit en pratique; Ilerschel, plus lard, l'adopta h son tour et entreprit un examen général de tous les groupes qui se prêtaient à ce genre de recherches. Bientôt, cependant, les observations lui apprirent que les astres de grandeurs inégales composant les étoiles multiples ne sont pas, comme il l'avait d'abord supposé avec Galilée et le doc- teur Long, réunis dans une très-petite étendue uniquement par ui^. eflet de projection ; il découvrit que ces étoiles se trouvent dans une dépendance mutuelle ; qu'elles for- ment de véritables systèmes : qu'elles ont dans l'espace à peu près les mêmes mouvements propres; qu'enfin les petites tournent autour des grandes, comme la Terre, Jupiter, Saturne, etc., tournent autour du Soleil. Cette découverte est, sans contredit, une des plus inté- ressantes qu'on ait faites en astronomie dans le xviii' siècle. Elle a présenté le système étoile sous un point de vue entièrement neuf; elle a ouvert un champ do re- cherches extrêmement vaste et fécond, dans lequel les observateurs pourvus de télescopes suffisamment puis- sants se hâteront sans doute d'entrer. Le premier catalogue d'étoiles doubles de sir William Herschel a paru dans les Transactions philosophiques des années 1782 et 1785. On trouve l'indication des change- ments survenus dans les positions relatives de ces astres, depuis 1780 jusqu'en 1801, 1802, 1803 et 180/i, dans deux Mémoires de ce grand astronome qui font partie des SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. 183 volumes des Transactions pour 1803 et 180/i. M. Struve, directeur de l'Observatoire de Dorpat, s'est occupé depuis, avec beaucoup de succès, de cette intéressante recherche; enfin, MM. Ilerschel fils et South viennent de de pubHer un volume de /jOO pages renfermant les résul- tats détaillés de l'observation de 380 étoiles multiples. Cet important ouvrage, qui a reçu de l'Académie des sciences la médaille fondée par Lalande, servira désor- mais de point de départ pour toutes les observations ana- logues. J'ai pensé que les lecteurs de la Connaissance des temps ne seraient pas fâchés d'en avoir un extrait sous les yeux ; pour abréger je n'ai cité que les groupes clans lesquels les changements deviennent sensibles après un petit nombre d'années. Peu de mots suffiront, maintenant, pour rendre Les tableaux intelligibles. La première colonne renferme la date de l'observation moyenne exprimée en années entières et fractions décimales. On trouve dans la seconde les valeurs correspondantes de l'angle de position. L'angle que l'on appelle ainsi est celui que la ligne menée de la grande à la petite étoile forme avec une courbe parallèle à l'équateur passant par la première. Concevons que cette première étoile occupe le centre d'une très-petite circonférence de cercle, et, pour fixer les idées, sup- posons, de plus, qu'elle soit nu méridien. Dans ce cas, la portion du parallèle de déclinaison contenue dans le cercle pourra être considérée comme rectiligne; elle for- mera son diamètre horizontal. Faisons passer par le même centre un diamètre perpendiculaire au précédent; le cercle sera ainsi partagé en quatre portions égales, 484 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES, dont deux seront au nord et deux au midi du cercle de déclinaison. De ces quatre portions deux sont plus orien- tales que rétoile centrale et passent après elle au méri- dien ; on les appelle par cette raison les quarts de cercle suivanls. Les autres, qui arrivent au méridien avant l'étoile, se nomment les quarts de cercle précédents. Telle est l'origine des abréviations dont les angles de position sont accompagnés. La première lettre, N ou M, apprend si la petite étoile est au nord ou au midi du dia- mètre horizontal qui passe par la grande; l'autre lettre, P ou S, montre quand la petits étoile précède la grande ou la suit. Si l'on se rappelle de plus que l'angle de position est toujours compté à partir du diamètre hori- zontal, on n'éprouvera jamais de difficulté pour porter les astres sur une figure dans leurs véritables positions relatives. J'ai noté en tête de chaque table, quelles sont les cou- leurs des deux étoiles. Le lecteur remarquera qu'en gé- néral , quand les intensités sont très-différentes, la plus petite étoile a une teinte bleuâtre ou verdàtre prononcée. Ceci s'applique également à un grand nombre de ces astres dont je n'ai pas eu l'occasion de parler dans l'extrait du catalogue, et parmi lesquels je citerai : Les 35' et 77= des Poissons. La 26' de la Baleine. 7 d'Andromède. (La petite étoile est d'un vert d'émeraude. ) La 32' de l'Éridan. E de Persée. cp du Taureau. La 1" du Caméléopard. PUR LES ÉTOILES MULTIPLES. 185 La 62* do TE^ridan. Les 23« et 33' {n] d'Orion. S et les 15% 201* (IJodc). . . des Gémeaux. La 56' du Cocher. La 5^' . . . du Lion . La 2.'i' de la chevelure de Bérénice. (Le contraste des couleurs y est très-marciué. , c de la Vierge. S du Bouvier. ^.. de la Couronne. p, V du Scorpion. a d'Hercule. 0 d'Ophiuclius. a du Serpent. î, 6 de la Lyre. 0 (l'une d'un rouge foncé, l'autre bleue) du Dragon. P, 9 du Cygne. T^ du Sagittaire. X de Céphée. La 107« du Verseau. La 67' et d de Cassiopée. On cite dans les catalogues trois ou quatre groupes formés de deux étoiles ayant l'une et l'autre une teinte légèrement bleuâtre; mais ces astres ont des intensités peu différentes. Je n'ai pas remarqué qu'il existe une seule étoile double, parmi les 700 à 800 qu'on a étudiées, qui soit composée d'une étoile brillante fortement colorée en bleu ou en vert et d'une étoile faible blanche ou rouge. L'inverse a lieu trop généralement pour qu'il ne soit pas naturel d'en rechercher la cause. J'avais pensé un moment que la teinte bleuâtre qu'on observe dans les petites étoiles n'était pas réelle et qu'on pourrait l'attri- buer, comme les ombres colorées, à un effet de contraste; mais il faudrait alors que les étoiles brillantes voisines 486 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. fussent toujours rouges; or, cela n'est point, et, dans tous les cas, n'exigerait pas moins une explication. Quoi qu'il en soit, il est certain que, dans les groupes en question, les deux étoiles se trouvent dans des conditions physiques diiïérentes. Peut-être la combustion s'y manifeste-t-elle à dilTércnts degrés. Peut-être aussi l'un des deux astres commcnce-t-il déjà à s'éteindre. En peu d'années, suivant toute pi'obabilité, on ne sera plus réduit h présenter sur ces questions de simples conjectures. V) de Cassiopée. (Les deux étoiles sont très-int'gales ; la grande est rougo, la petite est verte.) Dates. de position. Dislances des etuiles. Observateurs. 1779.8 11". 1 Herschel. 1780.5 11 .5 J'tetïi. 1782. Zi 29° 9' N. S. Idem. 1803.1 19 22 N. S. Idem. 1819.8 9 8 N. S. 10 .8 Struve. 1821.9 7 9 N. S. 8 .8 Herschel et South Il résulte de ces observations que la petite étoile paraît tourner autour de la grande de l'orient à l'occident, avec une vitesse angulaire de 0'.51 par an. La durée de la révolution entière serait donc d'environ 700 ans. Puis- que les dernières mesures comparées avec celles d'Her- schel indiquent une variation de Z" dans la distance des deux étoiles, l'orbite apparente doit être elliptique. Les deux étoiles dont se compose vi de Cassiopée ont dans l'espace un mouvement annuel commun de 2''' de degré. SUR LES ETOILES MULTIPLES. i87 m de Persée. (Deux étoiles également brillantes.) Dates. Anplps de poiiitioa. Distances des étoiles. Observalenrs. 1783. Zi6 71" 51' M. P. 96"./|'2 Ilcrscliel. 1821.91 71 8 M. P. 110 .19 Ilerschel et South, L'angle de position n'a pas changé; mais la distance, s'il ne s'est pas glissé d'erreur dans les mesures de 1783, a considérablement augmenté. Ce groupe mérite de fixer l'attention des observateurs. X, dOrîon. (Deux étoiles très-rapprochées, la grande est d'un blanc tirant sur le jauue, l'autre est bleuâtre.) Angles Distances de position. des étoiles. Dates. .„ „„':•,;„„ 4„, .,.,:,„, Observateurs. 182l.2.'i 57o/|8' M. S Struve 1822.12 59 69 M. S. 2". 73 Herschel et South. Sir William Herschel, en 1782, avait comparé plu- sieurs fois '(, d'Orion ù une étoile très-petite située par rap- port à elle à 83° 25' N. S. En 1822, cet angle s'est trouvé égal à 82^50' N. S. : il ne paraît donc pas avoir changé. Quant aux deux étoiles très-rapprochées dont ï, d'Orion se compose, sir William Herschel n'en parle ni dans son catalogue de 1782, ni dans celui de 1785, quoiqu'il soit constant, par ses registres, qu'il a observé l'étoile avec un grossissement de /iGO fois. On est donc conduit à supposer qu'en 1782 les deux étoiles de X, d'Orion étaient beaucoup plus rapprochées l'une de l'autre, puisque aujourd'hui un grossissement de 188 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. 133 les sépare distinctement. Un groupe dans lequel on peut espérer de voir une étoile éclipsée par une autre étoile excitera sûrement la curiosité des astronomes. 12^ du Lxjnx (étoile triple). (La 12* du Lynx est un groupe de trois étoiles; l'une que nous appellerons A est de 7' grandeur; la seconde B, très-voisine de A, paraît un tant soit peu plus brillante; la troisième G est de 9° gran- deur et d'une teinte bleue bien décidée. ) Position de A et B. Dates. Angles de position. Distances des étoiles. Observateurs. 1782 88" 38' M. P. Herschel. 1821.32 69 Zi2 M. S. Struve. 1822.81 68 39 M. S. 2". 59 Herschel et South Position de A et G. Dates. Angles de position. Distances des étoiles. Observateurs. 1782 32° 33' N. P. 9".38 Herschel. 1821.32 3/1 12 i\. P. Struve. 1822.59 36 50 N. P. 9 .85 Herschel et South En /lO.Sl années l'angle décrit par B autour de A est de 22°. 74, ce qui donne pour sa vitesse moyenne annuelle, dans le sens rétrograde, 0°.56. Les changements de position dans ce groupe triple conduisent à supposer que les deux étoiles A et B tournent autour de leur commun centre de gravité, tandis que G reste immobile. SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. <89 La 38' des Gémeaux. (Deux étoiles très-inégales; la brillante est blanche, la petite est bleuâtre.) Dc.tes. Angles de position. Di.>tances des étoiles. Observateurs 1783 89°5/i' M. S. 7". 95 Herscliel. 1802 86 6 .M. S. Idem. 1820 86 18 M. S. Struve. 1822.67 86 1k M. S. 5 .52 Herscliel et South. Ici le changement s'est fait sentir particulièrement sur la distance angulaire des deux étoiles. Castor ou a des Gémeaux. (La plus brillante est de 3' grandeur, l'autre de 6*.) Dates. Angles de position. Distances des étoiles. Observateurs. 1759.8 56" 6' N. P. Bradley et Maskely ce 1779.8 32 /j8 N. P. 5". 3 Herschel. 1791.6 25 6 N. 0. .... Idem . 1796.0 13 54 N. P. .... Idem. 1802.0 11 2!x N. P. .... Idem. 1813.8 2 54 N. P. .... Struve. 1817.0 0 0 .... Herschel fils. 1819.1 0 2Zi M. P. 5 .5 Struve. 1820.7 2 18 M. P. . .. . Idem . 1821.2 2 5/1 M. P. .... Herscliel et South. 1823.1 5 0 M. P. 5 .U Idem . 11 résulte de ce tableau qu'en G3 ans l'angle de posi- tion a varié de 61% ce qui donne par an , terme moyen , un mouvement rétrograde de 0".97. La distance des deux étoiles n'ayant pas changé, l'orbite apparente est un cercle. Si l'orbite réelle était aussi circulaire, le mouve- ment de rotation de l'étoile serait uniforme ; or c'est là 190 SU1\ LES ÉTOILES MULTIPLES. ce qui ne résulte pas des observations : la vitesse angu- laire semble diminuer. Dans les 20 années écoulées depuis 1759 jusqu'en 1779 on trouve, en effet, un changement de 23°. 3. Dans la période de 22 ans comprise entre 1770.8 et 1802, on a 2r.û. Enfin, la période de 21 ans écoulée de 1802 à 1823 donne 16°. 4. Tous ces résultats concourent à prouver que l'orbite réelle est elliptique : elle paraît circulaire par un effet de projection. ^ du Cancer. (Les deux étoiles sont assez inégales. ) Dates. Anglps de position Distances des étoiles. Observateurs. 1781.9 88" 16' M. P. 8". 05 Herschel. 1802 . 1 81 kl xM. S. Id' m. 18'20.3 71 21 M. S. ..... Struve, 18'21.1 70 1 M. S. 5 .71 Idem. 1822.1 68 17 M. s. 6 .24 Herschel et South En /iO.2 ans le changement dans l'angle de position s'est élevé jusqu'à 23°. 4, ce qui donne 0''.58 pour le mou- vement rétrograde annuel. La distance semble avoir aussi sensiblement diminué : ce groupe mérite de fixer l'atten- tion des observateurs. u du Cancer. ( Deux étoiles de 7^ à 8* grandeur. ) Observateurs. Herschel. Struve. Herschel et South. Dates. Andes de pûsili n. Distances des étoiles. 1783 32» 9' N. S. moins de k" 1820.9 55 30 N. S. .... 1822 52 13 -N. S. 6". 5 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. 19) Le changement annuel de l'angle de position est de 0°.5l dans le sens rétrograde. La distance semble aussi avoir beaucoup varié; l'orbite apparente doit être sensi- blement elliptique. i du Cancer. (Deux étoiles d'intensités très-inégales; la plus brillante est d'un beau jaune, l'autre bleu d'indigo.) TV ,„ Aiiïles Distances ,^, ^^^''- déposition. des étoiles. Observateurs. 1783.00 39°5/i' N. P. 29". 90 Herschel. 1821.13 37 G N. P Struve. 1822.26 37 Zi2 N. P. 29.38 Herschel et South. L'angle de position et la distance n'ont pas changé d'une manière sensible. Aussi n'ai-je transcrit ces don- nées que pour avoir l'occasion de consigner ici une obser- vation curieuse puisée dans les manuscrits de sir William Herschel. Le 8 février 1782 ce grand observateur trouva que la petite étoile avait la teinte de grenat foncé ; le !28 décembre 1782, elle lui parut bleuâtre, et le 12 mars 1785 d'une belle couleur bleue. Réguhis. (Deux étoiles d'intensités très-inégales; la lumière de la plus bril- lante est blanche, celle de l'autre a une nuance bleuâtre assez prononcée.) I>^'-- de^âon. Sn^s. Observatet.s. 1781.84 35^ 5' 2' 48". 35 Herschel. 1821.21 37 16 2 54 .91 Herschel et South. D'après ces données, la distance paraît avoir changé de 0".58, tandis que l'angle de position a peu varié : 492 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. les inexactitudes dont, à mon avis, plusieurs mesures de diamètres de planètes données par sir WilUam Herschel sont alTectées, me portent à croire que le changement de 6'' dans la distance angulaire des deux étoiles doit être soumis à un nouvel examen. 7 du Lion. (Deux étoiles crintensités inégales, rougeàtres l'une et Tautre.) T» X Angles Distances nuco-Tr,*»,,-.- I>ates. de iiosition. des étoiles. Observateurs. 1782.71 6° 30' N. S. Herschel. 1801.72 h /i2 M. S. Idem. 1820.28 8 59 M S. Struve. 1822.24 8 2Zi M. S. 3".2ù Herschel et South. Le moyen mouvement annuel donné par les observa- tions extrêmes est 0°.30; ce mouvement s'elTectue de l'occident à l'orient. Outre le groupe dont je viens de donner les éléments, il se trouve deux autres étoiles extrêmement faibles dans le quart de cercle N. P. Leur distance angulaire à y du Lion n'a pas été exactement déterminée. l de la Grande Ourse. (Deux étoiles qui ont à peu près la même grandeur. ) I>ates. del^fSon. SoU^L Observateurs. 1781.97 53° /i7' M. S. environ Zi" Herschel. 1803.08 5 i M. S Idem. 1820.01 7 19 N. P. 2".56 Struve. 1821.75 7 Zj3 M. P Idem. 1823.29 11 31 M. P. 2 .81 Herschel et South. Dans l'intervalle de 21.11 années, comprises entre 1781.97 et 1803.08, l'une des étoiles a décrit /i8".72 Sun LES ÉTOILES MULTIPLES. 193 autour de l'autre ; de là résulte un mouvement annuel de 10°. 50. Durant les 16.93 années écoulées depuis 1803.08 jus- qu'en 1820.01 le mouvement total s'est élevé à 177°. 75, ce qui correspond à une vitesse moyenne annuelle de2°.3l. De 1820.01 à 1821.75, le mouvement total a été de 12°.03, d'où on conclut un mouvement annuel de 6°.91. Dans la courte période d'un peu plus d'une année et demie écoulée entre les observations de M. Struve et celles de MM. Herschel et South, le mouvement total n'a été que de Cf.Sk, ce qui ne donne, pour le déplacement annuel, que (i°.hl\- D'après ces chiffres on voit la vitesse décroître avec rapidité. Des observations faites postérieurement à Passy par M. South ne donnent pas une diminution de vitesse tout à fait aussi forte. Peut-être, à une époque comprise entre 1803 et 1820, le mouvement annuel s'est-il élevé jusqu'à 20 ou 30 degrés. Lorsque les observations auront été continuées sans interruption pendant un temps suffisamment long , on pourra calculer les éléments de l'orbite probablement elliptique que la petite étoile dé- crit autour de la grande. 7 de la Fierge. (Deux étoiles blanches et d'égale intensité.) I>a'-- detSn. IStS. Observatevus. 1756.0 54^22' N. P. 6". 50 Tobie Mayer. 1781.9 iO L\h N. P. 5 .70 Herschel. 1803 2 30 19 N. P Idem. 1820.2 15 15 i\. P. 3 .56 Struve. 1822.3 13 2/1 i\. P. 3 .30 Herschel et South. XL — II. 13 494 SUR LES ÉTOILES MULTIPLES. En GO ans le mouvement angulaire a clé do /il" dans le sons rétrograde. Les cbangemonis do distance sont plus que suiïisants pour rendre compte des inégalités de vitesse annuelle, si l'on veut supposer l'orbile elliplique. £ du Bouvier. (La grande étoile est jaune; la petite bleu verdàtre.) Dates. . ^""l*:' Dis'anoos Observateurs. , Aades Dislances r>i , I^'^tes. de p,^iiio„ d,s étoiles. Observateurs. 1782.99 1x1" U^' M. P. Herschel. 1802.10 61 27 M. P. ..-.. Idm. 1819.70 67 Z|l M. P. 3" /i2 Struve. 1820 12 71 0 M. P. Idem. 1821.33 70 37 M. P. 3 .05 Herschel et South. I^e moyen mouvement annuel rétrograde est de 0°. 73. Zi9'' du Serpent. ( Les deux étoiles sont blanches et également vives à peu près. ) Dates. ,, A"-.'':f Distances Observateurs de position. des étoiles. 1783.18 21" 33' N. P HerscheL 1802.39 32 52 N. P Idem. 1803.25 35 10 N. P Idem. 1820.10 Zi6 33 N. P Struve. 1823.28 ki 57 N. P. -^".22 Herschel et South. SUK LES i:toili:s multiples. H£>, est celle qui réunit, quant à présent, les plus grandes probabilités d'exactitude; mais elle ne doit aussi être admise qu'avec quelques restrictions, à cause de l'hypothèse relative à l'absence totale de parallaxe dans les étoiles de comparaison. SUR L^NVENTEUR DU MICROMÈTRE OCULAIRE « Le Philosophical Magazine du mois de juin 1820, et VEdinhiirgh philosophical Journal de juillet, ont an- noncé que le révérend D' Pearson avait lu à la Société astronomique de Londres la description d'un nouveau micromètre de son invention, destiné à la mesure des angles très-petits. L'instrument se compose, ajoute-t-on, d'un oculaire à grossissement variable et d'un double prisme de cristal de roche qui est placée hors de la lunette, sur l'œilleton auquel on adapte les verres colo- rés pour les observations du Soleil. Cette annonce, je l'avoue, ne m'a pas médiocrement étonné : j'ai néan- moins attendu près de trois mois pour relever tout ce qu'elle renferme d'inexact, dans l'espoir que le D"' Pear- son, dont malheureusement j'ai oublié l'adresse, m'épar- gnerait ce soin; mais les numéros du Philosophical Magazine des mois de juillet et d'août, que je viens de recevoir, ne renfermant pas un seul mot relatif à cet 1. Note publiée en 1820, t. XIV des Annalea de chimie et de physique, p. IxZlx- 206 SUI\ L'INVIÎNTKliR objet, je nie vois dans robligalion de présenter moi- même ici riiistorique du nouvel instrument. Le révérend U' Pcarson, dont j'avais fait la connais- sance à Londres, il y a (juatre ans, vint à Paris en juillet 1819, et, dans une de ses visites à l'Observatoire, me dit qu'ayant été récemment nommé membre de la Société royale, il désirait entreprendre quelque travail astronomique, et justifier par là le choix de cette illustre assemblée. Je lui indiquai l'obsei'vation des mouvements des étoiles doubles comme un sujet de recherches qui paraissait promettre d'importants résultats : M. Pearson y avait déjà pensé ; mais les défauts des micromètres des- tinés à la mesure des petits angles l'avaient, dit-il, em- pêché jusque là de suivre son idée. Je lui montrai alors un instrument particuUcr que j'avais fait construire pour mon usage depuis huit ou neuf ans, et qui se prête parfai- tement à ce genre de mesures; je l'appliquai immédiate- ment à une lunette de Lerebours, et, à défaut d'objets célestes, le temps étant couvert, nous déterminâmes en- semble le diamètre angulaire d'une petite boule qui ter- mine le clocher de Yillejuif. M. Pearson parut convaincu, ])ar cette épreuve, que mon nouvel instrument remplirait ses vues, et manifesta, dès ce moment, l'intention de s'en procurer un semblable. M. Fortin, qui jusque-là s'était chargé de les exécuter, étant alors occupé de la construc- tion du grand cercle astronomique de l'Observatoire, j'adressai M. Pearson à M. Soleil , opticien, passage Feydeau, qui, à la môme époque, faisait un de ces micromètres pour le célèbre rédacteur des A?iîialen der P/iysilc, le D' Gilbert, de Leipzig. M. Soleil voulut bien, DU MICnO.MIiTRE OCULAIRE. 207 à ma prière, accepter cette nouvelle commission, et rinstrument fut livré au savant anglais avant son départ. Ainsi, M. Pearson a vu chez moi un nouveau micro- mètre destiné à l'observation des angles très-petits; il a appris à s'en servir en mesurant une mire terrestre (la petite boule du clocher de Villejuif); il en a acheté un semblable chez M. Soleil*, opticien, passage Feydeau, qui l'avait construit sous ma direction : or, cet instru- ment, vu, essayé et acheté à Paris, il y a un an, par M. Pearson, est précisément celui dont aujourd'hui les journaux anglais lui attribuent Tinvention. Au reste , il est juste que je fasse remarquer que l'erreur dont je me plains, appartient peut-être exclu- sivement aux journalistes qui ont rendu compte du Mé- moire du D' Pearson. J'imagine qu'en publiant, sans mon adhésion, la description de l'oculaire micromé- trique, ce savant, que je ne connais que sous des rapports honorables, n'aura pas du moins oublié de dire de qui il le tenait. Si je conservais quelque doute à cet égard, j'aurais donné à ma réclamation une toute autre forme. 11 m'eût été facile, par exemple, de produire des observations de Saturne et de Mars faites avec le nouveau micromètre, et qui remontent, pour la 1. Si j'ai bonne mémoire, dans Tinstrunient que M. Soleil a fourni au D'' Pearson, cet artiste, qui généralement ne travaille pas le cuivre, s'était contenté de faire mouvoir l'une des lentilles de l'oculaire com|)osé, sur une coulisse et à simple fi'ottement ; tandis que, dans tous ceux qui sont sortis des ateliers de Fortin, le dépla- cement de la même lentille s'exécute à l'aide d'un pignon engre- nant avec une crémaillère, et se mesure sur une languette extérieure divisée, que parcourt un verni.T. 208 SUR L'INVENTEUR première planète, au mois d'août 1814, pour la seconde au mois d'octobre 1815; de prouver que cet instrument existe dans plusieurs Observatoires : à Varsovie , par exemple, où M. Armiusky Ta transporté il y a environ six ans. J'aurais pu invoquer, en faveur de tout ce que j'avance, le témoignage d'une personne qui a vu M. Pear- son essayer le nouvel instrument à l'Observatoire de Paris, et celui de l'artiste qui le lui a fourni , etc. Mais, en accumulant ainsi tant de preuves, je croirais faire injure à M. Pearson. Quand ce savant connaîtra ces lignes, il s'empressera, j'en suis sûre, de repousser lui- même le piésent qu'ont voulu lui faire d'imprudents amis. J'envoyais cette Note à l'imprimerie avec le regret de ne pouvoir pas dire si M. Pearson, dont le Mémoire ne m'est connu que par un extrait très-abrégé, n'avait pas ajouté quelque perfectionnement à mon oculaire micro- mètre; mais M. Slawinski, jeune astronome polonais, qui arrive de Londres, vient de me montrer un de ces instruments exécuté par Thojnas Jones, de Charring- Cross, et je puis affirmer qu'il est exactement sem- blable à ceux que M. Fortin avait construits pour l'Ob- servatoire de Paris. J'ai seulement quelque peine à concevoir pourquoi les artistes anglais ont cru devoir substituer aux prismes très-minces (1 millimètre), dont on se sert ici, des prismes d'ailleurs construits sur les mêmes principes, mais ayant 10 mill'mètres d'épais- seur, et qui seraient absolument sans usage avec de très- forts grossissements. J'ajouterai qu'ils ne paraissent pas avoir remarqué, non plus, qu'avec la coupe usuelle DU MICROMÈTRE OCULAIRE. 209 du cristal de roche, les faces du double piisme extérieur ne doivent pas être perpendiculaires à l'axe optique de la lunette, à moins toutefois qu'on ne s'astreigne à n'obser- ver que dans une partie très-liinitée du champ. En pu- bliant la description de l'oculaire micromètre*, j'entrerai, à cet égard, dans tous les détails convenables; je joindrai également au Mémoire quelques-unes des déterminations que cet instrument m'a fournies, en choisissant de préfé- rence les objets, tels que les ombres des satellites de Jupiter, qui, à cause de leur petitesse, ont été jusqu'à présent plutôt soumis à de simples estimes qu'à des me- sures directes. Je ne sais si je dois me flatter qu'en considération de l'exactitude que procure l'oculaire mi- cromètre et des nombreuses applications auxquelles il se prête, le lecteur me pardonnera cette longue réclama- tion; en tout cas, je trouverai mon excuse dans ce pas- sage de Fontenelle dont les astronomes praticiens ont tous les jours l'occasion de sentir la justesse : « Ce qui n'est, dans l'astronomie, que de pratique et de détail est d'une extrême importance; et la manière d'observer, qui n'est que le fondement de la science, est elle-même une grande science. » 1. Voir Astronomie populaire, t. II, p. 77. — Le procès-verbal dti la séance du Bureau des longitudes du 19 octobre 181û contient la mention de la présentation par M. Arago du micromètre prisma- tique oculaire à grossissement variable. XI. — II. 14 SUR QUELQUES INSTRUMENTS ET OBSERVATIONS ASTRONOMIQUES Dans la séance du Bureau des longitudes du 25 no- veiTibre 1812 j'ai proposé la méthode suivante pour la vérification du cercle mural par un appareil de réflexion placé devant l'objectif : A l'aide d'un miroir diversement incliné, placé devant l'objectif de la lunette du mural, on pourrait successive- ment mesurer la distance de deux étoiles sur dilTérents points du limbe et apprécier ainsi les erreurs de la divi- sion du cercle. II Dans la séance de l'Académie des sciences du 8 avril 1816 M. Rochon a présenté un objectif de DoUond, d'environ 3 pouces et demie (0"'.095) de diamètre, qui avait été cas. é et qu'il a rétabli en le collant avec de la térébenthine. Cet objectif était triple et achromatique; l'une des deux Iputillos dfi rrown-,!2:lfiss s'était brisée en un très-grand ORSEUVATIONS ASTRONOMIQUES. 211 nombre de fragments, dont plusieurs furent égares; l'autre était intact : quant à la lentille de flint-glass, elle se compose de vingt-deux segments triangulaires d'iné- gale grandeur et qui aboutissent à peu près à son centre. Ces segments, rajustés le mieux qu'il a été possible, ont été placés sur la première lentille de crown-glass; une nou- velle lentille de la môme espèce de verre et travaillée sur des courbures convenables remplace celle dont on n'a pu réunir les débris. De l'essence de térébenthine a été introduite entre les surfaces des trois verres juxta-posés, tant pour diminuer les elTets des irrégularités du travail des surfaces que pour maintenir dans une position inva- riable les divers fragments du verre intermédiaire. Cet objectif, dont j'ai eu l'occasion de me servir, produit un effet beaucoup meilleur qu'on n'aurait osé l'espérer, vu le grand nombre de pièces dont il se compose : il était surtout à craindre que chacune des vingt-deux portions de la lentille intermédiaire de flint-glass ne fournît une image particulière, comme le font les deux segments de l'objectif dans l'héliomètre, et qu'on n'aperçût, soit des images multiples, soit une image diffuse produite par la superposition partielle de plusieurs images focales plus ou moins séparées; mais telle est la justesse avec laquelle il a été possible de réunir les petits fragments de flint- glass, qu'on ne distingue pas de double image, lors même que l'instrument est dirigé vers une mire très- déliée, telle, par exemple, qu'une tige de paratonnerre qui ne sous-tend pas un angle de plus de y. Il me paraît, du reste, assez douteux qu'on eut aussi complètement réussi s'il avait fallu remplacer à la fois les deux lentilles 212 SUR QUELQUES INSTRUMENTS de crown-glass. Quoiqu'il en soit, cet essai doit suffire pour prouver aux observateurs que les fragments d'un bon objectif peuvent avoir quelque valeur, et qu'il est possible qu'un artiste habile, dans quelques circon- stances du moins, en tire un assez bon parti. III J'ai indiqué dans la séance du Bureau des longitudes du 11 août 1819 un moyen commode pour rendre plus faciles les observations des étoiles. On se sert pour cela d'un prisme qui corrige les aberrations de réfrangibilité qui existent dans l'œil. Ce prisme transforme l'étoile en un spectre horizontal pour les distances zénithales, ou en un spectre vertical quand il s'agit des passages au méri- dien. Le pointé devient extrêmement aisé, et le fil est toujours bien visible sur l'image de l'étoile. IV Le procès-verbal de la séance du Bureau des longi- tudes, du 30 juillet 1823, contient la communication suivante : «M. Arago s'est servi d'une tourmaline pour enlever, du champ éclairé sur lequel de petites étoiles se projet- tent, toute la portion de lumière polarisée qu'il renferme : il propose de se servir de ce même moyen pour affaiblir graduellement jusqu'à l'extinction la lumière qui sert à éclairer latéralement les fils de la lunette méridienne. » ET OBSERVATIONS ASTRONOMIQUES. 213 Dans la séance du 12 mars 1828 j'ai annoncé au Bureau des longitudes avoir reconnu la nécessité, pour rendre les observations comparables, d'éclairer les mi- croscopes de la même manière le jour et la nuit. Une seule lampe d'Argant m'avait suffi pour cela. VI Le procès-verbal de la séance de l'Académie des Sciences du 2 mars 1835 contient la communication suivante : «A l'occasion de ce fait, M. Arago cite des épreuves faites par M. Olbers, en Allemagne, et qui avaient donné un résultat négatif. M. Arago croit, au reste, comme M. Biot, qu'il n'est pas établi que personne ne peut voir les satellites de Jupiter sans le secours de lunettes. Le quatrième satellite est aussi brillant que les étoiles de sixième grandeur. Si donc on ne l'aperçoit pas dans ses plus grandes digressions, c'est qu'alors même il est plongé dans les rayons lumineux provenant de la pla- nète, et dont les images imparfaites des objets petits, brillants et éloignés sont ordinairement accompagnées, quand on les observa à l'œil nu. Faisons disparaître ces rayons, dit M. Arago, et il n'est peut-être pas impossible qu'un œil humain soit assez parfait pour donner natu- rellement une image ainsi dépouillée à bords tranchés, et les satellites seront facilement aperçus. Il existe un moyen, ajoute M. Arago, de soumettre cette idée à une 2li SUR QUELQUES INSTRUMENTS expérience décisive. Il consisterait à observer Jupiter avec une petite lunette qui ne grossirait pas. On se placerait ainsi, à volonté, clans les conditions de l'œil sans rayonnements dont nous venons de parler, puisque les quantités absolues de lumière pourraient être chan- gées à volonté. M. Arago a fait construire, pour une autre recherche, une lunette de cette espèce. 11 sera facile d'en faire l'essai, car Jupiter est maintenant sur l'horizon le soir. » VII Dans une communication faite au Bureau des longi- tudes, le 20 mars 1839, j'ai cité les observations que j'avais exécutées sur les phénomènes d'irradiation. J'avais successivement amené les images dédoublées d'un disque, d'abord jusqu'à laisser entre elles encore avec évidence une ligne noire déliée, puis jusqu'à empiéter quelque peu l'une sur l'autre. Les sommes des diamètres devaient dans les deux cas différer du double de l'irradiation aug- menté de la ligne noire dans le premier cas et de la hgne brillante dans le second. Je n'ai pas trouvé une seconde. VIII En 1838, M. Capocci, le savant directeur de l'Obser- vatoire royal de Naples, a mis sous les yeux de l'Acadé- mie des sciences plusieurs instruments destinés à enrichir ce bel établissement. Le premier est un photomètre dont M. Capocci se propose de faire usage dans la détermina- tion des grandeurs relatives des étoiles. L'image de com- ET OBSERVATIONS ASTRONOMIQUES. 215 paraison résulte de la réflexion de la lumière d'une petite bougie sur une boule sphérique en acier. Des dia- phragmes à ouvertures variables servent à graduer convenablement les intensités. En substituant une boule d'ivoire à la boule métallique, l'auteur espère obtenir des images assez analogues au noyau et à la chevelure âes comètes, pour être à môme d'étudier les changements de forme et d'intensité de ces astres mystérieux plus exac- tement qu'on n'a pu le faire jusqu'ici. Les verres colorés, présentés par M. Capocci, sont des combinaisons dans lesquelles, en profitant des belles découvertes de M. Melloni, on a trouvé le moyen d'arrê- ter presque en totalité les rayons calorifiques qui , mêlés à la lumière et foi'mant foyer en même temps qu'elle, rendent les observations du Soleil si pénibles. Le troisième instrument est un micromètre destiné à l'observation des comètes faibles. Les repères consiste- raient en quatre petites aigrettes électriques, situées aux pointes de quatre fils métalliques placés deux à deux en regard. M. Capocci a aussi l'intention de se servir d'un fil très-fin, qui sera rendu lumineux par un couple vol- taïque placé à côté de l'oculaire. M. Savary et moi, nous avions, chacun de notre côté, songé à cette dernière combinaison, et nous en avons parlé dans nos cours. J'avais renoncé à la faire exécuter par la crainte, peut- être mal fondée, que le petit fil incandescent ne donnât lieu à des courants d'air susceptibles de nuire un peu à la netteté des images. 2IG SUR QUELQUES INSTRUMENTS IX Le procès-verbal de la séance du Bureau des longi- tudes du 17 juin 1840 contient ce passage : «M. Biot rappelle un fait signalé par M. Arago dans les observa- tions des distances au zénith. M. Arago renaarquait la nécessité d'observer non-seulement des étoiles au nord et au sud, mais des étoiles d'intensités égales. M. Arago ajoutait que les lunettes à court foyer renferment plus de causes d'erreur que les lunettes dont le foyer est plus long. M. Biot émet le désir que ces observations soient connues avec plus de détails. Elles lui paraissent s'ac- corder complètement avec la cause qu'il leur assigne. » Le procès-verbal de la séance suivante, en date du 2ii juin, ajoute ce qui suit : «M. Arago reprend la discus- sion que M. Biot avait soulevée dans la dernière séance relativement à l'effet des lunettes. M. Arago a trouvé que la lumière confuse dont se compose l'image d'une étoile est d'autant moins étendue que le grossissement est plus fort; que le grossissement atténue l'effet de la présence de rayons qui, dans une lunette très-faible, subsistent encore comme à l'œil nu. Mais de plus ces rayons dépen- dent de la conformation de l'œil. Telle personne les voit également tout autour de la véritable position de l'étoile, telle autre les voit en plus grande quantité au-dessous qu'au-dessus de l'étoile, telle autre plus à droite qu'à gauche. Cet effet peut donc produire une erreur qu'on atténuera d'autant mieux qu'on augmentera davantage le grossissement, ou qu'on placera plus exactement la ET OBSERVATIONS ASTRONOMIQUES. 217 lunette au foyer. Ainsi, sans qu'il y ait flexion des lunettes, par la seule forme des images, on obtient des eri'eui's dans une latitude , quand on n'observe que d'un côté du zénith. » Le 30 décembre 1840, dans la séance du Bureau des longitudes, on parla de l'agrandissement des images des étoiles qui résulte de l'emploi d'un objectif réduit par un diaphragme. Cet agrandissement ne s'observe point quand on exa- mine une planète. On ne voit pas non plus, autour des disques de ces astres, la série d'anneaux lumineux et obscurs qui entourent le noyau rond et lumineux d'une étoile. J'ai expliqué que cela peut dépendre de ce que les anneaux obscurs, provenant des divers points du contour du disque, sont remplis par les anneaux lumineux cor- respondants à des points intérieurs , et réciproque- ment. D'après cette explication on rendrait compte, par la juxta-position des anneaux , de l'auréole blanchâtre dont les images focales des planètes paraissent toujours entourées. XI Le 8 septembre 1841, j'ai exposé au Bureau des lon- gitudes le projet que j'avais conçu d'observer les étoiles doubles en les faisant réfléchir sur un miroir mobile situé près de l'oculaire. 218 OBSKHVATIONS ASTRONOMIQUES. XH Le procès-verbal de la séance du Bureau des longi- tudes du 7 février 18/|4 contient ces lignes : «M. Arago a constaté de nouveau qu'un cercle prend une forme elliptique notablement allongée avec son œil droit, et une forme plus aplatie dans le même sens vertical avec son œil gauche. » XIII Les essais suivants ont été faits à l'Observatoire de Paris en IS/i/i pour éprouver la lunette de M. Lerebours, de 38 centimètres (l/i pouces) d'ouverture: L'étoile verdàtre du groupe y d'Andromède a été net- tement dédoublée, comme à Poulkova. De temps à autre, on a vu Saturne d'une manière très-satisfaisante, même avec un grossissement de plus de 1,000 fois. Enfin, ce même grossissement, appliqué à l'observation de la Lune, a fait voir que tout n'est pas dit, tant s'en faut, touchant la constitution physique de notre satellite. Il est bien h désirer que ce grand objectif soit bientôt établi sur un tuyau pouvant suivre le mouvement diurne à l'aide de rouages convenables. SUR DE NOUVEAUX MOYENS D'ÉCLAIRER LES FILS DES RÉTICULES ET DES MICROMÈTRES ' La comète découverte par M. Hind le 5 février dernier est très- faible, très-difficile à observer. Quand on éclaire les fils de micromètre suivant les procédés ordinaires, l'astre disparaît; quand, au contraire, la nébulosité est perceptible, les fils ne se voient qu'avec une peine infinie. Les circonstances ont reporté mes pensées sur des pro- jets que j'avais formés, il y a plus de vingt-cinq ans, pour arriver à éclairer les fils des micromètres, des réticules, aussi faiblement, aussi instantanément que cela peut être nécessaire, et en laissant le reste du champ dans une complète obcurité. J'avais d'abord pensé à me servir de fils diaphanes, de fils de verre, éclairés par une lampe, latéralement, c'est-à-dire dans le sens de leur longueur. L'essai ne répondit pas à ce qu'on pouvait en attendre. L'idée d'appliquer l'électricité à l'éclairage des fils mé- talliques en platine me vint à l'esprit lorsque Wollaston eut inventé un appareil dans lequel un fii très-fin et 1. Note communiquée à rAcadémie des sciences, le l"maro iS[i7. 2-20 NOUVEAUX MOYENS D'ÉCLAIRER LES FILS excessivement court devenait lunnineux par l'action d'un couple voltaïquc, en quelque sorte microscopique, qu'on plongeait dans une dissolution acide très-faible. J'ai présenté à l'Académie cet appareil. J'en étais redevabl à l'amitié de l'illustre cliimiste anglais, qui voulut bien ie faire fonctionner sous mes yeux et ceux de M. Gay- Lussac pendant un voyage que nous fîmes en Angle- terre. Depuis cette époque j'ai souvent reproduit mon idée, dans mes cours publics et aux séances du Bureau des longitudes, mais en remarquant, d'une part, qu'il restait à trouver un moyen simple et prompt de faire varier l'in- tensité lumineuse du fil, et, de l'autre, à s'assurer que les images des objets éloignés, placées près du fil incan- descent, ne seraient pas ondulantes^. Le moyen d'alïai- blir et de faire, à volonté, renaître rapidement l'incan- descence d'un fil de platine, existant maintenant dans plusieurs appareils du célèbre M. Wheastone, l'essai du nouveau réticule ne pouvait plus être différé. M. Fro- ment, cl qui j'en avais confié l'exécution, a montré dans ce petit travail tout ce qu'on pouvait attendre d'un artiste à la fois si instruit et si ingénieux. Les fils passent, presque subitement, de l'obscurité absolue à une vive 1. A l'issue d'une de mes leçons, j'appris de M. Savary que cet ingénieux et si regrettable physicien avait, lui aussi, songé à cette application des courants voltaïques Enfin, en 1838, le savant direc- teur de l'Observatoire de Naples. M. Capocci, sans avoir eu connais- sance de ce qui avait été divulgué en France, annonça qu'il se proiiosait de soumettre la même idée à l'épreuve de l'expérience. Nous n'avons pas appris que M. Capocci ait donné suite à son projet ( Voir précédemment page 215). DES RÉTICULES ET DES MICROMÈTRES. 221 incandescence, et réciproquement; on obtient toutes les intensités intermédiaires avec une égale facilité, avec la même promptitude. Le fil, attaché ù des ressorts conve- nables, reste rectiligne, malgré les énormes changements de température qu'on lui fait subir. Je me suis enfin assuré, par une expérience directe, faite, il est vrai, avec un faible grossissement, que des images placées très-près du fil rouge n'ondulent pas sensiblement , et qu'elles n'éprouvent point de déviation permanente s'élcvant à une seule seconde. Pendant que M. Froment travaillait à la construc- tion du nouveau micromètre, mon ami , M. Breguet, vou- lait bien, à ma prière, chercher à réaliser une autre solution du problème. Je désirais me servir d'un fil rendu rouge par l'électricité galvanique, pour éclairer les fils d'un réticule ordinaire. Ce fil éclairant étant très-mince, je demandais qu'on le plaçât dans le porte -oculaire même, de telle sorte qu'il éclairât les fils du réticule par leurs côtés tournés vers l'observateur, et que ceux des rayons lumineux que ces fils n'auraient pas arrêtés, allassent s'absorber sur le vernis noir intérieur du tuyau de la lunette, ou s'échapper par l'objectif. Je voulais, en' un mot, substituer une lumière électrique à celle de la lampe dont Frauenhofer faisait usage dans un de ses ingénieux micromètres. La minceur du fil éclairant devait fournir les moyens de mettre les lentilles de l'oculaire entièrement à l'abri de tout fâcheux reflet. M. Breguet a adopté une disposition ditîerente et bien préférable, suivant toute apparence. 11 a fendu transversalement le tuyau du porte ocu- 222 MOYENS D'ÊCI.AIRnn LES RÉTICULES. lairc. C'est au-dessus de la feule, en dehors du tuyau et dans un plan intermédiaire entre la lentille de roculairc et le fil du réticule, qu'il a placé son fil éclairant. Cet expédient a complètement réussi. Il est inutile de dire que là aussi , on peut réduire ou augmenter à volonté, et dans un temps inappréciable, le pouvoir éclairant du fil , et qu'à l'aide de certaines dis- positions les fils aboutissant à la pile ne gênent en rien l'observateur. Tout porte donc à croire que la pile de Yolta, dont on a fait déjà de si nombreuses, de si belles, de si singulières applications , figurera prochainement, comme un auxiliaire utile, dans les instruments astrono- miques. SUR UN MICROMETRE OCULAIRE A DOUBLE RÉFRACTION ' Rochon, de rancienne Académie des sciences, imagina le premier de faire servir la douille réfraction à la déter- mination des très-petits angles. 11 plaça un prisme de cristal de roche achromatisé dans l'intérieur de la lunette. A l'aide de son mouvement de translation rec- tiligne, depuis l'oculaire jusqu'à l'objectif, ce prisme permettait de mesurer tous les diamètres des planètes ou des étoiles, compris enti-e zéro et l'angle formé par les deux rayons ordinaire et extraordinaire, à leur sortie du prisme achromatique. J'ai fait un long usage de cet instrument. Il m'a servi dans plus de trois mille déterminations de diamètres de pla- nètes. Toutefois, plusieurs inconvénients s'étaient mani- festés : l'achromatisme du prisme ne pouvait être parfait pour les deux images à la fois; avec de très-forts grossis- sements, ce défaut devenait intolérable; d'autre part, quand le prisme se trouvait très-près de la lentille ocu- 1, Note communiquée à l'Académie des sciences, dans la séance du 15 mars 18Zi7. 221 SUR UX MICROMÈTRE OCULAIRE laire, pour la détermination du zéro de l'éclielle ou pour la mesure des plus petits angles, les moindres imperfec- tions du cristal ou du travail des surfaces étaient considé- rablement grossies; enfin, pour tout dire en deux mots, il était fâcheux d'introduire dans la lunette une pièce qui en altérait inévitablement la bonté. J'ai remédié à cet inconvénient, il y a déjà bien des années, en plaçant le prisme h double réfraction en de- hors de la lunette, en l'établissant entre l'oculaire et l'œil, à l'endroit même où s'appliquent les verres colorés quand on observe le Soleil. Alors la tangence des deux images s'obtenait en faisant varier le grossissement de la lunette à l'aide d'un changement dans la distance des deux len- tilles de l'oculaire composé. Ce changement de distance n'était pas sans inconvé- nient ; il fallait, après chaque altération dans la position des deux lentilles, se remettre au foyer. Ajoutons que, pour avoir le meilleur effet possible de l'oculaire double, il est nécessaire que les deux lentilles dont il se compose soient à une distance déterminée ; qu'en deçà et au delà de celte limite, les images perdent un peu de leur net- teté ; qu'enfin ce procédé micrométrique est sans appli- cation possible quand on veut faire usage d'oculaires simj)les et de très-forts grossissements. Dans la disposition définitive que j'ai adoptée, toutes ces difficultés s'évanouissent ^. Le prisme est toujours en dehors, ses défauts ne sont jamais amplifiés. Le grossis- sement est invariable; les plus courts oculaires simples, 1. Voir Astronomie populaire^ t. II, p. 79. A DOUBLE RÉFRACTION. 225 les oculaires biconcaves, trop négligés aujourd'hui, peu- vent être employés. Des prismes un peu plus larges que la pupille, formant une série continue et se succédant, depuis les plus petits écartements des rayons ordinaires et extraordinaires jusqu'aux plus grands; se succédant par des variations de 30 secondes et même de 15 seule- ment, sont fixés, par séries de cinq, dans les ouvertures de pièces de cuivre, dans des fiches susceptibles de se mou- voir le long d'une rainure pratiquée sur la pièce qui sert à adapter tout le système au porte oculaire d'une lunette ou d'un télescope quelconque. L'astronome n'a plus , en faisant passer la fiche devant ses yeux , qu'à chercher quel est le prisme qui lui donne deux images tangentes de l'objet qu'il observe; il divise ensuite l'angle séparatif de ce prisme par le grossissement de la lunette. Quelquefois, un des prismes n'ayant pas assez séparé les images, le suivant les séparera trop. On n'aura donc que deux limites pour le diamètre cherché : ce sera leur moyenne qu'il faudra adopter. Voyons à combien se montera l'incertitude : Avec des prismes se succédant par quinzaines de se- condes et un grossissement de 200, chaque mesure ne diffère de celle que le prisme précédent aurait donnée, i5" 7 que de — ou de ^^^ de seconde; l'incertitude de la moyenne n'irait guère qu'à ~, quantité entièrement négligeable. On a fait usage à l'Observatoire de Paris de cette forme nouvelle du micromètre oculaire à double réfrac- tion, depuis plusieurs années. XI. - II. 15 •2-26 SUR UN MICROMÈTRE OCULAIRE. Je dois rendre pleine justice h Thabileté vraiment re- marquable que M. Soleil a déployée dans l'exécution de la longue suite de prismes, en quelque sorte microscopi- ques, qui sont incrustés dans les fiches du micromètre. L'habileté devait être ici, et elle a été eflcctivement ac- compagnée d'une grande modération dans les prix. i SUR L'OBLIQUITÉ DE L'ÉCLIPTIQUE £T L'eXISTKNCE d'une COLLIiMATION INDIVIDUELLE * L'obliquité de l'écliptique est un des éléments fonda- mentaux de l'astronomie. Elle joue un rôle capital dans la transformation des ascensions droites et des déclinai- sons en longitudes et en latitudes; elle varie sans cesse de grandeur. Les géomètres ont rattaché analytiquement cette variation à d'autres éléments de notre système so- laire, dont elle servira à déterminer la valeur. En faut-il davantage pour faire sentir l'importance du travail que MM. Eugène Bouvard et Victor Mauvais viennent d'exé- cuter ? Les auteurs des deux Mémoires ont discuté les obser- vations solsticiales d'été et d'hiver, faites à l'Observatoire de Paris dans les années 1835, 1836, 1837, 1838, 1839, iSlxO et 1841. En prenant les observations des six der- nières années qui, ayant été calculées en double, ne sau- raient laisser d'incertitude, nous avons douze détermi- 1. Rapport sur deux Mémoires présentés Tun par M. Eugène Bouvard, l'autre par M. Victor Mauvais, lu à l'Académie des sciences le ^l novembre 18/i2, au nom d'une Commission composée de MM. Damoiseau, Liouviile, et Arago rapporteur. 228 SUR L'OBLIQL'ITÈ DE L'ÉCLIPTIQUE. nations de l'obliquité de l'écliplique : six d'hiver et six d"élé. Le résultat moyen, rapporté au 1" janvier 18/il, est : 23° 27' 35".5G. Une seule des douze obliquités, celle de l'hiver de 1838, diffère de la moyenne de près d'une seconde (0".85). Les autres discordances atteignent à peine une demi-seconde *. 11 ne suffit pas, pour arriver à un semblable accord dans les recherches astronomiques, de pouvoir disposer de bonnes observations ; il faut encore savoir faire la part exacte de toutes les causes d'erreurs contre lesquelles les observateurs doivent sans cesse lutter. Les auteurs des deux Mémoires se sont montrés, sous ce rapport, parfai- tement au courant de toutes les branches de la science. L'aberration, la nutation, la réfraction, ont été emprun- tées aux meilleures tables; les distances polaires des étoiles employées dans le calcul des collimations du cercle mural sont les plus précises qu'il fût possible de choisir. Des astronomes praticiens très-exercés pouvaient seuls 1. Le procès-verbal tfe la séance du Bureau des longitudes du 23 juin 1813 constate que M. Arago a expliqué, par la dispersion de la lumière et l'absorption particulière de certains verres colorés, la différence entre les obliquités déduites des observations faites au solbtice d'été et au solstice d'hiver. Le procès-verbal de la séance du 7 janvier 1818 ajoute que M. Arago a montré qu'il fallait aussi tenir compte, dans l'explication des différences observées dans les sol- stices, du changement de température de la lunette ; qu'il a fait voir les influences exercées par la température sur la longueur de la lunette du quart de cei-cle mural , influences jusqu'ici négligées et qui ont pour effet de modifier la distance focale des lunettes. SUR L'OBLIQUITÉ DE LÉ CLIPTIQUE. 229 sentir toute rimportancc des variations de température dans les lectures faites aux six microscopes, et emprunter convenablement à rexpcricnce les éléments de cette cor- rection délicate. Ajoutons enfin que nos jeunes astronomes ont eu égard à une cause d'erreur qui jusqu'ici n'avait jamais figuré dans aucun travail analogue ; nous voulons parler d'une collimation individuelle, d'une correction de pointé qui varie d'un observateur à l'autre et, pour un même observateur, suivant l'œil dont il fait usage. 11 y a longues années, l'existence d'une collimation indi- viduelle avait été signalée, par l'un des membres de cette Académie ^ comme l'explication naturelle des grandes différences que iMéchain avait trouvées à Mont-.Touy et à Barcelone, entre les latitudes déduites de l'observation des étoiles boréales et celles qui résultaient des étoiles situées au midi. La collimation individuelle pouvait seule donner également la clef des variations paradoxales et constantes que MM. de Humboldt, Mathieu et Arago trouvaient pour la latitude de Paris-, à la suite du plus léger déplacement dans la position de l'objectif de la lunette de leur cercle répétiteur, ou, ce qui revient au même, avec une imper- ceptible déformation dans les images des étoiles obser- vées. Cette hypothèse, malgré les considérations optiques 1. En 1810 et 1813 par M. Arago. — Voir pi'écédemment Mémoire sur les cercles répétiteurs, p. 120. 2. Le procès-verbal de la séance du Bureau des longitudes du 25 avril 1810 contient le passage suivant : « Latitude de Paris déterminée avec un petit cercle répétiteur, par MM. de HumboUlt, Mathieu et -/rayo. — Cette latitude varie avec la distance focale de Tobjectif, quand ce sont M.VI. de Humboldt et Arago qui obser- vent, et elle ne varie pas quaiid c'est M. Mathieu qui vi:;e à l'étoile. 230 SUR L'OBLIOl^'ITÊ DE L'ÉCLl rTIQUE. qui semblaient lui donner du poids, ne prit p;ws faveur. Plusieurs astronomes célèbres la combattirent. M. Gauss, entre autres, si nous sommes bien informés, l'examina avec quelque sévérité dans la Gazette littéraire de Leipzig. Ce fut en discutant plusieurs de ces critiques devant le Bureau des longitudes qu'un de vos commissaires indiqua un moyen infaillible de trancher la difficulté ^ 11 proposa d'observer successivement les étoiles avec la lunette du cercle mural, d'abord dans la position ordinaire du corps de l'observateur et immédiatement après dans la position renversée. Pour une étoile voisine du zénith cela devait revenir à viser, en se couchant sur le dos, tantôt avec les pieds et la face tournés vers le midi, tantôt avec les pieds et la face tournés vers le nord. En choisissant une étoile voisine de l'horizon, il aurait fallu l'observer une première fois les pieds en bas, une seconde fois les pieds en haut. Comme de raison, les seules observations zénithales ont été tentées. En voici les résultats : M. Victor Mauvais, quand il fait face au nord, trouve toujours y de moins pour les distances polaires des étoiles que lorsqu'il fait face au sud. Dans les mêmes positions, M. Eugène Bouvard arrive On s'est assuré que cette variation de latitude ne peut pas dépendre d'une flexion de la lunette dans le passage de la deuxième obser- vation à la troisième, car par l'intermédiaire des alidades la lunette était fixée sur deux points à ce moment-là. M. Arago explique les faits observés en remarquant que les étoiles vues à l'œil nu ont des formes très-irrégulières et que quoique chose de cette irrégularité subsiste dans les images fournies par les lunettes d'un faible gros- sissement. » Voir précédemment le développement de cette théorie dans le Mémoire sur les cercles répétiteurs, p. 128. 1. M. Arago. SUR L'OBLIQUITÉ DR L'ÉCLIPTIQUE. 2.51 à des discordances de 2^7, mais en sens contraire. Pour M. Laugier, la différence s'élève à 0'\6 seulement, et dans le sens de M. Bouvard. Comme on vient de le voir, les observations de M. Mauvais exigent une correction de b'\ quand on veut comparer les visées boréales à celles qui sont dirigées de l'autre côté du zénith. Eh bien , si le même astronome se sert de son œil gauche au lieu de son œil droit, aucune correction n'est nécessaire. Les '2'\1 de correction que M. Eugène Bouvard doit appliquer à ses observations du nord pour les faire con- corder avec les observations du midi ne sont plus néces- saires si, au lieu de placer son corps dans le plan du méridien quand il vise aux étoiles, cet observateur se couche perpendiculairement à ce plan. Nous espérons que dans peu de semaines il sera pré- senté à l'Académie un Mémoire qui dévoilera les causes physiques de ces désolantes et si singulières anomalies. En ce moment, il nous suffira de faire remarquer combien les observations discutées dans les deux Mémoires auraient été discordantes, si l'on n'avait pas eu égard aux collima- tions personnelles et distinctes de chacun des astronomes de l'Observatoire de Paris. Les travaux dont nous venons de donner l'analyse nous semblent très-dignes de l'approbation de l'Acadé- mie. On y remarque une discussion sévère, approfondie des observations, et le premier exemple d'un genre de correction dont jusqu'ici on ne s'était pas avisé. Le ré- sultat est d'ailleurs important et d'une rare précision. Nous demanderions donc à l'Académie que les deux 232 SUR L'OBLIQUITÉ DE L'ÉCLIPTIQUE. Mémoires fussent insérés dans les volumes des Savants étrangers, si nous n'étions informés qu'ils doivent faire partie du grand recueil d'observations astronomiques que le Bureau des longitudes publie. MEMOIRE UN MOYEN TRÈS-SIMPLE DE S'AFFRANCHIR DES ERREURS PERSONNELLES DANS LES OBSERVATIONS DES PASSAGES DES ASTRES AU MÉRIDIEN * Dans les discussions qui se sont élevées dernièrement au sein de l'Académie, sur l'exactitude avec laquelle on peut déterminer les latitudes 2, il s'est présenté de fré- quentes occasions de parler des erreurs personnelles des observateurs dans la mesure des distances au zénith et des moyens d'y remédier. Je me propose aujourd'hui, dans la Note qui suit, de traiter des erreurs personnelles très-considérables, et beaucoup plus singulières, que les astronomes ont rencontrées dans la mesure des ascensions droites. Je donnerai, en terminant, les moyens d'annuler cette seconde catégorie d'erreurs. Pour peu qu'on soit initié aux méthodes astrono- miques, on sait qu'une pendule sidérale, bien réglée, sert i. Mémoire lu dans la séance de rAcadémie des sciences du iU février 1853. 2. Voir précédemment p. 138 ù 1^8. 234 MÉMOIRE à la mesure des ascensions droites. Une lunette, placée dans le plan du méridien et mobil^e autour d'un axe hori- zontal, porte à son centre et à son foyer un fil opaque vertical; une étoile entre dans le champ de la lunette, convenablement dirigée, par la partie orientale, atteint le fil, le dépasse et sort par la partie occidentale de ce même champ. L'observation du passage au méridien de l'étoile consiste à noter, sur l'horloge placée à côté de la lunette, l'heure, la minute, la seconde, et môme le dixième de seconde qui correspond à la disparition de l'étoile derrière ce fil central. Cette exactitude n'est pas un vain luxe, puisqu'en transformant les intervalles mesurés en degrés de la cir- conférence, on trouve, pour les étoiles équatoriales, qu'un dixième de seconde de temps ne vaut pas moins d'une seconde et demie de degré, qu'une demi-seconde de temps correspond à 7.5 secondes de degré, et qu'une seconde entière de temps vaut 15 secondes de degré. Depuis longtemps on a pris l'habitude de placer dans le champ de la vision des fils également espacés, paral- lèles entre eux et au fil central, deux à l'orient et deux à l'occident. L'ensemble des cinq fils se nomme le rélicule. Le mouvement du ciel s' opérant uniformément et près du méridien perpendiculairement aux cinq fils dont nous venons de parler, l'étoile emploiera à aller du premier au deuxième fil un temps égal à celui dont elle aura besoin pour aller du second au troisième. Les intervalles de temps compris enti'e les passages sous le troisième et le quatrième, sous le quatrième et le cinquième, seront de même égaux entre eux, et de plus égaux aux intervalles SUR LRS ERREURS PERSONNELLES. 235 de temps précédents. Il résulte de là que, si les observa- tions sont exactes , on aura un moyen simple de le recon- naître en comparant les quatre intervalles, lesquels devront être égaux entre eux. 11 est évident que , dans la même supposition, si l'on prend l'instant de la disparition de l'étoile derrière le premier fil du réticule, et celui de sa disparition derrière le cinquième fil, la demi-somme de ces deux nombres sera égale à l'instant de la dispari- tion sous le fil méridien. On obtiendra le même résultat en combinant, d'une manière analogue, les observations faites au deuxième et au quatrième fil. L'égalité des quatre intervalles est un indice qui semble montrer quelle confiance on peut accorder à l'observation. Eh bien, chose vraiment inexplicable ! des observations également concordantes au point de vue de cette égalité peuvent conduire à des résultats fort dissemblables pour le pas- sage d'un astre au méridien, soit déterminé directement, soit déduit des passages aux cinq fils du réticule. Des astronomes exercés parviennent à déterminer les disparitions d'une étoile derrière les cinq fils, de manière que les intervalles soient égaux jusqu'à, la précision d'un dixième de seconde. Et néanmoins, les passages absolus obtenus par deux observateurs, comparés entre eux, pourront quelquefois différer d'une seconde entière. La quantité qu'il faut ajouter à tous les passages observés par un astronome B, ou qu'il faut retrancher de ces mômes instants pour les réduire aux passages déterminés par un astronome A, est ce qu'on a appelé V équation ou l'erreur personnelle de l'astronome B. Pour déterminer cette équation personnelle, il suffira que l'astronome B 236 MÉMOIRE observe le passage de l'étoile derrière le premier et le cinquième fil du réticule, et que l'astronome A observe à son tour les passages derrière le deuxième et le qua- trième fil. Les moyennes de ces deux groupes d'obser- vations doivent donner le même résultat lorsque l'équation personnelle de B est nulle. Si les résultats ne sont pas les mêmes, la différence sera égale à l'erreur personnelle deB. Voyons maintenant à combien de dixièmes de seconde ces erreurs personnelles peuvent s'élever. Maskelyne rapporte, dans les observations de Grcen- wich pour 1795, que son adjoint Kinnebrook avait pris peu à peu l'habitude d'observer les passages aux fils de la lunette méridienne plus tard qu'il ne le faisait lui-même. Au mois d'août 1795 la différence entre les deux observateurs était de 0'.5; dans le cours de 1796 cette différence s'accrut jusqu'à 0%8. En 1794, et au commen- cement de 1795, les deux observateurs étaient d'accord. En 1820, M. Bessel reconnut que M. Walbeck obser- vait le passage des étoiles sous les fils de la lunette méri- dienne de Rœnigsberg une seconde entière plus tard que lui-même. En 1823, Bessel constata que le célèbre astronome Argelander observait le passage des étoiles l'.2 après lui. En 1821, à Dorpat, Walbeck observait 0'.2/i plus tard que M. Slruve. En 1823, à Dorpat, M. Argelander observait 0'.20 plus tard que M. Struve. De ces nombres M. Bessel conclut qu'en 1823 SUR LES ERREURS Pi: RSONNELLES. 237 M. Struvc (on voit quelles autorités scientifiques étaient en jeu) observait plus tard que lui d'une seconde tout entière. M. Bessel déduisit de diverses considérations la consé- quence que les dilTérences en question peuvent être très- variables. 11 trouve, en clTet : Qu'en 18"2/i, M. Struvc observait au même moment que lui ; Qu'en 1821, il observait 0'. 8 plus tard; Qu'en 1823, la dillércnce s'était élevée à 1 seconde. Pour les observations d'occultation et non pour les passages au méridien, Bessel reconnut que Argelander notait la disparition ou la réapparition O'.S plus tard que lui. En comparant des observations faites avec une pendule qui battait les demi-secondes avec celles dans lesquelles on s'était servi d'une pendule ordinaire, Bessel découvrit, chose extraordinaire ! qu'il observait les passages au mé- ridien avec le nouvel instrument 0\[i9 plus tard qu'avec la pendule battant la seconde entière. Depuis l'époque oia M. Bessel publiait les résultats si singuliers de ses expériences, les astronomes ne se sont pas suffisamment occupés de cet objet, quoiqu'il soit de nature à répandre sur leurs observations la plus pénible incertitude. En 1843, M. Otto Struve envisagea de nouveau la question expérimentale, à l'occasion de la détermination de la dilîérence de longitude entre Poulkova et Altona. On trouve, dans l'ouvrage de cet astronome, publié en 18/i/i, les résultats des erreurs personnelles des astro- 238 MÉMOIRE nomes dont les noms suivent, M. Struve le père étant pris pour terme de comparaison : M. Otto struve observe plus tôt de OMl M. Peters plus tard de 0 .13 M. Sabler plus tôt de 0 .11 M. Savitch plus tard de 0 .11 M. Petersen plus tard de, 0 .15 M. Nelms plus tard de 0 .13 La différence entre M. Petersen et M. Otto Struve s'élève donc à 0'.26. Postérieurement , en 18/i4 , M. Otto Struve s'est livré à une recherche analogue, dont on trouve les résultats dans un ouvrage publié en 18/i6; ces résultats sont les suivants : Les passages observés par M. Otto Struve étant pris pour terme de comparaison : M. Dollen observe plus tôt de 0^.22 M. Struve le père plus tard de . . . 0 .09 M. Petersen plus tard de. . . . 0 .2U M. Henry, de Greenwich. plus tard de... 0 .iO par où l'on voit qu'entre M. Dullen et M. Henry il y a dans les passages au méridien une différence de 0'.62. Voici les résultats publiés, en 1852, par M. Airy, sur les erreurs personnelles, en 1850, des divers astronomes attachés, sous sa direction, à l'Observatoire de Green- wich. En prenant M. Dunkin pour terme de comparaison, on trouve : M. Dunkin — M. Main — 0' .03 M. Dunkin —M. Henry + 0 .08 M. Dunkin — M. Ellis — 0 . 15 M. Dunkin — M. Rogerson — 0 ./|8 SUR LES ERREURS PERSONNELLES. 239 M. Dunkin — M. Fcrguson —0.01 M. Duiikin — M. Glaishcr + 0 .Où M. Duukin — M. Henclerson — 0 .26 d'où il suit qu'entre M. Henry et M. Rogerson la cllHo- rence des passages au méridien s'élève à 0'.5G. Ayant imaginé, vers le milieu de l'année 18/i2, à la suite de quelques comparaisons faites entre une pendule et les chronomètres déposés à l'Observatoire, que toute erreur personnelle disparaîtrait , même à i'égard des observateurs chez lesquels elle atteint la plus grande valeur, lorsque ces observateurs n'auraient à considérer que l'un des deux éléments dans lesquels réside une observationdu passage au méridien, j'engageai mes colla- borateurs à vérifier ma conjecture, en faisant des obser- vations que je vais rapporter. L'un de ces jeunes astronom.es, M. Goujon, celui chez lequel s'était manifestée ia plus forte équation person- nelle, fut invité à marquer par un tope ou par un coup sec le moment oi^i , suivant lui, une étoile passerait sous le fil du réticule, et à laisser à M. Eugène Bouvard le soin d'évaluer, à une pendule voisine , la seconde et la fraction de seconde correspondant à ce signal. 11 fut constaté ainsi, que, dans ce mode d'observation, l'erreur personnelle de M. Goujon avait totalement disparu, quoi- que, suivant le procédé ordinaire, elle ne fût pas au- dessous deO'.ii. Ces observations sont du l*"" janvier 18/i3. Malgré toute l'improbabilité qu'il y aurait eu à attri- buer l'erreur personnelle à une paresse de l'ouïe ; pour lever tous les doutes à ce sujet, on institua les observa- tions suivantes : M. Laugier donnait à l'improviste des 240 MÉMOIRE topes, pendant que MM. Bouvard et Goujon détermi- naient, sur une pendule en face de laquelle ils se trou- vaient placés, la seconde et la fraction de seconde correspondantes. Cette expérience, répétée quarante fois, conduisit à une dilTérence nulle , quoique , pour les observations faites à la lunette méridienne, l'erreur per- sonnelle de M. Goujon, relativement à M. Eugène Bou- vard, fût, comme nous l'avons vu, de O'.li en retard. Je mis, au commencement de 18/i3, dans les mains de mes collaborateurs, un chronomètre à pointage de Breguet, dont j'avais fait antérieurement un fréquent usage dans les observations d'intensité magnétique ^ Au moment où les étoiles arrivaient sous les fils, l'astronome chargé de l'observation lâchait lui-même la détente ; les marques laissées par la pointe sur le cadran du chronomètre déter« minaient les instants des passages des astres derrière les fils. MM. Mauvais et Goujon, dont les passages au méri- dien différaient de 0\58, lorsqu'ils étaient observés à la manière ordinaire, se trouvèrent constamment d'accord en se servant de ce chronomètre à pointage. 1. Pour venir au secours des personnes inexpérimentées dans l'évaluation des fractions de seconde, les horlogers ont imaginé des chronomètres particuliers, qui ont été appelés, les uns chrono- mètres à pointage, les autres chronomètres à détente. Dans les pre- miers, l'aiguille qui marque les secondes porte à son extrémité, s'il m'est permis de m'exprimer ainsi, un petit encrier, une plume et de l'encre. Lorsqu'un phénomène se manifeste, l'observateur fait agir un ressort, et à l'instant la plume ou plutôt la pointe déliée, située à l'extrémité de l'aiguille des secondes, dépose un point noir sur le cadran divisé correspondant à la position qu'occupait cette extré- mité au même moment. La place de ce point, entre deux divisions successives, permet de marquer la seconde entière et la fraction de seconde où le phénomène a eu lieu. Le chronomètre à détente SUR LES ERREURS PERSONNELLES. 2il 11 n'y avait, pour compléter la recherche, qu'à la reprendre avec un chronomètre de même espèce, mais susceptible de donner sans équivoque le dixième de seconde. C'est ce qui a été fait dans le courant de cette année, dès le moment où M. Breguet m'a fourni un cliro- nomètre avec lequel on pouvait arriver à ce degré de précision. Les observateurs ont été successivement M. Goujon, M. Laugier et M. Ernest Liouville. Par des observations répétées et parfaitement concor- dantes, on avait reconnu que M. Goujon observait les passages au méridien 0\/ï5 plus tard que MM. Laugier et Liouville. Lorsqu'on eut observé avec le chronomètre à pointage, on trouva que la différence entre les passages des trois observateurs était devenue inappréciable. Quand on voudra, à l'avenir , se rendre indépendant des erreurs personnelles, il faudra, pour ainsi dire, laisser à un chronomètre à détente le soin d'évaluer la seconde et la fraction de seconde correspondant aux passages des étoiles derrière les fils du réticule ; le chronomètre, qui repose sur un principe différent et qui a, je crois, été mis en pra- tique pour la première fois par M. Perrelet. Dans les chronomètres de cet habile artiste, Faiguille des secondes se compose de deux aiguilles superposées. Lorsqu'on agit sur la détente, l'une de ces aiguilles seulement s'arrête et marque ainsi, par la place qu'elle occupe, la seconde et la fraction de seconde à laquelle a corres- pondu le mouvement de la détente. Ce qu'il y a de curieux dans cette construction, c'est qu'après avoir pris le temps de marquer la place où l'aiguille s'est arrêtée, cette aiguille, par un nouveau mouvement de la détente, regagne le temps perdu et se remet d'accord avec celle qui n'a pas cessé de marcher; en sorte que l'ob- servateur se trouve en mesure de noter l'apparition d'un second phénomène, et ainsi de suite, sans avoir besoin de comparer, dans l'intervalle, le chronomètre à la pendule régulatrice. XI. — II. 16 2»2 M ÉMOI 15 E n'est ici qirun intermédiaire, devra d'ailleurs être soi- gneusement comparé à la pendule asironoinique régula- trice. Un doute se présentait : il fallait s'assurer qu'une telle comparaison n'est alTectée d'aucune erreur person- nelle. Or, c'est ce qui a été constaté à l'aide de nom- breuses observations répétées récemment avec le nouveau chronomètre, par MM. Goujon et Ernest Liouville. I^'état du chronomètre, relativement à la pendule, donnait les mêmes nombres, non-seulement dans la moyenne, mais encore pour les résultats partiels obtenus par les deux observateurs. En terminant son Mémoire, Bessel disait : « Il serait à désirer que l'on trouvât un moyen de faire sur le mysté- rieux phénomène des expériences déciaves ; mais je les regarde comme impossibles, car l'opération sur laquelle les ditTérences en question reposent se fait à notre insu. » Si je n'ai pas accompli le travail que Bessel qualifiait d'impossible, je suis arrivé, ce qui vaut mieux, astrono- miquement parlant, à indiquer un moyen d'anéantir toute équation personnelle dans les passages au méridien et h débarrasser les observations d'erreurs, ou du moins d'in- certitudes très-fâcheuses. Sur le cadran du chronomètre à pointage dont on s'est servi dans les dernières observations , on peut lire sans équivoque les dixièmes de seconde , tandis que le pre- mier ne donnait guère que le double de cette quantité. J'ai cru devoir chercher s'il serait réellement nécessaire de recourir à des dispositions qui permettraient d'évaluer de plus petites fractions de seconde. Mais un vingtième m'a paru être la dernière limite d'exactitude à lac[uelle SUR LES liRHEUnS PEHSONN ELLES. 243 nos sens puissent atteindre dans le système d'observa- tions que je viens de signaler. Pour établir ce fait je me suis servi d'un chronomètre en ma possession, exécul(i à Vienne en Autriche, dans lequel Taiguille fait un tour entier du cadran par seconde, ce qui permet conséquem- ment de lire largement un soixantième de seconde. Je venais d'écrire les dernières lignes de ce Mémoire, lorsqu'un ami a appelé mon aitention sur une courte Note insérée dans le compte rendu de l'Association britannique pour 1851. Dans cette Note, MM. Bond, astronomes d'Amérique , décrivent une disposition à l'aide de laquelle on peut substituer dans les observa- tions des passages au méridien les indications fournies par une horloge électrique aux évaluations obtenues par la méthode ordinaire. Ce procédé n'était pas seulement théorique ; il paraît avoir été appliqué, car les auteurs de la communication disaient en terminant : «Les limites des erreurs individuelles sont beaucoup plus resserrées par cette méthode. Autant que les compa- raisons faites jusqu'ici suiîisent à le prouver, les équa- tions ouïes erreurs personnelles des divers observateurs sont , sinon tout à fait insensibles , du moins réduites à un petit nombre de centièmes de seconde. » On voit que MM. Bond sont arrivés, avec leur pendule électrique, à la conséquence que j'ai déduite des obser- vations faites avec les chronomètres à détente. Je remar- querai seulement que les observations que j'ai provo- quées remontent à 1843, qu'elles ont été communiquées au Bureau des longitudes à cette époque , qu'au surplus elles ont été faites coram populo avec le concours du 2i4 MÉMOIRE SUR LES ERREURS PERSONNELLES. presque tous les astronomes attachés à l'Observatoire de Paris, tandis que la date des essais effectués en Améri- que par le secours de l'horloge électrique est inconnue, et ne remonte pas , suivant toute apparence , beaucoup au delà de 1851. Toute question de priorité étant ainsi mise de côté, je ferai remarquer que MM. Bond ne disent pas à combien s'élevaient les erreurs personnelles que leur méthode d'ob- servation électrique parvenait à effacer. Le même repro- che ne saurait s'adresser au système d'observation institué, sur ma demande, à l'Observatoire de Paris, attendu qu'il résulte des passages au méridien observés en 18/i3, par MM. Mauvais et Goujon, que l'emploi du chronomètre à détente faisait disparaître une erreur per- sonnelle égale à 0'.58. Il restera maintenant à décider entre le procédé élec- trique indiqué par MM. Bond et l'usage des chronomètres à détente, au point de vue de l'exactitude et de la com- modité. Si les expériences, ce qui me paraît douteux, donnaient l'avantage à la méthode électrique, ce serait à MM. Bond, je me plais à le reconnaître, qu'appartien- diait l'initiative à ce sujet. Je dois cependant faire remar- quer que l'appareil dont ces astronomes se sont servis fait partie de la collection d'instruments réunis par les soins de M. Bâche pour la grande opération du levé ^rigonométrique des côtes des États-Unis, à la tête de laquelle ce célèbre ingénieur est placé, au grand avantage de la science en général et de la géographie en particu- lier. Il me serait donc impossible de dire si ce n'est pas à lui qu'appartient l'idée de la pendule électrique. MÉMOIRE SUR MARS CHAPITRE PREMIER INTRODUCTION Les sciences en s'étendant présentent, comme les grands fleuves près de leur embouchure, des ramifications nom- breuses. L'étude attentive de chacun de ces rameaux suffît ordinairement pour absorber toutes les facultés de l'homme le plus actif, le plus persévérant. Des intelli- gences exceptionnelles parviennent seules à porter avec 1. Dans la séance de l'Académie des sciences du 31 janvier 1853, M. Arago a présenté ce Mémoire comme la première partie d'un travail ayant pour titre : Mémoire sur la forme et la constitution physique des astres dont notre système solaire est formé. Le compte rendu de la séance académique contient seulement la Note suivante : « Ce Mémoire doit se composer de six chapitres distincts dans lesquels l'auteur examinera les deux points indiqués dans le titre, pour le Soleil, la Lune, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. « La lecture d'aujourd'hui n'a été relative qu'à la figure et à la constitution physique de Mars. L'étendue de ce chapitrç ne nous permettant pas de l'insérer dans le Compte rendu, nous nous bor- nerons à dire que M. Arago y a établi , par des mesures qui lui paraissent à l'abri de toute objection, que Mars a un aplatissement certainement supérieur à r— . « L'auteur du Mémoire a discuté et combattu les explications diverses qu'on a données d'un résultat si peu d'accord avec la 246 MÉMOIRE SUR MARS. fruit leurs investigations sur plusieurs de ces branches séparées. C'est ainsi que l'astronomie, par exemple, comprend dans son ensemble des recherches varices qui convergent toutes vers le même but et n'ont cependant de commun que le nom. Par une tendance générale de l'esprit humain, par une de ses faiblesses, chacun s'ima- gine avoir choisi ce qu'il y a de plus substantiel dans la science commune et range les autres études parmi les travaux de détail, je dirai presque parmi les travaux de remplissage. Les vrais savants ne sauraient trop blâmer cette ma- nière d'envisager les recherches qui doivent concourir à l'avancement de nos connaissances. Il y a beaucoup de gloire à acquérir dans les travaux pour lesquels cei'tains esprits alTectent un superbe dédain, pourvu qu'ils soient suivis dans l'excellente direction qu'on a donnée de nos jours aux études scientifiques. Newton croyait avec raison théorie de l'attraction. 11 a étudié, au point de vue photométrique, les taches lumineuses blanchâtres et d'étendue variable dont les pôles de rotation de la planète sont entourés. 11 a cherché ensuite, en se fondant sur les principes les plus avérés de la science, pour- quoi les taches obscures de .Mars disparaissent quand elles appro- chent des bords du disque, et pourquoi, près de ces mêmes bords,/ les parties qui semblaient très-rougeâtres au centre perdent presque constamment cette teinte. « 11 a enfin fait voir par quel système d'observation il sera pos- sible, à l'aide de la grande lunette parallati(|ue que M, Brunner établira bientôt dans la grande tour de l'Observatoire, d'arriver à la connaissance des propriétés optiques de l'atmosphère dont Mars est entouré. » L'illustre astronome n'a pas pu achever son entreprise. On trou- vera, après ce Mémoire, les mesures et les observations qu'il a faites sur les diverses planètes, telles qu'elles ont pu être relevées sur les registres qu'il a laissés. MÉMOIRE SUU MAHS. 2i7 ne pas déroger lorsqu'il exuminail avec la plus scrupu- leuse attention les couleurs dont brillent les bulles de savon qui servent de jouet aux enfants. Mais revenons à l'astronomie. Cette science embrasse aujourd'hui les observations faites avec les instruments les plus délicats pour lu fixation des positions absolues des astres à une époque donnée ; elle étudie aussi les changements que ces positions éprou- vent avec le temps. Tne seconde branche de la science a pour but de déter- miner la constitution physique des astres que le firnia- ment olîre à nos regards, en faisant usage de tous les moyens d'investigation que les progrès de l'optique et de la physique générale ont mis peu à peu dans les mains des astronomes. On a pris l'habitude de regarder comme formant une troisième division de l'astronomie celle qui tend à dé- terminer analytiquement quelles sont la direction et la valeur des perturbations qu'un astre particulier éprouve dans sa marche de la part de tous les autres astres. De tels travaux, exclusivement exécutés à l'aide des ressources du calcul et de l'analyse mathématique, ont certainement une grande importance, et sont très-dignes de l'admiration qu'on leur accorde généralement; mais s'ensuit-il que les recherches des observateurs doivent comparativement être placées dans un jour secondaire, et que celui qui n'a jamais porté ses regards sur le firma- ment, qui n'a jamais appliqué son œil sur une lunette, puisse prétendre au titre d'astrononi'-' par excellence, et qu'il ne doive pas se contenter de la qualification si juste- 218 MÉMOIRE SUR MARS. ment enviée de géomètre? Cette question fut débattue un jour au sein de la première classe de l'Institut, et M. La- grange dont les théories analytiques avaient été appliquées avec tant de succès à la solution des problèmes les plus épineux du système du monde , résuma son opinion en ces termes qui firent une profonde impression sur tous les académiciens présents : « En résumé , Messieurs, c'est la lunette qui fait l'astronome. » 11 est dans la science astronomique une quatrième classe de collaborateurs qu'il importe de distinguer soigneuse- ment des mathématiciens proprement dits. Ce sont ceux qui vont un peu plus loin que leurs prédécesseurs dans les routes déjà tracées et déblayées, et qui , à force de soins et de patience , parviennent ainsi , sans initiative et sans avoir besoin d'aucun esprit d'invention, à rattacher leurs noms à d'utiles découvertes dans le champ des per- turbations planétaires : tel fut, il y a peu d'années, notre confrère M. Damoiseau dont les travaux sur les retours de la comète de Ilalley, sur les tables des satellites de Jupiter et sur les mouvements de la Lune, ont pris un rang éminent dans les fastes astronomiques de ce siècle. Ajoutons que l'estimable académicien, dans sa modestie de bon aloi, ne regardait pas ses travaux comme suffi- sants pour lui permettre d'aspirer au titre de géomètre. Quoi qu'il en soit de ces réflexions, le Mémoire que je présente aujourd'hui à l'Académie se rattache, comme on le verra , par divers points aux deux premières bran- ches de l'astronomie observatrice; il signalera de plus un désaccord manifeste entre un fait dont je vais m'occuper et la théorie de l'attraction. MÉMOIRE SUR MARS. 249 CHAPITRE II HISTORIQUE DES RECHERCHES FAITES SDR LA FORME ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DE MARS Dans l'antiquité, les observations astronomiques avaient uniquement pour objet la détermination de la position des astres à un instant donné, et celle de leur déplace- ment propre. Les planètes, ou astres mobiles, se présen- taient aux observateurs comme des amas confus de lu- mière. Au moment de la découverte des lunettes, en 1G09, les formes des planètes devinrent assignables, et l'on put commencer, dans certaines limites, à étudier leur consti- tution physique. Alors naquit la seconde branche de l'astronomie observatrice qui fait chaque jour de nou- veaux progrès, soit à cause de la puissance inespérée qu'on a donnée aux lunettes ou aux télescopes, soit à raison des nouveaux moyens d'investigation que la phy- sique et l'optique perfectionnées mettent sans cesse dans les mains des astronomes. Les recherches que j'ai faites sur la planète Mars appartiennent principalement à cette branche de la science. Mes observations soulèveront des questions qui intéressent , je crois, au plus haut degré la physique céleste. Avant la découverte des lunettes. Mars ne s'était offert aux observateurs que comme une étoile de première gran- deur et rougeâtre. Ce ne fut qu'après cette découverte qu'on put constater que l'astre avait un disque sensible et qu'il empruntait sa lumière au Soleil. Galilée écrivait au père Castelli, le 30 décembre 1610 : 2?iO MEMOIRE SUR JIARS. « Je n'ose pas assurer que je paisse observer les phases de IMnrs; cependant, si je no me trompe, je crois déjù voir qu'il n'est pas parfaitement rond. » En 1638, le 2/i août, Fontana h Naples, dit Riccioli, vit Mars nettement gibbeux. Cette observation , pour l'époque , peut être considérée comme une découverte. Aujourd'hui, l'astronome le moins exercé aperçoit les phases sans difficulté vers les quadratures de la planète, lorsqu'il peut se servir d'une bonne lunette. Ainsi, de ce côté, la science est complètement satisfaite. Voyons maintenant ce qui se rapporte à la constitution physique de l'astre. Déjà, en 1636, on commença à apercevoir une des taches obscures permanentes qui existent à la surface de cette planète : c'est à Fontana que cette découverte fut due. Le père Zucchi signala des taches du même genre en 1640. Le père Bartoli, de Naples, écrivait en dé- cembre 16/i/i, qu'il avait vu deux taches noires au-dessous du milieu du disque. D'autres personnes, munies de bonnes lunettes, n'ayant pas distingué, aux heures de leurs observations, les taches annoncées par le père Bartoli , commencèrent à soupçonner que la planète ne nous pré- sentait pas toujours la même face, ou qu'elle était douée d'un mouvement de rotation sur elle-même. Ce mouve- ment de rotation fut mis hors de toute contestation à l'aide d'observations directes faites à Bologne par Dominique Cassini, en 1666. Cet astronome trouva qu'une révolu- tion entière de Murs s'exécutait de l'occident à l'orient en 2li^ 40"", nombre que les observations postérieures de divers astronomes n'ont que légèrement modifié. William MÉMOIRE SUR MARS. 254 Herschel , en 1781, donna non-seulcmcnt une nouvelle détermination de la rotation de Mars, mais il fixa encore l'inclinaison de son cquateur sur le plan de l'éclipticiue et la position de l'intersection des deux plans. On peut toute- fois, sans irrévérence , supposer que ces deux éléments devraient être soumis à de nouvelles vérifications. Cassini qui, en 1G()5, avait déjà reconnu l'aplatisse- ment de Jupiter, ne dit nulle part, ni dans ses Mémoires de Bologne, ni dans les travaux postérieurs faits h Paris avec de plus puissantes lunettes, que le disque de Mars lui ait jamais paru dilTérer d'un cercle parfait. On ne trouve non plus aucune mention de l'aplatis- sement de cette planète- dans les Mémoires élaborés de M a raidi. Les premières observations de l'aplatissement de Mars sont de William Herschel, et remontent à 1784. Le célèbre astronom.e porta l'aplatissement jusqu'à ~. Ce résultat, quoiqu'il fût déduit d'observations dont les détails étaient consignés dans les Transactions philoso- phiques, ne fut pas généralement adopté. Schrœter, dont les mesures étaient beaucoup plus exactes qu'on ne l'ad- met généralement, se déclara contre la détermination de l'astronome de Slough; il prétendit que, si l'aplatissement de Mars existait, il était certainement au-dessous de — . M. Hind, dans une publication récente, nous apprend que Maskelyne s'était livré à des recherches assidues pour découvrir l'aplatissement de Mars, et qu'il ne oarvint à rien trouver d'appréciable à ce sujet. Postérieurement Bessel , dont l'autorité en pareille matière ne saurait être contestée, s'est aussi prononcé 252 MÉMOIRE SUR MARS. contre l'existence d'un aplatissenient de Mars susceptible d'être mesuré avec les instruments actuels, même à l'aide de son célèbre héliomètre de Kœnigsberg. CHAPITRE 111 MESURE DE L'APLATISSEMENT DE MARS Un fait annoncé par William Herschel, et dont l'exis- tence était révoquée en doute par des autorités aussi importantes que celles de Schrœter, de Maskelyne et de Bessel *, méritait certainement d'être soumis à un nouvel examen : tel fut le motif qui me détermina dès l'année 1811 à me livrer à cette recherche. J'en vais faire con- naître les résultats. Afin de ne pas avoir à tenir compte de la phase, les résultats moyens qui vont suivre ne seront déduits que des observations faites quatre ou cinq jours avant l'oppo- sition et quatre à cinq jours après. Les valeurs qui se déduisent de mes recherches pour l'aplatissement de Mars sont les suivantes : Dates Nombres des jours Valeur moyenne de ropposition. d'observation. l'aiilatissement. 2Zi mai 1811 6 jours d'observation -^ 31 juillet 1813 6 jours -35- 16 octobre 1815... Zi jours -g^ 1. En vo3'ant que sir John Herschel ne fait nulle part mention de Taplatissement de Mars dans son Traité d'astronomie, je me suis persuadé que lui-même doutait du résultat obtenu par sou père. MÉMOIRE SUR MARS. 253 . Une seule série de mesures j 8 décembre 1817. faites 7 jours après l'oppo- J -_*- / sition I 5 février 1837. .. . 2 jours d'observation — 18 août 18^5 8 jours JL 31 octobre 1847 ... U jours ~ On voit, d'après ce tableau, que si je n'avais observé que pendant les oppositions des années 1815, 1817 et 1837, j'aurais, comme Schrœter, Maskelyne et Bessel, trouvé que l'aplatissement de Mars est insensible. Mais le résultat brut des observations n'autoriserait pas une sem- blable conclusion. Examinons donc les réductions qu'il faudrait leur faire subir pour arriver à des conséquences inattaquables. D'abord il est évident que les deux diamètres mesurés sont ceux d'une section faite dans le globe de Mars par un plan passant par son centre et perpendiculaire h la ligne joignant ce même centre et le lieu de l'observa- teur. En supposant que la forme de Mars soit celle d'un ellipsoïde de révolution, les mesures prises sur la Terre ne donneront les diamètres des deux axes que dans le cas où les deux extrémités du petit axe (les pôles de rotation) seront l'un et l'autre visibles de la Terre, c'est- à-dire lorsqu'ils occuperont deux points opposés sur le contour de la section faite par le plan sécant dont nous venons de parler. Dans toute autre position , l'aplatisse- ment mesuré doit être au-dessous de l'aplatissement réel, et si l'axe de rotation de la planète fait avec une ligne perpendiculaire au plan de l'écliptique un angle très- sensible, la différence entre l'aplatissement réel et Tanla- ?54 M^IOIKE SUR MAHS. tissciiiciit mesuré pourra ôtrc considérable. Il est vrai que, si Ton connaissait exactement la position de Taxe de ro- tation ou rinclinaison de l'équatcur de la planète sur le plan de l'écliptique, et la position de la droite d'intersec- tion des deux plans, on déduirait, dans certaines limites, Taplalissement réel de l'aplatissement observé. C'est un calcul qui pourra être elïectué lorsque la position de Taxe autour duquel Mars fait sa révolution sur lui- même aura été déterminée de nouveau avec une grande précision. Passons à l'examen des incertitudes qui pouvaient pro- venir des observations elles-mêmes. 11 y a près des pôles de rotation de Mars des taches blanches, dont je parlerai tout à l'heure, et qui, par un phénomène d'irradiation sans doute, paraissent déborder un peu le contour général de la planète. Cette circonstance tendra à augmenter un tant soit peu la valeur angulaire du petit axe vers l'oppo- sition. Au moment du passage au méridien de la planète Mars, son petit axe est presque vertical ; la dispersion de l'atmosphère, dont les astronomes, à tort, se sont si peu occupés (je veux dire l'inégale réfraction qu'éprouvent les rayons de diverses couleurs dont la lumière blanche se compose), doit tendre à augmenter aussi le diamètre vertical. En résumé, tout concourt à nous faire paraître l'aplatissement plus petit qu'il ne l'est réellement. Il est donc permis de conclure du tableau qui précède, que l'aplatissement de Mars est non-seulement sensible, mais qu'il surpasse — ^. En appliquant à la détermination de l'aplatissement de Mars la théorie qui avait donné un résultat si bien d'ac- MÉMOIiUÏ SLU MARS. 255 cord avec robscrvytion lorsqu'il s'agissait de Jupiter, on trouve pour cet aplatissement — environ. Pour faire coïncider le résultat du calcul avec celui de l'observation, il faudrait supposer la masse de Mars huit fois plus faible que celle qu'on a employée, ce qui semble inadmissible. Il y a donc ici un désaccord réel entre la théorie et robservation. Il sera bon de rechercher si quelque supposition parliculière sur la constitution intérieure de la planète pourra faire disparaître cette anomalie, ou s'il faudra recourir à des considérations analogues à celles que M. Hennessy a commencé à développer dans l'un des derniers volumes des Transactions philoso- phiqiies. Lorsque je parlai jadis à M. de Laplace du désaccord que je viens de signaler, il me répondit que, suivant lui, «des bouleversements locaux, analogues à ceux dont on voit les eflets dans diverses parties de la Terre, surtout dans les régions équatoriales, avaient pu avoir relative- ment une plus grande influence sur la figure d'une petite planète que sur celle de Jupiter ou de notre globe. » Mais cette vue de l'illustre auteur de la Mécanique céleste est sujette à de sérieuses difïicultés. La figure de Mars est très-régulière, tout paraît semblable au nord et au midi de l'équateur de la planète, et les diamètres que j'ai mesuréo à lib" de latitude particulièrement, se sont ti'ouvés avoii- une longueur intermédiaire entre le diamètre de l'équi.- teur et celui des pôles, précisément comme l'exigerait une figure elliptique. Depuis que les mesures ci-dessus ont été effectuées et que le résultat moyen a été consigné dans V Exposition du 256 MEMOIRE SUR MARS. système du monde^, M. Airy, directeur de l'Observatoire de Greenwich, s'est occupé de la même recherche. Je trouve, en effet, dans le rapport fait par l'astronome royal au Bureau des visiteurs, à la date du 5 juin 1852, la phrase suivante : « Les observations faites à l'aide du micromètre à double image donnent pour Mars une ellip- ticité d'environ ^ ; cet aplatissement est à peu près identique avec celui qu'on avait trouvé auparavant. » Le désaccord, quoique moins prononcé que celui qui résulte des observations de William Ilerschel et de celles que j'ai rapportées, existe avec toutes ses difficultés d'ex- plications. Après cela j'ai dû être surpris de trouver dans un ouvrage récent , dans les Leçons de cosmographie de M. Faye, destinées à la jeunesse de nos écoles, la phrase suivante : « L'aplatissement de Mars est insensible. » En s' exprimant ainsi, l'auteur mettait de côté le résultat obtenu par William Herschel , celui qui se déduisait de mes recherches déjà consignées dans VExposition du sys- tème du monde, et le résultat de M. Airy; il y a plus, il réduisait au néant ses propres observations. En effet, ayant voulu, en 18/i5, m'assurer qu'il n'y avait aucune erreur personnelle de pointé dans les mesures que je fai- sais depuis si longtemps du diamètre de Mars, j'invitai tous les jeunes astronomes de TObservatoire, MM. Lau- gier, Eugène Bouvard, Goujon et Faye à se joindre à moi pour répéter mes observations. Or, ce dernier trouva non- 1. Liv. I, chap. vi. — Laplace s'exprime ainsi : « Le diamètre de Mars est un pou plus petit dans le sens de ses pôles que dans celui de son équateur. Suivant les mesures de M. Arago, les deux dia- mètres sont dans le rapport de 189 ù 19Zi. » MÉMOIRE SUR MARS. 237 seulement que la planète était aplatie, mais le résultat numérique auquel il arriva surpassa l'aplatissement ob- tenu par ses confrères. Ainsi, par exemple, le 17 août 1845 , pendant que je trouvais ~, que E. Bouvard arri- vait à ~, M. Faye obtenait ^. Je laisse à M. Paye le soin de concilier, s'il le peut, son assertion avec son résultat; si je me chargeais moi-même de ce soin, je craindrais de trouver, pour unique explication, des causes qui n'ont rien d'astronomique. Toutefois, pour éviter que ceux qu'une pareille investigation pourraient tenter ne viennent à s'égarer, je dirai que l'instrument dont je faisais usage, appliqué à la mesure d'une mire ter- restre parfaitement circulaire et exactement perpendi- culaire au rayon visuel partant de son centre et aboutis- sant à l'objectif de la lunette exécutée par notre célèbre artiste Brunner, n'indiqua aucune trace d'aplatissement. CHAPITRE IV CONSTITUTION PHYSIQUE DE MARS En faisant les observations dont il vient d'être si lon- guement parlé, je n'oubliai pas, dans les limites du pou- voir amplificatif borné de ma lunette, de donner une sérieuse attention aux circonstances suivantes touchant la constitution physique de la planète. Mars portait chez les Hébreux un nom qui signifie embrasé; lorsque les Grecs et les Romains voulaient parler d'une étoile rougeàtre, ils prenaient toujours cette planète pour terme de comparaison. Aujourd'hui même, Mars est XI. — H. 17 258 MÉMOIRE SUR MARS. l'astre du firmament qui présente à Ta il nu la pIu^i forte coloration en rouge. Deux à trois mille ans paraissent ne pas avoir altéré le caractère particulier de la lumière qu'il nous réfléchit et qui semble tenir à la nature de la matière dont certaines régions de la planète sont formées. Quelques astronomes, physiciens, géologues, ont parlé à cette occasion de terrains ocreux, de grès rouge, terrains sur lesquels la lumière solaire serait réfléchie. Lambert, pour expliquer le même phénomène, supposait que dans cette planète tous les produits de la végétation sont rou- ges. D'autres, se rappelant qu'au soleil levant ou au soleil couchant les objets terrestres sont quelquefois rougeà- tres, ont voulu voir dans la coloration de Mars le résul- tat de modifications imprimées aux rayons de lumière par l'atmosphère dont la planète serait entourée ; mais cette explication ne saurait être admise. En la supposant exacte, c'est sur les bords et dans les régions polaires ([ue la coloration devrait atteindre son maximum, et c'est précisément le contraire qu'on observe. Telle est à cet égard la dissemblance ollèrte par les diverses parties du disque de la planète, qu'on a pu dire, sans trop d'exagé- ration, que la portion centrale et rougeàtre de Mars semble enveloppée par deux ménisques comparativement blanchâtres. On voit qu'en adoptant, pour rendre compte des couleurs de la planète, les suppositions des géologues ou la conception de Lambert, il nous restera à expliquer comment le rouge d'une portion de matière occupant le centre du disque s'alTaiblit à mesure cjne, par le mouve- ment de rotation de l'astre, cette matière se rapproche du bord. MÉMOIRE SUR MARS. îoO On a cru remarquer que la couleur rouge de Mars paraît beaucoup plus intense à l'œil nu que dans une lunette. Supposons que le fait soit exact, je ne devine pas quelle conséquence on pourrait en tirer. Lorsqu'on ob- serve à l'œil nu, la lumière partie de tous les points de la planète, du centre comme des bords, se confond sur la rétine dans une image informe qui doit paraître colorée si les rayons rouges existent dans l'ensemble de ceux qui ont pénétré dans l'œil en plus grande proportion que cela ne convient à la lumière blanche. Lorsqu'on observe à l'aide d'une lunette armée d'un fort grossissement, on dislingue séparément les régions centrales très-rougeà- trcs et les régions voisines du bord comparativement blanches. Ces portions se peignent sur divers points de la rétine, et je ne vois pas de quel principe d'optique on partirait pour oser affirmer que dans ce cas, très-dilTérent du premier, la sensation générale, quant à la couleur, devrait être la même. Plusieurs des taches permanentes obscures, à l'aide desquelles on a déterminé le mouvement de rotation de la planète, semblent quelquefois verdàtres. C'est certai- nement un phénomène de contraste, mais son explication complète exigerait l'intervention de plusieurs principes de photométrie dont l'exposition nous entraînerait ici trop loin. Un autre phénomène plus remarquable encore est celui de la disparition de ces mêmes taches obscures quand elles approchent du bord de la planète. Cette disparition, disent ceux qui l'ont mentionnée, prouve qu'il existe autour de Mars une atmosphère sensible qui alïaiblit plus 2G0 MÉMOIRE SUR MARS. spécialement les rayons partant des bords de la planète. Cette atmosphèreme semble, en efïet, la cause de l'éva- nouissement des taches obscures , mais non pas par la raison qu'on allègue généralement. Une atmosphère, quelque imparfaitement diaphane qu'on la suppose, affaiblirait dans le même rapport la lumière venant des régions obscures de la planète et celle des parties environnantes, au centre, au bord et dans toutes les parties intermédiaires. Les taches obscures devraient donc se voir sur le bord comme dans toutes les autres parties du disque, car c'est le rapport géométrique de la lumière qui en émane à celle des régions environ- nantes qui détermine leur diversité. Substituons à la théorie vicieuse que je viens d'indiquer une explication plus en harmonie avec les principes de la photométrie. Nous pouvons regarder comme un fait d'observation que, lorsque la lumière solaire éclaire librement la partie matérielle et solide d'une planète, le bord et le centre de son disque apparent, vus de loin , ont à peu près la même intensité. Ce fait, nous le tirons de l'observation de la Lune dans son plein. L'égalité en question n'aurait plus lieu si les rayons qui vont éclairer les bords et le centre de l'astre n'avaient pas le même éclat. Les rayons solaires qui illuminent les bords de l'astre sont-ils plus faibles que les rayons qui frappent le centre, les bords paraîtront moins éclairés que le centre. Or, si Mars est entouré d'une atmosphère imparfaitement dia- phane , les rayons qui vont atteindre les bords matériels de la planète doivent être plus faibles que les rayons aboutissant au centre, puisqu'ils ont à traverser une plus MKMOIliE SUR MARS. 261 grande étendue de couches atmosphériques. Donc , par cette raison toute seule, et sans même tenir compte de l'alTaibhssement que la lumière éprouve en traversant une seconde fois les régions atmosphériques correspondantes au bord et au centre, la parfie solide des régions voisines du bord doit être plus sombre que la partie solide des régions centrales. Il est une seconde cause qui modifie notablement les conséquences optiques du résultat. En effet, dans la direc- tion de chaque point matériel de la planète on doit voir à la fois la lumière renvoyée par ce point et celle qui nous est réfléchie dans la même direction par les parties cor- respondantes interposées de l'atmosphère planétaire. Cette seconde lumière est évidemment d'autant plus intense que l'atmosphère a plus de profondeur; on conçoit donc que près du bord la lumière atmosphérique, en s" ajoutant par portions égales à la lumière d'une tache et à celle des portions voisines plus éclatantes, les rendent à peu près égales, d'après ce principe que deux lumières parais- sent avoir le môme éclat lorsque leur différence n'est que d'environ ^. Supposons, par exemple, qu'une tache et la portion avoisinante aient entre elles, près du centre de la planète, des intensités représentées par 30 et 31 ; supposons que près du bord on ajoute à chacune des deux parties des lumières représentées par 30, les intensités définitives deviendront 60 et 61. Avant l'addition, l'intensité de la tache était très-différente de celle des parties qui l'entou- raient ; après, la différence est insensible, puisqu'elle est — au lieu de —. ÎG2 MÉMOIRE SUR MARS. Des considérations du même genre, combinées avec quelques mesures pliotoinctriques des parties obscures et des parties lumineuses faites près du centre et à diOe- rentes distances du bord, conduisent à des conséquences qui semblaient devoir nous rester h jamais cachées sur les propriétés optiques de l'atmosphère de Mars. Mais les mesures de ce genre ne peuvent être effectuées qu'avec une grande lunette montée parallatiquement et entraînée par une horloge. Nous attendrons, pour entrer à ce sujet dans de plus grands détails, que M. Brunner ait installé à l'Observatoire le pied magnifique dont il est actuelle- ment occupé. Pour le moment, nous nous contenterons de faire remarquer que les mêmes considérations opti- ques qui ont servi à rendre compte de la disparition des taches près du bord, serviront à expliquer pourquoi, près de ce même bord, la couleur rouge est sensiblement moins intense que vers le centre. On a remarqué vers les pôles de rotation de Mars deux taches blanchâtres qui augmentent ou diminuent de g?-an- deur d'une manière très-remarquable. La tache sud di- minue graduellement d'amplitude pendant le printemps et l'été de l'hémisphère sud de la planète; elle augmente pendant les deux saisons suivantes. Des phénomènes ana- logues se manifestent près du pôle nord , ce qui a fait attribuer avec une grande probabilité l'augmentation et la diminution d'étendue des taches en question à la pré- cipitation et à la fonte d'une matière blanchâtre semblable aux neiges dont certaines régions de la Terre sont quel- quefois recouvertes. 11 m'avait semblé qu'il y aurait quelque intérêt , soit Jlf'MOIRR SUR MARS. 2G3 pour ajouter à la probabilité de rcxplication ou pour l'in- firmer, à déterminer l'intensité optique des taches polaires blanchâtres relativement à celle des régions environnantes que la matière blanchâtre n'envahissait pas. Or, j'ai trouvé qu'en faisant empiéter les bords des deux images dans les régions équatoriales, le segment provenant de leur superposition était un tant soit peu moins lumineux que la tache polaire vue en même temps sur chacune des images séparées. Il est donc permis d'ajouter aux notions recueillies jusqu'ici cette donnée nouvelle que l'intensité de la lumière, réfléchie par la matière qui constitue les taches polaires, est plus que double de celle qui nous vient des autres points du contour de l'astre. Les mesures que j'ai faites de l'étendue angulaire des taches polaires permettront de déterminer jusqu'à quelle latitude elles s'étendent quelquefois, lorsqu'il sera possible de fixer pour toutes les oppositions la position des pôles de rota- tion relativement au contour de la planète. Nous pouvons affirmer, dès ce moment, que la matière blanchâtre des bords de la tache centrale atteint jusqu'à 60° et môme 50" de latitude. Les observations dont il vient d'être fait mention ont été toutes faites avec une lunette prismatique de Rochon, exécutée de la main môme de cet ingénieux académicien. J'espère que l'on reconnaîtra que j'ai tiré de cet instru- ment tout le parti possible. Au reste, je m'en rapporte d'avance et sans réserve à l'opinion que voudront bien manifester à cet égard les astronomes observateurs. Je serai moins accommodant en ce qui concerne mes jeunes collaborateurs; les doutes qu'on se plaît à élever sur ?Gi MÉMOIRE SU» MARS. leur zèle et sur leur cxactilude auraient de plus fâcheuses conséquences et pourraient comi)romettre à plusieurs égards leur avenir. Pour éviter que les corps savants et même l'autorité ne se méprennent à ce sujet, je trans- crirai ici plusieurs passages empruntés fi un calculateur célèbre et qui montreront la haute estime qu'il accordait jadis aux observations faites à l'Observatoire de Paris. Les travaux plus récents, j'en ai la confiance , ne seront pas moins dignes des éloges de tous les astronomes sans passion. Révoque-t-on aujourd'hui en doute le zèle des astro- nomes de Paris? voici ma réponse, empruntée à un tra- vail sur l'orbite de Mercure fait par un savant acadé- micien : « Les observations méridiennes de cette planète ont été multipliées depuis quarante ans; et grâce au zèle et à l'habileté persévérante de ses astronomes, l'Observatoire de Paris en possède plus qu'aucun autre de l'Europe. Dans ces dernières années, depuis 183G jusqu'à 18/|2, deux cents observations complètes de Mercure ont été faites : nombre prodigieux si l'on considère la difficulté qu'on a de voir cette planète dans nos climats, et qui a exigé qu'on en saisît attentivement toutes les occasions. «Aussi n'est-il pas douteux qu'on en trouverait â peine la moitié autant dans les autres observatoires de l'Europe, quoique je me plaise, d'ailleurs, à reconnaître leur juste renommée. » (Théorie du mouvement de Mercure, i8/|5.) Est-il question d'exactitude? voici comment le même auteur s'exprime : « Pour la précision , la prééminence appartient encore MÉMOIRE SUR MARS. 265 à la France, et de beaucoup. La discussion d'un grand nombre d'observations du Soleil m'a fait voir que l'erreur moyenne de chacune d'elles ne dépassait pas -4; de seconde de temps à l'Observatoire de Paris ^. C'est un admirable résultat de la perfection des observations , et dont on a d'autant plus droit d'être fier, qu'il serait facile d'indiquer tel autre lieu dans lequel on observe aussi avec zèle et habileté, et où cependant l'erreur commise est à peu près du double. » [Journal de mathémaliques pures, 18/i3.) Si l'on voulait savoir la part que le même calculateur consentait à faire alors au directeur de l'établissement, je rapporterais ces paroles textuelles : «Je dois à la libéralité scientifique de l'illustre direc- teur de notre Observatoire, M. Arago, d'avoir pu puiser dans ses précieux recueils encore inédits. J'ai fait tous mes efforts pour que l'exactitude de ma théorie ne restât pas au-dessous de la précision des observations qui m'é- taient confiées. » Enfin, il n'y a pas jusqu'à l'artiste à qui nous fûmes redevables de notre premier cercle mural , qui ne trou- verait son juste contingent d'éloges dans cette phrase significative : « L'exactitude du cercle de Fortin est connue. » On se demandera sans doute, après toutes ces cita- tions, comment ce qui paraissait si digne d'éloges est devenu depuis l'objet de tant de blâme? Il ne saurait me convenir de rechercher la solution de cette question, mais 1. J'avoue pour lua part que je u'avais pas e>p}ré une telle pré- cision. 2C6 MÉMOIRE SUR MARS. je dois avertir ceux dont une pareille investigation pourrait tenter la curiosité que l'auteur des passages qu'on vient de lire avait conservé, postérieurement à son entrée à l'Académie, une opinion très-favorable des travaux exé- cutés à l'Observatoire de Paris. Témoin ce passage : «Depuis 1835 jusqu'en 1845, j'ai pu profiter de la nouvelle série, encore inédite, des excellentes observa- tions d'Uranus faites à Paris, et que M. Arago m'a fait l'amitié de me confier. » {Comptes rendus, t. xxii, p. 910.) CHAPITRE V MESURES DES DIAMÈTRES DE MARS FAITES AVEC LA LUNETTE PJUSMATIQUE DE ROCHON [Les mesures qui vont être données sont extraites de trois registres laissés par M. Arago. Les résultats directs des observations ont été corrigés de l'erreur du zéro de l'échelle de la lunette prismatique employée, lunette qui avait été construite par Rochon lui-même. Pour déterminer le zéro de la division, M. Arago a visé successivement, en 1810 et 1811, à des objets diverse- ment situés. Yoici le résumé des observations : Récapitulation des séries d'observations relatives à la déter~ minât ion du zéro de la division. 30 mai 1810. Oculaire moyen. Tige du clocher de Villejuif. Moyenne de 10 observations =^ 8Zi.90. 29 juin 1810. Tige d'un des pavillons de Bicètre. Circonstances défavorables. Moyenne de 7 observations = 7/i.l/j. MÉMOIRE SUR MARS. 267 29 juin 1810. Moj'en grossissement. Corde très-déliée du télé- graphe de Saint-Sulpice. Moyenne de 8 observations = 80.55. 29 juin 1810. Moyen grossissement. Barreau du bras du télé- graphe de Saint-Sulpice. Moyenne de 8 observations = 80.75. 17 juillet 1810. Fort grossissement. Tige dont est surmonté le pavillon qu'on aperçoit à roccident et au delà de Bicêtre. Moyenne de h observations = 83.50. 18 juillet 1810. Moyen grossissement. Tige de la girouette du château de Bicêtre. Moyenne de 10 observations = 81.27. 28 septeuibre 1810. Tige du clocher de Villejuif. Moyenne de 10 observations = 8G.11. 7 novembre 1810. Satellites de Jupiter. Comme il est très-diffi- cile de désigner l'instant précis de la coïncidence de deux objets, j'ai cherché à déterminer le zéro par une similitude d'écarts. La première des deux colonnes ci-dessous contient les nombres que marquait l'index quand les deux images du satellite étaient sépa- rées; la deuxième colonne contient les nombres de l'échelle qui correspondaient à des écarts égaux, mais pris de l'autre côté du zéro; la troisième donne les moyennes des deux nombres ou le zéro : 135 36 85.0 130 35 82.5 134 35 84.5 140 35 87.5 130 36 83 0 Moyenne 84.5 24 décembre 1811. Fort grossissement. Tige du paratonnerre du Luxembourg placé au - dessus de la grande entrée de la rue de Tournon. Moyenne de 8 observations ■= 79.50. Même jour. Faible grossissement. Même point de mire. Moyenne de 9 observations = 80.06. Même jour. Même point de mire. Moyen grossissement. Je cherche à détermimir le zéro en écartant les deux images de part et d'autre de ce point. La forme conique du paratonnerre facilite beaucoup les observations. Moyennes ou zéro. 60 103 81.5 60 100 80.0 Ul 113 80.0 36 122 79.0 268 MÉMOIRE SUR MARS. 38 122 80.0 36 123 79.5 36 123 80.0 Moyenne définitive. 80.0 Juillet h octobre 1812. Des signaux en carton, des bandes et des cercles étant placés sur la plus occidentale des fenêtres du Luxem- bourg, j'obtiens les résultats suivants : Les bandes supérieures, distantes de O^.IQO, ont donné par 18 séries 677.48 Les bandes extrêmes, éloignées de 0'".Zj03, ont donné par ti doubles séries 887. Zi2 D'où il résulte que, sans irradiation et indépendamment du zéro, 0°'.20Zi correspond à. /i09.94 Or, on a 0"'.20Zi : O^.igg :: /i09.9Zi : x = 399.89 Zi77.48 Donc le point du zéro = . . . 77.59 Les bandes inférieures distantes de 0°'.204 ont donné par 18 séries Zi89 . 08 Les bandes extrêmes correspondent à 887 . /|2 D'où il résulte que 0'".199 a pour valeur 398 . 3h Or, on a 0M99 : 0"'.20i :: 398.34 : x = ... 408. 3Zi 489.08 Le point du zéro correspond à 80.74 Les bandes blanches ont 0^046, et, mesurées immédia- tement, elles ont donné par 8 séries d'observations 168.27 Or, on a 0"'.204 : 0'".046 :: 409.94 :cc= 92.42 Donc le point zéro de la division correspond à 75.85 Le cercle blanc de 0"'.411 de diamètre correspond à 904.70 Les bandes inférieures distantes de 0°'.204 ont donné. . . 489.08 D'où il suit que 0"'.207 a pour valeur 415.62 MÉMOIRE SUR MARS. 260 Or, on a 0"'.207 lO^.OiG:: 615.62 :.r= 02.36 Les bandes mesurées immédiatement ont donné. 168.27 Le zéro se trouve donc correspondre à 75.91 Le cercle blanc de C^.-'jll a donné 90Zi.70 Les bandes supérieures distantes de O^.igo Zi77.ù8 D'où il suit que 0°'.212 a pour valeur 627.22 Or, on a 0'".212: 627.22 ::0'".0/i6: a; = 92.69 168.27 Le commencement de la division est à. . 75.58 Les bandes mesurées par le double contact intérieur et extérieur se sont trouvées, par une moj'enne de U séries, égales à 90.35 La mesure directe a donné 168 . 27 Il en résulte que le zéro correspond à 77.92 La bande du milieu, de 0"'.12l5 de longueur, a donné par 5 séries 326 . 75 Mais pour 0"'.0660 on a 168.27 Donc 0"'.0755 donne , 156.68 Or, on a 0'".0755:0'".066: : 156. 68 •.x= .. . 95.36 168.27 Le zéro correspond donc à 72.93 La bande supérieure, de 0"'.1175, a donné par 5 séries.. . 316.28 Retranchant pour 0".660 168 . 27 On obtient pour 0"'.0715 168.01 Or, on a 0"'.0715 : 0"'.066 :: 168 01 : a? = . . . 95.22 168.27 Le zéro correspond à 73. 05 La bande inférieure de 0"M15 a donné par 5 séries 311.98 Retranchant pour 0"'. 066 168.27 On obtient pour 0".069 163.71 -270 MÉMOIRE SUR MARS. Or, on a 0"\0GO: 0"'.0'iG::lù3.71 : a: = ... 95.81 168.27 Le zéro correspond à 72.i6 La moyenne générale des 9 déterminations est de 75 78. Mais la distance focale de la lunette prismatique étant de 2"". 350, et la distance de la façade méridionale du Luxembourg t\ la tour occidentale de l'Observatoire de 1,306". 9, il en résulte que la dis- tance focale pour les mires est de 2". 35506. D'ailleurs, on a trouvé que i millimètre =.lp«t^_„,,.„,. Diamètre Diamètre Valeur de UDserraieurs. éqnatorial. polaire. l'aplatissement. M. Laugier 326.25 319.Û5 ~ M. Faye 331.Zj7 325.75 ~ M. Eugène Bouvard. 326. /i5 323.75 ~ Nuit du 14 au 15 août. Minuit 30"". Le ciel est beau et la pla- nète paraît tranquille. Observateurs Diamètre Diamètre Valeur de éqnatorial. polaire. l'aplatissement. M. Eugène Bouvard. 328.45 320.85 -^ M. Faye 328.50 322.65 -1 56 16 août. Diamètre équatorial, 331.25; diamètre polaire, 318.25 ; valeur de l'aplatissement, -^. Observations de M. Arago. 17 août. 10" 15"" à minuit. Observateurs. Diamètre Diamètre Valeur de u aci.ai.cu a equaloruil. polaire. (aplatissement. M. Arago 331.47 321.92 4t 34 M. Laugier 329.55 321.85 -^ M. Goujon 333.25 313.45 -jy M. Faye 334.85 319.65 -— M. Eugène Bouvard. 329.63 318.97 ~ = 31 19 août. Minuit. Diamètre équatorial, 328.75; diamètre polaire, 321.75; valeur de l'aplatissement, ^. Observations de M, Arago. MÉMOIRE SUR MARS. 2*7 20 aoi1t. H" 30" à 1" 30"'. I/aspoct do Mars, d'abord très-ondu- aut, devient assez calme. Le ciel est nuageux. „, . Diamètre Diamètre Valeur de UDservateurs. éqiiatorial. polaire. l'api al isbe meut. M. Laugier 331.00 322.92 ~ M. Eugène Bouvard.. 331.25 318.92 -^ M. Goujon 331.25 319.05 -^ 22 août. 10" 30". Mars est très-ondulant. Obsprvatpiirs Diamètre Diamètre Valeur de Diamètre à 45* * équatorial. polaire, l'aplatissement, à droite. M. Arago 331.68 320.75 -^ 330.50 M. E.Bouvard. 332.25 318.25 4t 328.25 M. Goujon 332.25 317.58 -^ 329.25 24 août. Minuit à l^ Observateurs. Diamètre Diamètre Valeur de équatorial. polaire. laplatissement. M. E. Bouvard 328.68 316.75 — M. Goujon 329.85 319.85 ^ M. Faye 328.75 317.65 -~ 25 août. 11" ZiS" à 1". Mars est très-ondulant. Observateurs. ^j^-^ ^£- M. Faye 328.25 319.05 M. Goujon 323.50 31Zi.00 M. E. Bouvard 328.25 317.25 29 août. lO"". Mars est ondulant et les observations difficiles. Observateurs. Diamètre Diamètre équatorial. polaire. M. Goujon 320.25 312.00 M. Faye 32^.58 31Zi.85 M. E. Bouvard 323.08 311.58 178 MÉMOIRE SUR MARS. 30 août. 10" Zi5™. Observateurs. DiamMre Piamètre équalunal. polaue. M.E.Bouvard 320.55 310 85 M. Goujon 320. /i5 310.65 31 août. 11". Mars est assez tranquille. Diamètre équatorial, 317.65; diamètro polaire, 307.95. Observations de M. Arago. 18'i7. 22 octobre. Diamètre ('■quatorial, 276./i5: diamètre polaire, 265.95. Observations de M. Laugier. 25 octobre. La planète est excessivement ondulante : les obser- vations sont douteu.ses. Al. „, 1 „- Diatnètrc Diamètre Observateurs. équatorial. polaire. M. Laugier 275.25 270.92 M. Petit 270.58 266.50 26 octobfe. ^.. „„,,„„„ DiainMre Diamètre Valeur de UDserTaieurs. équatorial. polaire, l'aplatissement. M. Arago 280.25 267.85 -^ M. Laugier 275.92 267.25 -^ 27 octobre. 8" iS"". ^v_„_,,,„„„ Diamètre Diamètre Valeur de UDservaieurs. équatorial. polaire, l'aplatissement. M. Arago 279.25 267.75 -^ M. Laugier..;.... 4. 278.92 268.50 -^ 28 octobre. 8" 15"°. ^. , Diamètre Diamètre Valeur de UDsei-vateurs. équatorial. polaire. l'aplatissement. M. Arago 281.^2 272.25 -^ M. Laugier 276.Zi2 270.85 -^ 30 octobre. , . , Diamètre Diamètre Valeur de ui/servaieurs. équatorial. polaire. l'aplatissement. M. Arago 275.25 267.58 ~ M. Laugier 276.85 263.75 -^ MEMOIRE SUR MARS. 279 [Pour déterminer la valeur des parties de récbelle de la lunette prismatique suivant lesquelles sont exprimées les mesures des diamètres rapportées dans la table précé- dente, M. Arago a fait, en 1811 et 1812, diverses obser- vations qui sont rapportées dans les registres de ses observations. A la date du 2G décembre 1811, on trouve la Note suivante : « J'ai placé aujourd'hui divers signaux en carton sur la plus occidentale des fenêtres du Luxem- bourg ; je les ai mesurés, afin de déterminer la vaUîur des parties de l'échelle. Deux bandes de papier blanc et de 0'".0695 de largeur avaient été collées sur un carton noir, en sorte que leurs bords intérieurs étaient éloignés l'un de l'autre de O'".o065, tandis que la distance de leurs bords extérieurs était égale à 0'".4/i60. Les centres étaient éloignés de 0™.3762. Chacune de ces bandes n'occupait que la moitié de la largeur du carton , en sorte qu'en déplaçant leurs images avec la lunette prismatique, on pouvait les mettre bout à bout, et par conséquent mesurer leur distance en se rendant indépendant de l'irradiation de chaque bande. Le carton des bandes avait été attaché au volet le plus occidental de la fenêtre. Sur le volet oriental de la plus occidentale des fenêtres du Luxem- bourg, je fixai aussi un carton noir sur lequel était collé un cercle blanc de 0'".2G8 de diamètre. Je mis à côté, sur le même volet, un carton blanc contenant des bandes noires et un cercle noir. « Le cercle noir et les bandes noires étaient originai- rement de dimensions parfaitement égales à celles du cer- cle blanc et des bandes blanches; mais le carton sur lequel étaient collés les signaux noirs ayant été exposé à l'huini- I^a MÉMOIRE SUR MARS. dite pendant la nuit du 26 au 27, s'était un pou hmirPoun(^, ce qui aurait pu altérer les mesures. J'ai repris au Luxem- bourg les mesures suivantes sur le carton qui n'était plus parfaitement tendu : diamètre vertical du cercle noir, 0'".267; diamètre horizontal du même cercle, 0"\2G8; distance des bandes, 0". 307 ; leur largeur, 0"'.0685. » Les moyennes des mesures faites de la tour de l'ouest de l'Observatoire ont donné en parties de l'échelle de la lunette : Diamètre du cercle blanc (0"'.268) 617.53 Distance des centres des bandes blanches (0'".3762). 838.36 Largeur des bandes blanches (O^.OBOS) 221.78 Largeur des bandes noires ( 0"'. 0685) 219. 37 Diamètre du cercle noir (0'". 2675) 617.63 Intervalle des bandes noires (O"'.37o5) , • 838.39 De tous ces nombres il faut retrancher 75.78 à cause de l'erreur du zéro de l'échelle (voir précédemment p. 270). Le 10 juillet 1812, M. Arago a fait encore pla<:er des mires sur la plus occidentale des fenêtres du Luxembourg. Ces mires, mesurées le jour même où on les a transpor- tées au Luxembourg, ont présenté les dimensions sui- vantes : Cercle blanc. Diamètre 0"'.ail Avec le compas on a trouvé 0'"./ill5 Le rayon mesuré de même donne. 0"\2055 Une troisième mesure a donné. . . 0"V/ill Diamètre 0"'./i215 ^ , . , Avec le compas on a trouvé 0"'.Zj21 Cercle noir, i Le rayon mesuré de même donne. 0"'.211 Une troisième mesure a donné 0'°.Zi21 MÉMOIRE SUR MARS. ?8I Larj^eiir des banilos I)lanclies 0"' 0'i6 Les bords intérieurs de deux bandes sont éloi- gnés de 0"M58 Les bords intérieurs des deux autres 0"M53 Les bords extérieurs de deux bandes 0"'.2oO Les bords extérieurs des deux autres 0"'.2Zii5 A ces mesures il faut ajouter la Note suivante consignée par M. Arago dans ses registres : « J'ai fait enlever, le 24 octobre 1812, la planche du Luxembourg sur laquelle mes signaux étaient dessinés. Comme le mauvais temps, le soleil et la pluie l'avaient un peu courbé, j'ai repris les mesures à l'Observatoire et j'ai trouvé : Cercle blanc. Diamètre horizontal 0"'.Z|095 Diamètre vertical 0"\Z|105 Diamètre à Ub° 0"'.Zi09 Autre diamètre à Ziô" 0"\/i095 Diamètre horizontal 0"'.Z|21 Autre mesure du même diamètre. 0"'.Zi'22 Cercle noir. { Diamètre à ZiS" 0"'.Zi215 Autre diamètre à 65" 0"'.Z|215 Diamètre vertical 0'"./i215 « Les bandes blanches n'ont pas la même longueur. Par des mesures prises le 26 octobre 1812 , j'ai trouvé que la bande du milieu est la plus longue et égale à 0'".1215; que la bande supérieure (en apparence) est égale à 0'".1175, tandis que la bande inférieure (apparence), la plus petite de toutes, est égale à 0"\1150. » Les observations faites en juillet, août, septembre et octobre 1812 ont donné les résultats suivants, déduits chacun de la moyenne d'un très-grand nombre de mesures faites de la tour de l'ouest de l'Observatoire : 282 MÉMOIRE SUR MARS. Parties de l'éclielle de la lunette prismatique. Distance des bandes supérieures i;0"M09) Zi77.Zi8 Distance des bandes extrêmes (0"'.û03) 887.62 Largeur des bandes blanches (0"'. 0û6) 168.27 Distance des bandes inférieures (0"'.20i) Zi89.08 Diamètre du cercle blanc (0"'./iil) 90/i.70 Dia'uètre du cercle noir ; 0'».Zj2i5) 92Zi.88 Longueur des l)andes (0'".1215) 32'i.75 Longueur des bandes (0"'.1175) 316.28 Longueur des bandes (0"'.1150) 311.98 De tous ces nombres, il faut retrancher 75.78 pour la correction de l'erreur du zéro. Pour tirer parti de ces mesures , M. Arago a dû faire une opération trigonométrique destinée à déterminer la distance du Luxembourg à l'Observatoire; cette opé- ration a été exécutée en août et septembre 1812. La distance du centre de la tour orientale de l'Obser- vatoire au centre de la tour occidentale a été mesurée : 1° avec des règles grises, et a été trouvée égale ào6"'.7/i2; 2° avec des règles rouges, et a été trouvée de 36'".7/i3; S" avec un mètre de cuivre porté dans l'alignement des deux centres, sans règle intermédiaire, et a été trouvée de36"\777. L'angle pris, dans la tour de l'est, entre le signal de la tour occidentale et le milieu de la fenêtre du Luxembourg sur laquelle les mires étaient établies, a été trouvé, par une moyenne de 10 observations, égal à 89° 51' 26''. 022. La valeur de l'angle pris, dans la tour de l'ouest, entre le signal de la tour orientale et la mire du Luxembourg a été trouvée de 88° 32' 0".9i. MÉMOIRE SUR MARS. 283 Le centre du cercle et les signaux étaient également élevés au-dessus du pavé des tours. En conséquence, en admettant 36"". 7C pour la dis- tance des centres des deux tours de l'Observatoire,, on a 1308'". 84 pour la distance du Luxembourg à la tour de l'est, et 1309"'. 27 pour la distance à la tour de l'ouest. Avec la valeur de 36'".7/i pour la distance des centres des tours, on trouve 1306'". /i3 et 1306'". 8G pour les distances au Luxembourg. M. Arago, adoptant la distance moyenne de 1308 mè- tres, calcule que, d'après les 15 séries d'observations ci-dessus rapportées, une seconde correspond : pour les mesures de 1811, à 12.819 1 12.84a 13.285 13.285 12.8/17 12.878 parties de l'échelle de la lunette. ponr les mesures de 1812, à Moyenne générale. 12.801 12.771 12.750 12.8Ù7 12.790 12.77/1 12.98G 12.989 13.015 12.979 parties de réchelle de la lunette. D'après cette valeur des parties de l'échelle, on calcule que les mesures des diamètres de Mars qui ont été don- nées dans la table précédente (p. 271 à 278) , fournissent les grandeurs suivantes exprimées en secondes :] S8i MÉMOIRE SUR MARS. Table des diamètres de Mars exprimés en secondes. Noms Dates des observations. Valeurs des diamètres de Mars. des observateurs. 21 mai 1811 Diamètre horizontal. lO.Zil ) j Ara'^o Diamètre vertical... 18.73 j " ° ' 22 mai Diamètre horizontal. 19.60 | . Diamètre vertical.. . 18.67 \ 23 mai Diamètre horizontal. 19.10 Diamètre vertical. . . 18.62 24 mai Diamètre horizontal. 19.16 Diamètre vertical. .. 18.78 Diam. à/jô^à gauche. 18.91 Diam. à k^" à droite. 18.57 28 mai Diamètre horizontal. 19.36 Diamètre vertical. . . 18.73 29 mai Diamètre horizontal. 19.12 Diamètre vertical.. . 18. 86 10 juin Diamètre polaire.. .. 18.58 Diamètre équatorial. 18.55 Id. Id. Nuit du 6 au 7 juin. 1813. Diamètre horizontal. 21.62 | - , Diamètre vertical... 21.33 \ Nuit du 7 au 8 juillet... Diamètre horizontal. 21.71 | , Diamètre vertical... 21.59 \ Nuit du 12 au 13 juillet. Diamètre horizontal. 22.86 Diamètre vertical. .. 22 70 16 juillet Diam. de réquateur. 23.26 Diamètre des pôles. . 23.07 Nuit du 21 au 22 juillet. Diamètre équatorial. 26.16 Diamètre des pôles. . 23.59 27 juillet Diamètre équatorial. 26.68 Diamètre des pôles. . 23.91 28 juillet Diamètre équatorial. 26.68 Diamètre des pôles. . 23.79 29 juillet Diamètre équatorial. 25.08 Id Nuitdu3ijuill.aui"août Diam. de l'équateur. 2686 îd. Id. Id. Id. Id. Diamètre des pôles.. 2605 ' MÉMOIRE SUR MARS. 285 Noms Dates des observations. Valeurs des diamètres de Mars. des observateurs. Même date que ci-contre. Diam.de l'équateur. 2Zi.77 / DianifHre des pôles. . 24.13 ) ^^^^o. V août Diara. de Téquateur. 2Z|.82 j Diamètre des pôles.. 2^.05 > Id. Diamètre à Zi5° 2Zi.39 ) 2 août Diamètre équatorial. 24.96 Ici. Diamètre des pôles. . 23.81' Kuit du 3 au 4 août Diamètre équatorial. 24.81 . Diamètre des pôles.. 23.16^ 7 août Diam. de l'équateur. 24.61 Diamètre des pôles. . 23.60 13 septembre Diamètre polaire 18.58 Id. 16 septembre Diamètre des pôles.. 17.73 Id. 19 septembre Diamètre polaire 17.72 Id. 27 septembre Diamètre des pôles . 16.33 Id. 29 septembre Plus grand diamètre. 16.21 Id. 11 octobre Diara. de l'équateur.. 13.19) Diamètre des pôles.. 1430 \ 19 octobre Diam. éq. échancré. 12.01 ) Diamètre polaire 13.12^ 24 octobre Diam. éq. échancré. 11.31 Diamètre polaire 12.69 5 novembre Diam. éq. échancré. 10.09 Diamètre polaire. . . . 11.35 24 novembre Diam. éq. échancré. 8.96 Diamètre polaire 9.86 8 décembre Diamètre polaire 8.95 Id. 11 décembre Diam. éq. échancré. 7.92 / Diamètre polaire.. .. 8.70 \ 27 décembre Diam. éq. échancré. 7.44 ) Diamètre polaire 7.66 \ 28 décembre Diam. éq. échancré. 7.28 ) Diamètre polaire 7.51 \ 30 décembre Diam. éq. échancré. 7.11 ) Diamètre polaire. . . . 7.40 ) Id. Id. Id. 286 mp:moire sur mars. Noms Dates dos observalioos. Valeurs des diamètres de Mars. dos obsprvatoiirs. 1" janvier 1814 Diamètre polaire.. . . 7.39 M. Arago. 1" février Diamètre vertical 5.97 Id. 27 septembre 1815 Plus grand diamètre. 21.72 , Plus petit diamètre. . 21.51 3 octobre Plus grand diamètre. 22.11 | MM. Arago Plus petit diamètre. . 21./i/i ^ctiMailiicu. 7 octobre j^lus grand diamètre. I9.5(i \ y. l Plus petit diamètre.. 19.22' " '^^^^' 8 octobre Diamètre équatorial. 23.15. . Diamètre polaire 22.06 15 octobre Diamèti^e équatorial. 22.2/i , ,. Diamètre polaire 21.93 16 octobre Diami'tre équatorial. 22.25 , Diamètre polaire 22.00 17 octobre Diamètre équatorial. 22.06, . Diamètre polaire 21.99 Nuitdu 20 au 21 octobre. Diamètre équatorial. 21.82 Diamètre polaire... . 21.56 1k octobre Diamètre équatorial . 21 .16 Diamètre polaire.. . . 21.38 G novemlM'C Diamètre équatorial. 18.83 Diamètre polaire.... 19.19 Id. Id. Id. 10 décembre 1817 Diamètre équatorial. 17.29 Id. 15 décembre Diamètre équatorial. 16.57 Diamètre polaire 16. /i7 ' 20 décembre Diamètre équatorial. 1<>.2€ Id. 5 février 1837 Diamètre équatorial. 1^.77 . Diamètre polaire VU ko 7 février Diamètre équatorial. l/i.70 . Diamètre polaire. .. . 1Z|.63 7 août 1845... Diamètre équatorial. 2466 . Diaiuètiie polaire. .. . 24.81) MÉMOIRE SUR MARS. 287 Dates des observations. Valeurs des diamètres de Mars. 9 aoiit Diam. équatorial... 25. li Diam«^tre polaire. . . 2.'i.71 Diam. équatorial. . . 25.08 Diamètre polaire. . . 2Ù.72 Diam. équatorial... 25.12 Diamètre polaire.. . 2'i.65 Diam. équatorial., . 25.07 Diamètre polaire... 2^.66 Diam. équatorial.. . 24.97 Diamètre polaire. . . 2^.32 Nuit du 12 au 13 août. Diam. équatorial. . . 25.12 Diamètre polaire. . . 2Zi.59 Diam. équatorial. . . 2i.75 Diamètre polaire. . . 25.08 Diam. équatorial.. . 25.14 Diamètre polaire. . . 24.92 Nuit du 14 au 15 août. Diam. équatorial. . . 25.29 Diamètre polaire. . . 2471 Diam. équatorial.. . 25.29 Diamètre polaire. . . 24.84 16 août Diam. équatorial.. . 25.50 Diamètre polaire. . . 24-50 17 août Diam. équatorial. . . 25.52 Diamètre polaire. . . 24.79 Diam. équatorial. , . 25.37 Diamètre polaire. . . 24.78 Diam. équatorial... 25. G5 Diamètre polaire. . . 24.14 Diam. équatorial.. . 25.73 Diamètre polaire. . . 24. 60 Diam. équatorial... 25 38 Diamètre polaire. . . 24.56 19 août Diam. équatorial. . . 25.31 Diamètre polaire.. . 22.77 20 août Diam. équatorial... 2548 Diamètre polaire.. . 24.87 Noms des observateurs. M. Arapo. .M. E. Douvard. M. Laueier. M. Goujon. 11. Faye. M. Laugier. J M. Faye. j- M. E. Bouvard. M. E. Bouvard. M. Faye. M. Araso. \ Ici. ) ! M. Laugier. M. Goujon. .M. Faye. M. E. Bouvard. AI. Arago. .y. Laugier. •ISS MÉMOIRE SUR MARS, Dates des observations. 26 août. 22 août. 24 août. 25 août. 29 août. 30 août. 31 août. Valeurs des diamètres de Mars. Diam. équatorial... 25.50 Diamètre polaire.. . 2/i.55 Diam. équatorial. . . 25.50 Diamètre polaire.. . 2/i 57 Diam. équatorial. . . 25. 5ù Diamètre polaire. . . 2Zi.70 Diam. à 45" à droite. 25.Zi5 Diam. équatorial.. . 25 58 Diamètre polaire. . . 2/i.50 Diam. à 65° à droite. 25.27 Diam. équatorial.. . 25.58 Diamètre polaire. . . 2/i./i5 Diam. à U5" à droite. 25.35 Diam. équatorial.. . 25.31 Diamètre polaire. . . 2Zi.39 Diam. équatorial.. . 25.Z|0 Diamètre polaire.. . 2Zi.63 Diam. équatorial. . . 25.31 Diamètre polaire.. . 2/i./i6 Diam. équatorial. . . 25.27 Diamètre polaire. . . 2/i.57 Diam. équatorial.. . 2Zi.91 Diamètre polaire... 2Zi.l8 Diam. équatorial... 25.27 Diamètre polaire. . . 2Zi.Zi3 Diam. équatorial... 2/Î.66 Diamètre polaire. . . 26 .02 Diam. équatorial... 2Zi.99 Diamètre polaire. . . 2/j.24 Diam. équatorial.. . 2^.88 Diaii^ètre polaire. . . 23.99 Diam. équatorial.. . 23.68 Diamètre polaire. . . 23.93 Diam. équatorial... 23.67 Diamètre polaire. . . 23.92 Diam. équatorial.. . 2Zi./)5 Diamètre polaire. . . 23. 71 Noms des observateurs. M. E. Bouvard. M. Goujon. M. Arago. M. E. Bouvard. M. Goujon. M. E. Bouvard. M. Goujon. M. Paye. M. Faye. M. Goujon. M.E.Bouvard. M. Goujon. M. Faye. M.E.Bouvard. M. E. Bouvard. M. Goujon. \T. Ara^o. M. Arago. M. Laurier. MÉMOIIIE SUR MARS. 289 Noms Dalfs des observations. Valeurs des diamètres de Mars. des observa t»iirs. 22 octobre 18i7 Diain. tMiiiuturial.. . '21.29 I y_ Laurier. Diainètix- |)olaii-o. . . 20. 'i8 \ 25 octobre Diatn. éiiuatorial.. . 21.19 / ^j ^^^^j^ Diamètre polaire.. . 20.86 \ Diani. équatorial.. , 20.83 / .. ... Diamètre polaire.. . 20.52 \ 26 octobre Diam. équatorial. . . 21 .58 / ^^ Arago. Diamètre polaire.. . 20.62 ) Diam. équatorial... 21.25 / ^j i^^„iq^ Diamètre polaire... 20.58 i ' " ° ' 27 octobre Diam. équatorial.. . 21.51 / Diamètre polaire.. . 20.61 S Diam. équatorial.. . 21. Ù8 j Diamètre polaire.. . 20.67 \ 28 octobre Diam. équatorial.. . 21.67 / ^^ Ara^-Q Diamètre polaire... 20.96 i ' ' ° ' Diam équatorial... 21.28 | ^^ ^ Diamètre polaire... 20. 8o ) 30 octobre Diam. équatorial. . . 21.19/ Diamètre polaire... 20.60 {' ' * ' Diam. équatorial... 21.32 / ,, , • M Laurier Diamètre polaire.. . 20.31 \ ' ° ' CHAPITRE VI MESLRE DES DIAMÈTRES DE M.\RS F.\ITES AVEC LE MICROMÈTRE OCCLAIRE A GROSSISSEMEM VARIABLE DE M. ARAGO [ Les mêmes registres d'observations de M. Arago d'où ont été extraites les tables précédentes, renferment aussi un certain nombre de mesures des diamètres de Mars faites avec le micromètre oculaire à grossissement va- riable décrit dans V Astronomie populaire (liv. \iv, t. ii, p. 77). Pour déduire de ces mesures les grandeurs des XI. — M. 19 290 MÉiMOlIU^ SUR IMAMS. diamctrcs, il faut diviser Taiigle invariable du prisme qui était de !2173" par chaque grossissement correspondant h chaque position de la lentille intermtkliaire lorsque les images sont tangentes. La table suivante a été dressée d'après ce principe.] Dates des observations. Noms des diamètres mesurés. Parties de l'échelle qui correspondent à la tan^'euce des deux images. Grossisse- ments correspondants ■dUX parties de l'échelle. Diamètres calculés. 23 sept. 1815. polaire 67.50 102.50 21". 20 équatorial 65.67 10/1.33 20 .83 27 — polaire 72.00 98.00 22 .17 équatorial 71.50 98.50 22 .06 ■ 8 octobre polaire 71.67 98.33 22 .09 26 — équatorial 73.50 97.50 22 .28 polaire 71.60 98./10 22 .08 3 novembre polaire 65.55 IO/4./15 20 .82 équatorial 66.50 103.50 20 .99 6 — équatorial 61.90 108.10 20 .10 polaire 62.83 107.17 20 .28 11 décembre polaire Zi6.50 122.50 17 .7/1 équatorial /l6./i0 122.60 17 .72 16 — équatorial /i5.50 12/1.50 17 ./i5 polaire 42.Z1O 127.60 17 .03 CHAPITRE Vil OBSERVATIONS DES TACHES DE MARS Année 1813. 5 juillet. — J'ai examiné plusieurs fois Mars, dans la soirée entre II'' et minuit, avec la lunette de Lere- bours armée de ditTérents grossissements et j'ai tou- jours aperçu dans le bord supérieur apparent de cette MKMOIIiK S un MARS. 201 planète une tache blanche, assez étendue et rail)lement plus vive que le reste du disque. 1 juillcl. — On aperçoit au bord supérieur apparent de Mars une tache blanchâtre qui, d'après les observations de Maruldi et d'IIerschel entoure le pôle méridional de la planète. Cette tache, comme les deux observateurs que je viens de nommer l'ont remarqué, semble déborder le reste du disque; elle m'a servi de repère dans les obser- vations que j'ai faites du diamètre polaire; car alors j'ai établi la tangence des deux images dans le milieu de la largeur du segment éclairé ; pour le diamètre équatorial je me suis placé à 90° de la première position. J'ai pensé qu'il serait curieux de déterminer le plus exactement possible la largeur de cette tache blanche. Pour cela, pendant les mesures du diamètre équatorial, j'ai fait quelquefois empiéter les deux images Tune sur l'autre de manière à former, dans ce sens, un segment éclairé qui fût semblable à celui que j'apercevais dans le bord supérieur apparent de chaque image. J'ai trouvé, par trois mesures successives, que cette circonstance avait lieu lorsque l'index du prisme s'arrêtait à 315, ol9, ol9. Par une moyenne on aura 317.67. Retranchant ce nombre de 365.17 qui indique le point du diamètre équatorial, la différence kl. 60 exprimera, en parties de l'échelle, la largeur du segment qu'on a formé par la superposition des deux images et, par conséquent, celle de la tache polaire qui, par hypothèse, est égale à ce segment. [D'après les valeurs des parties de l'échelle rappor- tées plus haut, la largeur /|7. 50 correspond à 3". 66.] l ne circonstance qu'il est bon de rapjKjrter ici, c'est 292 MÉMOIRE SUR MARS. que le segment formé artiiîciellcmcnt i)ar la superposition des deux extrémités du diamètre cquatorial est sensible- ment moins lumineux que les taches polaires. Ceci est d'autant plus remarquable que les bords de la planète sont sensiblement plus lumineux que le centre. La com- paraison d'intensité dont je viens déparier était d'ailleurs très-aisée par la raison que les deux taches étaient très- près l'une de l'autre. On voit, du reste, que la conclusion qui se déduit immédiatement de cette observation, c'est que la tache lumineuse qu'on aperçoit au pôle méridional réel de Mars a une intensité plus que double de celle de toutes les autres parties du disque de cette même pla- nète. 11 faut encore noter que la teinte générale de Mars est un rouge assez sensible, tandis que la tache polaire est d'un blanc bien tranché. i2 juillet. — Pendant la série de mesures du diamètre équatorial de Mars faites à cette date (voir p. 272), j'ai amené à plusieurs reprises le prisme dans cette position où le segment éclairé qui résultait de la superposition des bords des deux images paraissait avoir une largeur égale à celle de sa tache blanche qu'on aperçoit au pôle méri- dional (bord supérieur apparent) de la planète. L'index s'est arrêté successivement à 333 332.5 333 d'où moyenne. .. . 332.83 La tangence des deux disques m'a donné 379.58 D'où largeur du segment ou de la tache Zi6.75 [Cette détermination correspond à 3''. 60, le diamètre équatorial étant 22". 86. ] Le segment était un peu moins vif que la tache polaire M f: MO nu- sur: mai? s. 293 d'où l'on peut conclure que cette région de la planète a une intensité de lumière plus que double de celle des autres parties du disque. \6juillrt. — i.a ri.2:ure suivante (fig. 1*2) représente \ K'''\ Fig. tî. — Taches de Mars observées le 16 juillet 1813 par M. Arago. les taches de Mars telles qu'elles m'ont apparu dans la lunette qui renverse les objets. La tache blanche supérieure a me sem.ble sensiblement moins large que ces jours passés, c'est-à-dire que le 7 et le 12 juillet. L'intervalle h me paraît plus petit que le tiers du disque de la planète. J'ai employé la lunette de Lerebours armée de difTé- rents grossissements. 22 juillet. — En faisant mordre les deux diamètres de l'équatcur, j'obtenais un segment éclairé dont la lar- geur me paraissait égale à celle de la tache polaire lorsque '591 MtMOIRK SUR MARS. l'index s'orrêtait h ofxS, 360, S7/i, cFoii moyenne 3G9.33. Ce segment artificiel me semblait plus brillant que la tache polaire, tandis que ces jours derniers j'avais ob- servé le contraire. Les mesures prouvent d'ailleurs que la tache du pôle méi'idional est sensiblement moins larp;e que pendant mes premières observations. [Si l'on re- tranche 3G9.33 de 390.56, nombre obtenu par la tan- gence des deux discjnes, on obtient 29.33 ou 2". 25 pour la largeur de la tache polaire, le diamètre cquatorial étant 2/i'M6.] Ces observations ont été faites à V' du malin. La figure suivante (fig. 13) représente les taches de / / 1 ig. 13. — Tache.'i do Jla-s observées le 21 juillet ISi3 par M. Arago. Mars dessinées à 21'' 20"' sidérales (vers IM/û- de temps vrai), telles qu'elles m'apparaissent dans la lunette : a est la tache blanche; b une bande noire; je crois que l'intervalle c est un septième du discjue de la planète. Je M (■•:>! ni n F-. SUI? MAHS. 295 n'apercevais pas, il y a une heure, la portion verticale de la bande noire. La tache polaire me semble moins large et moins brillante que ces jours passés; aussi est-il très- probable que la portion qu'on en voit n'était point celle quia été mesurée le 7 et le 12 juillet. Je ne me sou- viens pas, en effet, d'avoir aperçu alors, sur le disque de la planète, la bande noire que j'ai dessinée dans la figiu'e ci-dessus. J'ai employé dans ces observations la lunette de l'Em- pereur armée des grossissements 150 et 200 fois: avec le premier, les couleurs que produit la dispersion de la lumière dans l'atmosphère étaient insensibles; avec le second, le bord supérieur apparent est rouge et le bord inférieur vert bleuâtre. 27 juillet (à 19'" 10"" sidérales, vers iO^^'li de temps vrai). — J'ai examiné Mars pendant une éclaircie avec la lunette de Lerebours ; le disque était ondulant et baveux : il m'a semblé cependant reconnaître que la tache blanche qui entoure le pôle supérieur apparent a atteint de nouveau l'éclat et l'étendue qu'elle avait pen- dant les observations du 7 et du 12 juillet; toujours est-il bien certain qu'elle surpasse sensiblement la tache du 22 juillet. On n'aperçoit pas la bande noire crochue que j'ai dessinée ces jours derniers (fig. 12 et 13), et qui semble si propre à déterniinfr la durée do la rotation de la planète. Du reste, toutes ces observations ont été faites par des circonstances atmosphériques très-défa- vorables. 28 juillet. — En faisant mordre les deux bords hori- zontaux de la planète, j'ai reconnu que le segment lumi- 296 MÉMOIin<: SUR MARS. neux que j'obtenais de cette manière était aussi large que la tache polaire lorsque Tindex s'arrêtait à 383 et 380 pt par une moyenne à 381.50 La mesure du diamètre équatorial donnant.. . 602.68 On a pour la largeur de la tache polaire 21.18 [Cette mesure correspond à 1".G3 pour la largeur de la tache polaire, le diamètre équatorial étant 24". /i8.] 1" août. — Entre iO^Sjli et 11"" j'ai trouvé que les bords horizontaux des deux images de la planète se mor- daient d'une quantité égale à la tache polaire lorsque l'index correspondait à 377, 376, 373 , et en moyenne à 375.33 La mesure du diamètre équatorial donnant, . Ù07.08 On a pour la largeur de la tache 31.75 [Cette mesure correspond à 2".â4, le diamètre équa- torial étant 24". 82. ] 2 août. — ^Pendant les mesures du diamètre équato- rial que j'ai faites aujourd'hui, c'est-à-dire vers 11'' 3/4 de temps vrai, j'ai reconnu que la tache blanche du bord supérieur apparent est égale en largeur au segment éclairé qui résulte de la superposition des deux disques, lorsque l'index de l'échelle s'arrête à 375, 37i, 375, et par une moyenne à 37/(.67 La mesure du diamètre équatorial ayant donné. /i08.87 La largeur de la tache est 3/i.20 [Cette mesure correspond à 2". Go, le diamètre équa- torial étant 2V'.90.] 18 août. lO** 50"' sidérales (vers 10'' de temps vrai). — MÉ.MOIRi: SU II MARS. 297 Les taches de ^lars sont représentées par la figure Mi telles qu'elles m'apparaissent renversées dans la lunette Fig. ii — Taches de Mars observées le IS août 1813 par M. Arago. Fig. 15. — Aspen l'e Mars le 19 août 1S13. de l.ereljours avec un grossisseinent de 11)0 fois environ. 19 amU 1813 (à IS^'/iS"' de temps sidéral). — Mars est assez brillant (fi.ii;. 15); ses boi'd- sont Irés-dciilciijs §98 M i; M () 1 Kl-: su H MARS. et baveux. La tache ne se voit pas mal par moments. (Observation que M. Mathieu a eu la complaisance de faire pendajit mon voyage à Soissons.) 20 août (vers '20'' 20"' de temps sidéral ). — Mars est trouble et baveux : la tache (fig. 16) ne se voit jamais Fil'. Ifi. —Aspect de Mars le 20 août ls|3. Fij. 17. — Aspect de .Mars le 23 août 1813. M f; M 0 1 H !•: su II M A us. 299 bien distincleniont; coi^oiulant sa config-urnlion al sa position doivent (Hre assez exactes. (Observation de M. Matliieu.) 23 août (vers 20'' 25"' de temps sidéral). — Mars est un peu trouble et ditTus vers ses bords; on n'a pas mal vu la tache (fig. 17) par intervalles, mais, il est vrai, pendant des instants très-courts. (Le grossissement em- ployé est de 191 fois. (Observation de M. Mathieu.) 24 aoilt 1813 (vers 2JM0'" de temps sidéral). —Mars est un peu ondulant. Cependant l'observation (fig. 18) se fait bien. Le grossissement est de 191 fois. F\'J. IS. — Aspncl (1(! Mars le 2i août, JSi:i. 1 1 octobre. — On aperçoit encore très-distinctement la tache brillante dont est entouré le pôle supérieur ajipa- rent de Mars. Je consigne ici cette observation, parce que Flaugerguesa imprimé, dans le dernier cahier du Joiinxil de physique, que la tache a disparu un mois après sa pi-e- mière apparition. 19 oclohrc. ~ La tache brillante du pôle austral (du 300 MEMOIRE SUR MARS. bord supérieur apparent) est très-visibl*^ : il m'a semblé, par dilTérents essais, que sa largeur est de plus de i", peut-être même de 1".5. 5 novombrc. — La tache blanche polaire de Mars est maintenant très-petite et se voit à peine; cependant je l'ai aperçue d'abord pendant les mesures que j'ai faites à 7 heures et ensuite à S*" 1/2 avec la lunette de Lerebours. 2/i. novembre. — On voit encore la tache brillante du pôle austral de Mars dans le bord supérieur apparent du disque. 11 décembre. — J'aperçois encore par moments la tache polaire de Mars comme un petit point blanc , et c'est là ce qui détermine dans quel sens je dois prendre le diamètre polaire. Du reste , l'inégalité des deux dia- mètres est très-sensible à l'œil. 30 décembre (G^'S/Zi). — Mars se voit assez bien. J'ai cru par moments apercevoir des traces de la tache po- laire. Je suis, du reste , assez sûr d'avoir mesuré le plus grand diamètre de la planète. /innée 1815. 2 octobre. — il est ii^i jli de temps vrai : la tache lumineuse du bord supérieur en apparence (pôle austral de la planète) ne touche pas le bord; la tache est sensi- blement moins étendue que l'an dernier. 7 octobre {T'\[!i). — On voit la tache brillante po- laire; elle touche le bord et est extrêmement petite. 7''o/ii. — On voit encore la tache polaire, mais elle est I MÉMOinR SUR MARS. .101 très-petite; je ne crois pas, après diverses épreuves, qu'elle sous-tendc plus de 1'^ 8 octobre (à 23''"25"' de temps sidéral, vers 10'' 12 de temps vrai). — La tache polaire est extrêmement petite ; elle ne sous-tend pas une accoude. Je ne crois pas qu'elle touche au bord de la planète, mais elle en est très-près. 15 octobre. — Durant les mesures que j'ai faites au- jourd'hui, je n'ai pas aperçu la tache brillante du pôle aus- Fig. 19. — Taches de Mars observées le 20 octobre 1S15 par M. Araso. tral : les circonstances n'étaient pas favorables pour cette observation. ^lais si les dimensions de la tache avaient été aussi considérables que dans quelques-unes des obser- vations précédentes, elle aurait été certainement visible. 16 octobre. — Je n'ai pas aperçu la tache brillante du pôle austral de ^Jars; est-ce à cause de son extrême petitesse, ou parce qu'elle est derrière le disque apparent? C'est ce qui pourra être décidé par des observations ulté- rieures. 302 Mf-MOIKH SUR MA H S. 17 vctnlivc (à 11'' 1 '"ï). — J'ai examiné Mars avec la lunette de Lerebours année du grossissement \o!x. «Te n'ai aperçu aucune trace de la tache brillante du pôle austral. Je substitue le grossissement 191 au précédent, mais sans voir davantage cette tache. 20 octobre (à minuit précis, temps vrai). — 11 me semble de temps en temps apercevoir de très-légères traces d'une tache brillante au pùle austral de Mars qui dans la lunette présente l'aspect suivant (iig. 19) ; mais le diamètre en est si petit, ses apparences sont si fugitives que je ne me hasarderais pas à répondre de leur réalité. J'observe dans les cabinets, avec la lunette de Lerebours armée du grossissement lo/i. 20 octobre, minuit pr/cis, — La tache brillante du pôle austral de Mars (fig. "20) touche le bord de la planète et Fig. 20. — Taches de Mars observées le 50 octolue isili par M. Aiapo. semble même par moments le déborder un peu : son diamètre est tout au plus d'une demi-seconde. La bande obscure ne touche d'aucun côté le bord de la planète. M KM 01 ni': sri{ M. M? s. :50;] Les observations sont faites avec la limctie de I.ere- bours armée du grossissement 191. 'o noveuibre (11'' 1 /l). — On voyait un peu la tache polaire de Mars; il m'a semblé qu'elle touchait au bord de la planète. 6 novembre (7''3 7|). — • On voit la petite tache polaire blanchâtre. (All''l/Zi.) — On ne voit pas parfaitement les détails de la tache noire à cause des ondulations de Tair, (|ui rendent souvent Mars dilTus. .'ïiinee 1817. il décembre. — On ne voit qu'une très-petite partie de la tache lumineuse polaire. 1(3 décembre. — A peine soupçonne-t-on la tache brillante polaire. 20 décembre. — On voyait un tant soit peu la tache blanche sur le bord de la planète. Anm'e IS.'i"). IG (wùl. — L'empiétement des deux disques fournit un segment éclairé égal en largeur et en intensité à la tache polaire Iors(|ue l'index s'arrête à 305. Si l'ou retranche ce nombre de /| !(> (|ui indique le |)()int où s'arrête l'index pour le diamètre équatorial , on a 51 parties de l'échelle, ou 3'^93 pour la largeur de la tache. 17 août. — l/empiétement des (Unix images fournit 304 ^lf:MOIRK SUK :\1ARS. un segment de l;i nièiiie largeur (juc la tache lorsque l'index s'anèto à o()8. Je trouve l\\0 pour le diamètre équalorial. La largmu" de la tache est donc !\S parties de réchelle ou IV .10. La tache paraît un peu moins lumi- neuse que la veille et semble atteindre le bord. 2^2 aoilt. — L'empiétement des deux disques est égal à la tache, mais moins lumineux lorsque l'index s'arrête h o7().5. Retranchant ce nombre du diamètre équatorial /llO./l, j'obtiens 39.9 parties de l'échelle ou 3''. 07 pour la largeur de la tache. Innée 18/|7. 27 octobre. — On ne distingue pas la tache polaire. 28 octobre. — On croit voir la tache polaire supé- rieure. DE L'INFLUENCE DES LUNETTES SUR LES IMAGES CHAPITRE PREMIER I N T r. 0 1) L C T 1 0 N Lorsque Galilée commença à appliquer les lunettes à l'étude de notre monde planétaire et du ciel étoile, le mode d'action des deux lentilles dont ces instruments se composent n'était nullement connu; aussi vit-on s'élever des doutes sur l'exactitude des résultats annoncés par l'illustre philosophe de Florence. Une académie, celle de Cortone, je crois, — car les académies en corps se trompent quelquefois comme les individus isolés, — alla même jusqu'à décider que les merveilles dévoilées par Galilée n'avaient rien de réel et quelles étaient engendrées par les lunettes dont il faisait usage. Le savant Clavius, auteur du gi'nnd ouvrage sur le calendrier, disait, à une certaine époque, que la lunette engendrait les satellites de Jupiter avant de les faire voir. ( Venturi , tome i , page l/i2. ) XI. - u. 20 306 DE L'INFLUENCE DES LUNETTES Un philosophe de Pise, nommé Libri, montra une telle obstination à ce sujet qu'il ne voulut jamais mettre l'œil à une lunette pour voir les satellites. (Venturi , tomei, page ilili,) Depuis, le scepticisme n'a pas été jusqu'à ce point, mais on peut légitimement se demander si les objets sont présentés suivant leur forme et leur dimension réelle dans les lunettes et dans les télescopes, instruments, il faut le remarquer, qui n'ont jamais la perfection mathématique que la théorie suppose. Vu le degré de précision auquel on aspire maintenant, on peut dire que les séries de mesures faites avec le plus de soin méritent une entière confiance alors seulement que l'observateur s'est assuré par des épreuves directes que la lunette ou le télescope dont il s'est servi n'a intro- duit dans les résultats rien d'erroné. Avant de continuer mes communications sur la forme, les dimensions et la constitution physique des planètes, j'ai regardé comme indispensable de chercher dans mes registres les moyens de faire disparaître les doutes que je viens de soulever, et de circonscrire dans de justes limites les erreurs de l'instrument que j'employais. Tel est le but du Mémoire que j'ai l'honneur de présenter aujourd'hui à l'Académie ^. 1. Ce Mémoire, destiné à TAcadémie des sciences, ainsi que le prouve le texte, a été dicté par M. Arago quatre mois seulement avant sa mort. SUR LES IMAGES. 307 CHAPITRE II MA LONETTB h'aLTÉRAIT PAS LA FORME DES OBJETS I Ayant établi sur la face méridionale du Luxembourg un cercle blanc tracé sur une planche noircie, j'ai placé cette planche perpendiculairement à la ligne menée de son centre à la tour occidentale de l'Observatoire où était ma lunette; j^ai mesuré alors les divers diamètres de ce cercle (voir précédemment p. 279 à 283). Ils furent trouvés ainsi qu'il suit : Diamètre vertical /il".iÇ7 Diamètre horizontal ûl .70 Diamètre incliné à l'horizon de Ù5" 41 .66 On pourra regarder comme une conséquence légitime de ces observations que l'image d'un objet circulaire était restée parfaitement circulaire dans la lunette et que dès lors celle-ci n'en altérait nuHement la forme. CIIAPITBE III t avait-ii, d\ns ma i.unktte des effets sexsïbtes prevenant des aberrations de sphéricité, de réfra^gibilité et de l'irradiation ? Les aberrations de sphéricité et de réfrangibilité jointes à l'irradiation doivent augmenter le diaïflètre d'un cercle blanc se projetant sur un fond noir et diminuer le dia- mètre d'un cercle noir se projetant sur un fond blanc. La fenêtre du Luxembourg où se trouvait le cercle blanc 308 DE L'INFLUENCE DES LUNETTES dont il est question dans le paragraphe précédent portait un cercle noir d'une dimension égale que j'ai mesuré de la même place et avec le môme instrument : Diamètre horizontal Zjl".56 Diamètre vertical Al .69 La différence entre ces mesures et celles du cercle blanc est assez petite pour m'autoriser à conclure que les trois causes d'erreur dont je viens de parler ne s'élevaient pas en somme à un dixième de seconde. Cette conséquence est confirmée par les mesures que je fis, non plus de deux cercles, mais de bandes recti- lignes blanches et noires de même largeur et se projetant l'une sur un fond noir, et l'autre sur un fond blanc. La largeur de la bande blanche fut trouvée de 11". 24 Celle de la bande noire de 11 .21 Le 17 novembre 1810 je fis aussi plusieurs séries de mesures du diamètre horizontal et du diamètre vertical d'un disque découpé dans un réverbère lumineux placé dans une des salles du Luxembourg. Le diamètre du disque était de 0"'.273. Je trouvai dans une première série d'observations faites avec un grossissement de 140 fois : Diamètre horizontal 42". 92 Diamètre vertical 42 .91 Dans une seconde série, en employant un grossisse- ment de 200 fois, j'obtins : Diamètre horizontal /i2".75 Piuiiiètre vertical 42 .73 SUR LES IMAGES. 309 CHAPITRE IV l'intensité de la lcmikre exerce-t-elle cne infleexce SUR les diamètres des disques? Pour résoudre cette question, on a mesuré le diamètre vertical d'un cercle blanc, d'abord avec un oculaire formé de lentilles parfaitement diaphanes, et ensuite avec un oculaire composé de lentilles de verre très-vert. Les premières mesures ont donné 41 ".67, les secondes, celles effectuées avec le verre vert, ont donné [ii'\Ç>o. On voit que TafTaiblissement causé dans la lumière par l'oculaire vert n'a rien produit de sensible sur les mesures. CHAPITRE V l'éclat d'un astre ixflue-t-il sur les valeurs des diamètres? Les mesures suivantes pourront aider à résoudre la question de savoir si l'éclat d'un astre influe sur les valeurs obtenues pour les mesures de ses diamètres. 26 mars 1812. Diamètre de Vénus. On se sert d'un verre rouge foncé l/i".26 Même diamètre à travers un verre vert faible 13 .89 Même diamètre sans verre coloré 13 .65 La planète est très-ondulante. 17 mai 1812. Diamètre de Vénus, observation faite de jour 22". 17 Même diamètre, observation faite de nuit... 22 .12 34é DE L'INFLUENCE DES LUNETTES 5 jiim 1812. Diamètre de Vénus sans verre coloré ( il est encore jour) 28". 80 Même diamètre avec un verre rouge foncé.. . 28 MO Les observations sont difficiles quand on place le verre coloré devant Toculaire. Diamètre de Vénus avec un verre foncé ver- dàtre 27". 92 Même diamètre sans verre coloré (il fait nuit] 28 .11 9 Juin 1812. t)iamètre de VéDus avec un verre fooge foncé 29".70 — sans verre coloré 30 .01 Vénus est très-ondulante. 11 juin 1812. Diamètre de Yéniis sans verre coloré ( il fait jour ] 30".59 Diamètre de Vénus, verre vert foncé (nuit close ) 30 .36 Vénus est ondulante. 12 juin 1812. Diamètre de V-énus, verre vert ( il fait jour) . 31". 00 — sans verre coloré 31 .06 28 juin 1812. Diamètre de Vénus sans verre coloré 39". 30 — verre vert 39.15 29 juin 1812. Diamètre de Vénus, verre vert 39". 27 — sans verre coloré 39 .Û2 Les observations sont difficiles. SUR LES IMAGES. 314 La diminution de l'éclat de Vénus par Tinterposition d'un vcrro coloré n'a amené, comme on le voit, qu'une diminution de 1 à 2 dixièmes de seconde dans la mesure des diamètres. CHAPITRE VI DE l'action des DIAPHRAGMES SDR LA GRANDEUR DES IMAGES S'il est aujourd'hui un fait démontré en astronomie, c'est que les étoiles, à la distance qui nous en sépare, ont des diamètres inappréciables. Et cependant quelles que soient les lunettes avec lesquelles on observe ces astres, leurs diamètres se présentent sous des angles très- sen- sibles. Les énormes différences qu'offrirent les formes des étoiles observées à l'origine avec des lunettes et les valeurs du diamètre d'une même étoile données par divers astronomes étaient bien propres à faire supposer que ces diamètres n'avaient rien de réel. Hévélius par- vint , lui , à rendre les formes des étoiles constantes, rondes, bien terminées, bien définies, en plaçant devant l'objectif de sa lunette une plaque métallique percée d'un trou rond de petit diamètre. Il se persuada alors avoir triomphé de la difficulté du problème. Cependant en remplaçant la première ouverture par une plus resserrée, il aurait vu ses disques s'agrandir sans rien perdre de leur netteté. Quoi qu'il en soit, il trouva que î 312 liF, I, INFLUENCE DES LUNETTES Sirius avait un diamètre de 6". 3 La Chèvre 6.0 Régulus 5 .1 Les étoiles de seconde grandeur Zi .5 etc. , etc. Gassendi, d'après des observations faites avec un objectif à ouverture réduite, donnait à Sirius un diamètre de lO''. Jacques Cassini, à l'aide d'une lunette de 34 pieds (9"'. 85), et une ouverture de carton placée devant l'ob- jectif, attribuait au môme diamètre une valeur de 5'^ Ilalley a indiqué en 1720 ( Transactions philosophiques ^ t. XXXI, p. o) les occultations par la Lune comme un moyen de prouver que les diamètres assez sensibles qu'ont les étoiles dans les meilleurs lunettes ne sont pas réels et tiennent à une illusion d'optique. Je ne sais pas exacte- ment s'il est le premier qui ait eu cette idée. Usher est à ma connaissance le premier qui, dans un Mémoire publié en 1788 dans le second volume de l'Aca- démie d'Irlande, ait signalé, en gros, la vraie cause de l'élargissement du diamètre des étoiles et de la forme circulaire que ces Hstres alîectent lorsqu'on les regarde à travers une lunette dont l'ouverture a été considérable- ment réduite. « J'ai reconnu, dit-il, que l'amplification des images des étoiles au foyer des lunettes doit être attribuée à l'in- flexion de la lumière. En diminuant considérablement l'ouverture du diaphragme, je rendais l'image de la Polaire si grande, si ronde, si bien tranchée, qu'on pou- vait observer séparément les passages au méridien de ses deux bords et de son centre. » SUR LES IMAGES. 313 Dt^puis cette époque on a public des théories pins ou moins complètes de la formation des images agrandies des étoiles au foyer des objectifs, fondées sur la doctrine des interférences. Au nombre de ces publications nous aurions à citer un ouvrage fort étendu et fort savant de M. Schwerd. Considérons maintenant comment une petite ouver- ture doit agir sur les dimensions de Tirnage, non plus d'un seul point, mais de celle d'un corps planétaire, c'est-à-dire d'un corps ayant un disque sensible, sur les dimensions des images de Vénus et de Mars, par exemple. Chaque point du contour de la planète pouvant être considéré comme une étoile sans dimension appréciable, son image focale devra être agrandie comme le serait, par l'action des bords du diaphragme, l'image d'une étoile proprement dite. Un diaphragme qui donnerait aux étoiles un diamètre factice de li'^ semblerait devoir augmenter de la même quantité le diamètre apparent de Vénus, de Mars, de Jupiter, de Saturne. Cette déduction est naturelle, et je la trouve consignée en ces termes dans une note de l'illustre astronome Bessel adressée à M. de Humboldt : « Les étoiles ont des disques factices dans les meilleures lunettes; il n'est pas douteux que l'agrandissement des disques n'ait aussi lieu pour les planètes. » Une décision aussi formelle, émanant d'une telle auto- rité, m'imposait le devoir de rechercher, dans mes an- ciennes mesures micrométriques, de combien on s'éloi- gnerait des dimensions réelles des astres en se fondant au DE L'INFLUENCE DES LUNETTES ê\.\r leurs dimensions apparentes. Tel est le but principal de la discussion à laquelle je vais me livrer. La lunette dont je me suis servi dans toutes mes obser- vations micrométriques avait 2'". 35 de longueur focale, et le diamètre de son objectif était de 1G2 millimètres. Un diaphragme retranchant les rayons qui passent près des bords de l'objectif supprime ou amoindrit les aberrations de sphéricité et de réfrangibililé ; il doit donc contribuer à diminuer la grandeur apparente des images. Nous avons vu (p. 307), par des observations compa- ratives d'un cercle blanc se projetant sur un fond noir et d'un cercle noir se projetant sur un fond blanc, que ces deux genres d'observations étaient insensibles dans la lunette dont je me servais, lors même que tout l'objectif était à découvert. Je n'ai donc à examiner que l'action toute spéciale qu'un diaphragme pourrait exercer. J'ai employé quatre diaphragmes dont le premier avait /l5 millimètres d'ouverture. La valeur du diamètre du second diaphragme a été égarée. Le troisième avait 20 millimètres; le quatrième 10 millimètres. Le 2 octobre 1811, avec le diaphragme n" 1, Arcturus avait un disque de 3". 95. Avec le diaphragme n" 3, le disque était de 7''.63. Par conséquent, avec le diaphragme n° 2, dont l'ou- verture était intermédiaire entre celle du diaphragme n° 1 et celle du diaphragme n"3, l'étoile devait avoir un dia- mètre intermédiaire entre 3". 95 et 7''. 63 ou d'environ &\ Avec le diaphragme n° d le disque était de 13". 65^. 1. Il eût (^té désirable de pouvoir joindre à ces observations la valeur du diamètre de l'étoile observée avec toute l'ouverture de SUR LÈS IMAGES. 315 Le 23 novembre 1810, avec le même ins^trnment, quand je me servais de toute Touverture de la lunette, le diamètre de Vénus était de /i2".62 ; avec un diaphragme 11» 2 il était de iï2".41. Le SI mai 1812, le diamètre de Ténus, observé sans diaphragme, était de 26".33; avec le diaphragme n° 1 11 était de 26'M8; avec le diaphragme ïi° 2, de 20'". 00 ^ Quand il s'agissait d'une étoile dans le passage du diaphragme n° i au diaphragme n" 2, le diamètre d'Aro- turus augmentait de 2" ; dans les mêmes circonstances, le diamètre de Vénus, loin d'augmenter, a diminué de 0'''.12. Ainsi on peut admettre que chaque point du disque de la planète ne se comporte pas dans cette observation comme l'eût fait un point isolé ; et la conjec- ture de Bessel se trouve démentie par les faits. Aurait- on le droit de conclure de là que la lumière réfléchie se comporte autrement que la lumière directe et beaucoup plus vive provenant des étoiles? Nullement; il est probable que chaque point du contour d'une planète se trouve dilaté par l'influence de l'écran comme l'est l'image d'une étoile, mais qu'à cause de la faiblesse de la lumière cette image dilatée se réduit à un point. Leâ anneaux obscurs et lumineux dont l'image d'une étoile est Tobjectif, mais oa diamètre ne fut pas mesuré parce qu'il était trop irréjîuiicr. l'oui-quoi une lunette qui terminait si mal une étoile donnait-elle une image passablement nette de Vénus? C'est une question qui mérite d'être; séiieusement examinée. 4. Avec le diaphragme de 10 millimètres, les bords do la planète étaient diffus. Mais une circonstance très-remarquable, c'est qu'on pouvait alors enfoncer l'oculaire de 2 ou 3 centimètres saus aug- mëiiter la diaiisiôri. 3lfi DE L'INFLUENCE DES LUNETTES entourée ne sauraient se voir quand on observe une planète dans les mêmes circonstances ; car les anneaux obscurs provenant des points situés sur le bord extrême doivent correspondre aux anneaux lumineux fournis par des points placés dans l'intérieur du disque, d'où résulte une lumière faible et continue. Telle est probablement la cause de cette lueur indéfinie dont les images des astres sont entourées dans les meilleures lunettes , même dans celles dont les objectifs et les oculaires sont formés du verre le plus pur. Quoi qu'il en puisse être de cette explication, nous pou- vons déduire du fait cette conséquence inattendue que les diamètres des planètes les plus brillantes, ceux de Vénus et de Mars, par exemple, n'étaient nullement augmentés lorsqu'on substituait à toute l'étendue de l'objectif la portion réduite qu'un diaphragme laissait à découvert. La détermination des dimensions de l'orbite de Vénus et conséquemment la détermination des distances de cette planète à la Terre aux différentes époques de l'année ne repose nullement sur la mesure des diamètres de la pla- nète; on pourra donc recourir à ces distances pour résou- dre des questions relatives au diamètre sans craindre d'être accusé de faire un cercle vicieux. Déjà, depuis lon- gues années, je me suis servi de la considération des diamètres mesurés à différentes distances pour prouver que dans ma lunette les images de Vénus ne sont sujettes à aucune irradiation. Le même raisonnement servira à prouver que les diaphragmes ne produisent sur ces dia- mètres aucune augmentation sensible. Supposons, en effet, qu'on mesure Vénus en se scr- SUR LES IMAGES. 317 vant d'un diaphragme lorsque son diamètre est petit; admettons de plus que le diamètre mesuré soit égal au diamètre réel de l'astre augmenté d'une demi-seconde seulement, lorsqu'on déduira de ce diamètre mesuré celui que doit avoir la planète lorsqu'elle sera plus voisine de la Terre, quand elle sous-tendra un angle double du pre- mier, par exemple, on multipliera par 2 non-seulement le diamètre réel correspondant à la première époque, mais encore la demi-seconde formant une auréole factice provenant de l'action du diaphragme. Le diaphragme devant produire le même etïet sur le bord d'une grande ou d'une petite planète, il y aurait donc une différence d'une demi-seconde entre le grand diamètre observé et celui qu'on déduirait par le calcul du petit diamètre. Or, de telles difl"érences n'existent pas ou se manifestent même en sens contraire; nous pouvons donc affirmer que le petit diamètre de la planète n'était nullement augmenté par l'action du diaphragme, ce qui est parfaitement con- forme aux résultats déduits des mesures directes de la planète faites un seul et même jour avec des ouvertures différentes de l'objectif. Lorsque je songeai à tirer parti de mes anciennes mesures micrométriques, il me vint à la pensée qu'il serait convenable de s'assurer que les résultats obtenus sur l'action des diaphragmes n'étaient pas particuliers à mon œil , et j'invitai M. Laugier à répéter mes observa- tions en se servant de la lunette prismatique dont j'avais fait usage. Yoici les résultats qu'il m'a communiqués : 3<8 DE L'INFLUENCE DES LUNETTES SUR LES IMAGES. Numéros Diamètres des diaphragmes. des diaphragmes. 1 !i9 millimètres. 2 39.5 — 3 29.5 — U 19 — 6 8 — 30 Janvier 1851. — Sirius, sans diaphragme, mal terminé et très-difficile à observer 6". 5 Avec le diaphragme n' 1, le diamètre est 6 .2 — n° 2 6 .6 — n° 3 7 .6 — n° à 10.2 — n" 5 19.0 iU janvier 1851. — Diamètre polaire de Saturne sans diaphragme 16'. 8 Avec le diaphragme n° 3 16 .6 On voit donc qu'avec ce diaphragme le diamètre était plus petit que sans diaphragme, tandis qu'on aurait pu s'attendre à une augmentation de 7", en partant du moins de la supposition que le diamètre réel de i'étoiîe était insensible. lli janvier 1851. — Diamètre polaire de Jupiter sans diaphragme 37".08 Avec le diaphragme n» 3 37 .17 Ici les diiTérences des deux observations sont en sens inverse par rapport aux précédentes. On peut donc con- clure qu'il n'y a eu, dans les observations de M. Laugier non plus que dans les miennes, aucune influence exercée par la présence des diaphragmes sur le diamètre des images. SUR LE TRAITÉ DE M. BREWSTER RELATIF AUX INSTRUMENTS [ L'article suivant sur l'ouvrage de M. David Brewster intitulé : A Treatise on new p/iilosophical instruments for varions purposes in the arts and sciences, with e.rperi- ments on light and colours, a été inséré en 1814 dans le Bulletin de la Société philomathique .] Dans le premier livre de l'ouvrage dont je vais pré- senter l'analyse, l'auteur donne une description détaillée des micromètres qui peuvent être appliqués soit aux téles- copes ou lunettes astronomiques, soit aux microscopes proprement dits. Quelques-uns de ces instruments sont entièrement nouveaux; d'autres présentent de simples modifications sur lesquelles il nous serait difficile d'avoir une opinion arrêtée, jusqu'à ce qu'il nous ait été possible de terminer des expériences que nous avons déjà commen- cées, et qui nous fourniront peut-être par la suite l'occasion de revenir sur cet objet intéressant. Nous nous trouverons obligé, par les mêmes raisons, dx3 passer légèrement sur le sacond livre, où l'auteur donne la description d'un 320 SUR LE TRAITÉ DE M. BREWSTER nouveau goniomètre à réflexion , pour la mesure des an- gles des cristaux, d'un autre instrument du même genre, à double image, d'un micromètre angulaire à fils, et de quelques autres appareils destinés à donner l'angle formé par deux lignes, lorsque l'œil ne peut pas être placé à leur point de concours. Dans le troisième livre de son ouvrage, M. Brewster s'occupe des instruments qui peuvent servir à mesurer promptement des bases ou des distances. Tout le monde sait que, pour résoudre ce problème, il suffit de mesurer l'angle que sous-tend une mire de dimensions connues et placée d'une manière convenable , verticalement , par exemple; bien entendu qu'une erreur d'un certain nombre de secondes dans l'évaluation de cet angle occasionne, toutes choses égales, une erreur d'autant plus grande sur le calcul de la distance, que l'angle est plus aigu. Malheu- reusement, dans la plupart des micromètres, les erreurs auxquelles on est exposé augmentent au delà de certai- nes limites, à mesure que l'angle devient plus ouvert. Aussi le sextant à réflexion, qui n'a pas ce défaut, et qu'on peut appliquer d'ailleurs à des observations si utiles et si variées, nous semble-t-il être l'instrument le plus propre à résoudre les questions de ce genre. Quoi qu'il en soit, plusieurs physiciens et artistes très-habiles ont cherché à suppléer à l'usage des instruments à réflexion par des moyens qui, s'ils n'ont pas la même exactitude, ont du moins l'avantage de n'exiger presque aucune pra- tique de la part de celui qui les emploie. Au nombre de ces instruments on doit placer en première ligne la lunette à cristal de roche de M. Rochon, dont les astronomes RLLATIF AUX INSTRUMENTS. 321 peuvent tirer un parti si avantageux pour la mesure des petits angles, et le micromètre de Rumsden, dont on se sert encore dans la marine anglaise. Ce micromètre, qu'on pourrait appeler un héliomètre oculaire, peut s'adapter à toutes sortes de lunettes, car il ne diffère d'un oculaire ordinaire qu'en ce que la lentille est coupée par le milieu; les objets sont simples lorsque les centres des deux demi- lentilles coïncident; mais pour peu que ces centres soient éloignés, il se forme deux images, et l'intervalle qui les sépare devient d'autant plus grand, que les deux segments de l'oculaire sont plus éloignés de la position primitive. On voit, en un mot, que le mouvement des images qui, dans l'héliomètre de Bouguer, s'obtient par le déplace- ment des deux moitiés de l'objectif, est produit, dans l'instrument de Rarasden, par le développement des deux moitiés de la lentille oculaire. M. Brewster a imaginé une troisième combinaison qui permet également de séparer plus ou moins les images d'un objet éloigné; pour cela, il place, entre l'objectif et l'oculaire d'une lunette, un second objectif coupé par le milieu et qui, de plus, est mobile le long du tuyau. Les centres des deux demi- objectifs ne coïncident pas, mais leur écartemcnt est con- stant pendant les observations. Cela posé, on voit facile- ment que, si l'on fait mouvoir cet objectif le long de l'axe, le grossissement de la lunette variera très-sensiblement, en sorte que pour apercevoir avec netteté l'objet qu'on observe, il faudra continuellement déplacer l'oculaire; mais il est clair en même temps que les centres des deux images s'éloigneront ou s'approcheront l'un de l'autre, tout comme s'il avait été possible de séparer les deux Xi. - il. 21 32« SUR LE TRAITÉ DE M. DREWSTER demi-lentilles dans la direction de leur diamètre commun. Qu'on substitue, en un mot, une lentille double au double prisme de verre ordinaire dont M. Rochon se servait anciennement dans la construction de ses micromètres, et l'on aura le nouvel instrument du docteur Brewster. Tout le monde sait que, pour mesurer le diamètre d'un objet avec un micromètre ordinaire , on clierche à le comprendre le plus exactement possible entre deux fils, dont l'un est fixe et l'autre mobile, à l'aide d'une vis. M. Brewster propose de laisser les fils à une distance invariable, et d'augmenter, par un moyen optique, la grandeur apparente de l'objet qu'on veut mesurer, jusqu'au moment où il remplit exactement l'espace compris entre les deux fils fixes. Dans le premier cas , la valeur qu'on cherche est exprimée en révolutions de la vis ; dans le second, les angles sont mesurés par les changements qu'il faut apporter aux grossissements pour que le diamètre apparent de l'objet qu'on observe soit égal à l'intervalle invariable des fils fixes, et l'on n'a plus à craindre les erreurs considérables que le temps perdu de la vis peut occasionner. La variation graduelle du pouvoir amplifiant peut d'ailleurs s'obtenir, comme l'indique M. Brewster, en plaçant entre l'objectif de la lunette et son foyer une lentille qui soit mobile le long du tuyau ^. Nous ne donnerons aucun détail sur un genre particu- 1. Un instrument entièrement semblable à celui-là avait été em- ployé parRœmer et La Hire, comme on peut le voir dans le Recueil de l' Académie des sciences pour 1701. M. Brewster n'avait sûrement pas connaissance de ces .Mémoires, car il propose, dans un autre cha- pitre de !=on ouvrage, de substituer des fils de verre aux fils métal- lifjues ou d'araignée dont on se sert coniiiiuuément dans le aijcro- RELATIF AUX INSTRUMENTS. 323 lier de micromètre que M. Brewster croil propre à mesm*er des distances pendant la nuit, ni sur le parti qu'on peut tirer du changement de foyer d'une lunette pour résoudre ce môme problème, lorsque les distances sont petites, et nous passerons de suite à la partie la plus intéressante de l'ouvrage, je veux dire aux résultats que l'auteur a obte- nus sur les pouvoirs refractifs et dispersifs d'un grand nombre de substances. Le moyen le plus généralement employé pour mesurer la force réfractive d'un corps est de le façonner en prisme, et de déterminer ensuite la déviation que les rayons éprouvent en le traversant. Pour un liquide, on peut, à l'exemple d'Euler, l'introduire entre deux ménisques, et déduire la valeur de son pouvoir réfringent de l'observa- tion de la distance focale de la lentille composée; mais ces deux méthodes, les plus précises que l'on connaisse, sont insuffisantes ou inapplicables, lorsqu'il s'agit de ces corps dont on n'a que de très-petits échantillons, ou qui ne sont que très-imparfaitement diaphanes; dans ces cas, on peut avoir recours à la méthode que le docteur Wol- laston a publiée dans les Transactions philosophiques pour 18012, car elle s'applique également bien aux sub- stances opaques ou transparentes, quelque petits que soient les fragments dont on peut disposer. Voici main- tenant le procédé du docteur Brewster : mètre, et cela sans citer La Hire, qui avait eu la mêiiie idée il y a plus de cent ans, et qui, de plus, avait décrit avec détail les moyens ingénieux dont on se sert pour obtenir ces filaments. Ce même astro- nome paraît aussi s'être occupé le premier des micromètres (ju'on peut tracer sur verre avec lu pointe d'un diamant, (Voyez Mé- moires de l'Académie, 1701, page 119 et suivantes.) 3U SUR LE TRAITÉ DE M. BREWSTER Si Ton pose une lame plane de verre devant la lentille objective d'un microscope, on forme une petite chambre piano-concave, terminée d'un côté par la surface convexe de la lentille, et de l'autre par celle du verre plan, et qui, étant remplie d'air, n'altérera pas la distance focale de l'instrument; mais lorsqu'on introduit dans ce même espace un liquide quelconque, de l'eau, par exemple, c'est comme si l'on ajoutait à la composition primitive du microscope une nouvelle lentille d'eau piano-concave dont reflet sera d'augmenter sensiblement la divergence sous laquelle les rayons qui partent d'un point déterminé auraient rencontré la lentille objective. Il résulte de là que, si ce point se voyait d'abord distinctement, il faudrait, pour lui conserver ensuite la même netteté, l'éloigner davantage de l'objectif, et compenser par là le surcroît de divergence qu'occasionne l'interposition de la lentille d'eau. 11 est clair encore que cette divergence sera d'au- tant plus grande que la force réfringente de cette nouvelle lentille sera elle-même plus considérable; en sorte qu'on pourra prendre.pour mesures de cette force les distances diverses auxquelles il faudra placer l'objet pour la vision distincte. On en déduira ensuite le rapport du sinus d'incidence au sinus de réfraction par des formules assez simples. Lorsque la substance dont on veut mesurer ainsi la réfraction est molle et peu diaphane, on presse le verre plan contre l'objectif du microscope à l'aide d'une vis, et par là on réduit la couche interposée à un degré de ténuité très-grand. M. Brewster a obtenu ainsi des lentilles piano-concaves RELATIF AUX INSTRUMENTS. 325 parfaitement transparentes d'aloës, de poix, d'opium, de caoutchouc, etc. En appliquant cette méthode microscopique à l'examen des qualités réfractives des diverses parties dont l'œil se compose, M. Brewster a trouvé que l'humeur aqueuse et l'humeur vitrée ont exactement la même réfraction , et qu'elle est un peu plus considérable que celle de l'eau pure. Quant au fluide blanchâtre qui est compris entre le cristallin et sa capsule, il réfracte sensiblement plus que les précédents. Dans ces expériences, comme dans celles que d'autres physiciens avaient déjà faites sur des animaux d'espèces différentes^, on a trouvé que la densité du cristallin aug- mente très rapidement en allant de la surface au centre, en sorte que cette augmentation, qui doit contribuer si puissamment à la netteté de la vision, peut être regardée comme une loi générale de l'organisation animale. Hauksbée avait déjà déterminé anciennement les pou- voirs réfringents d'un grand nombre d'huiles essentielles et volatiles; M. Brewster a beaucoup augmenté cette liste et a découvert plusieurs résultats intéressants. La grande force réfractive de l'huile de cassia, par exemple, pourra trouver d'utiles applications dans plusieurs recherches d'optique, car ce liquide réfracte la lumière plus forte- ment que le flint-glass le plus lourd dont les opticiens se soient servis jusqu'à présent dans la construction des lunettes astronomiques. 1. Les fluides dont M. Brewstei» a mesure^, la réfraction avaient été extraits des yeux d'une jeune merluche et d'un agneau. 326 SUR LE TRAITÉ DE M. BHEWSTER Le rapport du sinus d'incidence au sinus de réfraction, pour un rayon qui passerait de l'air dans le phosphore, est, suivant M. Brevvster, 2.234, par où l'on voit que la réfraction de ce combustible est comprise entre la refrac- tion du diamant et celle du soufre. M. Wollaston avait trouvé un nombre beaucoup plus petit, mais cette diffé- rence a tenu probablement à la présence d'une légère couche d'acide phosphorique, et Ton aurait tort d'en rien conclure contre l'exactitude des principes sur lesquels sa méthode se fonde. Le chromate de plomb (plomb rouge de Sibérie), jouit d'une double réfraction environ trois fois plus con- sidérable que celle du spath calcaire ; et, ce qui mérite d'être remarqué, chacune de ces réfractions est plus grande que celle du diamant. Le rapport du sinus d'incidence au sinus de réfraction, pour le réalgar est 2.5/t9; ce môme rapport, pour le diamant, n'atteint pas 2.50; d'où il résulte que le chro- jiftate de plomb et le réalgar sont, parmi tous les corps diaphanes connus, ceux qui réfractent le plus fortement la lumière. Le chapitre m, du quatrième livre, est consacré à l'examen des pouvoirs dispersifs. Pouir les déterminer, M. Brewster se sert d'un prisme à ang,le variable, qui ne noue paraât pas différer bien essentiellement de l'in- génieux instrument que M. Rochon présenta à l'Aca^ demie des sciences en 4776<, et qu'il a décrit depuis, sous le nom de diasporamètre, dans le Recueil de Mé- moires sur la mécanique et la physique, imprimé en 1783. Dan& les deux méthodes on fait varier l'angle du RELATIF AUX INSTRUMENTS. 327 prisme qu'on oppose à celui dont on veut mesurer la dispersion , en faisant tourner ce premier prisme paral- lèlement au plan qui partage son angle en deux parties égales, ou, ce qui revient au même, parallèlement à une de ses faces. 11 y a cependant entre les deux instruments cette diffé- rence essentielle que celui de M. Brewster ne détruisant les couleurs que dans un seul sens, il faut toujours viser à un objet rectiligne, tandis que la forme de la mire est indiiTércnte lors({uon se sert du prisme variable de M. Rochon , qui fait disparaître ks couleurs dans toutes les directions. On pourra donc, lorsqu'on le jugera con- venable, diriger la lunette du diasporamètre au Soleil et à la Lune, par exemple, et observer par suite très-exacte- ment l'instant de l'achromatisme, car les couleurs sont d'autant plus apparentes dans une position donnée des prismes que la lumière est plus vive. Le chromate de plomb et le réalgar, qui réfractent si fortement la lumière, occupent encore la première plac-e dans la table des pouvoirs dispersifs. Pour le premier de ces minéraux, M. Brewster a trouvé que la dispersion est égale aux six dixièmes de la réfraction, ce qui paraîtra énorme si l'on compare cette dispei'sion à celle du crown- glass, qiii, détenninée par Newton et plusieurs autres physiciens , n'est pas même égaîe aux trois centièmes de la réfraction. La dispersion de l'huile de cassia n'est surpassée que par celle du chromate de plomb et du réalgar ; et connue les échantillons de ces corps sont rares et très-jx-u dia- phanes, on pourrait dire, à la rigueur, que l'huile de 3?8 PUR LE TRAITÉ DR M. BRtWSTFR cassia est la plus dispcrsivc de toutes les substances dont on peut tirer quelque parti en optique. Nous avons annoncé plus haut que Thumeur aqueuse et l'humeur vitrée ont la même réfraction : leurs pouvoirs dispersifs paraissent aussi être parfaitement égaux entre eux et à celui de l'eau distillée, en sorte que ces deux liquides ont exactement les mêmes qualités optiques. Dans la table de M. Brewster, comme dans celle que Wollaston avait publiée en 1802, dans les Transactions, les corps composés d'acide fluorique occupent la der- nière place ; la dispersion du spath fluor ne dépasse pas, suivant ces déterminations, le centième de la réfraction. M. Brewster a trouvé par sa méthode deux expressions très-différentes de la force dispersive du spath calcaire, du carbonate de plomb, etc., dont les unes correspon- dent à la réfraction ordinaire, et les autres à la réfrac- tion extraordinaire; il en conclut que les corps doués de la double réfraction ont aussi deux pouvoirs de dis- persion ; l'auteur regarde ce résultat comme le plus intéressant et le plus singulier qu'on puisse déduire de ses expériences^. 1. M. Brewster avait été prévenu par M. Rochon dans la décou- verte de la double dispersion des cristaux (voyez le recueil de Mémoires que nous avons cité plus haut, année 1783, p. 316). Cette double dispersion est même la principale difficulté qu'on ait rencon- trée lorsque, pour mesurer le diamètre du Soleil, on a voulu substi- tuer des prismes de cristal d'Islande aux prismes de cristal de roche dont on se sert avec tant de succès dans la mesure des petits angles. Obligé de renoncer à l'emploi du carljonate de chaux à, cause des couleurs qu'on ne pouvait détruire, M. Rochon a imaginé divers moyens d'augmenter la séparation des images avec le cristal de roche, mais sans pouvoir, même dans ce cas, anéantir entièrement l'effet de la double dispersion. HELATIF AUX INSTRUMENTS. 359 Le chapitre iv, du quatrième livre, dont il nous reste encore à parler, est uniquement consacré aux phéno- mènes de la polarisation de la lumière. M. Brewster annonce d'abord qu'un faisceau lumineux se polarise en- tièrement en traversant une agate taillée perpendiculai- rement aux lames dont elle se compose. On pourrait ajouter que le genre de la polarisation est directement contraire à celui que les rayons auraient acquis en se réfléchissant sur les lames, en sorte que, dans cette ex- périence, l'agate agit exactement comme une pile de plaques. Un rayon polarisé qui rencontre une agate la traverse en partie, ou est entièrement réfléchi, comme le dit M. Brewster, suivant que les lames sont perpendicu- laires ou parallèles au plan de polarisation. C'est préci- sément ainsi, comme il est facile de s'en assurer, que se comporterait une pile de plaques dont les éléments seraient parallèles aux lames de l'agate. En suivant ainsi pas à pas les phénomènes que l'agate présente, on reconnaît bientôt qu'elle n'imprime aucune nouvelle propriété à la lumière, et qu'elle doit simplement être assimilée à la pile de plaques dont Malus avait décrit les propriétés au commencement de 1811. (Voir le Moniteur du 11 mars; voir aussi la Notice sur la polari- sation, t. VII des Œuvres, t. iv des Notices scientifiques, pag. 321 et 379.) Lorsqu'on soumet un rayon déjà polarisé à l'action d'un cristal doué de la double réfraction, il se décompose en deux rayons, qui sont polarisés, l'un par rapport à la section principale du cristal, et l'autre par rapport à un 330 SUR LE TRAITÉ DE M. BREWSTER plan perpendiculaire à celui-là, excepté dans le seul cas où le plan primitif de polarisation serait lui-même perpen- diculaire ou parallèle h la section principale. On déduit de là un moyen très-simple de reconnaître si un corps est doué de la double réfraction, quelles que soient son épais- seur et sa forme extérieure. Le Moniteur du 31 août 1811 a donné un extrait du Mémoire où j'ai traité cette question. (Voir t. vu des Œuvres, t. iv des Notices scien- tifiques, p. o82, l'article du Moniteur \ le Mémoire lui- même est inséré t. x des Œuvres, t. i"' des Mémoires, p. 36 à 7/1.) Lorsqu'un corps est composé de molécules dont les axes ne sont pas parallèles, il semble dépolariser la lu- mière dans tous les sens ; c'est là le cas de la corne, de l'ivoire (voyez le Mémoire de Malus, J/on^Ye^tr du 4 sep- tembre 1811), du saVon transparent, et môme de certains fragments de verre ordinaire, comme j'ai eu occasion de m'en convaincre^* Quelques corps enfin, tels que le diamant, le sel gemme, l'ambre, le spath fluor» etc., ne paraissent exer- cer aucune action particulière sur la lumière polarisée qui les traverse; ceci ne tient pas, comme le docteur Brewster paraît le croire^ au sens des coupes, mais à la seule circonstance (Jue ces corps ne jouissent pas de la double réfraction. Les expériences que l'auteur rapporte, relativement à la dépolarisation colorée de la lumière par le mica, ne 1. Le verre qui a été refoulé, quelle que soit sa nature, a presque toujours des axes, et semble, par conséquent, devoir être assimilé jiux corps cristallisés. RELATIF AUX INSTRUMENTS. 331 diffèrent pas de celles qui avaient été faites en France plus de deux ans auparavant, et imprimées par extrait dans le Mmileur du 31 août 1811. La lumière que les métaux réfléchissent est partielle- ment polarisée; mais lorsqu'on examine cette lumière avec un cristal doué de la double réfraction, la différence d'intensité des deux images est tellement faible qu'elle avait échappé aux premières expériences de Walus. Ce même physicien avait prouvé ensuite que les métaux dépolarisent les rayons dans les mêmes circonstances que les corps diaphanes, et il avait cru pouvoir en conclure qu'ils agissent aussi de même sur les rayons naturels. On a, depuis, montré la vérité de cette conjecture en interposant une lame de mica, de sulfate de chaux, etc., entre le miroir de métal et le cristal de spath calcaire dont on se sert pour analyser la lumière réfléchie. Avant finterposition de la lame, l'existence d'un certain nom- bre de rayons polarisés se serait manifestée par une iné- galité difficile à apercevoir entre la vivacité des deux images; la présence de la lame transforme cette diffé- rence d'intensité en une différence de teinte d'autant plus aisée à reconnaître que les couleurs des deux images sont complémentaires, et par conséquent très-différentes Fune de l'autre. Tels sont les deux moyens dont on s'était servi en France poui' reconnaître d'abord que ks miroir& métalliques et les miroirs diaphaiTes exercent des actions analogues sur la lumière déjà polarisée; et ensuite, ce qui pourrait ne pas être regardé comme une conséquence immédiate du premier résultat, que la lumière naturelle est elle-mêiaae partiellement poiarisée après sa réflexion 332 SUR LF TRAITE DF M. BREWSTER sur un miroir de métal i. Ce dernier procédé est celui que M. Brewster rapporte dans son ouvrage 2. Le même moyen, appliqué à l'analyse de la lumière que l'atmosphère rénéchit, prouve qu'elle est partielle- ment polarisée. (Voir mon IMémoire de 1811, t. i" des Mémoires, p. 37 à [\0.) M. Brewster paraît penser qcte ce résultat, auquel il est arrivé de la même manière, peut servir à démontrer la fausseté de l'opinion avancée par Eberhard et Euler, que notre atmosphère a une cou- leur propre ; mais ne faudrait-il pas pour cela que les rayons qui forment le bleu du ciel fussent entièrement polarisés ? A plus forte raison ne peut-on en rien conclure contre l'explication plus ancienne et d'ailleurs si vague de Otto de Guericke, Wolf, Musschenbroeck , etc.\ 1. Voj'ez, dans le No^treau Bulletin des Sciences, vol. II, p. 320, le Mémoire ou Malus a donné ses expériences sur la dépolarisation des rayons par les miroirs opaques ou diaphanes; et, dans mon Mémoire de 1811 (t. 1 des Mémoires, t. X des Œuvres, p. 53) les remarques que j'avais eu l'occasion de faire sur la polarisation partielle qu'éprouve la lumière naturelle en se réfléchissant sur un métal. 2. Pour compléter ce qui a rapport aux métaux, il faudrait assi- gner l'angle de la polarisation pour chacun d'eux, et déterminer la proportion de lumière polarisée qui est contenue, sous toutes les incidences, dans le faisceau réfléchi. 3. La méthode dont je me suis servi pour déterminer la quan- tité de rayons qui sont contenus, sous toutes les incidences possi- bles, dans les faisceaux réfléchis par les miroirs métalliques, m'a aussi fait connaître avec exactitude l'angle de la polarisation sur l'air et la loi suivant laquelle varie le rapport de la lumière polarisée à la lumière totale, à mesure que les points qu'on observe sontplusou moins éloignés du Soleil. { Voir la Notice sur la polarisation, t. VU des Œuvres, t. IV des Notices scientifiques, p. 309, 377, 39/i, /130 ; voir aussi t. I des Mémoires, p. 526 à 5Zi3 et 5Zi8 à 560.) RELATIF AUX INSTRUMENTS. 333 A peine les expériences de Malus eurent-elles fait con- naître que les rayons réfléchis ont des propriétés dilTé- rentes de celles des rayons directs, qu'on songea à ana- lyser la lumière de la Lune È^TC un cristal doué de la double refraction, afin de soumettre à une épreuve déci- sive l'idée adoptée par quelques observateurs, que les parties obscures de cet astre sont des mers. A vrai dire, cette expérience était presque inutile, car les astronomes, qui dans ces derniers temps s'étaient beaucoup occupés de la mesure des diamètres des astres avec la lunette à cristal de roche de M. Rochon, n'auraient pas manqué d'apercevoir un phénomène aussi frappant que la dispa- rition totale de quelques taches sur une des images de la Lune, lorsque d'ailleurs, par opposition, les mômes points auraient eu au contraire, dans l'autre image, une intensité double de celle des parties circonvoisines. Quoi qu'il en soit, en répétant fréquemment ces épreuves pour toutes les positions de la Lune, et avec des lunettes qui permettaient de distinguer les plus petites parties de cet astre, on n'a jamais aperçu, je ne dirai pas de polarisation complète, mais pas même de polarisation partielle assez sensible pour qu'elle pût se reconnaître facilement par la différence d'intensité; mais en posant une lame convena- ble de mica, de sulfate de chaux ou de cristal de roche devant l'objectif de la lunette prismatique , on voit les deux images de la Lune se teindre, dans toute leur éten- due, de couleurs complémentaires très-pâles, et qui sont cependant plus visibles dans les parties obscures, telles que Mare crisium, 3/are serenilatis^ etc., que dans les taches brillantes de Manilius, Arislarque, etc. Je n'ai pas 33i SUR LE TRAITÉ DE M. BREWSTER. besoin de dire que c'est seulement dans le voisinage de la quadratiire que l'expérience réussit, et que le jour de l'opposition, par exemple, les deux images de la Lune seraient blanches et auraient exactement la même inten- sité. Je suis entré dans quelques détails sur cette ques- tion, dont i\l. Brewster annonce vouloir s'occuper, afin de montrer, par un exemple très-simple, le parti qu'on pourra tirer des nouvelles propriétés de la lumière dans plusieurs recherches d'astronomie physique. M. Brewster a consacré un paragraphe entier du livre qui nous occupe à la description des couleurs qui pren- nent naissance dans les fissures de certains cristaux de carbonate de chaux ; ces phénomènes, qui avaient été déjà examinés anciennement par Benjamin Martin et M. Brougham, ont été rattachés depuis par Malus aux lois ordinaires de la double réfraction. (Voy. le Traité de la double réfraction.) Nous regrettons que la trop grande étendue de cet article nous prive du plaisir que nous aurions eu à rendre compte du cinquième livre, où l'auteur a réuni les expériences intéressantes qu'il a faites sur les ré- fractions très-inégales que les rayons d'une même teinte éprouvent en traversant des milieux de nature différente. Les opticiens trouveront dans ce livre, le dernier de l'ouvrage, des observations curieuses, dont ils pourront tirer parti dans une foule de circonstances, sur les com- binaisons qui, dans la construction des instruments d'optique, doivent conduire à l'achromatisme le plus parfait possible. SUR L'IRRADIATION Quelques astronomes ont cm remarquer que les objets lummeux qui se projettent sur un fond obscur paraissent plus grands qu'ils ne le sont réellement et que, récipro- quement, un corps opaque paraît plus petit qu'il ne l'est en effet lorsqu'il se projette sur un fond lumineux. Cette différence, quelle qu'en soit la cause, entre la grandeur apparente d'un objet et sa grandeur réelle, est ce qu'on est convenu d'appeler irradiation. Pour expliquer l'augmentation apparente des dimen- sions d'un corps lumineux, on suppose que les rayons qui, en partant de ses bords, vont se peindre sur la rétine, communiquent un petit ébranlement aux points de cet organe qui avoisinent ceux que les rayons ont immédia- tement frappés, en sorte que le diamètre doit toujours s'étendre vers la partie de la rétine qui ne reçoit pas de lumière. Mais en supposant cette explication vraie, ne semblerait-il pas que les planètes^ au lieu de se présenter sous la forme de disques bien terminés, devraient, près de leurs bords, offrir une dégradation de lumière que les observations n'y font pas apercevoir. Si le point de la rétine que rencontre le rayon lumineux peut trans- mettre la sensation au point voisin , ce second point l. Note inédite écrite en 1813. 336 SUR L'IRRADIATION. ne doit-il pas à son tour communiquer cette même sen- sation, un peu affaiblie, à un troisième point qui de même le transmettra à un quatrième, et ainsi de suite ? Lorsqu'on regarde à l'œil nu le disque lunaire, on aperçoit que la partie qui est immédiatement éclairée par le Soleil déborde celle qui ne reçoit que les rayons réflé- chis par la Terre. Cette observation, qui est très-ancienne, a peut-être donné la première idée de l'irradiation. Mais ne serait-il pas possible de l'expliquer sans admettre que, lorsque la vision est distincte, les objets, toutes choses d'ailleurs égales, sont d'autant plus grands qu'ils sont plus lumineux? A l'œil nu, la partie entièrement éclairée de la Lune semble appartenir à un cercle plus grand que le seg- ment qui ne reçoit que la lumière cendrée. Si l'on regarde cet astre avec une lunette de nuit non achromatique, la différence dont nous venons de parler paraîtra plus grande encore qu'à l'œil nu ; mais alors on apercevra des couleurs très-sensibles sur le bord éclairé, tandis que l'autre bord se verra tout aussi distinc- tement que si la "lunette dont on se sert était entièrement achromatique. En enfonçant ou retirant l'oculaire, les couleurs changeront de nature sur le bord éclairé, tandis que l'autre portion du disque se verra toujours de la même manière. Une partie de ces effets n'aurait-elle pas lieu dans la vision à l'œil nu, et ne serait-ce pas au non- achromatisme de l'œil et à V imlistinction des images qu'il faudrait attribuer le débordement apparent de lumière qu'on aperçoit autour du segment du disque lunaire qui nous réfléchit les rayons directs du Soleil? SUR UNE CHAMBRE OBSCURE ET UN MICROSCOPE PÉRISCOPIQUES * L'effet d'une lentille ordinaire est, comme tout le monde le sait, de faire converger un faisceau quelconque de rayons parallèles vers un point qu'on nomme le foyer, et dont la position dépend à la fois delà force réfringente du verre, et de la courbure plus ou moins considérable de ses surfaces; mais il faut remarquer ([ue cette réunion en un point unique se fait avec d'autant plus d'exactitude que la lentille a moins d'ouverture. L'expérience et le calcul montrent, en effet, que les rayons qui tombent près des bords d'une lentille formée de deux segments sphé- riques se réunissent plus tôt que ceux qui avoisinent son axe, en sorte quavec une ouverture un peu considérable l'image d'un objet qu'on recevrait sur une surface plane ne serait jamais parfaitement distincte, quelle que fut d'ailleurs la position de l'écran. Ce défaut, que les géo- mètres ont appelé l' aberration de sphéricité, n'est pas sensible dans les besicles dont on se sert habituellement, par la raison que la pupille a peu de diamètre et est très- rapprochée du verre, en sorte que les rayons qui, partant 1. Note publiée en I8IZ1 dans le Bulletin de la Société philo' matkiqiie. XI. -XI. 22 338 SUR UNK CHAMBRE OBSCURE d'un point donné, peuvent atteindre le fond de l'œil, n'ennbrassent sur le verre lenticulaire qu'une étendue fort petite et à très-peu près égale h. celle de la pupille. 11 résulte de là que la grande ouverture qu'on donne aux verres des lunettes ne contribue point h augmenter l'in- tensité des images qui se peignent au fond de l'œil, mais qu'elle est utile sous ce rapport qu'elle permet d'aperce- voir plusieurs objets, soit à la fois, soit successivement, sans que l'observateur soit obligé de tourner la tête ; il est clair seulement qu'alors les points diversement situés se verront par des portions plus ou moins rapprochées des bords de la lentille, et que, puisque ces dilïérentes parties ont des foyers inégaux, on n'apercevra pas avec la même netteté tous les objets qu'on peut embrasser d'un même coup d'œil. Si, par exemple, les rayons qui tombent parallèlement à l'axe du verre se réunissent exactement sur la rétine, ceux qui viendront dans une autre direc- tion se réuniront avant de rencontrer cette membrane; les points d'où les premiers rayons émanent se verront distinctement^ tandis que les autres donneront en même temps une peinture d'autant plus diffuse qu'ils formeront un angle plus grand avec l'axe. L'œil peut, il est vrai, à cause de la grande mobilité dont il jouit, adapter succes- sivement sa conformation à la convergence particulière des faisceaux qui passent par les différentes parties de la lentille ; mais ceci doit, à la longue, fatiguer considéra- blement cet organe, et ne corrige pas d'ailleurs le défaut qu'ont les lunettes de ne montrer distinctement qu'un seul objet à la fois. Le docteur WoHaston avait indiqué, en 1804, une con- ET UN MICROSCOPE PÉRISCOPIQUES. 339 struclion qui semble remédier à une purtie de ces incon- vénients, et qui consiste à substituer un ménisque con- vexe-concave aux lentilles bi-convexes dont on se sert habituellement. Si la surface convexe du ménisque est du côté de l'objet, ses différentes parties se présenteront presque perpendiculairement aux divers points qui peu- vent envoyer des rayons dans l'œil, et l'aberration de sphéricité sera, sinon entièrement détruite, du moins con- sidérablement atténuée. Tels sont les principes de ce genre particulier de lunettes que le docteur Wollaston a appelées périscopiques^, parce qu'elles peuvent servir à voir dis- tinctement dans tous les sens. Le même physicien propose aujourd'hui, dans le Mémoire ({ui fait l'objet de cette JNote, d'apporter des modifications analogues aux chambres noires et aux microscopes. Si l'on suppose que, dans une chambre noire ordinaire formée avec une lentille bi-convexe, l'écran parallèle à la lentille, sur lequel des images éloignées viennent se pein- dre, soit placé à une distance telle que les points qui avoisinent l'axe se voient distinctement, les objets laté- raux seront diffus, et dans un degré d'autant plus grand qu'ils seront plus loin du centre du tableau. Cette diffu- sion provient de deux causes, savoir : en premier lieu, et comme nous l'avons remarqué plus haut, de ce que les 1. Il paraît que les opticiens s'étaient déjà servis, très-ancienne- ment, de ce genre de verres, auxquels ils ont substitué depuis des lentilles bi-convexes, parce que les ménisques sont plus difliciles à travailler. Quoi qu'il en soit, au demeurant, de la date de cette inven- tion, il restera toujours au docteur Wollaston le mérite d'avoir indiqué le premier les raisons qui doivent faire préférer les ménis- ques aux lentilles ordinaires. 340 SUR DNH CIIAMBIlE OBSiUllE rayons qui traversent obliquement la lentille se réunissent plus près de sa surface que ceux qui la rencontrent per- pendiculairement ; et, en second lieu, de ce que les points de l'écran sont d'autant plus éloignés du centre de la lentille qu'ils s'écartent davantage de celui auquel l'axe aboutit. Or, on peut corriger en grande partie ces défauts, soit en donnant une courbure convenable à l'écran, soit, comme le docteur WoUaston le propose, en substituant à la lentille un ménisque dont la concavité serait tournée du côté de l'objet, et la convexité du côté de l'image. 11 est facile de voir en elfet que, dans un verre de cette forme, les pinceaux obliques se réuniront plus loin que ceux qui tombent parallèlement à l'axe, et que, par là, si l'on adopte des courbures convenables, on pourra com- penser la plus grande distance à laquelle sont placés les points de l'écran sur lesquels les pinceaux obliques vont se peindre. Le docteur WoUaston dit s'être assuré par expérience que cette nouvelle construction a sur l'ancienne des avantages marqués. Le ménisque dont il se servait avait 0"'.5() de foyer, son ouverture était de 0"'.08, et les cour- bures de ses surfaces étaient dans le rapport de 1 à 2 environ. 11 avait placé à un huitième de la distance focale de la lentille, et du côté concave, un diaphragme cir- culaire de 0"'.05 de diamètre destiné à marquer la quan- tité et la direction des rayons que le ménisque devait transmettre. Nous allons terminer cet extrait par la traduction du paragraphe du Mémoire du docteur WoUaston qui est ji-elatif au microscope périscopique. ET UN MICROSCOPE PÉRISCOPIQUES. Jîl « Le plus grand défaut des microscopes auxquels on applique de forts grossissements est lemanque de lumière ; il est, par conséquent, utile de donner à la petite lentille toute l'ouverture qui est compatible avec la netteté de la vision. Mais si l'objet qu'on observe sous-tend un angle de plusieurs degrés de chaque côté du centre, on ne pourra pas obtenir la distinction nécessaire pour toute la surface, à cause de la confusion occasionnée par les grandes incidences des rayons latéraux, à moins qu'on ne se serve d'une petite ouverture, et ceci diminue propor- tionnellement la clarté. « Pour remédier à ces inconvénients, je pensai que le diapliragme qui limite l'ouverture de la lentille pouvait être placé avec avantage à son centre. Pour cela je me procurai deux lentilles planes-convexes de même rayon, et, en appliquant leurs surfaces planes sur les deux côtés opposés d'une lame mince de métal, dans laquelle on avait pratiqué une petite ouverture, je me procurai l'effet désiré, puisque j'avais ainsi une lentille double convexe dont les surfaces étaient rencontrées perpendiculairement tout aussi bien par le pinceau du centre que par les pinceaux obliques. L'ouverture qui donne le plus de netteté avec une lentille de ce genre doit avoir pour diamètre le cin- quième environ de la distance focale; et si l'ouverture est bien centrée, le champ de la vision occupe un espace de vingt degrés en diamètre. Il est vrai que l'on perd une portion de lumière en doublant le nombre des surfaces, mais ceci est plus que compensé par l'augmentation d'ou- verture qui, dans cette construction, est compatible avec la netteté de la vision, d MESURES DU DIAMÈTRE DE MERCURE V Histoire céleste de Lemonnier (p. 34) donne les mesures suivantes de Mercure faites par Picard : l*' mai 1666 au soir, diamètre 6", 6 avril 1668 au soir, diamètre 6" (lunette de 15 pieds); 8 avril 1668, diamètre 7". 5 (lunette de 7 pieds) ; 9 avril 1668, diamètre 9". Dans le passage de Mercure sur le Soleil le 29 octobre 1723, Bradiey trouva le diamètre de la planète égal à 10" /|5 ^'. Bradiey se servait de la lunette d'IIuygens de 120 pieds. {Transactions philosojyJiiques pour 1724, t. XXXIII, p. 229.) Schrœtcr a trouvé, par plusieurs mesures directes et par les durées d'immersion et d'émersion observées, que le diamètre de Mercure à la moyenne distance de la Terre au Soleil est égal à 6". 02. Les valeurs suivantes ont été obtenues par les mesures faites pendant le passage de 1832 ; elles sont ramenées à la moyenne distance de la Terre au Soleil : Bessel 6". 70 Mœdler etBeer .... 5". 82 Ganibart 5".18 MESURES DU DIAMETRE DE .MERCURE. 343 Mes registres donnent, pour l'observation du passage , de Mercure du 5 mai 182 , les résultats suivants. La distance la plus courte du premier bord de la pla- nète (bord oriental apparent, bord occidental réel) au bord du Soleil le plus voisin a été successivement trouvée : Temps de la pendule. Parties de Téchelle de la limette prismatique. Distances exprimées en secondes. OHC» V 729 68".8Zi 17 m 80Zi 55 .38 18 35 869 58 .85 20 20 928 6Zi .93 21 12 971 68 .24 25 blx 1,128 80 .33 Ces observations ont été faites presque toutes à travers les nuages ; elles n'ont donc pas la certitude que la mé- thode eut comportée sans cela. Le verre s'était calciné et nuisait par cette raison à la netteté des imagés. J'ai pris ensuite des mesures du diamètre horizontal : Temps de la pendule. Parties de l'échelle de la lunette prismatique. Diamètre horizontal de Mercure eipiimé en secondes. Remai^es, 0''30™ 2/i3 12".18 Nuages. 0 32 2/i6 12 .42 Mei-cura est ondulant. 0 60 248 12 .57 Mercure esl ondulant. h 0 U 1 255 248 13 .11 12 .57 ( Ce nombre est trop ( grand. li 55 246 12 .42 h 57 U 59 235 24G 11 .57 12 .42 Ce nombre est sensi- blement trop petit ; Mercure est ondulant. Pour toutes ces observations, l'échelle était à droite. 3li MESURES DU DIAMÈTRE DE MERCURE. Des mesures du diamètre vertical ont donne : Temps de la pendule. Parties de IVchelle de la lunette prismatique. Diamètre vertical de Mercure expiimé en secondes Remarques. Nombre légèrement 5''û5™ 2Û2 12". 11 trop petit ; Mercure est ondulant. 6 8 2Û6 12 .42 i Mercure est très-on- dulant. 6 9 2/i6 12 .42 Idem. 6 10 23/1 11 .49 i Nombre évidemment trop petit. 6 13 2Zi5 12 .34 Mercure est ondulant. 6 14 255 13 .11 j Nombre sensiblement trop grand. 6 15 2Zi4.5 12 .30 Mercure est ondulant. B 2/i8 12 .57 Idem. 6 20 246.5 12 .43 Pendant toutes ces observations, l'échelle était en haut un peu à droite. Deux nouvelles mesures du diamètre horizontal ont donné : 248 246.5 12".57 12 .43 Mercure est ondulant. Idem. L'échelle était à droite. La plus courte distance du bord occidental de Mercure (bord oriental apparent) au bord oriental du Soleil a en- suite été trouvée : Temps de la pendule. Parties de l'échelle de la Innette prismatique. Distances exprimées en s'econdes 6''32"' 9» 850 58".92 33 30 783 53 .76 34 54 724 49 .22 36 11 G76 45 .53 M K SURES DU DlAMf: IRE DE MI-UCURF. ."li:') L'échelle était à droite un peu en dessous, f.n plnnète et le Soleil étaient très-ondulants au travers des nuages ; sans cette circonstance on aurait pu certainement faire les observations avec beaucoup plus de précision. La pendule employée dans toutes ces observations était en retard de o' sur le temps sidéral. Les mesures faites à TObservatoire de Paris pendant le passage du 9 novembre 1868 ont donné les résultats suivants, rapportés tels qu'ils ont été obtenus sans aucune réduction : Midi ZiS-", diamètre horizontal = 219p. 12 — 8i.75 =- 13Zip.37 = 10".2i. 1 heure, diamètre vertical = 216^.75 — 8^.75 = 132p. 00= 10". IG 1* 15'"., diamètre à ^5" du vertical à l'est = 216p./i0 — 84.75 = 131P.65 = 10". U 1' 30"", diamètre perpendiculaire au précédent= 215p. 67 — 8^.75 =:130P.92 = 10 '.08. MESURES DU DIAMÈTRE DE VÉNUS D'après V Histoire céleste de Lemonnicr (p. 30 et suiv.) les observations du diamètre de Vénus par Picard sont les suivantes : 16G6. 28 octobre, 25"; 16 et 17 novembre, 28"; 28 novembre, 31"; 6 décembre, 35"; IZi novembre, 36"; 22 novembre, 39"; le 30, 66". 1667. 13 janvier. 52"; le 2Zi, 68" ; le 31, 8 jours avant la conjonc- tion, 7/i"; le 29 mars au matin, ûi"; le 8 avril, 3Zi"; le 10, 33"; le 18, dans sa digression occidentale, 31"; le 30 novembre, iU"- 1668. Le 7 juin, 27"; le 19, 29" (elle paraissait déjà en croissant); le 26, 31"; le 30, 31"; le 17 juillet, 3Zr'; le 26, 39"; le 10 août, 50"; le 20 novembre 32". 1669. Le à avril, 52"; le 11, 63". 1670. Le 17 avril, 68". 1673. Le 13 avril, 26"; le 9 juin, 51". 5; le 15, 56"; le 19, 61". Dans les mémoires de l'Académie des sciences pour 1762, Lalande rapporte des observations qui prouvent que le diamètre apparent de Vénus ne diminue pas sensiblement lors même qu'il est vu sur le Soleil. Le diamètre de la planète calculé par Lalande pour la distance moyenne de la Terre au Soleil est de 16". 5. D'après les Transaclions philosophiques pour 1 793, f MESURES DU DIÂMËTRH DR VfiNUS. 3i7 les observations faites par Herschel donnent les résultats suivants : 1780. 21 février, 15".9; 2 mai, 17". 2; 28 mai, 22".8 (grossisse- ment de 4i9fois); 18 septembre, 38".^ ; 10 octobre, /ii".3. 1791. 2Zi novembre, télescope de 20 pieds : Grossissement 157, 12" 18"... /i5".Zi9; hG".ili; Û5".51 ; 65". 8; Û6".03; Zi6".25; moyenne, ù5".87. Grossissement 300, 12" 36\.. iù".88; /i5".70; Zi5".10; 45". 32; h5".Sli; moyenne, 45". 37. Ces mesures réduites à la distance moyenne de la Terre au Soleil donnent, suivant Herschel, un diamètre delS'^Ta Voici le relevé des mesures que j'ai faites à l'Ob' servatoire de Paris, telles qu'elles se trouvent dans mes registres. Année 1810. 13 novembre. Peu de temps avant le coucher de Vénus j'ai mesuré avec la lunette prismatique la distance des cornes, et j'ai trouvésuccessivement568, 561, 555, 543,550,553, 5-i5, 540, moyenne = 551.88 — 84.75 = 467p. 13 = 35". 97. Comme Vénus est très- basse, ses fortes ondulations rendent les observations très-diffi- cile.s. 16 novembre. 5" 15" à 5" 45"^. Distance des cornes, 567.25 — 84.75 = 482p. 50 = 37". 93; les ondulations deviennent si excessi- vement fortes qu'il n'est plus possible de continuer les observa- tions. 23 novembre. 5'' 30". Distance des cornes, 634.50 — 84.75 = 549P.75 = 42".33. 1" décembre. 4" 20"». Distance des cornes, 507.50 — 84.75 — 622^75 = 47".95. 11 décembre. 811.50 — 84.75 = 72fip.75 = 55".96. Les ondula- tions sont très-fortes. Vénus est basse, et ses bords sont baveux. 348 MESURES DU DIAMÈTRE DE VÉNUS. Année 1812. 20 janvier. 5'' 15"". 218.62 — 8^.75 = 133P.87 = 10". 31. V6nus est si mal terminée qu'on aperçoit à peine qu'elle est en croissant. J'ai cherché à mesurer celui des diamètres de la planète qui me semblait le plus grand. 22 mars. 6'' Zi5'". 253.25 — Si. 75 = 168P.50 = 12".97. Il y a de fortes ondulations, et Vénus n'est pas bien terminée. 26 mars. 7" 15"'. 262.17 — 8i.75 = 171p.Zi2 =13". 65. Vénus est très-ondulante. 17 mai. 8^ Distance des cornes, 373.08 — 8/i. 75 = 288P.33 = 22". 20. Vénus, quoique un peu ondulante, est assez bien terminée; elle me semble à moitié pleine. 22 mai. 9'-. Distance des cornes, 396.12 — 8i.75 == 311?. 37 = 23". 98. Les bords de la planète sont un peu baveux. 26 mai. 8" à 8'' 15"'. A07.3Zi — 8i.75 = 322P.59 = 2/i".85. Il est encore grand jour pendant ces observations. Les résultats que j'ai obtenus doivent être assez préciç, car, à quelques bavures près, Vénus se voyait fort distinctement. 30 mai. S*" à a'' après midi. Distance des cornes, 423.40 — 84.75 = 338^.65 = 26". 08. Ces observations ont été faites de jour. 31 mai. 8'' 30"'. Distance des cornes, 427.12 — 84. 75 = 342P.35 = 26".36. Vénus est brillante, mais assez mal terminée. 5 juin. 8'' 30"'. 459.17 — 84.75 = 364P.42 = 28".06. Il est en- core jour. Vénus est ondulante et mal terminée. 9 juin. 9" 45"'. Distance des cornes, 474.90 — 84.75 = 390P.15 = 30". 04- Vénus est très-ondulante. 11 juin. 8" 15"'. 482.41 — 84.75 = 397P.66 = 30". 77. Le Soleil est couché» mais il est encore grand jour. Véuu.s est un peu baveuse. 12 juin. 8'' 45™. 488.57 — 84-75 = 403P.82 = 31". 09. Vénus est un peu baveuse. J'ai regardé la lumière cendrée avec la lunette de nuit à 9'' 30" ; elle était très-sensiblement verdàtre. 23 juin. 8'' 45"'. 562.17 — 84.75 = 477P.42 = 36". 76. Au com- mencement des observations, il était encore jour. Vénus est exces- sivement ondulante. 28 juin. 8'' 45"'. Distance des cornes, 593.70 — 84.75 = 508P.95 = 39". 19. Les bords de Vénus sont ondulants et baveux; les obser- vations sont difficiles. 29 juin. 9^ Distance des cornes, 597.25 — 84. 75 = 512P.50 = 39".46. Vénus est basse et assez ondulante, ce qui rend les obser- MESURES DU DIAMÈTRE DE VÉNUS. 3i9 rations fort dilliciles, surtout pour la détermination des limites. 7 juillet. 8'' 30'". Distance de»; cornes, G7Zi.l7 — 8!|.75 = 589i'.Zi2 = Zi5".38. Le ciel est très-vaporeux; il y a de fortes ondulations sur les bords de la planôte. Il est très-difficile de pointer exacte- ment dans ces circonstances, parce que, par l'effet des ondulations, les bords de la planète, pour une position déterminée du prisme, sont quelquefois bien séparés, tandis qu'un moment après ils se mordent très-sensiblement. 10 juillet. 8'' Zi5'". Distance des cornes, 696.00 — 8Zi.75 = 611P.25 = Zi6".07. Vénus est très-basse et mal terminée. Il y a de fortes ondulations. Les observations sont incertaines. La planète est très- colorée dans ses deux bords opposés, à cause de la force dispersive de l'atmosphère; aussi, lorsqu'elle correspond à cette partie du champ où la lunette est bien achromatique, est-elle mal terminée. Dans le bord supérieur apparent du champ, les astres sont en général colorés, ce qui tient à l'obliquité sous laquelle les rayons de lumière rencontrent alors le prisme intérieur. Mais cette cause produisant précisément Teffet contraire de l'atmosphère , il en résulte que Vénus, dans la circonstance actuelle, ne se présente un peu nettement que lorsqu'elle correspond à la partie supérieure du champ. Au centre, Vénus serait colorée par la force dispersive de l'atmosphère. Dans le haut, le défaut de la lunette compense et détruit ces couleurs, comme si deux prismes étaient placés en sens contraires. 8 septembre. U^ du matin. Distance des cornes, 57/i.38 — 8i.75 = Zi89P.63 = 37". 70. Il est encore nuit. Les bords de Vénus sont très-tremblants, ce qui n'empêche pas que par moments la planète ne soit assez bien terminée. On a employé un fort grossissement. 13 septembre. 10'' 30'". Distance des cornes, 539.79 — 8/i.75 = û55p.0Zi = 35".0Z|. Vénus n'est pas bien terminée. Observations faites de jour. 16 septembre. Vers U^ du matin. Distance des cornes, 526.04 — 8Û.75 = 6ûlP.29 = 33". 98. Aeuus est très-ondulante et mal termi- née. Ces deux circonstances ont fait durer les observations très- longtemps. Le chiffre ci-dessus est le résultat moyen de treize observations. 17 octobre. De ù" 30°" à 5'' du matin. Diamètre, 375. IZi — 8i.75 = 290P.39 = 22". 36. Vénus est très-ondulante et baveuse; elle me semble à moitié pleine. Le ciel est extrêmement vaporeux. Vers la fin de la série, la planète était souvent couverte par des brumes assez épaisses. En général, les observations, au nombre de onze, ont été assez difficiles. 350 MESURES DU DIAMÈTRE DE VÉNUS. 'Jl octobre. Vers 11'' 30"' du matin. Diamètio, 360.8*2 — 8/i.75 = 28^1'. 07 = 21". 87. La planôte est un peu ondulante et baveuse. Ob- servations de jour. 27 octobre. Diamètre, 351.27 — 8/i.75 = 266^.52 = 20". 52. Les observations, généralement difficiles parce que Vénus n'est pas bien terminée, ont été commencées avant le lever du Soleil et ont été terminées de jour, à 7" ko'". 1" novembre. 7'' /lô™ du matin, 339.Z|Zi — 8Zi.75 = 25Z|P.69 = 19". Gl. Le Soleil était déjà levé au commencement de la série. Les observations sont faciles, parce que Vénus est fort bien tenninée. 20 novembre. 5'' Ziô"' à 6'' Zi5"' du matin. 297.56 — 8/i.75 = 212p. 81 = 16". 38. Les observations sont très-difficiles. Vénus est baveuse et extrêmement ondulante. 11 a fallu plus d'une heure pour prendre neuf me.-ures. 28 novembre. 287.55 — 8Z|.75 = 202p. 80 = 15". 61. Les observa- tions s'achèvent à 7'' Zt5"' alors que le soleil commence à percer à travers les épaisses vapeurs dont l'horizon est chargé. 11 y a un léger brouillard à toutes les hauteurs. Vénus est baveuse. Ou s'est servi du fort grossissement pour faire les observations. ^nnée 1813. 1" novembre. 5'' 30'". 258.00 — 8Û.75 = 173P.25 = 13".3/j. Vé- nus est tellement ondulante que le plus souvent on ne voit pas si elle est en croissant. 5 novembre. 5''^0"'. 275.20— 8/i.75 = 190p.Zi5 = lZi".66. Vénus est très-ondulante et assez mal terminée. 27 novembre. 5\ 312.83 — 84. 75 = 228P.08 = 17".56. Vénus est ondulante et un peu baveuse. 28 novembre. Un peu avant le coucher du Soleil. Diamètre, 317.50 — 8^.75 — 232p. 75 = 17 '.92. La largeur du segment éclairé est, par une moyenne entre trois mesures, de 228 — 84.75 = 1/i3p.25 = 11". 03. Sdécembre. 5'> 30"'. Diamètre, 3o7./j4 — 88. 75 = 252p.69 = 19".46. Vénus est extrêmement ondulante. 11 décembre. 3'' ÙO'". Diamètre, 3/i9.89 — 8/1.75 = 265^.14 = 20". 42. Les bords supérieurs et inférieurs do Vénus sont faibles. A 4'', le Soleil n'étant pas encore couché, je prends la mesure de la largeur du seg- ment éclairé. Par une moyenne entre quatre mesures j'obtiens pour cette largeur 236.75 — 84.75 = 152''.00 — 11. 70. j'épruu\e à MESURES DU DIAMÈTRE DE VÉNUS. 3:jl observer dans ce sens une dilTiculU'; '|iii ne se rencontre pas dans les mesures du plus grand diamètre : dans ce dernier cas, à peine ai-je dépassé la tanience, que j'aperçois un segment éclairé d'une très- forte intensité, tandis que, si le contact s'établit le long de la ligne de séparation d'ombre et de lumière, il est non-seulement très-dif- ficile de déterminer exactement le point où les hords sont tangents, mais il faut de plus qu'ils se mordent beaucoup pour que le seg- m -nt éclairé se voie. Même jour. 6''. Diamètre, 3^2. 9Zi — 8/i.75 = 258P.19 = 19". 88. Vénus est baveuse et très-ondulante. 12 décembre. Diamètre, o/i9.82 — 8Zi.75 = 2G5i'.07 = 20". /|1. Ces observations ont été faites de jour, au moment du passage de Vénus par le méridien. Les bords de la planète étaient ondulants. Les observations de jour sont généralement difficiles, 15 décembre. 6\ Diamètre, 359.25 — 8hJ5 = 27Zip.50 = 21".lZi. Après ces observations, pendant lesquelles Vénus se voyait très- bien, la planète est devenue tellement ondulante qu'il n'aurait pas été possible de juger de la tangcnce des deux disques ù la pré- cision de 2" ou 3". 28 décembre. 6'' 15™. Grand diamètre, /iOi.95 — 8/t.75 = oi7P.20 = 2Zi"./i2. Vénus est baveuse et ondulante à la fin de cette série qui porte sur onze mesures. 30 décembre. 5'' Zi5"'. Grand diamètre, /i07.58 — 8/1.75 -= 322p. 83 = 2Zi".8G. Vénus se voit assez bien, quoiqu'il y ait du brouillard. Année ISlZi. l" janvier. 6" ko"'. Diamètre, /il8.89 — 8/i.75 = 33Z|P.li = 25". 73. \énus est très-brillante, mais un peu diffuse. 1" février. 6''. Distance des cornes, 594.00 — 8/i.75 = 509?. 25 = 39".21. Vénus est un i)eu ondulante. 21 février. T. Distance des cornes, 778.33 — 84.75 = 693i'.58 = 53". ùl. La ligne des cornes est presque horizontale. Vénus com- mence à baisser. Elle ondule beaucoup, et ceci doit tenir, en par- tie, à ce que l'air extérieur est plus froid que celui de la tour de l'ouest de l'Observatoire où je prend.s mes mesures. 22 février. 6'' 15™. Distance des cornes, 789,25 — 8^1.75 = 70ZiP.50 = 5Zt".25. La ligne des cornes n'est pas très-loin de la position horizontale. Vénus est ondulante. J'ai cherché à mesurer lalarîicurdu'seslueatécUliréj mais j'éprouve beaucoup de difficulté 332 MESURES DES DIAMÈTllES DE VÉNUS. i\ déterminer le véritable point de tangence. L'une des deux images glisse sous l'autre, comme si elle était effectivemcyit plus éloignée, et la courbe de séparation est accompagnée d'une pénombre très- sensible. Du reste, à 180, les deux images étaient évidemment sé- parées; la tangence doit avoir lieu près de 153, ce qui donne 153.00 — 8^.75 ^ 68i*.75 =5". 26 pour la largeur du segment. 2Zi février. 6" 'S0"\ Distance des cornes, 809.10 — 8/i,75 =■ 72ÛP.35 = 55". 77. Vénus est ondulante. 25 février, e"". Distance des cornes, 819.25 — 8Zi.75 = 73/ip.50 = 56". 56. Les ondulations sont excessives, quoique le ciel paraisse très-beau. La lumière crépusculaire est encore très-forte. 26 février. 5" Z|5"'. Largeur du segment éclairé, 1^6.33 — 8Zi.75 = 61P.58 = lx"J!i. Le Soleil n'est pas encore couché. Les ondula- tions sont très-fortes ; l'image supérieure apparente glisse sous l'au- tre, comme si elle était plus éloignée. Même date. 6^ Distance des cornes, 823.25 — 8li.l5 = 738P.50 =^ 56". 86. Vénus est ondulante. 28 février. 6'' 30"-. Diamètre, 8/18.OO — 86.75 = 763P.25 = 58". 77. Vénus est très-dilfuse , et les observations sont très-diffi- ciles. Année 1815. 6 avril. 1^ du soir. Distance des cornes, 216.20 — 84.75 = 13lP.Zi5 = 10". 12. Vénus est ondulante et mal terminée. Trois me- sures, prises à 7" 15"' dans une direction perpendiculaire à la pré- cédente, donnent pour moyenne 212.00 — 84.75 = 127P.25 = 9". 80. 25 mau 8" 15'". Distance des cornes, 256.17 — 84.75 = 171 p. 42 = 13".20. Vénus est ondulante. Trois mesures prises à 8'' 45"' dans une direction perpendiculaire à la précédente donnent, par une moyenne, pour la largeur du segment éclairé, 210.50 — 84.75 == 125p. 75 = 9". 68. Pendant les mesures prises dans le sens de la ligne des cor- nes, à peine a-t-on dépassé le point de tangence qu'on aperçoit un segment lumineux dont l'intensité est sensiblement plus considé- rable que le reste des deux disques; mais il n'en est pas de même des mesures qu'on fait perpendiculairement à la ligne des cornes. En effet, lorsqu'on dépasse alors le point de tangence , l'une des images se glisse pour ainsi dire sous l'autre et semble plus éloignée. Dans le premier cas, on suit facilement le contour de chacune des deux images dans la portion où elles sont superposées. Dans k. se- cond cas, l'image lu plus rapprochée fait relativemeiit à l'autre MESURES DES DIAMETRES DE VÉNUS. 353 l'ofiice d'un écran au travers duquel la courbe qui termine son disque ne s'aperçoit pas. 25 août. 7" 15"-. Distance des cornes, 513.88 — 8i.75 = Ù29P.13 = 33".0Z|. Les observations sont difficiles, Vénus étant très-ondu- lante. La largeur du segment éclairé est environ de 214.00 — 8i.75 = 129P.25 = 9". 95; dans ce sens, Tune des images glisse sous l'autre, lorsqu'on dépasse le point de tangence, comme si elle était plus éloignée. Pendant ces rae.sures, la ligne des cornes était pres- que verticale. XL — II. 23 OBSERVATIONS DE JUPITER ET DE SES SATELLITES On lit dans les registres de Picard : « Le 13 avril 1673, je commençai à m'aperccvoir que le plus grand diamètre de Jupiter est toujours parallèle aux bandes. » • On trouve dans un JMémoire de Gassini sur les diverses périodes du mouvement de Jupiter en 1791 {Académie des sciences, t. x, p. 8), que les taches qui avoisinent l'équaleur de cette planète tournent plus vite que celles qui en sont plus éloignées. Pound dit que les satellites de Jupiter, dans leur pas- sage sur la planète, se voient distinctement près des bords, mais qu'ils disparaissent quand ils approchent du centre {Transactions philos., 1717, t. xxx, p. 902). J.-D. Gassini supposait que le diamètre de Jupiter allait quelquefois jusqu'à 50" {Transactions philosophi- ques, 1720, t. XXXI, p. 1). L'illustre astronome assigne à la planète une durée de rotation de 9'' 56'". Halley apercevait avec son télescope le premier et le deuxième satellite de Jupiter sur le corps de la planète, pendant un quart d'heure, depuis le moment de leur entrée {Transactions philos., 1723, t. xxxii, p. 386). George Lynn dit s'être assuré {Transactions philoso- phiques, 1726, t. xxxiv, p- 67) qu'on marque à l'œil, et OBSERVATIONS DE JUPllEM. 3o3 avec la précision d'une dcini-minule de temps, l'époque où le premier et le second satellite sont en conjonction, pourvu qu'on choisisse celles des conjonctions qui ont lieu près de la planète, et le temps où les satellites se ren- contrent par des mouvements dirigés en sens contraire. (La lunetle de G. Lynn avait 2^°.li d'ouverture, 13 pieds de foyer, et charge 2'". 5. (Est-ce le foyer de l'oculaire?) Dans un Mémoire de 1781, Herschel rapporte des déterminations de la durée de la rotation de Jupiter, obtenues, en 1778, à l'aide d'une seule et même tache noire. Elles varient depuis 9'' 55'" /lO' jusqu'à O** 6k"' 53'. En 1779, une tache claire, également équatoriale, donna, pour le temps de la rotation de la planète, tantôt 9'- 51'" dîy' et tantôt 9*^ 50™ /i8'. Herschel explique ces grandes dilTérences par les mou- vements propres des taches. 11 croit à l'existence , dans les régions équinoxiales de la planète, de vents analogues à nos alizés. Le principal eflet de ces vents réguliers est, suivant lui, de disposer, de réunir les vapeurs équato- riales en bandes parallèles. Ils entraînent aussi les nuages accidentels (les taches), avec des vitesses variables. Pour concilier la détermination de Cassini , rapportée ci- dessus, avec divers résultats d'Herschel, il faut supposer que certaines taches, certains nuages observés par l'as- tronome de Slough avaient en 10'' un mouvement propre de près de 3 degrés de l'équateur de Jupiter, c'est-à- dire une vitesse de 96 lieues à l'heure. Ces spéculations intéressantes sur des mondes si éloignés n'avaient pas échappé aux anciens membres de l'Académie des sciences. Dans un Mémoire de 1793 sur la planète Vénus, 356 OBSERVATIOjNS l)K JUPITl-lil Herschel a formulé ses vues concernant la cause phy- sique des bandes de Jupiter de la manière suivante : « Je suppose que les bandes brillantes et les régions polaires de Jupiter, dont la lumière surpasse celle des bandes faibles ou jaunâtres, sont les zones où l'atmo- sphère de cette planète est le plus remplie de nuages. Les bandes faibles correspondent aux régions dans les- quelles l'atmosphère, complètement sereine, permet aux rayons solaires d'arriver jusqu'aux portions solides de la planète où, suivant moi, la réflexion est moins forte que sur les nuages. » Herschel présenta, en 1797, à la Société royale de Londres les résultats des nombreuses observations qu'il avait faites sur les intensités et les grandeurs compara- tives des satellites de Jupiter. 11 résultait de ces obser- vations que les intensités lumineuses des satellites sont très-variables, que les grandeurs apparentes de ces astres changent aussi beaucoup. Les variations de gran- deurs et d'intensité prouvaient évidemment que les satel- lites sont parsemés de taches plus ou moins réfléchis- santes, et qu'ils tournent sur eux-mêmes. En recourant à une opération graphique, en marquant sur les quatre orbites les places où, pendant une longue période, chaque satellite s'était montré à son maximum et à son minimum d'éclat, à son maximum et à son minimum de grandeur, Herschel reconnut que ces phénomènes se reproduisent toujours vers les mêmes régions. De là il résultait que, comme la Lune, les satellites de Jupiter tournent sur eux-mêmes dans un temps égal à celui qu'ils emploient h faire leur révolution autour de la planète. ET DE SES SATELLITES. 3."7 Le premier satellite est celui qui éprouve ces change- ments au plus haut degré. 11 est au milieu de son maxi- mum d'éclat, quand il atteint le point de l'orbite à peu près au milieu entre la plus grande digression orientale et la conjonction. Pour le troisième satellite, il y a deux maxima d'éclat, et ils s'observent aux deux élongations. Le quatrième ne brille d'une vive lumière qu'un peu avant et un peu après l'apparition. Herschel a trouvé que la teinte du premier satellite est le blanc plus ou moins vif; que le second satellite est tantôt blanc pur, tantôt blanc cendré, tantôt blanc bleuâtre; que le troisième est toujours blanc ; que le quatrième paraît quelquefois très- sombre, quelquefois orangé, quelquefois rougeâtre. Selon Herschel, ce sont là des signes d'une atmosphère considérable. L'ordre de grandeur des satellites, suivant Herschel, est le suivant : 3' de beaucoup le plus grand, [i% 1", 2^. La durée de l'entrée du second satellite sur le disque de Jupiter donna environ O'^O pour le diamètre angulaire de ce petit astre. Le 6 avril 1780, Herschel trouvait que l'ombre du troisième satellite, mesuré au micromètre, avait l'^56. (Transactions de 1784, p. 30.) Suivant Schrœter, les diamètres apparents des satel- lites de Jupiter, vus de la terre, la planète étant périgée, sont : 1".39, 1^09, 2^27, 1^41 ; 1^405, l".i5, 2^04, 1^42, par les mesures directes; l'-'.Ol, 0^91, 1".88, par la mesure des ombres. Le diamètre de la planète dans les mêmes circonstances serait /i9'', et l'aplatisse- ment Yi- Schrœter prétend aussi avoir observé un apla- tissement local dans l'hémisphère de Jupiter. {Connais- sances des temps pour l'an xv, p. 357.) I 3.'i8 OBSERVATIONS DE JUPITI'H On trouvera dims VAslronomie populaire (liv. xxvn , t. IV, p. 2>2S h 080) des détails complémentaires sur les anciennes observations de Jupiter. Je vais rapporter ici les observations qui me sont personnelles extraites par ordre de date de mes registres, avec les calculs de ré- duction faits par M. Barrai. Je rappellerai que plusieurs des résultats de mes observations ont été communiqués, il y a bien des années, au monde savant. Laplace, dans V Exposition du système du monde ^ s'exprime ainsi : « Jupiter est sensiblement aplati à ses pôles de rotation, et M. Arago a trouvé, par des mesures très-précises, que son diamètre dans le sens des pôles est à celui de son équateur à fort peu près dans le rapport de 167 à 177. » Le procès-verbal de la séance du Bureau des Longitudes du 8 novembre 1820 contient ces mots : «M. Arago parle de la disparition qu'il a observée des satellites de Jupiter pendant que la planète était restée visible. » Le 10 octobre 18/i2, j'ai communiqué à l'Académie des sciences diverses expériences que j'avais faites sur les moyens d'observer les satellites , et je me suis exprimé en ces termes : «Quand on regarde Jupiter à l'œil nu, cette planète semble formée d'un point central fort lumineux d'oii partent dans tous les sens des rayons divergents. Ces rayons sont plus ou moins longs. Il existe, sous ce rapport, d'énormes différences entre tel et tel observa- teur. Chez l'un, les rayons ne dépassent pas 3, Zi ou 5 minutes de degré; chez d'autres, ils s'étendent à 12 ou 15 minutes. Pour tout le monde, les satellites se trouvent donc ordinairement noyés dans une fausse lumière. Si ÏÏT DE SRS SATr-I.I.lTES. 359 nous supposons maintenant que l'imago de Jupiter, dans certains yeux exceptionnels, s'épanouisse seulement par des rayons de 1 ou 2 minutes d'amplitude, il ne semblera plus impossible que les satellites soient de temps en temps aperçus, sans avoir besoin de recourir à rartifice de ramplification. Pour vérifier cette conjecture, j'ai fait construire une petite lunette dans laquelle l'objectif et Toculaire ont à peu près le même foyer et qui dès lors ne grossit point. Cette lunette ne détruit pas entiè- rement les rayons divergents, mais elle en réduit consi- dérablement la longueur. Eh bien , cela a suffi , dès le premier essai, pour que le 3* satellite, convenablement écarté de la planète , soit devenu visible. Le fait a été constaté par tous les jeunes astronomes de l'Observa- toire, MM. E. Bouvard, Laugier, Mauvais, Goujon, Paye. Dès qu'on a établi que les satellites de Jupiter peuvent être aperçus sans grossissement d'aucune sorte, il est évident que l'œil qui réduira les rayons divergents de l'image de la planète à la longueur que ces rayons con- servent dans la petite lunette découvrira ces faibles astres tout aussi bien que les yeux ordinaires le font en em- ployant l'instrument. Tout porte à croire qu'il existe des yeux naturellement doués de cette perfection, des yeux qui dépouillent les images des objets éloignés et les plus brillants de toute fausse lumière. » Enfin j'ai rendu compte au Bureau des Longitudes le 13 septembre 18/i3, et à l'Académie des sciences le 2 octobre, des diverses observations que j'avais faites pour déterminer les affaiblissements comparatifs que Jupiter et ses satellites doivent éprouver pour disparaître. 360 OBSERVATIONS DE JUPITER (Voir le 7' Mémoire sur la photométric, t. x des Œuvres, t. i'' des Mémoires scientifiques. ) Année 1810. 21 septembre. 11". Diamètre perpendiculaire aux bandes, 609.5, 614.5, 611, 609, 609, 612, 611.5; moyenne, 610. 9Zi — 8Zi.75 = 526p. 19 = 40". 52. Le ciel est assez beau, mais Jupiter paraît un peu baveux dans ma lunette prismatique. J'ai employé le fort grossissement. Je crains que ces observations ne méritent pas beau- coup de confiance. Minuit 30"'. Diamètre dans le sens des bandes, 646.5, 638.5, 641, 635, 635, 630; moyenne, 637.67— 84.75 = 552P.92 = 42".57. Ces observations sont probablement plus mauvaises encore que les précédentes, par la raison qu'on voyait mal Jupiter. Les quatre premières observations sont faites avec le fort grossissement, les deux autres avec le moyen grossissement. L'aplatissement qui résulte de ces séries est j^. 26 septembre. 10" 30">. Diamètre dans le sens des bandes, 649, 650, 646.5 ; moyenne, 648.50 — 84.75 = 563P.75 -= 43".41. Emploi du moyen grossissement. 28 septembre. 11" 30"'. Diamètre perpendiculaire aux bandes, 623, 619, 612.5, 627, 621.5, 623, 620; moyenne, 622.29— 84.75 = 537p. 54 = 41".39. Emploi du fort grossissement. Diamètre dans le sens des bandes, 649.5, 656, 656, 654, 654, 655; moyenne, 654.08'— 84.75 = 569P.33 = 43". 84. Emploi du fort grossissement. L'aplatissement est de -jy. Minuit. Diamètre dans le sens des bandes, 650, 653, 656, 657, 654; moyenne, 655.00 — 84.75 = 570P.25 = 43".91. Emploi du moyen grossissement. Diamètre perpendiculaire aux bandes, 629, 627, 626, 628, 626, 625; moyenne, 626.83 — 84.75 = 542P.08 = 41". 74. Emploi du moyen grossissement. On a bien vu dans cette dernière série ; pour les autres, Jupiter était baveux. L'aplatissement est de — . Après la série précédente, on a rendu le bord inférieur de la pla- nète supérieure apparente tangent au bord supérieur de la bande supérieure apparente de la seconde planète (fig. 21), et l'on a ET DE SES SATELLITES. 361 trouvé que ce bord était tangent i\ la bande lorsque l'index mar- quait Zi7'2.25, ce qui donne /i72.25 — 8i.75 = 387?. 50 = 29".8'i pour la distance ab. 23 octobre. 10". Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre quatre mesures, 689.50 — 8Û.75 = 60ip.75 = 46". 57. Le ciel est nuageux, et Jupiter est mal terminé. Emploi du moyen grossissement. 27 octobre. 9" 30"'. Diamètre dans le sens des bandes, par une Fig. 21. — Mesure de la distance du bord sapérienr de la bande sopérieure de Jupiter au bord inférienr de la planète ( apparences). moyenne entre six mesures, 68^.50 — 8i.75 = 599?. 75 = 66". 18. Emploi du moyen grossissement. Jupiter est mal terminé et extrê- mement ondulant. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre quatre mesures, 652.13 — 8i.75 = 567P.38 = Zi3".69. Emploi du moyen grossissement. Jupiter est mieux terminé. 10" 30"'. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre trois mesures, 652.67 — 8/i.75 = 567P.92 = /i3".73. Emploi du fort grossissement. .3(i2 OBSl-nVATIONS DE .lUPlTER L'aplatis-einent est do -— ; 29 octobre. 9". Diamrtre dans le sens dos bandes, par une moyenne entre six niosuros, 01)0.75 — 8/i.75 = 600''. 00 — /i6".67. On voit assez bien par liioments. Emploi du fort grossissement. 9" Zi5"'. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre sept mesures, 651.29 — 8i.75 = 566P.54 = Zi3".62. On voit pa.ssablement bien par intervalles. L'aplatissement est de 15" Fig. 22. — Mes'irp delà distance du bord supérieur de la bande inférieure ic Jii[>itcr au bord inférieur de la planèie ( apparences). Après les mesures précédentes des diamètres de Jupiter, on a rendu le bord inférieur apparent de la planète supérieure appa- rente tangent au bord supérieur apparent de la bande supérieure apparente de la seconde planète, ainsi que le représente la figure 21, et les nombres que marquait l'index curseur ont été successive- ment : Zi92, ^95, Zi88.5, ^90.5, ce qui donne en moyenne 491.50 — 8Zi 75 = Z1O6P.75 = 31". 32, pour la distance ab. On a ensuite cherché à faire une mesure analogue pour la seconde bande (fig. 22); mais ces dernières observations étaient plus difliciies par la raison que le bord de la planète supérieure apparente était moins tranché, et que la dernière bande de Jupiter est moins apparente que la ET DE SES SATELLITES. 3G3 première. Quoi qu'il en soit, on a successivement trouvé 385, 385, 383.5, ce qui donne par une moyenne 3S/i.50 — 8'4.75 = 29yp.75 — 23". 08 pour la distance cd. Si ces observations sont en erreur, je soupçonne que les nombres sont trop petits, c'est-à-dire que le bord inférieur de la planète supérieure aura mordu la bande. 6 novembre. 10". Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre sept mesures, 700. 96 — 8i.75 = 6i6P.19 = kl" M. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre qua- Fig. 23. — Mesure dn la distance du bnid inférieur de la bande inférieure de Jupiter au bord s'.ipérienr de la planète (apparences) tre mesures, 657.13 — 8^.75 = 572P.138 = ^lV.07. Des brumes se répandent pendant cette seconde série. Emi:)loi de l'oculaire de moyen grossissemi^nt. Valeur de raplati-ssement -^. 7 novembre. 7" 65"' à 9". En rendant le bord inférieur de la pla- nète supérieure tangont au bord supérieur de la bande supérieure de la deuxième planète (fig. 21 ), on a successivement trouvé les résultats : 503, 500. Zi97.5, 500, 505, dont la moyenne donne 501.10 — 8^.75 = /il6i'.35 = 32". OG pour la distance a b. — Immédiate- ment après, on a rendu le bord .supérieur de la planète inférieure 364 OBSKRVATIONS DE JUlMTIiR tangent au bord inférieur de la bande inférieure de la planète supé- rieure (lig. 23) , ce qui a donné successivement /i55, A55, /i50, dont la moyenne fournit Zi53.33 — 8'i.75 = 368p. 58 = 28". 38 pour la distance ef. — Le bord inférieur de la planète supérieure étant tangent au bord supérieur de la bande inférieure de la seconde pla- nète (fig. 22. p. 362), l'indexa successivement marqué 377, 380, 383, 382, dont la moyenne donne 380.50 — 8Zi.75 = 295^.75 = 22". 88 pour la di.stance cd. — Le bord supérieur de la planète inférieure étant tangent au bord inférieur de la bande supérieure de lu deuxième planète (fig. 2/j), l'index de l'échelle marquait 'àhh, 3i!iO, Fig. 24. — Mesure de la distance du bord inférieur de la bande supérieure de Jupiter au bord supérieur de la planète (apparences). 3Zi4, 364, dont la moyenne donne 3Zi3.00 — 8/i.75 = 258p. 25 = 19". 89 pour la distance gh. — Les bandes se voyaient assez distinctement pendant ces quatre séries d'observations. — Emploi du moyen grossissement. 13 novembre. 8^ à 10". Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre sept mesures, 706.36 — 84.75 = 621p. 61 = Zi7".86. — Diamètre perpendiculaire aux bandes , par une moyenne entre six mesures, 675.26 — 84.75 = 590P.51 = hh" .1x1. — Valeur de l'aplatissement — . — Le bord inférieur de la planète ET DE SES SATELLITES. 3<)5 supérieure apparente étant tangent au bord supérieur de la bande su|)érieure de la deuxième planète (fig. 21 , p. 361 ), l'index donne, par une moyenne entre quatre mesures, 518.13 — 8Z|.75 = 633p. 38 = 33". 37 pour la distance ab. — Jupiter est assez bien terminé pendant ces séries. Emploi du moyen grossissement. 16 novembre. Diamètre pris dans le sens des bandes, par une moyenne entre deux mesures, 711.50 — 8/i.75 = 626i'.75 =Û8".25. Après ces deux observations , le ciel a été complètement couvert par les nuages. Emploi du moyen grossissement. 17 novembre. 8" 15"°. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre cinq mesures, 662.20 — 8i.75 = 577p. 45 = l\lx" -h^- Emploi du fort grossissement. Le même jour, à 2" 32'" de la pendule sidérale des cabinets de l'Observatoire (11'' de temps vrai à peu près), on voyait parfaite- ment Jupiter et ses bandes; mais ces dernières n'atteignaient pas le bord du disque de la planète ; c'était, de plus, à l'orient en appa- rence (fig. 25), et, par conséquent, à l'occident en réalité que la Fia 23. — Apparences des bandes de Jupiter le 17 novembre 1810, dans une lunette renversant les objets. séparation était la plus grande. La lunette de l'Empereur, dont je me suis servi, et celle de Lerebours, avec laquelle observait M. Bou- vard, présentaient absolument les mêmes circonstances. 22 novembre. 7" à 7'' 30'". Diamètre pris dans le sens des bandes, par une moyenne entre sept mesures, 706.00 — 8^.75 = 622p. 25 = 67". 91. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre six mesures, 670.50 — 84.75 = 585i'.75 = 65". 11. — Valeur de l'aplatissement, — . — Jupiter est baveux pendant ces observations. — Emploi du fort grossissement. 30(1 OBSHUVATIONS \)li .lUPlTKR 8'' 15'". DiamMre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre six mesures, 671.75 — 8-'i.75 == 587 p 00 = /i5". 20. — Dia- mètre pris dans le sens des bandes, par une moyenne entre sept mesures, 707.07 - 8Ù.75 = 622p. 32 = Zi7".92. —Valeur de l'apla- tissement. -jV. — Emploi du moyen grossissement. Un instant après minuit, j'ai attentivement examiné Jupiter avec rexcellente lunette de l^erebours. Ses bandes sont très-apparentes, mais ne se prolongent pas jusqu'aux bords du disque de la planète; l'intervalle est un tant soit peu plus grand à l'orient apparent, oc- cident réel, que de l'autre côté. Cependant, la séparation est moins grande que la première fois que j'ai fait ce genre d'observation. Il semble que le disque de la planète est moins lumineux aux bords qu'au centre; on s'aperçoit très-sensiblement de la différence quand ou se sert de la lunette prisraaticiue. Cette observation , si elle est certaine, indiquerait que Jupiter est entouré d'une épaisse atmo- sphère. La bande inférieure de la planète n'est uniformément ni large ni droite ; les légers coudes qu'elle présente fournissent des repères à l'aide desquels j'ai aperçu très-distinctement et en peu d'instants le mouvement de la bande d'orient en occident, ou en apparence d'occident en orient, avec la lunette qui présente les objets à l'envers. 23 novembre. Passage du 3" satellite de Jupiter sur le corps de la planète. Les temps indiqués dans les observations ont été pris à la pendule sidérale des cabinets. A 11" 28"', le corps du satellite déborde un peu le bord de la planète; à 11'' SW, le satellite est tout à fait entré sous la planète, mais on ne le voit presque plus. La lumière du satellite était sensi- blement plus intense que la lumière du bord de Jupiter; mais la lumière de la planète paraît aller en augmentant du bord au centre, car le satellite qui se voit très-distinctement près du bord dispa- raît au contraire quand il est un peu avancé sur le disque de la planète. Passage de Tombre du 3" .satellite sur le disque de Jupiter : à 23'' 37"' 30% l'ombre mordait déjà sur le disque ; l'ombre paraît être entrée à moitié; l'ombre parait être entrée aux trois quarts; l'oujbre est entrée presque en entier; l'ombre est tangonu- inTôriPurenu'nt au bord de la planète; 23 liS l'ombre est tout à fait détachée du bord; 23 38 23 Zil 23 1x3 23 U5 !;ï \Mi sis s SATi<;i,LiTi<:s. 367 2i'' 51"> 1 23 1 3G 1 ÙG 1 55 l'ombre est drjù loin du bord; le bord de Toiiibre paraît être éloigné du bord oriental apparent (occidental réel ) de la planète d'une épaisseur de l'ombre; le satellite paraît être tangent au bord de la pla- nète; l'ombre me semble être partagée en deux parties égales par le bord de la planète; l'ombre est totalement sortie. 11 m'a semblé qu'à la sortie l'ombre du satellite était sensible- ment allongée. Toutes les observations précédentes ont été faites avec la lunette de Lerebours. Pendant le passage de l'ombre du 3"= satellite sur le disque de Jupiter, j'ai mesuré à diverses reprises sa distance au bord de la planète, à l'aide de la lunette prismatique. Voici les résultats que j'ai obtenus : Nos d'ordre des obseiva- tious. Heures des observatious. Parties de l'échplle indj'inées par l'iudex. Distances calculées en sécoades. Remarques. Le bord extérieur de l'i- 1 8H/V" Û16 25".51 mage de droite étant en contact avec l'ombre de l'autre image. 2 8 20 Û06 U .7/1 1(1. Le bord intérieur de l'i- a 8 25 321 18 .19 mage de droite étant en contact avec l'ombre de l'autre image. Le bord extérieur de l'i- û 8 31 3GG 28 .81 mage de droite étant en contact avec l'ombre de l'autre image. 5 8 33 30' 31G 17 .82 Id. Le bord intérieur de l'i- G 8 38 2GG 13 .9G mage de droite étant en' contact avec l'ombre de l'autre image. 368 OBSERVATIONS DE JUPITER i Observation sûre. — Le bord extérieur de l'image u 4^ ^v ^.^ X, .V.- , de droite est en contact avec l'ombre de l'autre image. 8 50 20 302 16 .73 Id. 8 5/1 375.5 22 .39 10 8 57 30 269.5 lU .23 12 9 5 30 liSi.5 26 .69 Le bord extérieur de l'i- mage de gauche étant en contact avec l'ombre de l'autre image. Le bord extérieur de l'i- mage de droite étant en contact avec l'ombre de l'autre image. il 9 3 251.5 12 .82 Ici. i Le bord extérieur de l'i- mage de gauche étant en contact avec l'ombre de l'autre image. Le bord supérieur de l'i- mage inférieure étant en 13 9 9 161 5 .87 ( contact avec la partie in- férieure de l'ombre de l'i- mage supérieure. Lorsque les bords des deux images de Jupiter étaient en contact, l'index de l'échelle correspondait à peu près à 705 — 8/i.75 = 620p. 25 = Û7".76. Pour toutes ces observations on a employé le fort grossissement. Les temps indiqués dans le tableau ci-dessus sont ceux de ma montre; je l'ai comparée à la pendule des cabinets, ainsi qu'il suit : Pendule. Montre. 1" 15" 18' 9'' 17™ 3 16 17 9 18 1 59 25 12 0 /l 0 23 12 1 , La 1" observation comparée à la 2« donne 10 parties pour le mouvement de l'ombre en 6'", et par conséquent 1p. 677 = 0".128 pour 1"'. ET DE SES SATELLITES. 3G0 La 2* compard'O à la ti" donne /lO parties pour le mouvement de l'ombre en U'", et par conséquent op.G.jG = 0".2S'J pour 1'". La Ti'' comparée à la 7" donne 50 parties pour le uiouvement en l'2"'.5, et par consécpient /ip.OOO = 0".o08 pour 1"°. La 7'' comparée h la 8" donne l/i parties pour le mouvement en 7"', et par conséquent 2p. 000 = 0".J5/i pour 1"'. La 8'' companée à la 10*^ donne 32t'.r) pour le mouvement en 7'". 5, et par conséquent Zip.33o = 0".33'i pour l'". La 10" comparée à, la 11" donne 18 parties pour le mouvement en 5"'. 5, et par conséquent 3i'.272 = 0".252 pour 1'". " La l" comparée à la 11" donne 16'|P.5 pour le mouvement en Û9'", et par conséquent 3p. 357 = 0".258 pour 1'". La 7" comparée à la 6'" donne, en tenant compte du mouvement de l'ombre dans l'intervalle compris entre les deux observations, 68p. 23 = 5". 25 pour le diamètre de l'ombre. La 2« comparée à la 3" donne 70p. 90 = 5"./i6. Passage de l'ombre du l'*" satellite sur le disque de Jupiter, les temps étant comptés sur la pendule sidérale des cabinets : ù jh [^\'"^ l'ombre du 1" satellite mord le disque de la planète; 1 hU l'ombre est tangente intérieurement au bord du disque; I Zi6 l'ombre est totalement détachée de la planète; 3 50 je crois apercevoir, sans en être bien sûr, que le bord de l'ombre mord encore le bord de la planète ; un in- stant api'ès on ne voit plus rien. On s'est servi pour ces observations de la lunette de Lerebours. II décembre. 5" /|5'" ù 6" 15'". Diamètre dans le sens des ban- des, par une moyenne entre six mesures, 689.67 — 8Ù.75 = 6OZ1P.92 = û6".58. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre cinq mesures, 652.90 — 8^.75 = 568i'.15 1= /|3".75. — Valeur de l'aplatissement, — . — Jupiter est bien terminé. Emploi du fort grossissement. — Ln amenant, par le mou- vement du prisme, les satellites sur le disque de la planète, j'ai con- stamment remarqué qu'on les voit très-distinctement lorsqu'ils sont près du bord, parce que leur lumière est plus intense que celle de la planète, et qu'ils s'ailaiblis-sent beaucoup et finissent même par disparaître, au contraire, lorscju'ils se rapprochent du centre. 10 décembre. J'ai amené ù plusieurs reprises le l'"" satellite sur le disque de la planète à l'aide de la lunette prisuiaticjuc J'ai con- XI. — II. 24 I 370 OBSERVATIONS DE JUPITER stamment remarqué que sa lumi^Te prédomine sur colle du bord de Jupiter, tandis qu'elle se voit dinicilement, au contraire, quand elle se projette sur la lumière du centre; le satellite se voit, en ertVt, d'autant plus difficilement qu'il se projette sur dès parties du disque de la planète plus éloignées du bord. — J'ai fait passer le satellite sur la baude supérieure apparente, et il la couvrait presque en entier. — Pendant C(>s observations, Jupiter est couvert d'un léger brouillard. J'ai employé le fort grossissement. 17 décembre. 8'' 30"'. J'ai comme hier amené le l^"" satellite sur le disque de la planète; on le voyait très-distinctement près du bord, point du tout au centre, et d'autant moins qu'il se rappro- chait davantage de ce dernier. — Emploi du fort grossissement. 18 décembre. 9'' 30'". En rendant le bord inférieur de la planète supérieure apparente tangent au bord supérieur de la bande supé- rieure apparente de la deuxième planète (fig. 21, p. 361) on a trouvé que l'index de l'échelle marquait /i69, Zi70, 470, ce qui donne par une moyenne /i69.67 — 84.75 = 37/ip.92 = 28". 87 pour la valeur de la distance ab. — Lorsque le bord supérieur de la planète infé- rieure ai)parente était tangent au bord inférieur de la bande infé- rieure apparente de la deuxième planète (fig. 23, p. 363), l'index marquait /i28, Zi23, /i27, ce qui donne par une moyenne /j26.00 — 84.75 = 341P.25 = 20", 28 pour la distance ef. — Pendant ces mesures. Jupiter est bien terminé. — Emploi du fort gro.ssissement. 21 décembre, 10'' 30"' à 11*" Zi5"'. Le bord inférieur de la planète supérieure apparente étant tangent au bord supérieur de la bande supérieure de ladeuxième planète (fig. 21, p 361), l'index de l'échelle a successivement marqué klh. hl"!, 473, ce qui donne par une moyenne 473.00 — 84. 75 = 388P.25 = 39". 29 pour la distance ab. — Le bord supérieur apparent de la planète inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande inférieure de la pre- mière planète 'fig. 23, p. 363), l'index de l'échelle a successivement répondu à 420, 430, 428, 422, ce qui donne par une moyenne 42.i.00 — 84,75 = 340P.25 = 26". 20 pour la distance ef. — Quand le bord inférieur de la planète supérieure était tangent au bord su- périeur de la bande inférieure de la deuxième planète (fig. 22, p. 362), l'index de l'échelle marquait 374 5, 377. ce qui donne par une moyenne 375.85 — 84.75 = 291p. 00 = 22"41 pour la distance cd. — Le bord supérieur de la planète inférieure apparente étant tan- gent au bord inférieur de la bande supérieure de la planète supé- rieure (fig. 24, p. 364), l'index marquait 342, 347.5, ce qui donne par une moyenne 344.75 - 84,75 = 260p.00= 22". 22 pour la dis- lance ne à l'aide de la lunette prismatique (8'' 15'" de temps vrai). 20 janvier. 9'' Zi5"\ Le l"etle S" satellite de .Tupiterme semblaient également lumineux; la lumière du 1" était peut-être un peu plus vive que celle du 3% mais par compensation le diamètre de ce der- nier était un peu plus grand que celui du l"'"". 0"îint au W, il était sensiblement plus faible que les deux autres; le 2" était éclipsé. l*""" février. 5'' Zio'". Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 8 mesures, 580.69 — 8/i.75 = Zi85P.9i= oT'.Wi- — En rendant le bord inférieur de la planète supérieure apparente tangent au bord supérieur de la bande supérieure apparente de la deuxième planète (fig. 21, p. 361), on a trouvé que l'index de l'échelle marquait successivement Zi25. Zi25, Zi29, /i23. 629. /-i25, ce qui donne par une moyenne, 626.00 — 8^.75 = 3ûli'. 25 = 26". 28 pour la dis- tance ah. — Le bord supérieur apparent de la planète inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande inférieure de la planète supérieure (fig. 23, p. 363), l'index de l'échelle a suc- cessivement correspondu à ZiOl, 396, 401, 396.5. ce qui donne par une moyenne 398.62 — 8Zi.75 = 313P.87 = 2/i".17 pour la dis- tance ef. — En faisant ces observations, je me suis aperçu que l'index marche de lui-même et descend vers l'oculaire par son propre poids, à cause de la grande Inclinaison de la lunette. Aussi, pour ces observations des bandes et pour les mesures suivantes, me suis-je servi du rappel. Il faudra voir si, parmi les séries anté- rieures, il n'y en aurait pas de défectueuses pour cette cause. — T"» û5"'. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 2 mesures, 57Zi.90 — 8Zi.75 = Zi90p.15 = 37".7Zi. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 599.70— 84.75 = 51ûP. 95 = 39".68. Valeur de l'aplatissement,-^. Jupiter est assez bien terminé. On a serré la vis de l'index et l'on s'est servi de la manivelle. — L'ordre de grandeur des satellites est le suivant : 4% 2*, 3*. Il est d'autant plus certain que le 4* satellite est le plus faible, qu'on le juge ainsi, quoiqu'il soit beaucoup plus éloigné de la planète que les deux autres ( 8'' de temps vrai). U février. 9'' 15"' à 9'' 45'". Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 571.00 — 84.75 = 486i\25 = 37". 44. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 593.43 — 84.75 = 508p. 68 = 39".17. Valeur de l'aplatissement, — . Jupiter est à la fin passablement terminé. Em- ploi du fort grossissement. On a serré la vis de la manivelle. — A 8'' de temps vrai, le 'à" satellite est plus grand que le 1", mais les ET DE SES SATELLITES. 373 lumières semblent également vives; au reste, cette comparaison doit être induencôe par l'inégale distance des deux satellites au disque de lu planète, l^e l""" m'a seniVjlé tout aussi grand, tout aussi lumineux ((ue le U", quoi(iue ce dernier soit d'ailleurs plus loin de la planète que l'autre. Quant au 2% qui est de l'autre côté de Jupiter, il me semble qu'on pourra le supposer égal au 1" en grandeur et en éclat; car, bien que quelquefois on soupçonne qu'il est plus lumineux, cette légère dillërence n'existerait probablement pas, si les deux satellites étaient éiralement éloignés du disfiue de la planète; le 2" est plus loin que le l*-'; l'ordre de grandeur paraît être 3% 2" = 1"^ U^. J'ai employé la lunette de Lercbours et le grossissement de 200 fois. 7 février. 6'' 20"' de temps sidéral ou vers S^ de temps vrai. J'ai examiné Jupiter avec la lunette de Lerebours, armée des grossisse- ments 88, loZi et 200 fois. Les satellites m'ont paru assez bien ter- minés. Le W, qui est à gauche en apparence, est assez près de la planète, et sensiblement plus faible que les autres; son disque est en outre très-petit. Le 3% au contraire, est très-brillant et le plus grand de tous. Quant aux deux autres, il est très-difficile de fixer leur rang; il semble cependant que le 1" est un tant soit peu plus grand. M. Bouvard en a jugé de la même manière. Cependant, la différence des deux satellites sous les deux rapports est tellement légère qu'une troisième personne aurait bien pu les juger également gros et également lumineux. 17 février. Vers 8'' 15"' de temps vrai ou 6^ 15'" sidérales. L'ordre de grandeur des satellites m'a semblé être le suivant : 3", l""", 2", Zi". Le 3*- et le 1" satellite sont à peu près également éloignés de la planète et des deux côtés opposés; la lumière du 1" semble être par moments un peu plus vive que celle du 3% mais, par compen- sation, le diamètre du 3» est peut-être un peu plus grand : somme toute, la difl'érence est assez petite. Quant au 2% il ne diffère pas beaucoup du k" ; cependant celui-ci paraît être un peu plus faible, et, comme il est plus loin de la planète, il est naturel de supposer que cette inégalité existe réellement. Au demeurant, les satellites sont mal terminés, quoique le temps paraisse très-serein. L'ombre du 3*^ satellite est sur le disque de Jupiter, mais les fortes ondu- lations de la planète la rendent souvent invisible; elle était tout à fait entrée à 5'' 89"' de la pendule sidérale. 18 février. Vers 7'' 10"' de temps vrai ou S*" 10"' de temps sidéral. En se servant de la lunette de l'Empereur, et d'un grossissement de 191 fois, on trouve que l'ordre de grandeur des satellites est le suivant : 3", 2% i", li". La différence du 3" au 2" est assez sen- 1 37i OBSERVATIONS DE JUPITER sible; lo S*" poniblo un peu plusirros (|up lo I". et un peu plus lumi- neux ( le 2"" est plus loin de Jupiter que le l"). Quant au ù*. il est un peu moins lumineux que le l" et à peu près aussi gros. Cepen- dant, en discutant cette observation, il sera nécessaire de remar- quer que le !•■' étant plus près de la planète que le U^ aura dû être aflaibli par cette cause. — Les bandes de Jupiter sont assez visibles, mais le bord de la planète et les satellites ne sont pas très-bien terminés. — A 6'' 2G'" de temps sidéral, j'ai examiné Jupiter avec la même lunette, et il m'a semblé que la lumière du 1" satellite est décidément plus vive que celle du W; mais le volume de ce dernier est peut-être un tant soit peu plus gros. Quant au iJ", je pense tou- jours qu'il est plus brillant et plus grand que le 1", sans que la dif- férence soit bien sensible. — A 9'' de temps vrai (7'' 5"' de temps sidéral), j"ai trouvé le même ordra de grandeur pour les satellites en employant le grossissement de 88 fois; la ditlërence du l" au 2" est très-petite, mais toujours à l'avantage de ce dernier. M. Bouvard, qui a examiné les satellites immédiatement après moi, les a rangés absolument dans le même ordre. 19 février. 7'' de temps sidéral (vers 9'' de temps vrai). L'ordre d'éclat des satellites m'a paru être le suivant : 3% à", l"", 2". Le temps est brumeux et les satellites sont mal terminés, en sorte qu on n'a pas pu comparer leurs grandeurs. Le 2" et le l" étant assez près de la planète auront peut-être été affaiblis par cette cause; le A* est vers sa plus grande digression. 11 est du reste pos- sible qu'à cause du mauvais temps et de la très-inégale distance des satellites au corps de Jupiter, ces observations ne soient pas très-bonnes. On s'est servi d'une lunette de Cauchoix, armée d'un grossissement de 15Ô fois. 22 février. 5'' 30'" de temps sidéral (vers 7'' 15"' de temps vrai). Emploi de la deuxième lunette de Lerebours et d'un grossissement de 191 fois. Le 3'" satellite est le plus gros; vient ensuite le 2", puis le 1'% et enfin le W- La lumière du 3^ satellite et celle du 1" me semi)lent également vives; celle du 2^ est plus faible; la lumière du W est la plus terne de toutes. Le 1" et le à" satellite ne dif- fèrent pas beaucoup en volume; le 2'' semble un peu plus grand, sans que la difTérence soit très-sensible. — En regardant ensuite avec un grossissement de 13Zi fois, et faisant abstraction des vo- lumes dont on ne peut guère tenir compte avec cet oculaire, on aurait au premier coup d'œil placé les satellites dans cet ordre : 3-, 2*', 1", û*. La différence du 2" au 3'' n'est pas tellement grande qu'on n'eiU pu être indécis : il faut aussi remarquer que le l" sa- tellite est plus près de la planète que le 2«. — Avec la même lu- ET DE SES SATELLITES. 375 nette et un frrossissement de 88 fois, je place ainsi les satellites : 3% 2'-, 1*"% W. La diirérencc du 1"'' au '2"' ne paraît pas très-;ïrande ; je n'ai pas tenu compte de Tinégale distance des satellites au disque de Jupiter dans cette dernière observation. 1" mars. \ers 6'" de temps vrai f 5'' de temps sidéral). Emploi du grossissement de 88 fois. Le 3" satellite est sensiblement le phis gros; le W au contraire est très-sensiblement le plus petit et le moins lumineux, quoiqu'il soit d'ailleurs vers sa plus grande digres- sion ; le 1" et le 2* sont également gros, mais la lumière du 2* semble un peu plus vive. — A une .seconde épreuve, avec le même grot^;sissement, j'aurais jugé que la lumière du 2" est plus blanche et plus vive que celle du 1", qui est un peu rougeâtre; mais le diamètre de ce dernier satellite est un peu plus grand que celui du 2«. — A 5'' 20"' de temps sidéral. Emploi du grossissement de 200 fois. Le 3* satellite est le plus gros et le plus lumineux. Le 1" et le 2' sont égaux en diamètre et en lumière (celle du 2*' est peut- être la plus vive, mais je n'userais l'afrirmeri ; le h' est plus petit et plus faible que les autres. Cependant il me semble que, dans l'effet général que produisent les satellites au premier coup d'œil, il y a, avec ce grossissement, une moins grande disproportion entre le W satellite et les deux premiers, qu'avec les grossissements infé- rieurs. 5 mars. 5'' 30"' de temps sidéral (vers 6'' 30"^ de temps vrai). Em- ploi de la lunette de Lerebours et du grossissement de 200 fois. L'ordre de grandeur des satellites est le suivant : 3*, 2", 1", k'. La différence entre le 1" et le 2' est très-petite; la lumière du 1"" est peut-être un peu plus vive que celle du 2% tandis que ce dernier satellite surpasse l'autre à son tour sous le rapport du volume. Au reste, je n'ai placé le 2« satellite avant le 1" que parce que les nuages qui passent avec rapidité devant Jupiter font toujours dis- paraître le 1" satellite avant le 2*. 11 mars. S"" 15"' de temps vrai. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre /i mesures, 522.88 — 8'i.75 = /438p.1.'{ = 33". 73. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 5Zia. 08 — 8^.75 = Zi99p.33 = 38".A5. Valeur de l'aplatisse- ment, -j-j-. Jupiter e.st mal terminé; les bandes sont fort peu visibles. Emploi du fort grossissement. — Avec la lunette prismatique, le l*""" et le 4* satellites me paraissent être également gros; mais le !"■ est plus lumineux. Le 2'' est certainement plus petit, pui.sque, en le mettant à côté du disque de la planète, on ne le voyait prestjue pas. — .'\vf'c la lunette de Lerebours et le gro.ssissement de 90 fois, j'aurais jugé le l-"" et le 3'' satellite à peu près également lumineux ; 37f. OBSERVATIONS Dlî JUPITER le 2'" et le W également gros, mais ce dernier uu tant soit peu plus faible. 15 mars. 7'' 10'" de temps vrai. Emploi de la lunette de Lerebours et (l'un grossissement de 190 fois. L'ordre des satellites me semble être le suivant : 3% 2% l'"", U'. Le 3*= est le plus gros et le plus lu- mineux. Le 2« et le 1" me semblent être également gros ; mais la lumière du 2* est sensiblement plus vive (la lumière du 1" est rou- geùtre). Le k" est à peu près aussi gros que le l"""; sa lumière me semble un peu plus faible, mais la diirérence n'est pas considé- rable. 17 mars. 8^ 30"' de temps vrai. Emploi de la lunette de Lerebours et des grossissements de 90, 130 et 200 fois. Les satellites diffèrent entre eux beaucoup moins qu'à l'ordinaire. Je vois cependant qu'on pourrait les ranger ainsi : 3", l", 2", li". Le 1" et le 3* ne diffèrent pas beaucoup. La difi'érence du 2*^ au W est aussi très-peu sensible. Le 2« et le 1" sont peut-être également gros, mais la lumière du ±" est plus vive. 18 mars. 1^ 30°' de temps vrai. Emploi de la deuxième lunette de Lerebours et des grossissements 190 et lo/i fois. Le 1'"' satellite me semble aussi gros et aussi lumineux qu'à l'ordinaire. Le 3" est un peu plus volumineux, mais la différence ne paraît pas aussi grande que dans quelques-unes des observations précédentes; le W m'a paru plus petit que le l*^"", mais la diflérence est moins grande que de coutume. Au reste, il est très-important pour ce W satellite, qui quelquefois est fort loin de la planète, d'attendre qu'il soit venu au centre de la lunette; car, sans cette précaution, on pourrait être induit en erreur par l'inégale épaisseur des parties de l'oculaire, par lesquelles passent les" rayons venant des divers satellites. 21 mars. 6'' 30"' de temps vrai. Emploi de la lunette de Lere- bours et du grossissement de 134 fois. L'ordre des satellites est le suivant : 3% 1", 2% à". Le 3' et le l*"- diffèrent peu; le 2" et le 4* ne sont pas non plus très-inégaux; cependant, le Zi« est plus faible que l'autre (il est aussi plus près du disque de la planète). — 7^ de temps vrai. Emploi du grossissement de 200 fois. La différence du 3" au 1" satellite est moins considérable encore qu'avec le précé- dent oculaire; il m'est môme arrivé, par moments, de croire qu'ils étaient parfaitement égaux; le Ix" est toujours le plus faible; le 2« a un diamètre un peu plus grand, mais sa lumière est aussi peu vive. 2Zi mars. 8^ de temps vrai. Emploi de la lunette de Lerebours et des grossissements de 90, l/iO et 200 fois. Il me semble qu'il y a de moins grandes différences qu'à l'ordinaire entre les intensités res- ET DK SES SATELLITES. 377 pectives des divers satellites. Le 3« est cependant le plus gros; le 1" et le 2* sont, ce semble, de la même grosseur et de la même in- tensité. S'il fallait absolument les classer, je crois que je mettrais le 1" d'abord ; quant au [i% il est plus petit que les deux précédents, sans cependant que la ditrérence soit bien grande. 25 mars. 8'' de temps vrai. Le 1" et le 3" satellites sont à très-peu près de la même grandeur. Avec un grossissement de 90 fois, je les jugeais parfaitement égaux. Avec celui de 1^0, le 3* satellite me semblait un tant soit peu plus gros et plus rouge que le l". Avec l'oculaire grossissant 200 fois, il m'est arrivé par moments de croire que le 1** satellite était le plus brillant. Le 2<= satellite est iiivisible. Le W est vers sa plus grande digression, et diffère moins des autres, ce me semble, qu'à l'ordinaire. 26 mars. S"" /|5™ de temps vrai. Le 3* satellite est le plus gros. La lumière du 2" est peut-être plus vive, mais son diamètre est plus petit. Le ti^ satellite est à la fois le moins lumineux et le plus grand ; il me semble cependant que je l'ai souvent vu plus petit; je crois également que dans quelques-unes des observations précédentes le 3* satellite a été plus lumineux qu'il ne l'est aujourd'hui. Le 1" sa- telite est en contact avec la planète, mais les fortes ondulations de son bord ne m'ont pas permis d'observer l'instant de l'entrée avec exactitude. 28 mars. S*" de temps vrai. Emploi des lunettes de Lerebours et de Cauchoix, armées d'un grossissement de IZiO fois environ. Le 1" et le 3" satellite me semblent également gros et également lumi- neux; je soupçonne cependant par moments que le volume du 3^ est le plus grand : dans tous les cas, la différence est légère. Le 2* et le W sont sensiblement plus faibles que les deux précédents, mais ils ne diffèrent pas beaucoup l'un de l'autre : il est cependant possible que le 2« satellite soit un tant soit peu plus lumineux que le U". 29 mars. 9*' de temps vrai. Le 3* satellite est le plus gros et le plus lumineux. Vient ensuite le 2^ Je placerais le 1*^% qui ne diffère pas beaucoup du précédent, immédiatement après. Quant au à", il est très-sensiblement plus faible que les trois autres. Emploi de la lunette de Lerebours et du grossissement de 13U fois. M. Bouvard a placé les satellites dans le môme ordre que moi. 1" avril. 8'' de temps vrai. Emploi de la lunette de Lerebours et des grossissements de 13Zi et de 200 fois. Le 3'" satellite est le plus gros et le plus brillant; le l*^"" vient après; celui-ci est suivi du 2*; enfin, le /i* est le plus faible, mais il ne diffère pas beaucoup du 2*. 12 avril. 7'' 30"' de temps vrai. Emploi de la lunette de Lerebours 378 OBSERVATIONS DE JUPITER et du prossîssempiit de 200 fois. Le 3« satellite est le plus gros et le plus lumineux. Le diamètre du S*" est peut-être plus grand que celui du l" ; mais je crois que la lumière de ce dernier est un tant soit peu plus vive que celle du 2'; en sorte que tout compensé ces deux satellites, au premier aspect, semblent également lumineux. Quant au 4% il est extrêmement faible en comparaison des autres. 18 octobre. S*" 15'" du matin. Un instant avant l'immersion du 1" satellite, j'ai trouvé que ce satellite était supérieur au Zi«, tant en grandeur qu'on éclat. Je me suis servi de la lunette de Lerebours et d'un grossissement de 191 fois. La comparaison était facile, les deux satellites étant du même côté de la planète et assez sensible- ment à la même distance de son disque. 19 octobre. 11'' de temps vrai. Emploi de la lunette de l'Empereur et du grossissement de 191 fois. Les satellites de Jupiter ont des disquos; celui du 3'' est le plus grand; le 1" et le fv sont égaux, peut-être même que celui-ci surpasse le l": mais par compensation la lumière du l*""", qui sans contredit est plus vive que celle du Zi% me paraît un peu plus vive que celle du 3* L'ombre du 2" satellite se projette sur le disque de la planète; mais elle est très-peu visible, parce qu'elle suit la bande inlérieure dont elle n'égale pas tout à fait le diamètre. y4nnée 1812. 5 avril. 9'' de temps vrai. Diamètre perpendiculaire aux bandes, parunemoyenneentreù mesures, 517. 50 — 8/i.75 = Zi32p.75 = 33".32. Jupiter est par moments assez bien terminé. 10 avril. 8'' 30™ de temps vrai. Le W satellite de Jupiter est en- tièrement faible. Le 3"' surpasse le 1" en grandeur et en lumière. Le 2'" se projette sur la planète à peu de distance du bord. Le A'" sa- tellite, qui a fréquemment un disque terminé, est maintenant telle- ment petit et faible que je l'ai d'abord pris pour une très-petite étoile, dans le voisinage de laquelle je supposais que la planète était arrivée. 30 avril. 9'' de temps vrai. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre U mesures, Zi89.00 — 8^.75 = /iOZ|P.25 = 31". 13. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 7 mesures, 510.93 — 84.75 = /i26p 18 = 32".82. Valeur de l'aplatissement, -— -. Jupiter est couvert de vapeurs et ondulant pen- dant la plus grande partie 'le ces observations; cependant on pointe assez bien. ET DE SES SATELLITES. 37?) 5 mai. 8'' h 8'' 15*" de temps vrai. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moycnneentre 10 mesures. Zi87. 20 — SZi. 75 = ù02p./!i5 = 30".99. Di.stanee du bord de Jupiter au bord supérieur apparent de la bande supérieure apparente de la planète (fig. 2J, p. 361), par une moyenne entre ù mesures. ."562.37 — 8^.75 = 277?. 62 = 21". 38. Jupiter se voit assez distinctement. — 9'' de temps vrai. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 508 83 — 8^.75 =-û2ZiP 08 = 32". 61. On place le premier diaphragme devant lobjectif, et on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 503 17— 8i.75 = Zil6P.^2 = 32". 06. Valeur de l'aplatissement, ~. Jupiter est ondulant à. la fin des observations, et on a de la peine à l'observer, à cause de la faiblesse des images. 17 mai. S"" 15"' à 8'' Zi5"'. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 8 mesures , 478.75 — 84.75 = 394?. 00 = 30".33. Jupiter est un peu baveux. Le crépuscule est très-fort. — On place le bord de Jupiter tangentiellement au bord supérieur de la bande supérieure apparente (fig. 21, p. 361), et on trouve, par une moyenne entre 5 mesures, 373.10 — 8Zi.75 = 288''. 35 = 22". 20 pour la distance o h. Les observations sont difficiles parce que les bandes de la planète ne sont pas très-noires. 22 mai. 8'' 45"\ Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 501.50 — 84.75 = 416i'.75 = 32". 09. Jupiter est ondulant et baveux. 31 mai. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 465.00 — 84.75 = 380P.25 = 29". 28. Jupiter est très-bas et très-mal terminé. Année 1813. 5 mai. 8" à Q*" 10"". Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 635.00 — 84.75 ^ 450P.25 = 34 '.67. — On rend le bord inférieur apparent de Jupiter tangent au bord su- périeur de la bande supérieure apparente de la deuxième image, et on trouve, par une moyenne entre 5 mesures, 373.00 — 84.75 = 288P.25 = 22". 19. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 50'.).67 — 84.75 = 424P.92 = 32". 72. Jupiter est bien net. Emploi du fort grossissement. Valeur de l'apla- tissement — - 13 mai. 9" à 9'' 30'". Distance du bord supérieuf dw la bande su- 380 ODSERVATIOiNS DE JUPITER périeure apparente :iu liord de la planète ( fig. 21, p. 361) par une moyenne entre 6 mesures, 363.33 — 84.75 = 278i\58 = 21".Zi5. l.ors(pie le bord inférieur de la planète supérieure apparente touche le bord de la première bande, le bord sujiérieur de la planète infé- rieure me paraît toucher presque exactement le bord inférieur apparent de l'autre bande. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures, Zi99.60 — 86-75 = û1Zip.85 = 31". 94. — Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 7 mesures, 528.00 — 8/i.75 = /4Zi3p.25 = 3Zi".13. Jupiter est très-ondulant et fort souvent couvert par des nuages. Emploi du fort grossissement. — Valeur de Taplatissement, — . ili mai. 8^ à 8'' 15'". Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 525.83 — 84.75 = 441p. 08 = 33". 96. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entrée mesures, 497.50 — 84-75 == 412p. 75 = 31".78. Au moment de ces observations, il est encore un peu jour. Emploi du fort grossisse- ment. — Valeur de Taplatisseraent, — . 31 mai. 9'' à 9'' 30'". Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 509.33 — 84-75 = 424P.58 = 32". 69. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 479.50 — 84.75 = 394?. 75 = 30". 39. — Valeur de l'apla- tissement, -jj. — On rend le bord d'une des images tangent au bord supérieur de la bande supérieure apparente de l'autre image (fig. 21, p. 361), et on trouve, par une moyenne entre 5 mesures, 355.70 — 84.75 == 270P.95 = 20".86 pour la distance ab. 3 juin. 8'' 45'" à 9" 15"°. On rend le bord de l'image supérieure tangent au bord supérieur de la première bande de l'autre image et on trouve, par une moyenne entre 5 mesures, 354.80 — 84.75 = 270P.05 = 20". 79. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 me^-ures, 476.40 — 84.75 = 391p.65 =30".16. — Diamètre parallèle aux bandes , par une moj^enne entre 6 me- sures, 505.50—84.75 = 420p.75 = 32".40. — Valeur de l'aplatisse- ment. -^. — 11 y avait des ondulations dans les bords des images. Il m'a semblé, pendant les observations des bandes, que l'infé- rieure a[)parcnte est un peu plus loin du bord inférieur que l'autre ne l'est du bord supérieur apparent. La l)ande inférieure n'est pas bien tranchée dans la partie la plus voisine du bord. 5 juin. 9'' 15"' à 9'' 30"'. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 7 mesures, 503.36 — 84.75 = 418p. 61 = 32".23. ~ Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 me- iîT DE SES SATELLITES. 381 puros, /|7G.20 — 8/1.75 = 39lP./i5 = 30".lZi. — Valeur do Taplatissc- rnent, — r. — Los images sont très-baveusos et ondulantes. 7 juin. 9'' ù 9'' Aô"'. Diamètre incliné de 65" aux bandes, par une moyenne entre 7 mesures, 693.29 — 8/1. 75 = /i08i'.56 = 31". 66. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures. 675.20 — 86.75 = 390i\65 = 30". 06. — On rend le bord de Jupiter tangent au premier bord de la bande supérieure appa- rente (fig. 21, 361) et on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, 360.25 — 86.75 = 275P.50 = 21". 21. — Diamètre parallèle aux bandes, par une moj^enne entre 2 mesures, 502.75 — 86.75 = 618i'.00 = 32".19. — Valeur de l'aplatissement, — . — Les images, qui étaient d'al)ord très-pures, présentent à la fin des observations des ondulations excessives et on ne voit plus les bandes. 10 juin. 8'' 65°" à 9'' 30"'. Distance de la bande supérieure appa- rente au bord inférieur de la planète (fig. 21, p. 361), par une moyenne entre 5 mesures, 368.60 — 86.75 =- 263P.25 = 20". 27. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 675.30 — 86.75 = 390^.55 = 30". 07. — Diamètre incliné de 45" aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 680.37 — 86.75 = 395p. 62 = 30". 66, — Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 69^.00 — 86.75 = 613p.25 = 31".82. — Valeur de l'aplatissement , — . — Les ondulations deviennent tel- lement fortes que je ne peux continuer les observations. Année 1816- 10 mai. 7'' 65"" à 8'', la lumière crépusculaire étant très-forte. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 6 me- sures, 560.87 — 86.75 = 676iM2 = 35".66. — Diamètre perpendi- culaire aux bandes par une moyenne entre 6 mesures, 566. 25 — 86.75= 659p. 50 =-35".o8. Valeur de l'aplatissement, -^. Le bord de la planète étant tangent au bord supérieur apparent de la bande supérieure (fig. 21, p. 361), on trouve, par une moyenne entre les mesures, 601.12 — 86.75 = 316P.37 = 26". 36 pour la distance ab. — 8'' 15"' ù 8^' 65"', la nuit étant close. Diamètre per- pendiculaire aux bandes, par une moyenne entre quatre mesures, 562.87 — 86. 75 = 658p. 12 = 35". 28. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre trois mesures. 566.33 — 86.75 == 679P.58 = 36 '.93. — Naleur de l'aplatissement, —. 382 OBSERVATIONS DE JUPITER 12 mai. 8''. Le bord intérieur apparent de la planète supc^rieure apparente étant tangent au bord supérieur de la bande supérieure apparente (fig. 21, p. 361), on trouve, par une nio.yenne entre 5 me- sures, 392.80— 8Zi. 75= 308i\05 pour la distance o6==2:i".72 l.eciel est beau et les bandes se voient assez bien. — 8'' 30'" à 9''. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre Zi mesures , 5'4i.25 — 8/1.75 = Z|56P.50 = 35".15. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 5G5 60 — 8Zi.75 = 480i'.85 = 37". 03. — Valeur de l'aplatissement, — . Jupiter est un peu ba- veux. l/i mai. S^h 8" A5"'. On rend le bord inférieur de la planète supé- rieure apparente tangent au bord supérieur apparent de la bande su- périeure apparente (fig. 21, p. 361), et on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, 385.67 — 8/i.75 = 300P.92 = 23". 17 pour la dis- tance ab. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre U mesures, 5'i0.00 — 8/i.75 = Û55P.25 = 35". 05. Diamètre dans le sens des bandes, par une moyenne entre h mesures, 562.87 — 84.75 = Zi78p.12 = 36".82. Valeur de l'aplatissement, —. Les observations sont difficiles, mais bonnes. 18 mai. 8" à 8" Zi5'". Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 533.20 — 8Ù.75 = Z|/i8p.Zi5 = 34".53. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre U mesures, 554.25 — 8/1.75 = /i69P. 50 = 36". 15. Valeur de l'aplatissement, -^. On rend le bord inférieur apparent de la planète supérieure tan- gent au bord supérieur apparent de la bande supérieure apparente de l'autre disque (fig. 21, p. 361 ) et on trouve, par une moyenne entre 5 mesures, 386.90 — 84.75 = 302P.15 = 23". 26 pour la dis- tance ob. — Lorsque le bord inférieur de la planète supérieure touche la bande, le bord supérieur de la seconde image ne touche pas encore la bande inférieure de la première ; par conséquent la bande supérieure est plus près du bord de la planète que la bande inférieure. Celle-ci est d'ailleurs sensiblement moins large que l'autre (apparences). — Le segment qui résulte de la superposition des deux régions polaires de Jupiter n'est pas plus brillant que l'espace équatorial qui est compris entre les deux bandes obscures; d'où il résulte que ce dernier espace est en réalité deux fois plus vif que ceux qui avoisiuent les pôles de la planète. — Jupiter se voit assez bien. 20 mai. 7'' 45'" à 8'' 15'". On rend le bord inférieur de la planète sui)érieure tangent au bord supérieur de la première bande de la ET DE SES SATELLITES. 383 seconde image, la lunette renversant les objet?, et on trouve, par une moyenne entre 5 meï^ures, 391.60— 84. 75 == 306p. 85 = 23 .63 pour la distance o 6 (fig. 21, p. 361). — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre U mesures, 530.50 — 8i.75 = k'-xbr.lb = 3Zj ".32. 9 juin. 8'' Z|0"' à 9'" 30". On rend le bord inférieur de la planète supérieure, tangent au bord supérieur de la première bande de la deu.xième planète, la lunette renversant les objets, et on trouve, par une moyenne entre k mesures, 36Zi.37 — 8^.75 = 279p 62 = 21". 53 pour la distance ab (fig. 21, p. 361,. — Diamètre perpen- diculaire aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 507.50 — 84-75 = 422P.75 = 32". 55. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 535.33 — 84 75 = /i50P.58 = 34". 69. Valeur de l'aplatissement, — . Les o))servations sont difficiles. 13 juin. 8" 30"' à 9" 30"'. On rend le bord inférieur de la planète supérieure apparente tangent au bord supéri''ur de la première bandede l'autre image (fig. 21. p.361),eton trouve, par une moyenne entre 7 mesures, 369.07 — 84.75 == 284? 32 = 21". 89 pour la dis- tance ab. — Lorsque l'index de la lunette prismatique correspond à 428, le segment formé par la superposition des deux disques est plus faible ou au plus égal en intensité à l'espace équatorial compris entre les deux bandes noires; mais lorsque le bord touche la bande supérieure, le segment est plus clair dans toute son éten- due que la bande équatoriale. Il résulte de là que, dans un espace assez grand '7"), à partir des pôles de la planète, la lumière qu'elle nous réfléchit est deux fois plus faible que celle qui nous vient des régions qui avoisinent ré(|uateur. - On rend le bord supérieur apparent de l'image la moins élevée tangent au bord inférieur de la seconde bande de l'autre image (fig. 23, p. 363 , et on trouve, par une moyenne entre 4 mesures, 351.00 — 84.75 = 266?. 25 = 20" 50 pour la distance ef. — La bande lumineuse équatoriale est plus large que la bande obscure supérieure, et celle-ci, à son tour, est sensiblement plus large que la bande obscure inférieure apparente. — Diamètre perpendiculaire aux bandt;s. par une moyenne entrai 6 mesures, 502.91 — 84.75 = 418? 16 = 32". 20. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 527.67 — 84.75 = 442p. 92 = 34". 10. Valeur de l'aplatissement, -^. Diamètre incliné aux bandes de 45° de droite à gauche, par une moyenne entre 6 mesures, 515.42 — 84.75 = 430P.67 = 33 '.16 — A 8'' 30"' de temps vrai, j'ai trouvé que le 3" satellite est le plus brillant; que le l" surpasse un tant soit peu le 2% et que le 4" est très-sensiblemeut le :;si ousiinVATiuiNS de jlpiter plus faible de tous. La luniitre crépusculaire, eu alTaililissant tous les satellites, reudait l'observation trè-s-faclle. — Pendant toutes ces mesures et observations, Jupiter se voit bien. lu juin. 8'' 15"' à 9'' 30'". Distance du bord le plus (''levé de la bande supérieure au bord inférieur apparent de la planèti^ (fig. 21, p. 361), 360.60 — 8ù. 75 = 27Gn.65 = 21".22. — Lorsque Tindex est au numéro ùl7 de l'échelle, le segment lumineux formé par la superposition des régions polaires des deux images est évidemment plus faible que la bande claire de l'équateur; d'où il résulte que dans l'état naturel, la lumière de cette bande est au moins deux fois plus considérable que celle que réfléchissent des points du disque assez éloignés (de 6". 5) du pôle. — Distance du bord infé- rieur de la bande inférieure apparente au bord supérieur apparent de la planète (fig. 23, p. 363), par une moyenne entre li mesures, 3i7.15 — 8i.75 = 262P.Ù0 = 20". 20. —Distance du bord inférieur de la bande supérieure apparente au bord supérieur apparent de la planète (fig. 2Zj, p. 36i), par une moyenne entre 5 mesures, 290.10 — 8i.75 = 205p. 35 = 15". 81. — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 501.75 — 84.75 =Zi17p.00 = 32. "11. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 5 mesures, 52Zi.30 — 8/i.75 = /i39p.55 = 33 '.85. Valeur de l'apla- tissement, — . 3 juillet. 8" 65"" à 9". Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre k mesures, 505.87 — 8/i.75 = Zi21p.12 = 32".Zi3. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre U mesures, 479.62 — 8Zi.75 = 394?. 87 = 30". 40. Valeur de l'aplatisse- ment, jg-. 12 juillet. 8'' 45""' Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 469.50 — 84.75 = 384p. 75 = 29". 63. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 4 mesures, 495.12 — 84.75 = 410P.37 = 31". 60. Valeur de l'aplatissement, -^. Année 1815. 25 mai. 9'" 30"' à 10'' 30"\ Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 4 mesures, 591.62 — 84.75 = 506i'.87 == 39".03. Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 562.33 — 8475 ^ 477p. 58 = 36".77. Valeur de l'aplatisse- ment, ~. Jupiter se voit sans ondulations. ET DE SES SATELLITES. 385 Année 1817. 18 juin. De 15'' à 15'' 30'" do temps sidéral, on ne voyait que deux bandes sur Jupiter; tout près du i)ord on les distinguait à peine. 2/| juin. A 9'' du soir (15'' 10'" de temps sidéral), on voyait trois bandes sur Jupiter. Année 1819. 12 aortt. Avec la lunette de M. Lerebours et le plus faible prisme de M. Soleil (angle W ), je voyais les deux images de Tombre du 3» satellite à peu près tangentes. Parfois on croyait les voir très-légé- rement séparées. La séparation était un peu plus évidente pour Tombre la plus voisine du bord, que je suppose être celle du k'' sa- tellite. Les deux images de ce k^ satellite, après la sortie de dessus de Jupiter, ne se touchaient pas. 11 en était de même des deux images du 2* et de celles du 3'" satellite. Le grossissement employé est celui marqué i'6lx- La séparation produite est de 1" .k. Année 1820. 3 octobre. Avec la lunette de Lerebours, le grossissement mar- qué 13Zj, mais qui ne grossit (|ue 100, le prisme extérieur d'environ W, les deux images du 3* satellite sont tangentes ou très-peu super- posées; celles du l*^"" et du 2'" sont légèrement superposées. (D'après ces mesures, le diamètre du 3"" satellite serait à peu près de 2". 4.) Je fais ensuite la mesure en me servant du même prisme et de mon grand oculaire à grossissement variable. Je trouve qu'à l/i0.5 (8".0) les images des h satellites sont sensiblement séparées. Au |)oint 21.0 (1".5 ', les deux images du 2'- .satelliie sont ù peu près tangentes, peut-être un peu séparées ; celles des autres légèrement séparées. Le ciel se couvre de vapeurs, et les deux images du 3*' satellite me semblent un tant soit peu séparées au même point 21.0 de la lunette mobile. A 6/i.2 (2". 2), les images du 3*^^ .satellite sont s'-parées. 8 octobre. J'ai cherché aujourd'hui ù miïsurer l'ombre du l""" satellite de Jupiter sur le corps de la planète, en me servant de notre lunette de Lerel)Ours. Le petit de nos prismes (celui d'envi- ron !x' ) donnait doux imagos de l'ombre qui étaient à peu près tan- gentes, avec le grossissement numéroté 134, mais ({ui correspond XL — II. 25 3f6 OBSERVATIONS OE JUPITER s(Milempnt à 100 de grossissement réel. (Il en résulte 2".Zi pour le diamètre de l'ombre. ) Après cette mesure le ciel s'est couvert. Néanmoins on voyait constamment Jupiter et même ses bandes au travers des nuages; mais les satellites étaient complètement invi- sibles, si ce n'est de temps à autre et pendant des intervalles fort courts. Cette différence entre la visibilité des objets petits et grands ne tiendrait-elle pas à, quelque phénomène d'interférence ? Année 1835 22 mars. S'' 15"' à S*" /iS"'. Le bord inférieur de l'image supérieure apparente est tangent au bord supérieur de la bande supérieure apparente de la seconde image et on trouve, par une moyenne entre h mesures, 395.87 — 8^.75 = 311p. 12 = 23".96 pour la dis- tance ah (fig. 21, p. 361). —Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 525.33 — 8Zj.75 = Zi/jOp.58 = 33 '.92. — Le bord supérieur apparent de la planète inférieure ap- parente est tangent au bord inférieur apparent de la bande supé- rieure de l'image supérieure apparente et on trouve, par une moyenne entre 2 mesures, 275.25 — 84.75 = 190P.50 = lZi".67 pour la distance ;//' (fig- 24, p. 364). — A 119 — 84.75 = 34P.25 = 2". 63, les satellites sont s(^nsiblement doublés; à 115 — 84.75 = SOI». 25 = 2". 32, les images ne sont pas encore parfaitement super- posées. — Pendant ces observations le ciel est as.sez pur. 23 mars. 7'' 45*" à 8'' 15"'. On rend le bord inférieur du disque supérieur apparent tangent au bord supérieur apparent de la bande supérieure api)areflte du second di.^que et on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 390.83 — 84.75 = 316''. 08 = 24". 34 pour la distance oh (fig. 21, p. 361). — Observation de la tangence du second bord de la même bande et du bord supérieur apparent du disque inférieur ( fig. 24, p. 364), par une moyenne entre 4 me- sures, 276.75 — 84.75 =192p.00 = 14". 78. — Diamètre perpendi- culaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 528.67 — 84. 75= 443p. 92 = 34". 18- Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 560.00 — 84.75 = 475P.25 = 36".59. Valeur de l'aplati.ssement, 7^. — A 134 — 84.75 = 49P.25 = 3". 79, toutes les images des satellites sont séparées; à 113 — 84.75 = 28P.25 = 2". 17, les deux images se touchent, mais on les voit dis- tinctement. De 83 à 87 les images me paraissent près de leur mi- nimum de largeur, et à 105 elles paraissent déjà élargies. KT DE SES SATEf.LlTES. 387 25 mars. 7^ 15'" à 8''. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 556.17 — 8/i.75 = Zi69P.ù'i = 36". 16. Diamètre porpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre U mesures, 5'25.50 — Si. 75 = U!iOi'.15 = 33". 96. Valeur de l'aplatis-se- ment, — . — Le bord inférieur de la planète supérieure apparente étant tangrent au 1)ord supérieur de la bande de la seconde imaj^e, on trouve, par une moyenne entre 5 mesures. 395.00 — 86 75 = 310P.25 = 23".89 pour la distance ab fig. 21, p. 361). — Le bord supérieur de l'image inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande de l'image supérieure, on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, 281.62 — 86. 75=^ 196i'.87 = 15". 16 pour la distance gft (fig. 26, p. 366)- — Les images sont un peu dill'uses. 29 mars. On ne voit, con)me tous ces jours derniers, qu'une seule bande. — Le bord supérieure de l'image inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande de l'image supérieure, on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, 272.00 — 86.75 = 187P.25 = 16". 62 pour la distance g // (fig. 26. p 366). — Le bord infé- rieur (le l'image supérieure apparente étant tangent au bord supé- rieur de la bande de l'ima^-'e inférieure, on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, 391.33 — 86-75 = 306i'.58 = 23".61 pour la dis- tance a h [ fig. 2J , p. 361 ). — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 6 mesures, 520.50 — 86-75 = 635p. 75 = 33". 55. — Lorsqu'on amène les deux disques à se couvrir de manière que le segment commun ait une largeur moitié de l'intervalle com- pris entre le pôle et la bande, l'intensité de ce segment est plus faible que celle des régions équatoriales de la planète. — A 105 — 86.75 == 20P.25 = i".56, les satellites paraissent doubles. Les cir- constances pendant lesquelles sont faites les observations sont défa- vorables. Année 1837. 5 février. 9''. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 673,67 — 86.75 = 588p. 92 = 65 '.35. Diamètre i)er- pendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 2 mesures. 663.00 — 86.75 =558p.25 = 62".98. Valeur de l'aplatissement, -jî^. On rend le bord inférieur apparent de l'image supérinure tangent au bord t>upérieur apparent de la bande de l'image inférieun% et on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 660.17 — 86.75 = 355".62 = 27". 37 pour la distance a b [ fig. 21, p. 361 ,. On rend le bord supé- 388 OBSERVATIONS DE JUPITER rioiir (lo limairo inférioiire apparente langent au bord inférieur apparent de la bande et on trouve, par une moyenne entre h me- sures, 369.88 — 8/1.75 = 265P.13 = 20". ûl pour la distance ef (fig. 23, p. 3G3). Année 18Z|2. i(x septembre. V** 15" à V** 65". Le bord inférieur de l'image supé- rieure apparente étant tangent au bord supérieur de la bande infé- rieure, on trouve, par une moyenne entre U mesures, 306.12 — 8/i 75 = 2'21P.37 = 17". Où pour la distance cr/ (fig. 22, p. 362 ). Le bord supérieur de l'image inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande inférieure on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 639.67 — 86.75 = 356?. 92 ^ 27". 33 pour la dis- tance ef (fîg. 23, p. 363). — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 602.33 — 86-75 = 517p. 58 = 39". 62. Diamètre parallèle aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 626.00 — 86.75 = 561P.25 = 61.68. Valeur de l'aplatisse- ment, ^. — Les images ont toujours été très-ondulantes. 15 septembre. 7" 30"' à 8'". Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne entre 3 mesures, 593.33 — 86.75 = 508?. 58 = 39". 16. — Le bord supérieur de Timage inférieure apparente étant tangent au bord inférieur de la bande inférieure de l'autre image, on trouve, par une moyenne entre 2 mesures, 636-50 — 86.75 = 369P.75 = 26". 93 pour la distance ef (fig. 23, p. 363). Le bord in- férieur de l'image supérieure apparente étant tangent au bord supé- rieur de la bande inférieure de l'autre image, on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 295.33 — 86.75 = 210P.58 = 16".2l pour la distance cd (fig. 22, p. 362). — Emploi du fort grossisse- ment. Jupiter est ondulant. 16 septembre. 7'' à 8''. Le bord inférieur de l'image supérieure étant tangent au bord supérieur de la bande inférieure, on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 298.33— 86.75 = 213p.58 = 16". 66 pour la distance cd (fig. 22, p. 362). Le bord supérieur de l'image inférieure étant tangent au bord inférieur de la bande infé- rieure, on trouve, par une moyenne entre 3 mesures, 626.67 — 8/1.75 = 339P.92 = 26". 17 pour la distance ef ( fig. 23, p. 363 ). — Diamètre perpendiculaire aux bandes, par une moyenne enti-e 3 mesures, 596.33 — 86.75 = 509P.58 = 39". 26. Diamètre parallèle ftU\ bandes, par une moyenne entre 2 mesures, 615.00 — 86.75 = ET DE SES SATELLITES. 389 530P.25 = i0".83. Valeur de l'aplatissement,-^. Jupiter est très- ondulant. La bande a aujourd'hui dos ini'jraliti^s sonsil)los. — I,a bande mesurée est l'inférieure apparente des deux bandes centrales ordinaires. La deuxième de ces bandes, la supérieure apparente, est plus visible aujourd'hui que la bande comprise entre celle-là et le pôle. Hier et avant hier, on observait le contrairîî. Entre la troisième bande et le pôle, la teinte est jaunâtre comme celle des bandes. MESURES DE SATURNE ET DE SON ANNEATJ J'ai extrait du registre manuscrit de Picard les me- sures suivantes du grand diamètre et du plus petit dia- mètre de Saturne, ainsi que quelques observations sur l'aspect de cette planète : Le U avril 1666, /|9" et '21" ; le grand diamètre était horizontal 50'" après son passage au méridien ; Le 30 juillet 1666, 50" et 18", 12 octobre — U5 et 16 16 novembre — Zi2 et 16 17 novembre — ùl et 16 26 novembre — UO et 16 Le 5 juillet .1667, 52 et 21 Le 16 juillet 1667, 53" et 21"; le grand diamètre était horizontal 54"' après son passage au méridien ; l'inclinaison était donc de 9° 15'. î>e bord septentrional vrai du globe débordait un peu l'anneau ; l'autre bord paraissait comme retranché. Le 17 août 1608, le bord débordait manifestement des deux côtés de l'anneau ; le grand diamètre était horizontal 52" de temps après le passage au méridien, d'où on tire 8° 39' pour son incbnaison. L'inclinaison de l'anneau parut ce jour-là à Picard et à Huygens de 31°. Huygens avait trouvé anciennement 23" 30' (Systema Satur- ninm). Le 27 juin 1670, Saturne parut avec deux pointes fort menues. En 1671, depuis la première apparition de Saturne jusqu'au 20 juillet, il parut parfaitement rond ; on ne voyait pas même de bande noire en travers. MESUHES DE SATURNE ET DE SON ANNEAU. 39< D'après Cassini [Académie des sciences, t. x, p. 582), raniieau de Saturne parut en 1G75 divisé en deux' parties égaies par une bande obscure. La partie intérieure était fort claire, l'extérieure un peu obscure. La dilTérence des deux teintes est comparée par Cassini à celle que présentent l'argent mat et l'argent bruni. Par suite, dans les dispa- ritions de l'anneau le bord extérieur doit s'évanouir plus tôt que la partie qui avoisine le disque de Saturne. Dans l'année 1671 !e disque de la planète débordait l'anneau au septentrion et au midi; ceci dura jusqu'à l'immersion de Saturne dans les rayons du Soleil, en 1676; mais après son émersion dans l'été de l'année 1677, le petit diamètre de l'anneau excédait celui de la planète. Ces observations peuvent servir pour calculer l'inclinaison de l'anneau. (Voir Astronomie populaire, liv. xxix, t. iv, p. likh.) D'après Hévélius, en août 1675, la planète débordait l'anneau. [Transactions philosophiques, 1675, p. 661.) Les observations de Dominique Cassini , extraites des registres de l'Observatoire, donnent les résultats suivants : Le 11 mars 1690, le disque de Saturne déborde tant soit peu l'anneau ; Le iU avril, le bord extérieur de l'anneau touche exactement le bord de Saturne; Le li mai, le disque de Saturne déborde l'anneau; Le 18 janvier 1691, le disque de Saturne paraît égal au petit axa de lanneau. Le Mémoire d'Herschel, publie dans les Transactions philosophiques pour 1790, p. 17, donne les mesures sui- vantes exécutées le 14 septembre 1789 avec un télescope de 12 mètres et un micromètre à fils : 392 MESURIÎS DE SATUI^NE Diamètre éqiiatorial. Diamètre polaire. 21". 94 20".57 23 .11 20 .10 21 .73 21 .16 22 .85 // Moyennes 22". 81 20". 61 Herschel donne, dans les Transactions philosophiques pour 1792, les sept mesures suivantes faites avec le téles- cope de 6 mètres : 54". 11 52 .54 52 .87 54 .68 52 .90 53 .04 53 .41 d'où il résulte ii6'^832 pour le diamètre de l'anneau à la moyenne distance de la planète à la Terre. Avec le télescope de 12 mètres, cinq mesures lui ont donné : 53". 91 53 .26 50 .63 50 .04 50 .81 d'où il résulte 46". 522 pour le diamètre ramené à la moyenne distance. Le diamètre définitif de l'anneau serait, d'après la moyenne, 46". 63. En 1791 la face de l'anneau qu'on voyait était opposée à celle qu'on apercevait en 1790. La bande obscure pa- ET DE SON ANNRAU. 39U raissait avoir la inC'nie place à ces deux ëpoques. De là Herschel conclut qu'il y a une séparation réelle entre les deux portions de l'anneau. L'illustre astronome donne les rapports suivants entre les divers éléments de l'astre : diamètre de l'anneau intérieur, 5,900 parties du micro- mètre; diamètre extérieur de ce même anneau, 7,510; petit diamètre du grand anneau, 7,7/i0; diamètre exté- rieur de ce dernier anneau, 8,300; largeur de l'anneau intérieur, 805; largeur de l'anneau extérieur, 280; lar- geur de l'espace vide, 115. Dans les Transactions pour 1806, p. /i55, Herschel dit que le diamètre de Saturne qui coupe l'équateur sous 45" paraissait plus grand que le diamètre équatorial ; selon l'astronome de Slough, Jupiter est ellipsoïde et Saturne sphéroïde. La largeur de l'anneau est à l'espace vide comme 5 est à k. Herschel reconnut que la lumière de Saturne est en intensité fort au-dessous de celle de l'anneau. 11 lui trou- vait aussi une teinte jaunâtre que la lumière de l'anneau n'avait pas. Dans les Mémoires de l'astronome de Slough je vois une remarque qui n'a pas été assez suivie , et on doit le regretter, car elle semble de nature à jeter quel(|ues lumières sur la constitution physique de Saturne. Cette remarque, la voici : « L'ombre de l'anneau sur la planète n'est pas parallèle à l'anneau : à ses deux extrémités elle paraît plus large que dans le milieu. » La différence peut- elle se concilier, en quantité, avec les lois de la perspec- tive? En juin 1807, Herschel crut apercevoir que le pôle 394 MESURES DE SATURNE sud de Saturne et le pôle nord n'étaient pas pareils. Les rayons lumineux venant du pôle sud ne pouvaient arriver à la Terre qu'en rasant le bord de l'anneau, car il était par devant. Les rayons venant de l'autre pôle arrivaient sans rien rencontrer sur leur route, puisque de ce côté l'anneau était par derrière. Les rayons rasant l'anneau semblaient d'ailleurs déviés comme par une réfraction : or, en pareille circonstance, une réfraction supposait le passage à travers un milieu gazeux. Tel était l'enchaîne- ment de déductions à l'aide duquel Ilerschel crut pouvoir doter l'anneau d'une atmosphère. Herschel trouva que le cinquième satellite de Saturne est dans tout son éclat après le passage par la conjonc- tion inférieure et pendant qu'il se meut entre les G8' et 129^ degrés de l'orbite ; les degrés étant comptés à partir de cette conjonction. Dans cet intervalle il est à peine moins brillant que le quatrièn:ie satellite. Depuis 7° après l'opposition jusque vers la conjonction inférieure, au contraire, ce vsatellite est moins brillant que le troisième ; il ne surpasse môme le deuxième, voire le premier, que très-rarement. Ces changements du cin- quième satellite peuvent être assimilés à ceux qu'éprouve- rait une étoile qui pour l'œil nu passerait de la deuxième à la cinquième grandeur. Herschel les a vus se succéder régulièrement pendant plus de dix révolutions consécu- tives, et il a tiré de là cette conséquence très-légitime que le satellite montre toujours la même face à la planète. Pour être juste, nous devons ajouter que Cassini avait déjà vu, en 1705, que le cinquième satellite disparaissait quand il était à l'est de la planète. 11 est vrai qu'en sep- ET DE SON ANNEAU. 395 tembre 1705 ce satellite se voyait aussi bien à Test qu'à l'ouest. Cela n'cnipècha pas que pour expliquer les pre- mières observations, il ne fallût admettre, avec l'acadé- micien de Paris, un mouvement de rotation du satellite sur lui-même, d'une durée précisément égale à celle de sa révolution autour de Saturne. La conséquence n'aurait été inadmissible que si le satellite avait acquis succcssi- mcnt son maximum d'intensité dans divers points de l'orbite; sa réapparition à l'est, dans quelques cas rares, était seulement l'indice de changements physiques. Dans les observations d'Herschel sur la figure de Saturne données dans les Transactions pour 1808 , on trouve que les régions méridionales de la planète sont plus protubérantes que les septentrionales. A cet égard il faut remarquer que les rayons qui viennent à l'œil de la très-petite partie du globe qui fait saillie au sud, passent aune petitt distance de l'anneau, tandis que rien ne peut détourner les rayons qui partent du nord. La plus grande élévation du segment visible était de l'^S environ. On devra rapprocher cette observation de la remarque que Picard a faite le 16 juillet 1667 (Voir plus haut, p. 390). J'extrais des archives de Rœnigsberg les nombres sui- vants, qui expriment, d'après divers observateurs, lesj grandeurs de Saturne : '*• Observateurs. Annean. .DiaraMre Diamètre " eqnatoiial. polaire. Kœliler 37".39 16".53 15".06 Pouiid Zi'2 .00 18 .00 // Rochon ZiO .60 16 .90 " Lsher » 18 .12 15 .85 IlerscheL Zi6 .68 22.81 20.56 Zach 35 .04 13 .10 // Bugge # il .29 7 .63 396 MESURES DE SATURNE Les observations faites par Bcssel, en 1800, donnent pour le grand diamètre de l'anneau réduit à la distance moyenne de Saturne à la Terre : /i2".78 avec un télescope de Zi^.S !x2 .25 avec un télescope de 1 .5 ûl .39 avec un autre télescope de U .5 Des mesures faites en 1811 par le même astronome donnent Grand diamètre de l'anneau. Petit aie. Nombre d'observations. 39". 66 17".91 Il 39 .87 17 .97 à 39 .62 18 .00 2 liO .50 18 .Zi7 1 39 .71 17 .63 2 ÙO .50 19 .18 2 ÛO .85 18 .72 2 l/:i mai..... 18 — 21 — 22 — 6 juin. ... 8 — 11 — La moyenne de ces mesures de Bessel , i^éduite à la distance moyenne de Saturne à la Terre, donne pour le grand diamètre de l'anneau 38". 27. Telles sont les observations et les mesures qui ont pré- cédé celles que j'ai faites sur Saturne et que j'ai chargé M. Barrai de relever sur mes registres en exécutant les calculs de réduction nécessaires. On trouvera dans V Astronomie populaire (liv. xxix, t. iv, p. liM à lilQ) les nombres qui ont été obtenus depuis cette époque par d'autres astronomes. J'ai communiqué en plusieurs circonstances au monde savant quelques-uns des résultats auxquels j'étais par- venu. Laplace cite mes mesures dans le cliapitre viii de V Exposition du système du monde. Le procès-verbal de la séance du Bureau des longitudes du 13 juillet 1814 ET DE SON ANNEAU. 307 constate que j'ai donné une déternjinution de l'aplatisse- ment de la planète; celui du 8 mai 1833, que j'ai fait connaître la dispai'ition de l'anneau constatée au com- mencement de ce mois. Le compte rendu de la séance de l'Académie des sciences du 26 septembre 18/i!2 con- tient la note suivante sur les positions relatives du centre de Saturne et du centre de l'anneau : « M. Arago a entretenu verbalement l'Académie des observations qu'il vient de faire, avec le concours de ses collaborateurs habituels, sur la position du centre de Saturne relativement au centre de l'anneau. Voici les observations textuelles : « Le 14 septembre 18/i2, à 7''30"', la planète est sensi- blement plus rapprochée de l'anneau à l'occident qu'à l'orient ; la dilTérence des deux distances a paru être de 8 à 9 dixièmes de seconde. oLe 15, à 7''30'", l'excentricité existe dans le môme sens que le l/i; elle semble cependant avoir diminué de grandeur. «Le 10, à 7^30"°, l'excentricité a encore diminué de- puis le 15. « Le 17, à 7^30"", l'excentricité s'aperçoit encore, mais elle est extrêmement petite. Si les deux espaces sombres avaient été aussi peu inégaux le 14 qu'ils le sont aujour- d'hui, on ne se serait certainement pas aperçu de la diflerence. «M. Arago annonce que ces observations seront pour- suivies non plus à l'avenir par de simj)les évaluations, mais à l'aide de mesures micrométriques précises. 11 rappelle, au surplus, que ce genre d'excentricité de 398 MESURES DE SATURNE Saturne avait été remarqué, le 17 décembre 1826, par M. Schvvabe, de Dessau ; que M. Struve en détermina la l'aleur en mars et avril 1828 ; que l'astronome de Dessau est revenu sur cet objet t>ans uu Mémoire détaillé, inséré au n° li2>o des Astronomische lYachrichten de M. Schu- macher, et qu'enfin, chose singulière, les anciennes con)me les nouvelles observations ont toujours montré la planète à l'occident du centre de l'anneau. «M. Arago aurait pu dire que M. Schwabe lui-même avait été précédé dans l'observation de l'excentricité du globe de Saturne par un astronome français, Gallet. Ce chanoine d'Avignon disait en effet (voir le Journal des savants, 1684, p. 198 : « Quelquefois le corps de Sa- turne a esté vu n'estre pas parfaitement au milieu de l'an- neau. » L'auteur explique ensuite (sauf les quantités dont il ne dit pas un mot) pourquoi cela doit toujours arriver dans les quadratures par un effet des phases de la pla- nète. « M. Arago présente les feuilles originales de ses obser- vations sur lesquelles il avait noté, le 13 juin 181/j., le 7 octobre de la môme année et le 31 janvier 182/i, que Saturne était excentrique par rapport à l'anneau, dans le sens du petit diamètre. On a vu que les observations de MM. Schwabe et Struve, que les observations récentes de Paris sont relatives à une excentricité parallèle au grand diamètre de l'anneau. « En cherchant les éléments d'une histoire impartiale de ce petit coin du monde planétaire, M. Arago a trouvé que la découverte de l'excentricité de Saturne, du moins dans le sens du petit diamètre de l'anneau, doit être ET DE SON ANNEAU. 399 attribuée à Picr.rd. Voici, en ellet , ce qu'on lit dcins yihstoire céleste de Lemonnier, imprimée en 17/| 1, p. 25, comme un extrait des registres du célèbre auteur de la mesure de lu Terre: « Le 5 juillet 16G7, le bord septen- trional de Saturne paraît déborder un peu le bord de l'anneau; l'autre bord paraît comme retranché. » La figure dont cette Note est accompagnée montre bien que, dans la lunette de Picard renversant les objets, c'était bien au bord inférieur apparent, c'est-à-dire au bord supérieur réel, que la planète débordait l'anneau. « Dans l'observation de M. Arago du ol janvier 1824, ce n'était plus, comme en 1667, le bord inférieur appa- rent qui débordait l'anneau, c'était le bord supéiieur. C'était aussi le bord supérieur apparent, et ce bord seul, qu'on entrevoyait le 7 octobre 1814. « Le 13 juin de la même année I81/i, M. Arago écrivait dans son recueil d'observations: u A 3 heures du matin, après un examen très-attentif de Saturne etTectué avec une excellente lunette de Lerebours, armée successive- ment de grossissements de 150, de 190 et de 400 fois, j'ai reconnu que Saturne déborde l'anneau dans le haut et dans le bas. Dans le bas (apparent) , la protubérance formée par le globe de la planète est évidente. Dans le haut (apparent), la protubérance s'aperçoit à peine. » a Afin qu'on ne soit pas tenté de chercher l'explication de ces diverses excentricités, soit dans la dilTraction, soit dans une réfraction que les rayons lumineux éprouve- raient en traversant l'atmosphère dont Herschel supposait que Tanneau est entouré, M. Arago a fait remaïquer qu'à la date du 31 janvier 1824, par exemple, lorsque la pla- iOO MliSUKKS DK SATUKNiî nète ne débordait qu'au bord supérieur apparent, l'an- neau dans cette région était réellement derrière la planète, en sorte que les rayons partant du pôle supérieur apparent du globe nous arrivaient sans avoir rien trouvé sur leur route qui eût pu les dévier. « Dans la discussion définitive de toutes ces observa tions, il sera évidemment nécessaire d'avoir égard aux ellels de la parallaxe annuelle et de la déclinaison de Sa- turne. Les phases de cette planète, si petites qu'elles soient, devront être mises en ligne de compte, ne serait-ce que pour montrer qu'on chercherait vainement dans le jeu de ces phases l'explication complète des phénomènes observés. >' Dans la séance de l'Académie des sciences du 10 oc- tobre 18ii2, j'ai donné connaissance de l'extrait d'une Note de M. de Vico, suggérée à l'astronome de l'Observa- toire du collège romain par la communication précédente. Les premières observations régulières des astronomes du collège romain datent du 29 mai 1828 ; elles avaient pour objet principal Ja constitution physique de la planète et de son anneau, le nombre et la nature de leurs bandes, la parfaite visibilité et la révolution des deux satellites les plus rapprochés, l'excentricité relative de la planète et de l'anneau dans le sens de l'équateur et les variations de cette excentricité et leurs lois encore inconnues. Parmi les faits signalés par M. de Vico se trouvait celui-ci : « Le sixième et le septième satellite , découverts par Herschel le 28 août et le 17 septembre 1789, ont été vus pour la première fois à Rome en 1838. Voici comment. Pendant que l'on regardait l'anneau avec un micromètre ET DE SON ANNEAU. 4ol formé de lames très-minces et avec un très-fort grossis- sement, il arriva que la planète fut cachée sous les lames; au même moment les deux satellites apparurent. Uopuis cette époque, on ne les a jamais perdus de vue, et l'on a pu, à l'aide d'observations convenables, déterminer le temps de leur rotation. Il reste encore quelque correction à faire à la valeur de ce temps tel qu'il a été donné dans le Mémoire de 1838. Nous avons été témoin, à ce sujet, d'un phénomène remarquable : sans l'aide des lamelles aucun observateur n'avait pu voir, avec la lunette de Cauchoix, ces deux satellites; mais à peine avaient-ils été vus avec ce secours, que plusieurs observateurs purent retrouver à volonté le sixième satellite dès que, par le calcul, ils connaissaient sa position. Un grossissement de 150 à 200 fois est pour cela plus que sufTisant. D'autres, au contraire, ne purent jamais arriver à voir ce satellite sans recourir à l'occultation artificielle de la planète. Il faut dire la même chose du septième satellite quand il est au maximum d'élongation, pourvu que le ciel soit assez pur et le grossissement de 300 fois au moins. 11 est rare qu'on l'aperçoive dans d'autres positions sans le secours du micromètre occultant. » Le compte rendu de la séance de l'Académie, h la suite de la Note de M. Vico, a publié les remarques sui- vantes : « Après avoir analysé verbalement les recherches de M. de Vico et de ses collaborateurs; après avoir fait res- sortir particulièrement les avantages qui résulteront de la précieuse méthode donnée par les astronomes romains pour observer les satellites de Saturne avec des in- XI. - II. 26 402 MESURES DE SATURNE slnimcnts d'une puissance modérée, M. Ara go s'est demandé quelle cause physique pourrait conduire h Vex- plicution de ces piiénomènes de visibilité. 11 pense que la cornée, soit à cause de sa teinte spéciale, soit à raison des stries qui la sillonnent, disperse dans tous les sens une portion notable de la lumière qu'elle transmet, comme le ferait un verre légèrement dépoli. Si un astre éclatant se trouve dans le champ de la vision, la rétine ne peut donc manquer (i'être fortement éclairée dans tous ses points. Dès lors, les autres astres ne sauraient devenir visibles qu'en prédominant sur cette lumière dilîuse. «Ceci posé, lorsque dans les observations de Rome la plaque opaque focale couvrait Saturne , la rétine de l'astronome cessait d'être illuminée par voie de disper- sion, les sixième et septième satellites se peignaient sur des fibres nerveuses placées dans une obscurité à peu près complète et produisaient un effet sensible. Saturne venait-il, au contraire, à se montrer, toute la rétine s'éclairait, surtout près de l'image de la planète. Les images des deux faibles satellites étaient dès lors noyées dans cette lumière générale et n'ajoutaient pas assez à son intensité pour que l'organe le plus délicat parvînt à saisir quelque différence entre les points où elles se pei- gnaient et les poiiUs voisins. » L'œil étant influencé diversement parla lumière, peut-il en résulter des sensations susceptibles de nous faire prendre des illusions pour des réalités? C'est une ques- tion qui mérite d'être examinée. J'ai exposé quelques considérations sur ce sujet dans une séance du Bureau des longitudes (1"' juillet I^AO], ù la suite d'une discus- ET DE SON ANNliAU. 403 sion soulevée par M. Biot; le procès-verbal de la séance contient ces lignes : « L'œil se fatigue-t-il ou non dans les points de la rétine oi^i les phénomènes de diiïraction produi^^ent des bandes noires? Pour résoudre cette question, M. Arago s'est rappelé d'anciennes expériences qu'il avait faites. Quand la lumière est un peu vive, l'œil conserve après qu'il est fermé l'impression des images qu'il avait reçues. Tout se réduit donc à produire un phénomène de dilfrac- tion avec une lumière très -intense. Or la réflexion du Soleil sur une boule donne une image semblable à une étoile, mais infiniment plus vive. Qu'on regarde cette image avec une lunette dont l'objectif est rétréci par un bouchon percé et on aura une image circulaire dilatée et bien terminée ; en enfonçant convenablement Toculaire, on fera naître au centre de cette image dilatée un cercle noir: il est facile de vérifier si l'œil conserve l'impression de cette image et du cercle noir central. Si, comme l'a observé M. Arago, le cercle noir central persiste, une fois l'œil fermé et sans qu'on l'ait pressé, l'œil ne s'est pas fatigué dans ce point. Ajoutons que l'on ne pourrait pas employer une étoile qui se déplacerait sur la rétine; l'image réfléchie du Soleil sur la boule ne se déplace pas, » Avant l'exécution des premières lunettes, des premiers télescopes, tout le monde avait eu l'occasion de remar- quer combien certaines lentilles, certains miroirs défor- ment les objets. Était-il donc tellement évident que les déformations de ce genre ne pouiraient jamais rc'sulter de l'emploi des lentilles et des miroirs télescopiques, pour iOi MF.SUUES DE SATUnNE qu'un doive s'élomier de voir qu'à l'origine des hommes de mérite aient éprouvé quelque répugnance à se fier aux nouveaux instruments? Si des formes nous passons aux grandeurs, les doutes deviennent plus légitimes encore. Un point sans dimen- sions sensibles, vu à l'aide d'un instrument d'optique, ne paraît vraiment un point qu'à la condition expresse et très-délicate que tous les rayons lumineux qui en émanent, et dont l'instrument se saisit, vont se concentrer sur la rétine en un point de dimensions également inapprécia- bles; qu'à la condition d'un anéantissement à peu près complet des défauts relatifs de convergence mathéma- tique, connus des opticiens sous le nom d'aberration de sphéricité et de réfrangibilité. Ce n'est pas tout. Rien ne prouve à priori qu'une im- pression lumineuse ne peut pas se communiquer par voie d'ébranlement d'un point de la rétine aux points voisins; qu'il ne saurait résulter de là un élargissement physiolo- gique de l'image. Hévéhus assure qu'il peut toujours dépouiller les étoiles de leurs rayons, et leur voir un petit disque bien terminé: son moyen est de diminuer l'ouverture par des cercles de carton. 11 dit avoir reconnu de cette manière qu'Arcturus est plus grand qu'AIdébaran et qu'Aldébaran est un peu plus grand que le Cœur du Lion. 11 ajoute qu'il s'en faut de beaucoup que Sirius soit trois fois plus grand qu'Aldé- baran comme on le conclurait d'observations faites à la vue simple. Vénus, dépouillée par le même moyen de sa couronne lumineuse, a cessé de lui paraître plus grande que Jupiter. ET DE SON ANNEAU. i05 Simon florins, dans son Mundus Jovialis, consigne aussi cette remarque importante : « Autre chose également remarquable que j'ai vue seulement depuis mon retour de Ratisbonne oij je m'étais procuré un instrument avec lequel je vois un disque rond non-seulement aux planètes, mais aux étoiles les plus belles, surtout à Procyon , aux luisantes d'Orion , au Lion, aux étoiles de la grande Ourse, ce que jamais encore je n'avais aperçu. Je m'étonne que Galilée, dont la lunette était si bonne, n'ait jamais rien vu de pareil. » (Delambre, Astronomie moderne, t. i, p. 697.) Je consignerai ici une anecdote singulière, qui n'est pas sans liaison avec ce qui précède. L'un des personnages les plus fameux de la cour de Napoléon vint un jour à l'Observatoire avec sa famille pour observer, disait-il, les astres. Sa visite n'avait pas été annoncée; j'étais occupé, au moment de son arrivée, dans une des salles du second étage, à la mesure du dia- mètre de Saturne avec une lunette prismatique de Rochon. J'offris au général ministre de le conduire dans nos cabi- nets, où nous trouverions de plus grandes lunettes. — ]Non, me dit-il, je veux m'instruire de ce que vous faisiez. J'eus un vague pressentiment de ce qui allait arriver, mais je fus forcé de céder. Le général mit l'œil à la lunette et vit les deux images que fournissait le prisme de cristal de roche intérieur. J'essayai d'exciter son admiration sur la forme singu- lière de la planète. — Ce qui me paraît le plus étrange, me dit-il, c'est que Saturne se compose de deux corps parfaitement semblables, tangents l'un à l'autre. i06 MESURES DE SATURNE Je m'ciïorrai de lui expliquer qu'il n'y avait qu'une planète et ([u'uii anneau, et que le dédoublement était produit par un prisme intérieur. — Bah! me répondit-il, puisque vous avez le moyen de faire paraître double ce qui est simple, votre lunette peut bien produire une apparence d'anneau là oia une pareille structure n'existe pas. J'offris vainement de montrer qu'avec la même lunette dirigée sur Jupiter, on verrait deux disques ronds sans aucune apparence d'anneau. Rien n'y fit, et le fameux général quitta l'Observatoire persuadé que l'anneau de Saturne était une pure illusion, un fantôme engendré par nos télescopes, Année 1810. 30 mai. Diamètre de l'anneau, par une moyenne entre deux mesures, 630.75 — 84.75 = 5Zi6p.OO = Zi2".0i. Emploi du fort grossissement. — Même diamètre, par une moj'enne entre quatre mesures, 623.75 — 8/t.75 = 539p. 00 == /il".50. Emploi du moyen grossissement. 31 mai. 11'' 30"''à minuit. Diamètre de l'anneau, par une m03'enne entre deux mesures, 631.00 — 84.75 = 646i'.25 = 42". 06. Emploi du moyen grossissement. — Même diamètre, par une moyenne entre quau-e mesures, 622.25 — 84.75 = 537p. 50 = 41".39. Diam.'-tre perpendiculaire à l'amieau, 355.00 — 84.75 = 270p. 25 = 20". 91. Emploi du fort grossissement. — Saturne est un peu ijaveux à cause des vapeurs atmosphériques. 4 juin. 11'' 30"" à 11'' 45'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre trois mesures, 619.67 — 84.75 =534p.92 = 41". 19. Emi)loi du fort grossissement. — Aiéme diamètre, par une moyenne entre six mesures, 620.17 — 84-75 = 535p. 42 = 41". 23. Emploi du moyen grossissement. 28 juin. 10'' à 10'' 30'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 607.86 — 84.75 = 523p. 11 = 40".28. Emploi du moyen gros.-^issement. — Même diamètre, par une moyenne entre cinq mesures, 605.60 — 84.75 = 520P.85 = 40".10. ET DE SON ANNEAU. 407 Emploi du fort grossissement. — Diamètre perpendîculairo au erand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre 7 mesures, 320.57 — 8i.75 = 235P.82 = 18".16. — On voit lîien Saturne, mais le ciel doit être un peu vaporeux, car les étoiles ne brillent pas ; le temps est cahne. 6 juillet. 10'' ^5'" à 11'' 30"'. Diamètre perpendiculaire au grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 315.70 — 8û.7o = 230P.95 = 17". 68. — Grand diamètre de Panneau, par une moyenne entre 8 mesures, 603.63 — 8Ù.75 =^ 518^.88 = 39". 95. Emploi du fort grossissement. Les deux bords de l'anneau se mor- dent et se séparent successivement par ieffet des ondulations qui sont très-sensibles. Le temps est calme et le ciel est assez beau. 21 juillet. Il"* 30"' à minuit. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre neuf mesures, 592.07 — 8Ù.75 = 507p. 92 = 39". il. Emploi du fort gro.ssissement. — Même diamètre, par une moyenne entre cinq mesures, 599.88 — 8Zi.75 = 515^.13 = 39". 66. Emploi du faible grossissement. — Saturne est un peu baveux. 23 juillet. 11'' à 11'' 45"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moj-enne entre quatre mesures, 596.00 — 8^.75 = 511P.25 = 39" 37. Emploi du moyen grossissement. — Même diamètre, par une moyenne entre sept mesures, 592.86 — 8U-75 = 508?. 11 = 39".12. Emploi du fort grossissement. — Le ciel est beau et le temps est calme, mais Saturne est bas et par suite un peu baveux. 24 juillet. 9''/i5"' à 10'' 30"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre 12 mesures, 592.50 — 84.75 = 507p. 75 = 39 '.10. Emploi du fort grossissement. — Petit diamètre de l'anneau, neuf mesures : 311.5, 314.3, 315.5 fB), 309.3, 312.0 (G), 312.7, 308.0, 314.5, 310.5, dont la moyenne donne 312.03 — 84.75 = 227?. 28 = 17"50. Pour m'assurer que plusieurs personnes jugent la coïnci- dence des deux images de la même manière, j'ai prié .\L\I. Bouvard et Cauchoix de faire chacun une observation; la troisième est de M. Bouvard; la cinquième est de M. Cauchoix; toutes les autres sont de moi. — Le temps est calme, le ciel est beau, et Saturne est assez bien terminé. 30 juillet. 9* à 9'' 45"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre neuf mesures, 589.08 — 84.75 = 50^?. 33 = 38" 83. Saturne était un peu baveux pendant les premières observations; il était ensuite bien terminé; il avait plu dans la soirée. Kmploi du fort gro.ssi-ssement. — 10'' à 10'' 15"'. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 310.94 — 84.75 = 226?. 19 = 17 .42. 2 août. 8'' 45"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne 408 MESURES DE SATURNE entre quatre mesures, 587.00 — 8^.75= 502p. 25 = 38". 75. Emploi du moyen grossissement. Les vapeurs sont devenues si épaisses après ces oh.servatiuns qu'il n'a pas été possible de les continuer. 8 août. î)'' à 9'' 15"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre neuf niesun>s, 531.83 — 8/i.75 = /i97p.08 = 38". 27. Tetit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre trois mesures, 305.00 — 8i.75 = 220P.25 = 16".96. Emploi du fort grossissement. Saturne est un peu baveux ; le ciel est chargé de vapeurs et les nuages finissent par empêcher les observations. 28 août. 8'' 30'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre neuf mesures, 56/i.50 — 8Zi.75 = [ildPJô = 36".9Zj. Emploi du fort grossissement. Les deux bords de Saturne se mordent et se séparent successivement par Tefifet des ondulations. La planète est au reste assez bien terminée. 29 août. 8'' Zi5"' à 9'' 15"". Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre dix mesures, 299.20 — 8Zi.75 = 21/ip./i5 = 16 '.51. Emploi du fort grossissement. Le ciel est un peu vaporeux, mais Saturne est passablement bien terminé. — Grand diamètre de l'an- neau, par une moyenne entre neuf mesures, 566.00 — 8^.75 = Û81P.25 = 37". 06. Les observations deviennent à la fin difficiles, parce que Saturne est près de l'horizon et baveux. 20 septembre. 7'' à 7'' 30 "'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 5/i6.50 — 84.75 == Zi61p.75 = 35". 35. Emploi du fort grossissement. Le ciel est vaporeux. Saturne est bas et faible. 28 septembre. J^' 15"' à 7'' Z|5"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 539.33 — 8Zi.75 = 65Zip.58 = 35 '.00. Emploi du fort grossissement. Le temps e.st calme, le ciel est beau; mais l'horizon est brumeux, et Saturne est mal terminé, parce qu'il est très-bas. Année 1811. 12 juin. Il*" 15'" à 11'' 30"'. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 618. /lO — 8Zi.75= 533p. 65 =Zil".09. Saturne est baveux. 25 juin. 10'' 45"' à la fin des observations. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 613.30 — 8Zi.75 = 528.55 = 40". 70. — A 491, le bord de l'anneau de la première image pénètre le vide du dernier anneau ; dans une seconde épreuve, il m'a semblé que la pénétration avait lieu à 503. Je crois de plus qu'à 540 les anneaux ne le dépa.ssent pas. [Le grand diamètre in- ET DE SON ANNEAU. 409 térieur de l'aimpau serait ^97.00 — 8:'i.75 = ZiI2p.25 = 31". 76. — Petit (liaiiirtre de l'aimcan, par une nio^eiino entre quatre mesures, 327.50 — 8i.75 ==• '2/i'2i'.75 — 18". 69. Saturne est un peu ondulant. 18 juin. 9'' 30'" à 10'' 15'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre iiuit mesures, 611.31 — 8Zi.75 = 526p. 56 =60".5Zi. Petit diamètr(! de l'anneau, par une moyenne entre quatre me- sures, 326.75 — 86.75 =2/i2i'.00 = 18 '.63. Au commencement des observations, Saturne est un p(>u (iiirus; à la fin, il est assez bien terminé. 29 juillet. En examinant Saturne avec la grande lunette de Ca- roché armée d'un gro.ssissement de ZiOO fois, j'ai aperçu très- distinctement une différence d'intensité sensible entre la lumière du disque de la planète et celle de l'anneau : la lumière de celui-ci est à la fois plus vive et plus bhmche. La force dispersive de l'at- mosphère occasionnait des bandes colorées très-apparentes sur les deux bords opposés de l'anneau. Le bord supérieur apparent de l'anneau était rouge; l'inférieur apparent légèrement bleuâtre. J'ai répété ces observations, quelques jours après, avec MVL Bouvard, Mathieu et Caroché, qui ont aperçu, comme moi, et la différence d'intensité et les traces de la force dispersive. 10 septembre. 7'' 15'" i\ 7'' /i5'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 560.36 — 84.75 = Zi75p.61 = 36". 62. A Zi70, il me semble que le bord extérieur de l'anneau de l'une des images dépas.se le bord intérieur de l'anneau de l'autre; le débordement est plus sensible à /i50. 11 septembre. 7'' 30"V Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 563.87 — 8/i.75 = 679p.12 = 36".89. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 305.88 — 84 75 = 22iP.13 = 17". 03 Saturne est un tant soit peu baveux. IZi septembre. 7'' 15"' à 8''. Trois mesures, 560, 556, 560 donnent, par une moyenne, pour le grand diamètre de l'anneau, 558.87 — 8Zi.85 = Zi7/jP.12 = 36". 51. Les bords de Saturne sont assez ondu- lants On attachait quelque prix à faire ces observations, parce que l'éclat de la planète était considérablement diminué parles vapeurs épaisses qui la couvuaient. Comme les moyens dont on se sert pour affaiblir artificiellement la lumière des planètes semblent, .sous plusieurs rapports, moins avantageux que ceux que nous présentent les circonstances atmospiiériques, j'ai profité aujourd'hui de l'éclat du ciel pour cherchera reconnaître si une variation dans l'intensité de la lumière n'entraînerait pas quelque changement dans la valeur du diamètre apparent. On a discontinué la série après la troisième 110 MESURES DR SATURNE mesure, parce que Saturjie ne se voyait presque plus. — Le temps s'étaut un peu t'îclairci, on a fait faire une demi-révolution à la portion du tuyau dans laquelle est le prisme, afin de voir si ce retournement, en occasionnant peut-être un petit déplacement de Taxe optique par rapport au prisme, n'apporterait pas quelque dilTérence dans la couleur. Trois mesures ont donné 562, 553, 555, d'où, par une moyenne, on tire pour le môme diamètre que ci- dessus, 557.67 — 84. 75 = Û72P.92 ==36".ûl. — l^a lunette étant remi,se dans sa première position, on a trouvé 557 et 558, d'où, par une moyenne, 557.50 — 8/i.75 = Zi72p 75 = 36",ZiO. — Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre deux mesures, 302.00 — 8^.75 = 217P.25 = 16". 73. Saturne est baveux et mal terminé, mais beaucoup plus brillant que dans la première série d'observa- tions parce que le ciel s'est éclairci. 17 septembre. 7'' 30'". Grand diamètre de l'anneau , par une moyenne entre quatre mesures. 5G0.88 — 8475 = Z|76M3 = 36". 66. On fait faire une demi-révolution à la portion du tuyau à laquelle est adapté le prisme de cristal, et on trouve, par une moyenne entre trois mesures, 558.50 — 8'i.75 = Zi73p.75 = 36", 48. Saturne se voit bien, mais la lumière du crépuscule qui est encore sensible l'affai- blit un peu. — Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 302.00 — 8'i.75 = 217p. 25 = 16". 73. Saturne est brillant et tranquille, mais un tant soit peu baveux. — A 468, le bord de l'un des anneaux pénètre dé, à le vide de l'autre; à 423, je croirais que les bords des anneaux touchent déjà les disques des deux images de la planète. A 420 l'espace vide commence à se for- mer, ce qui prouve que la tangence des bords intérieurs des anneaux est dépa.ssée. A 3^)0 l'intervallp vide est bien apparent et les bords des anneaux mordent les bords des planètes. A 403 on voit l'espace vide, à 433 on ne le voit pas. Ainsi la tangence des liords intérieurs des anneaux correspondra à un nombre compris entre 403 et 433. Si on prenait la moyenne, on trouverait pour le grand diamètre in- térieur de l'anneau 416.50 — 84.75 = 331p. 75 = 25". 54. Par suite , la double épaisseur de l'anneau serait de 11". 03. 2 octobre. 7" 30'". Grand diamètre extérieur de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 545.67 — 84 75 =-= 400p. 92 = 35". 49. Grand diamètre intérieur, par une moynne entre vingt mesures, 410.57 — 84-75 = 325p. 82 = 25". 09. Double épaisseur de l'anneau, 10". 40. Saturne est tranquille et assez bien terminé; le temps est calme. 6 octobre. 6'' 30'". Gra:Kl diamètre de l'anneau, par une moyenne entre trois mesuras, 542.67 — 84. 75 = 457P.92 =35 '.26. I-T DE SON ANNEAU. 4H IG oftoliPft 7" 15'" à 7'' 30'". Grand diam^'lro do rannoaii. par une moyenie entre six mesures, 532.25 — 8^.75 = ûà7P.50 = 36". 46. Petit diamèti'e de l'anneau, pai" une moyenne entre qiiatr»^ mesures, 288.00 — 8i.75 = 20Jp 25 = 15". 65. Saturne est ondulant, mais assez bien terminé. 17 octobre. 6" 30*" à 7^ 15"". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 532.33— 8/i.75= ù47p.58=3Zi".46. Grand diamètre intérieur de l'anneau, par une moyenne entre trois m' sures, 407.50 — 84.75 = 322p. 75 = 26". 85. Double épaisseur de l'anneau, 9". 61. Petit diamètre, par une moyenne enti-e (juatre mesures, 289.25 — 81.75 = 204P.50 = 15". 75. Le bord inférieur apparent (supérieur réel du petit diamètre est fort baveux. 19 octobre. 6'' 30"' à 7'' 15'". Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 288.50 — 84.75 = 203?. 75 = 15". 69. Grand dianiè re de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 627.75— 84.75 = 44oP.00 = 34".li. Saturne n'est pas mal terminé. Année 1812. 13 juillet. 9". Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 311.41 — 84.75 = 226P.66 = 17".45. Saturne est assez bien terminé. Emploi du fort grossissement. 14 juillet. 10''. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 310.88 — 84.75 = 226?. 13 = 17".4i. Emploi du fort gro.ssisscment. 17 juillet. 9*' 15'" à 9'' 30"». Petit diamètre de Panneau, par une moyenne entre huit mesures, le prisme étant en bas, 307.94 — ^'4 75 = 223P.19 — 17". 18; par une moyenne entre cinq mesures, le prisme étant en haut. 308.10 - 84 75 = 223P.25 = 17".30. Emploi du fort gro.ssissement. Saturne est trè.s-ondulant. 18 juillet. 9'' 15"' à 9'' 30. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, le prisme étant en bas, 308.70 — 84 75 = 223p. 95 = 17". 24; par une moyenne entre six mesures, le prisme étant en haut, 307.83 — 84.75 = 223P.08 •■= 17".17. Emploi du fort grossissement. Saturne est ondulant. — 10" à 10'' lO"'. Grand diamètre de l'anneau, par une mo3'enne entre cinq mesure.s, le prisme étant à droite du tuyau, 606.70 — 84.75 = 521p 75 — 40". 17: par une moyenne entre six mesures, le prisme étant à gauche du tuyau, 604.70 — 84.75 = 519P.95 = 40". 04. Emploi du fort grossissement. Saturne est baveux. 31 août. 9''. Grand diamètre de l'anneau, pai' unei.ioyenne entre 412 MESURES DE SATURNE dix mosmv.s. 577. /|5 — 8V75 = 492i'.70 = 37'.0l. Fmploi du fort grossissL'aiciit. Saturne n'est pas paii'aiîemenl tcnniiié. 7 septei[d)re. 8'' 15"" à 8'' k5"\ Grand diaiiiètie de ranneau, par une moyenne entre dix mesures, 56S.00 — 86 75 = /i23i'.25 = 37". 21. Grand diamètre intéri(^ur de l'anneau, par une moyenne entre dix mesures, lilU.OQ — 8Zi.75 = 339i'.25 = 26".12. Épaisseur de l'anneau, 11". 09. — Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre huit mesures, 302.G9 — 8i.75 == 217p.9'j = 16" 78. Emploi du fort grossisseuient. Saturne .se voit assez bien. 8 septembre. 7 ' 30" à 8'' 15'". Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 299.79 — 84.75 == 2i5P.06 = 16 '.56. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre qua- torze mesures, 571.75 — 8j.75 = Zi86'.00 = 37 .20. Grand diamètre intérieur de l'anneau, par une moyenne entre quinze mesures, Zi29.8i — 8/1.75 = 3.iôP.09= 26". 57. Épaisseur de Panneau, 10". 63. Emploi du fort grossissement. Saturne se voit passablement bien. lu septembre. 6'' Zi5'". Grand diamètre de l'anneau, par une moycuine entre onze mesures, 57l./i6 — 8/i.75 = Zi86p.71 = 37".Zi8. Emploi du fort grossissement. Saturne n'est pas parfaitement ter- miné. 16 septembre. 7"' 15"' à 8''. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre treize mesures, 568.31 — 8/i.75 = /i83p.56= 37". 23. Petit diamètre de Panneau, par une moyenne entre uuit mesures, 301.50 — 8/1.75 = 216P.75 = 16".69. Emploi du fort grossissement. L'anneau .se voit nettement. 19 septembre. 7'' 25"'. Petit diamètre de Panneau, par une moyenne entre 10 mesures, 295.50 — 3Zi.75 = 2l0i'.75 = 16". 23. Emploi du fort grossissement. 11 y a un peu de brouillard et Saturne est très-baveux par moments. U octobre. 7'' 15"' à 7'' 30"'. Grand diamètre de Panneau, par une moyenne entre dix mesures, 553.80 — 86.75 = /i69p.05 = 36". 12. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 288.50 — 8Zi.75= 203p. 75 = 15". 69. Emploi du fort grossissement. Saturne n'est pas mal terminé. — Toutes les séries d'observations que j'ai faites avec la lunette prismatique se composent de trois colonnes dont l'une, celle du milieu, correspond à la tangence des deux dis(|ues et fournit la moyenne, tandis que les deux autres in- diquent les points où les disques sont séparés et ceux où ils se mordent. Dans les observations du gi'aiid diamètre de Panneau, on aperçoit bien nettement que les boi'ds sont .séparés, et quand ils sont tan- gents, on peut au.ssi, avec un peu d'attention, s'assurer qu'on a dépassé ce dernier point, bien qu'il soit pour cela néce.ssaire de ET DE SON ANNEAU. i\:i d(''plarer le prisme de plus de 1".50 ou 2"; mais la partie qui est comruuue aux deux images ne se montre pas d'abord avec une intensité double du reste de la circonférence de lanneau : ceci tient |irul)al)li'ment ùce que la partie extérieure de l'anneau est seri- sibienieiit plus faible que l'intérieure. Lorsqu'on vise au petit dia- mètre de l'anneau, on aperçoit un filet de lumière deux fois plus vif que le reste du disque aussitôt qu'on a dépassé la tangeuce et que les deux anneaux commencent à se superposer. Jnîice 1813. 7 juillet. 11'' 30" à 11*" li5"'. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 305.70 - SliJb = 220''. 95 = 17". 01. Grand diamètre de l'anneau, par une mo3'enne entre cinq mesures, t)lô.20 — 8Ù.75 = 530P.Zi5 = ZiO'.SZi. Saturne est un tant soit peu diflus mais ti'anquille. 15 juillet. 10'' 30'" à 11"" 15"'. Petit diamètre de l'anneau^ par une moyenne entre six mesures, 300.83 — 8^.75 = 216^.08 = 16".6Zi. Grand diamètre de l'anneau, 610.83 — 8^.75 = 526i'.08 = Z|0".51. Ou rend les bords intérieurs des deux anneaux tangents l'un à l'autre, afin de déterminer leur largeur, et on trouve, par une moyenne entre 6 mesures, ^55.67 — 8'i.75 = 370P.92 = 28". 56. Le double de la largeur est donc 15". 95. Le ciel est vaporeux. Sa- turne est un peu ondulant et baveux. 21 juillet. Il"" Uo"' à minuit. A Zi28, le bord de l'anneau mord le bord du disque de la planète. A ^29, les anneaux se touchent inté- rieurement. A Zi.'!4. le bord de l'anneau est très-près d'être tangent au l)ord de la planète, mais il mord encore un peu. A Ml, le bord de l'anneau me semble tangent au bord de la planète. A 693, les anneaux paraissent exactement superposés par leurs extrémités. — L'intervalle entre la planète et l'anneau serait ù93 — Zj'il = 52? = W'.OO. Grand diamètre de lanneau, par une moyenne entre quatre mesures, G09.00 — 8/i.75 = 52iP.;-5 = Zi0'.37. Le diamètre intérieur de l'anneau étant 629 — 86.75 = 366i'.25 = 26". 51, le double de l'épaisseur de l'anneau serait 13". 86. — L'anneau de Saturne dé- borde encore la planète au-dessus et au-dessous, ainsi que je m'en suis a-^sur'; en l'observant avec la lunette de Lerebours armée d'un grossissement de 200 fois. Avec ce pouvoir ampiificatif. on re- conn; ît aisément que la lumière de l'anneau est sensibl)".59. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre trois mesures, 299.83 — 84.75 = 215P.08 = 16".56. Saturne se voit bien, quoique l'anneau ^oit un peu ondulant à la fin des mesures. 7 août. 10'' 45"' à 11" 10". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 612.08 — 84- 75 = 527p. 33 = 40". 60. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 290 10 — 84.75 = 214P.35 = 16".50. Saturne se voit bien. 30 août. 8'' 15'" à 8'' 30"'. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 294-30 — 84-/5 = 209^55 = 16". 14. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 500.94 — 84.75 = 506P.19=-=38".V'8. .Saturne est un peu baveux. 31 août. 7'' 30'" à 8''. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre sept mesures, 596.07 — 84-75 = 511i'.32 = 39".37. i'etitdia mètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 292.00 — 1,4.75 = 207p. 25 = 15". 96. Saturne e.?t tranquille. 11 ne fai-sait pas e..core tout à fait nuit au commencement de; ces nsesures. 13 septembre. 7'' 30"" à 8''. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 586 75 84.75 = 502p.00= 38 ".65. 1 etit diaaiètre de l'anneau, par une mO} enne entre quatre mesures, ET DE SON AXNFAr. 415 29i.l2 — 8^.75 = 209P.37 = 16 ".12. Satuna- est baveux. Les ob- servations sont très-difllciles. 16 septembre. 8'' 15"' à 8''/!|5'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre si.\ mesures, 587 i2 — SZi 75 = 50?p.G7 = 38 ".68. — Diamètre éqnatorial de la planètp, 293.33 — 8'i,75 = 208'' 58 = 1G".U6. Je n'avais pas encore mesuré, jusqu'à présent, le diamètre de la planète; j'en avais été détourné par l'idée que la confusion qui ré.sulte dans les images de la superposition des deux anneaux pourrait nuire à l'exactitude du pointé. Lrs observations que je viens de faire prouvent que ces ci-aintes n'étaient pas fondées. — Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 289.80 — 84.75 = 205?. 05 = 15". 79. — Saturne se voit bien. Les circonstances ont été très-favorables pendant toutes ces mesures. 19 septen.bre. 9''. Diamètre équatorial de Saturne, par une moyenne entre se; t mesures, 2Î0.29 — 8^.75 = 205i' 5Zi = 15". 83. La planète est un peu baveuse. 20 septembre. 7'' à 7'' Zi5"'. Diamètre équatorial de Saturne, par une moyenne entre six mesures, 290.92 — 84.75 = 206"'. 17 = 15". 87. — On rend le bord extérieur de l'anneau tangent au bord de la planète et on trouve, par une moyenne entre citiq mesures, 421.90 — 84.75 = 336i"15 = 25". 88. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 578.00 — 84.75 = 493 '.25 = 37"'. 98. Des deux séries on déduit, pour l'intervalle entre la planète et le bord extérieur de l'anneau, 12". 10; le prisme était à droite. — De la première série et de la seconde on déduit 10". 05 pour l'inter- valle entre le bord de la planète et l'autre bord extérieur de la pla- nète. — Petit diamètre de l'anneau, par une mo3"enne entre cinq mesures. 287.80 — 84.75 = 203''*. 05 = 15"'. 63. Saturne est un peu bavpux, et les observations sont difficiles. 27 septembre. 8'' 15"'. Diamètre équatorial de Saturne, par une moyenne entre cinq mesures. 287.90 — 84.75 = 20;iP.15 = 15". 64. La planète est très-ondulante et les observations sont très-dilliciles. 29 septeml)re. 7'' à 8''. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre sept mesures. 287.57 — 84.75 = 202p. 82 = 15". 62, Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures. 286.00 — 84.75 = 201P.25 = 15"'. 50. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures. 571 .90 — 8475 = 487p. 15 = 37'". 51. Sept mesures montrant tn outre qu'à 428 les anneaux des dfux images se touchent intérieurement, et qu'en outre l'anneau de l'une des images est à p^u près tangent à la planète de l'autre. De lu il résulte, pour le grand diamètre intérieur de l'anneau, 4-8.00 — t4.75 = 34Ji'.25 = 26 '.43. Par conséquent, le double de rcpai:^6eur i:G MEsUUhS Dit SAiUHiNE do l'anneau est 37". 51 — 26". i3 = 12". 08, et l'espace vide total 2Ct".!i3 — 15".6'2 = 10". 81. nuiiiljres qui sont elTrctiveineiit très- rapprochés l'un de l'autre. Pendant ces observations, Saturne est un peu baveux. 5 octobre. 6'' 50"" à 7'' 30'". Petit diamrtre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 283.80 — 84.75 = 199p. 05 = 15". 33. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre six me- sures, 288.83 — 84.75 = 20Zir 08 = 16".71 . A /lOO, l'anneau mord la ])!anète, et un rond vide existe entre les deux images de l'anneau. A /i08, l'anneau mord encore et également sur chaque disque, ce qui prouve que la planète est bien au milieu de la circonférence extérieure de l'anneau. A Zi22, l'anneau mord encore, mais on est près de la tangence et on n'aperçoit pas de vide. A Zi32, la tangence est peut être dépassée. Par une moyenne, on a, pour le grand dia- mètre intérieur de l'anneau, /|27.00 — 84.75 = 3ViP 25 = 26". 65. Au commencement de ces séries, Saturne se voit fort bien, mais le ciel devient vaporeux et les nuages couvrent souvent la planète. 11 octobre. 6'' 30'" à 7'' 15"\ Diamètre équatorial de Saturne, par une mo5Tnne entre sept mesures, 281.14 — 84.75 = iy6P.39 = 15". 12. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 562.00 — 84.75 - 477p. 25 = 36". 75. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 281.20 — 84.75 = 196P.45 = 15". 13. Saturne est un peu diff'us. 19 octobre. 6'' à 7'' 15"'. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre huit mesures, 284.56 — 84.75 = 199p 81 = 15". 39. — De dix-neuf mesures, il résulte que le bord de l'anneau est tangent au bor,d de la planète pour 425.00 — 84.75= 340p.25 = 26" 20, le prisme étant à droite; ce qui donne 26". 20 — 15". 39 = 10 '81 pour la distance de la planète à l'un des bords de l'anneau. — De dix mesures il résulte que les deux anneaux se touchent inté- rieurement à 398, ce qui donne 398.00 — 8475 = 313p. 25 = 24 '.12 pour le grand diamètre intérieur de l'anneau. — Grand diamètre de Panneau, par une moyenne entre quatre mesures, 555.87 — 84.75 = 471p. 12 = 36". 28. La distance du bord de la planète à l'autre bord de l'anneau est donc 36". 28 — 26". 20 = 10". 08; la double épaisseur de l'anneau est 36". 28 — 24". 12 = 12". 16. — Petit diamètre de Panneau, par une moyenne entre cinq mesures, 278.70 — 84.75 = 193?. 95 = 14". 93. — Après ces me- sures, j'ai examiné attentivement Saturne avec la lunette de Lere- bours, armée successivement des grossissements 191 et 400. La pla- nète est débordée par l'anneau en haut et en bas; dans le bord supérieur apparent, l'anneau se projette sur la planète ; dans le ET DR SON ANNEAU. 417 bord inférieur, c'est la planète, au contraii-e, qui se projette sur l'anneau. La lumière de l'anneau est plus vive que colle de la pla- nète. — Le ciel est beau, mais Saturne est un peu ondulant. 24 octobre. 6'" Z|5"'. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 276.90 — 8Z|.75 = 192p. 15 = IW'M. Saturne est bas et très-ondulant, ce qui rend les observations incertaines. l"" novembre. 6'' à 6'' 30'". Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 5/i/il0 — 8/i.75 = /i59i'.o5 = 35".37. — D'après dix mesures, les bords extérieurs des anneaux des deux imagf^s .se touchent quand l'index marque 390, ce qui donne 390.00 — 8Z1.75 = 3O0P.25 = 23". 50 pour le diamètre intérieur de l'anneau, et 32". 37 — 23". 50 = 11". 87 pour la double épaisseur. — Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre six mesures, 279.83 — 8Z1.75 = 19ÙP.08 = i/i".9i. — De là. il résulte 23".50 — lh".9li = 8". 56 pour le doul)le vide entre la planète et l'anneau, 35". 37 — l/i".9Zi pour la double distance de la planète aux bords extérieurs de l'anneau. — Pendant ces mesures le ciel est vaporeux et Saturne assez faible. ^ h novembre. D'après six mesures, à 398, les bords intérieurs des anneaux des deux images se touchent, et à 42/1, le bord extérieur de l'anneau de l'une des images est tangent au disque de l'autre. De là il résulte 398.00 — 8/i.75 = 313i'.25 = 2/i ".12, pour le dia- mètre intérieur de l'anneau, et /42Z1.OO — 8^.75 = 339^.25 = 26". 12 pour la distance d'un bord extérieur de l'anneau au bord le plus éloigné de la planète. 5 novembre. 6'' à 6'' 30"'. D'après vingt-deux mesures, les bords intérieurs des anneaux des deux images se touchent à 38/i, et les anneaux sont tangents aux planètes à 616. D'où il résulte, 38/i.OO — 84.75 = 299p. 25 = 23". 03 pour le diamètre intérieur de l'anneau, et 416.00 — 8/1.75 = 331p. 25 = 25".51 pour la distance du bord extrême de lanneau au bord le plus éloigné de la planète. — Dia- mètre équatorial de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 275.10 — 84.75 = 190P.35 = lZi".65. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre six mesures, 542.92 — 84.75 = 458p. 17 = 35".28. — On a donc 35".28 — 23". 03 = 12".25 pour la double largeur de l'anneau; 23". 03 — 14".65 = 8". 38 pour la double dis- tance entre la planète et le bord intérieur de l'anneau : 35". 28 — 14". 65 = 20".63 pour la double distance de la planète au bord exté- rieur de l'anneau ; 35". 28 — 25". 51 = 9". 77 pour la distance de l'un des bords de la planète au bord extérieur le plus voisin de l'anneau. — Pendant ces mesures, Saturne est un peu faible. 27 novembre. 5'' 30'". Grand diamètre de l'anneau, jiar une XI. — II. 27 418 MESURES DE SATURNE moyenne entre quatre mesures (le prisme étant à droite et un peu au-dessus ), 531.37 — 86.75 = ZiZi6p.G'2 = 34".39. Petit diamètre de Tanneau, par une moyenne entre cinq mesures (le prisme étant en haut et un peu à droite), 2G6.00 — 84.75 = 181P.25 = 13". 90. — Pendant ces mesures, Saturne est faible. Année 1814. 2 juillet. Minuit à minuit 15'". Petit diamètre, par une moyenne entre quatre mesures, 290.50 — 8/i.75 = 205p. 75 = 15". 84. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 627.30 — 84.75 = 542P.55 = 41". 78. Saturne est mal tei'miné; les obser- vations sont très-difRciles et incertaines. 11 juillet. Il"* 45"' à minuit 15"\ Petit diamètre, par une moyenne entre quatre mesures, 201.62 — 84.75 = 206P.87 = 15". 93. Comme la planète déborde extrêmement peu l'anneau, ces mesures peuvent être prises indistinctement comme représentant le petit axe de l'an- neau ou le diamètre polaire de Saturne. — Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre six mesures, 307.92 — 84.75 = 222P.12 = 17".ll. Valeur de l'aplatissement, — . — Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 626.00 — 84-75 =54lP.25 = 41".68. Saturne est un peu diffus. 12 juillet. Il*" 15"' à 11'' 30"\ Petit diamètre de la planète, par une moyenne entre cinq mesures, 288.70 — 84.75 = 203P.95 = 15".70; ce diamètre déborde très-peu celui de l'anneau. Diamètre équatorial, par une moyenne entre quatre mesures, 30.?.87 — 84.75 = 221p. 12 = 17". 03. Valeur de l'aplatissement, — . Saturne est diffus et faible. 14 juillet. Avec le prisme de 33' 4" devant l'oculaire de la lunette de Lerebours, et en se servant du grossi.ssement 191, ce qui corres- pond à 10". 35, les deux bords du petit diamètre de l'anneau, tout aussi bien que les bords du diamètre équatorial de la planète, se mordent très-sensiblement. En employant le grossissement de 100, ce qui correspond à 19". 84, les bords tant de la planète que de l'an- neau sont sensiblement séparés. 23 juillet. 11'' 25™ à minuit. Diamètre équatorial de Saturne, par une moyenne entre cinq mesures, 307.89 — 84.75 = 223p. 05 — 17". 17. Petit diamètre, par une moyenne entre cinq mesures, 287.50 — 84.75 = 202P.75 --= 15". 61. Valeur de l'aplatissement, ~. — ET DF. SON ANNEAU. 419 Grand (liam(^tre de ranneau, par une mojcniio entre quatre me- sures. 625.00 — 8i.75 = S'iOP-'io = tiV'MO. 25 juillet, 10'' /|5"' à 11'' 30'". On rend le bord de l'anneau tangent au bord de la planète, et on trouve, par une moj^enne entre quatre mesures, ifj61.25 — 8Z|.75 = 376P.50 = 28". 99. Grand diamètre de l'anneau, par une moj-enne entre cinq mesures, 62/|.80 — 8Û.75 = ôiOf.OS = Zii".58. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre quatre mesures, 308.25 — 8/i. 75 = 223^.50 = 17".21. Petit diamètre de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, 289.75 — 8/1.75 = 205P.00 = 15".78. Saturne est d'abord un peu ondulant et diffus ; il finit par être assez bien terminé. 7 août. Emploi du micromètre oculaire. Petit diamètre de la pla- nète, par une moyenne entre deux mesures, 28 parties de l'échelle qui correspondent à 15". 30. Grand diamètre, par une moyenne entre deu.x mesures, /il parties qui cori'espondent à 16". 84. Valeur de l'aplatissement, — . 9 août. 9'' 15"' à 9" h5'°. Diamètre équatorial, par une moyenne entre quatre mesures, 307.37 — 8Zi.75 = 222p. 62 = 17".lZi. Dia- mètre polaire, par une moyenne entre trois mesures, 289.33 — 8Zi.75 = 20ZiP.58 = 15". 75. Valeur de l'aplatissement, ■^. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre li mesures, 615.62 — 8/i.75 = 531P.87 = /i0".95. — A 11'', emploi du micromètre oculaire. Dia- mètre polaire, par une moyenne entre quatre mesures, 31 parties de l'échelle qui correspondent à 15". 63. Diamètre équatorial, par une moyenne entre trois mesures, U3 parties qui correspondent à 17". 11. Valeur de l'aplatissement, -^. 12 août. 10". Emploi du micromètre oculaire. Diamètre polaire, par une moyenne entre quatre mesures, 31 parties qui correspondent àl5."63. 30 août. 8'' /i5'" à 9" 15"'. Diamètre équatorial, par une moj^enne entre quatre mesures, 311.75 — 8^.75 = 227?. 00 = 17". û8. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 611.20 — 8/1.75 = 526P.35 = Zi0".53. Petit diamètre de la planète, par une moyenne entre cinq mesures, 289.75 — 86.75 = 205p.00 = 15". 78. Valeur de l'aplatissement, — . — 11''. Emploi du micromètre ocu- laire. Petit diamètre de la planète, par une moyenne entre trois mesures, 28 parties qui correspondent h 15".30. — On aperçoit à peine le petit .«^egment de la planète qui déborde l'anneau. l'"" septembre. 10'' 15'" à 10'' k5"\ Emploi du micromètre oculaire. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre trois 420 MFSURES DE SATIRNE mesures, !x3 parties qui correspondent à 17 ".11. Petit diamètre, par une moyenne entre quatre mesures, 32 parties qui correspondent à i5".7Zi. Valeur de l'aplatissement, — . 2 septembre. V"" 30"' à 8'' Zi5"'. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre quatre mesures. 307.12 — 8Û.75 = 222P.37 = 17". 12. Grand diamètre intérieur de l'anneau, par une moyenne entre quatre mesures, Zi2i.87 — 8/i.75 = o/i/in.l2 = 26 ".50. Distance du bord extrême de l'anneau au bord opposé de la planète, par une moyenne entre deux mesures, Ziôl.OO — 84-75 = 3G6p.25= 28". 20. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre cinq mesures, 607.40 = 84.75 = 522r.65 = 40"' 24. Petit diamètre de la planète, 288.12—84.75 = 203P.37 = 15'".66. Valeur de l'aplatissement, -^, Double largeur de l'anneau, 40"'. 24 — 26"'. 12 = 14". 12. Distance de la planète h l'extrémité de l'anneau, 28 '.20 — 17". 12 == 11". 08. — Emploi du micromètre oculaire. Diamètre polaire, par une moyenne entre cinq mesures, 30 parties qui correspondent à 15". 52. 3 octobre. 6'' 45"' à 7''. Diamètre équatorial, par une moyenne entre sept mesures, 297.21 — 84.75 = 212P.46 = 16".36. Petit dia- mètre, par une moyenne entre cinq mesures, 284.60 — 84.75 = 199P.85 = 15"39. Valeur de l'aplatissement, — . Saturne est un peu diffus. — 8" à 8'' 30™. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre équatorial, par une moyenne entre six mesures, 35 parties qui cor- respondent à 16"'. 10. Petit diamètre, par une moyenne entre quatre mesures, 26P.6 qui correspondent à 15 ".15. Valeur de l'aplatisse- ment, -^. A peine aperçoit-on que la planète déborde l'anneau. Je n'oserais même pas affirmer que la cliose a lieu effectivement dans le bord inférieur apparent. Il y a quelque temps, le phénomène me semblait plus sensible. 7 octobre. 7''. Emploi du micromètre oculaire. Petit diamètre de la planète, par une moyenne entre cinq mesures, 21P.5 qui corres- pondent à 14". 63. Diamètre équatorial. par une moyenne entre quatre mesures, 34p. 9 qui correspondent à 16". 08. Valeur de l'apla- tissement, -^. Saturne est diffus par moments. — La planète dé- borde peut-être un tant soit peu l'anneau dans le bord supérieur apparent; mais en bas, Il me semble que la courbure de l'anneau n'est pas interrompue. 23 octobre. 6'' à 7". Petit diamètre de l'anneau ou mieux de Sa- turne, par une moyenne entre quatre mesures, 278.25 — 84.75 = 193p.50= 14".90. Diamètre équatorial de la planète, 290.65 — 84.75 ET DE SON ANNEAU. 421 = 205p.90 = 15".95. Valeur de Taplatissement, — . Grand diamètre de Taiineau, par une moyenne entre six mesures, 570.50 — 8^.75 — /!i8ôP.55 = 37".39. Grand diamètre intérieur de l'anneau, par une moyenne entre trois mesures, o90.67 — 8Zi.75 = 305^.92 = 23".56. Double largeur de l'anneau, 37". 39 — 23.56 = 13.83. Saturne est un peu diffus et ondulant. Année 1815. 18 août. 11'' à 11'' 30"". Emploi du micromètre oculaire. Diamètre polaire de la planète, par une moyenne entre sept mesures, 35p. 86 qui correspondent à 16".20. Diamètre équatorial, par une moyenne entre cinq mesures, ZiZip.12 qui correspondent à 16". 99. 2i août. 9'' 30'" à 9'' Zi5"'. Diamètre polaire, par une moyenne entre six mesure-s 305.25 — 8Ù.75 = 220P.50 = 16". 98. Diamètre équa- torial, par une moyenne entre six mesures, 312.75 — 8Zi.75 = 228P.00 = 17". 56. La planète dépasse l'anneau en haut et en bas. 27 août. 10'' 30"'. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre po- laire de la planète, par une moyenne entre trois mesures, 31 parties qui correspondent à 15". 67. Saturne est un peu diffus. 2 septembre. 10'' 20 à 10'' Zi5. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre polaire de la planète, par une moyenne entre quatre me- sures, 32p. 25 qui correspondent à 15".77. Diamètre équatorial, par une moyenne entre quatre mesures, /iOP.37 qui correspondent à 16". 76. Valeur de l'aplatissement, -^• 1" octobre. 6'' 55"' à 7'' û5"'. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre polaire de la planète, par une moj'enne entre quatre me- sures, 26P.12 qui correspondent à 15". 10. Diamètre équatorial, par une moyenne entre cinq mesures, 33p. 25 qui correspondent à 15"81. Valeur de l'aplatissement, ^ s^^^^^p ^^^ ^^ p^^ ondulant. 7 octobre. 7'' 15"'. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre quatre mesures, 296.75 — 8/!i.75 = 212p.00 = 16". 32. 11 y a un léger brouillard et Saturne est un peu faible. 2!i octobre. 8''. Petit diamètre de la planète, par une moyenne entre trois mesures, 281.00 — 86.75 = 196P.25 = 15".ll. 26 octobre. 6'' 15'" à 6'' 30"'. Emploi du micromètre oculaire. Dia- mètre polaire de la planète, par une moyenne entre quatre mesures, 33p. 25 qui correspondent à 15".88. Diamètre équatorial , par une 422 MESURRS DH SATUHNË moyenne entre deux mesures, /i'2i\50 qui correspondent ù 17".03. Valeur de Taplatissement, — . 1" novembre. 6'' Zi5"' il 7'' 15™. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre quatre mesures, ù3i'.70 qui correspondent à 17". 20. Diamètre polaire, par une moyenne entre cinq mesures, 301^.28 qui correspondent à 15". 29. Valeur de l'aplatissement, — • Saturne est diH'us par moments. 6 novembre. 7'' à 7'' 30'". Diamètre polaire de la planète, par une moyenne entre six mesures, 280 67 — 86.75 = 185''. 92 = 15". 08. Diamètre équatorial, par une moyenne entre (juatre mesures, 29i.88 — 8-'i.75 = 210P.13 = 16". 18. Valeur de l'aplatissement, -^. Grand diamètre de l'anneau, par une moyenne entre trois mesures, 566.50 — 84.75 = Zi81p.75 = 37". 09. Le ciel est beau et Saturne est tranquille. Jnnée 1817. 11 décembre. 7''. Emploi du micromètre oculaire. Diamètre po- laire de la planète, par une moj'enne entre quatre mesures, 28P.90 qui correspondent à 15".A0. Le ciel est beau, mais Saturne est un peu diffus. Jnnée 1822. 13 février. 8'' 30"\ Les satellites de Saturne présentent la confi- guration que montre la figure 26. A est très-l'aiblc; E ne se voit Fig. 26. — Configuration des salellitfis de SafiiniP, le 13 février 1822, à, sh 3om de temps vrai. qu'avec la grande lunette de Lerebours de 20 centimètres d'ouver- ture; B et C ont h peu près la même intensité; D, qui n'est peut- être pas un satellite me paraît plus faible. J'estime que de U en C ET DE SON ANNEAU. 423 il y a la même distance que de B au bord de la planète, et que cette dernière distance est deux fois et demie le grand diamètre de l'an- neau. — En examinant ces satellites, j'ai fait une remarque curieuse sur la constitution physique de mon œil. Avec la lunette de mon cabinet, le satellite A était extrêmement faible; je l'apercevais à peine et seulement de loin en loin quand je portais mes regards avec l'attention la plus soutenue sur l'endroit où il était : mais si ma vue se fixait sur le bord K de l'anneau le plus éloigné du satel- lite, celui-ci se voyait très-distinctement. J'ai fait cette expérience quinze ou vingt fois, elle m'a toujours donné les mêmes résultats. Le satellite E ne se voyait ((u'avec la grande lunette de Lercbours; mais, pour cela, j'étais obligé de regarder le bord k de l'anneau. Ces expériences dans lesquelles je ne parvenais à discerner les objets e.xtrèmement faibles qu'en ne les regardant pas, prouvent que toutes les parties de ma rétine n'ont pas la même sensibilité. Jnnée 1823. li mars. 7'' du soir. J'examine Saturne avec la lunette de Lere- bours, armée d'un grossissement de 150 fois environ. La planète déborde sensiblement l'anneau dans le haut et dans le bas. 15 mars. 7^ du soir. J'ai examiné de nouveau Saturne avec la lunette de Lerebours et un grossissement de 13^ fois. La planète déborde évidemment l'anneau au-dessus et au-dessous. J'estime que le segment du disque qui dépasse l'anneau est de 1" environ. Jnnée 182£i. 31 janvier. J'ai examiné aujourd'hui Saturne avec toute l'attention possible à l'aide d'une lunette de M. Cauchoix de 16 centimètres d'ouverture et de 2"'. 27 de foyer. J'employais un grossissement de 250 à 300 fois. La planète débordait un tant soit peu l'anneau dans le bord supérieur apparent A (fig. 27] . Je n'ai pu acquérir la cer- Aspect de Saturne dans la lunette de M. Canclioii, le 31 jaDvier li24. 424 MESURES DE SATURNE titudo qu'elle dépassait l'anneau dans le bord opposé B. 11 semble résulter de là que la planète n'est pas maintenant au centre de l'anneau. Du reste, le segment A est excessivement petit, de 0".3 à 0".U. I\1M. Savary et Cauclioix ont vu comme moi le segment A; ils n'ont rien aperçu en B au-dessous de l'anneau. Jnnée 1828. 13 mai. J'ai examiné ce soir avec beaucoup d'attention Saturne à l'aide de diverses lunettes. 11 m'a semblé que le diamètre polaire de la planète était h peu près égal à celui de l'anneau ; s'il y a une dif- férence elle est très-petite, et c'est l'anneau qui déljorde. La cour- bure générale de l'anneau ne pai'aît en efl'et interrompue ni dans le haut ni dans le bas. Jjinée 1833. 10 juin. On ne voit aucune trace de l'anneau. 12 juin. Nous avons aperçu l'anneau de Saturne avec la plus grande lunette de Lerebours et la longue lunette de 20 centimètres du môme artiste. Cet anneau se montrait comme deux lignes blanches extrêmement déliées. Il nous a semblé que leur longueur était à fort peu près égale au rayon de la planète. Ainsi LG = LO = MN Fig. 23. — Aspect de Saturne dans la limette de Lerebours, le J2 juin 1833. (fig. 28). Cependant, on a cru voir que LO était un tant soit peu plus grand que MN, mais sans pouvoir l'affirmer. Année 18Z|2. ih septembre. 7'' 30"'. La planète Saturne étant observée avec une lunette qui renverse, on reconnaît que l'intervalle AB (fig. 29) est plus grand que l'intervalle CD. MM. Mathieu, Babinet, Eugène ET DE SON ANNEAU. 425 Bouvard, T.aujricr et Mauvais ont, commo moi, trouva' que la lunule obscure do droite est d'un quart ou d'un ciiHiuièiue environ plus large que la lunule de gauche (apparente). Fig. 29. — Aspect de Saturne dans une Innette qui renverse les objets, le 14 septembre 1842. 15 septembre. 7'' 30'" à 8''. AB, comme hier, surpasse évidemment CD. La diflerence paraît un ]ieu plus petite que la veille. Tout le monde, même les personnes les moins habituées aux observations (M. Civiale, etc.) ont remarqué l'inégalité. 16 septembre. 7" à 8". AB surpasse toujours CD, mais extrême- ment peu maintenant. 17 septembre. La différence entre les deux lunules existe encore, mais elle est plus petite qu'hier. Certainement si, le Ih septembre, ces deux espaces n'avaient pas été plus inégaux qu'ils ne le sont aujourd'hui, on ne s'en serait pas aperçu. 19 septembre. 7'' 30". L'espace obscur de droite (en apparence) surpasse celui de gauche ; il nous semble que la différence est un peu plus grande qu'à l'époque de la dernière observation. 5 octobre. 8'' du soir. L'espace obscur de droite (en apparence) entre la planète et l'anneau, est sensiblement plus petit que l'espace obscur de gauche. y4nnée 1847. 26 octobre. 8" du soir. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre trois mesures, 326.33 — 7Zi.75 = 2Zi1p.58 = 18". 60; la moyenne entre trois mesures prises par M. Laugier donnant 325.33 — 8'i.75 = 240P.58 = 18". 52. Diamètre polaire, par une moyenne entre deux mesures, 29A.00 — 8Z|.75 = 209p. 25 =^ 16". 11. Valeur de l'aplatissement, -j. Diamètre à k5°, par une moyenne entre trois mesures, 30J.67 — 8/i.75 = 216P.92 = 16". 70. 27 octobre. 8'' 15"'. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre trois mesures, 326.00 — 8Z|.75 = 2/i1p.25 = 18 '.58. Diamètre polaire, par une moyenne entre deux mesures, 298.50 — 12f) MESURES DE SATURNE ET DE SON ANNEAU. 8/J.75 =^ 213i'.75 = 16". ,'16. Valeur de raplatisseinont, ~. Diamètre à /j5', par une moyenne entre doux mesures, 302.50 — 8/|.75 = 2171'. 75 = 16". 77 — Des observations faites par M. 1-augier donnent les résultats suivants: diamètre équatorial, par une moyenne entre deux mesures, 32/i.50 — 8'i.75 = 239P.75 = 18". /|6; diamètre po- laire, par une moyenne entre deux mesures, 297.00 — 8/i.75 = 212p. 25 = 16". 3/1; valeur de l'aplatissement, -g-; diamètre à hb\ par une moyenne entre deux mesures, 30Zi.50 — 8/1. 75 = 219P.75 =- 16". 92. 28 octobre. 8''. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre quatre mesures, 330.33 — 8i.75 = 2/i5p.58 = 18". 91. Diamètre polaire, par une moyenne entre deux mesures, 299.00 — 8/1.75 = 2IZ1P.25 = 16".50. Valeur de l'aplatissement, —- Diamètre à /i5", par une moyenne entre deux mesures, 303.50 — Si. 75 = 218P.75 = 16".8Zi. — Des observations faites par M. Lau- gier ont donné les résultats suivants : diamètre équatorial, par une moyenne entre cinq mesures, 322.50 — 8Zi.75 = 237P.75 = 18". 31; diamètre polaire, par une moyenne entre trois mesures, 298.00 — 8i.75 = 213p. 25 = 16",Zi2. Valeur de l'aplatissement,— . Diamètre Il l\b°, par une moyenne entre trois mesures, 30/i.67 — 8/1.75 = 219p. 92 = 16. "93. l*^' décembre. Diamètre équatorial de la planète, par une moyenne entre cinq mesures. 312.00 — 8/|.75 = 227P.25 = 17". 50. Diamètre polaire, par une moyenne entre quatre mesures, 296.25 — 8/i.75 = 211p. 50 = 16". 28. Valeur de l'aplatissement, — . Diamètre à /i5o, par une moyenne entre trois mesures, 301.33 — 8/|.75 = 216P.58 = 16". 68. — Des observations faites par M. Laugier ont donné les ré- sultats suivants : diamètre équatorial, par une moyenne entre trois mesures, 306.00 — 8/i.75 = 221P.25 = il" M. Diamètre polaire, par une moyenne entre deux mesures, 288.50 — 8/i.75 = 203p. 75 = 15". 69. Valeur de l'aplatissement, —. Diamètre à Zi5'', par une moyenne entre deux mesures, 293.00 — 8/i.75 = 208?. 25 = 16". 04. MESURES D'URANUS Herschel a donné des mesures du diamètre d'Uranus, dans le t. lxxiii des Transactions philosophiques, 1783; les résultats partiels obtenus sont les suivants : 5". 06, 5// 2'//^ 5// ii'"^ i^" ii'"^ 3//. 63^ 3'/.67, r .2/1, 3''. 77, 3".5l, 4". 53, 4''.06. L'illustre astronome de Slough s'est servi, dans quelques-unes de ces mesures, du micromètre à lampe. Voici quelques mesures que j'ai prises en 1814 avec la lunette prismatique de Rochon , et qui sont extraites de mes registres : 20 mai. J'ai trouvé, par une moyenne entre deux mesures, lZi7.25 — 8i.75 = 62p. 50 = i".81. Le temps nébuleux m'a empèciié de continuer la série. M\ juin. 11'' 15°". J'ai trouvé: pour trois mesures du diamètre horizontal, I/45, lZi5, lZi3; pour trois mesures du diamètre à ^5" à droite, l/i2.5, lii, 140; pour trois mesures du diamètre horizontal, 138, 139, IZil ; la moyenne générale est lZil.61 — 84.75 = 56p. 86 = /i".38. Les observations sont difficiles. Le ïh juillet j'ai fait les diverses observations sui- vantes en mettant divers prismes biréfringents devant l'oculaire de la lunette, et en me servant de divers gros- sissements. 1. Avec l'oculaire numéroté 191, mais qui paraît correspondre Ji un gi'ossissement d'environ 16'i, on place un prisme de cristal de roche, qui sépare les deux faisceaux de l.V, devant Toculaire de la 428 MESURES D'URANUS. lunette; mais ce prisme est trop fort, c'est-à-dire que les deux images de la lunette sont sensiblement séparées (---^ = 5".l'jj. 2. Avec l'oculaire numéroté 13Zi, mais qui ne grossit guère que 112 fois environ, le même prisme de li' est beaucoup trop fort, mais l'intervalle des deux images est presque égal au diamètre de chacune d'elles. Si l'intervalle était exactement égal au diamètre IW d'Lranus, on aurait, pour la valeur de ce diamètre, =2".50. à X i-'l2 Uranus doit donc soustcndrc un angle un tant soit peu plus grand que 2". 5. 3. Je me suis assuré une seconde fois que le prisme de iW est trop fort avec l'oculaire numéroté 191. Zi. Avec l'oculaire non noirci qui suit le n» 191, et que je suppose grossir environ /!iOO fois, un prisme de 33'/i" est trop fort ; les deux images d'Uranus sont séparées f = Zi".96 J* I SUR UNE ETOILE r A R A I s s A N T SE MOUVOIR D ' L N :M 0 U V E M E M PROPRE * Dans In séance de l'Académie des sciences du 15 fé- vrier 183G, M. le ca[)ilaine Basile Hall a communiqué l'extrait suivant d'une lettre de M. Cacciatore, directeur de l'Observatoire de Palerme, à M. le capitaine Smyth : « Dans le mois de mai 1835, pendant que je suivais les observa- tions dont je suis occupé depuis longtemps sur les mouvements propres des étoiles, je vis, près de la 17"= étoile de la Xll"" heure du catalogue de Piazzi , une autre étoile qui me parut être aussi de septième à huitième grandeur : je notai la distance qui les séparait. Le temps ne me permit pas d'observer les deux nuits suivantes. Ce ne fut que la troisième nuit que je revis le nouvel astre : il avait alors sensiblement marché vers l'est et vers l'équateur. Des nuages me forcèrent de renvoyer les mesures à la nuit suivante; mais jus- qu'à la fin de mai, le temps fut horrible; on aurait dit à Palerme que l'hiver recommençait : d'abondantes pluies et des vents impé- tueux se succédaient de manière à ne pas permettre de tenter aucun genre de recherche. Lorsque, après quinze jours, je pus reprendre mes observations , l'étoile était déjà plongée dans le crépuscule du soir, et toutes mes tentatives pour la retrouver furent sans résultat : des astres de cette grandeur n'étaient plus visibles. Le mouvement estimé, en trois jours, me parut être de 10 secondes en ascension droite, et d'environ une minute 'ou d'un tant soit peu moins) en déclinaison vers le nord. Un mouvement aussi lent me fait sup- poser que l'astre est situé au delà d'L'ranus. Je fus extrêmement contrarié de ne pouvoir pas pousser plus loin une aussi importante recherche.» 1. Comptes rendus de l' Académie des sciences, t. Il, p. ioh. /,r!0 SUR UNiï ÉTOILE. 11 y a dans cette communication une circonstance que les astronomes auront beaucoup de peine à comprendre. Lorsque le temps redevint favorable à Palerme, à la fin ie mai, l'étoile mobile n'était plus visible, dit M. Cac- cialore, à cause de la lumière crépusculaire du soir. L'explication est admissible lorsqu'il s'agit du passage de l'astre au méridien; mais deux, mais trois heures après le coucher du Soleil, mais à nuit close, rien ne pouvait empêcher de comparer la planète soupçonnée aux étoiles voisines, soit avec une machine parallatiquc, soit, à son défaut , avec le grand cercle azimutal qui occupe le premier rang parmi les instruments de l'Ob- servatoire de Palerme. 11 nous paraît inconcevable qu'un observateur du mérite de M. Cacciatore, contrarié comme il l'était, comme il devait l'être, de ne pouvoir constater la réalité d'une découverte aussi capitale, ne se soit pas avisé de suivre l'astre hors du méridien. SUR LES TACHES SOLAIRES co.\sii)ÉnATio.\s sur. les taches du soleil ' M. le professeur Pictet a publié , dans la Bibliothèque universelle de Genève , des considérations intéressantes sur les taches du Soleil et des remarques destinées à montrer, selon lui, que les taches qui ont paru en 1815 et en 1816 n'ont pu avoir l'influence que le peuple leur a généralement attribuée. Le tableau suivant montre que sous le rapport de la température et sous celui de la quantité de pluie qui est tombée, les variations ont été à Paris moindres qu'on n'était disposé à le supposer : Températures movennes t)i„;o ,.»/.„„;ii;,> ^^ Mois. eA de-rés centigr. Pluie recueillie en 1815 4316 Janvier — 0" .6 + 2" .6 Février + 7 .3 2 .0 Mars 'J .G 5 .6 Avril 10 .3 9 .9 RIai U .7 12 .7 1. Note publiée en 1816, t. III des Annales de chimie et de p/jy- sique, p. 95. isir, IS16 n.ill. niiil. 17.5 69.0 31.^ 6.0 40.6 Zl3.8 30.3 12.8 29.0 38.0 432 SUR LES TACHES SOLAIRES. Juin 10". 0 IV. 8 78.7 53.7 Juillet 17 .G 15.6 31.9 06.7 Août 17.7 15.5 15.0 50.7 Septembre 15.5 n .1 31.8 63. i Octobre 12.2 11.8 61.7 20.6 Aloyennes des 10 mois. 12^.0 iO'.ô '/ // Totaux des 10 mois 367.7 Zi3/|.7 En 1815 on avait compté, depuis janvier jusqu'en octobre inclusivement, 127 jours de pluie; en 181G on en trouve, dans le même espace de temps, 8 de plus. En 1815, il avait plu douze fois en juillet; en 1816, ce même mois n'a présenté que cinq jours de pluie. M. Pictet rappelle les conséquences principales c|ue les astronomes ont tirées de l'observation des mouvements apparents des taches, et rapporte plusieurs nouvelles mesures qui sont dues h un de ses compatriotes, M. Ey- nard l'aîné. Le temps de la rotation réelle du Soleil lui a paru être de 25J 9" 26"" ; Lalande supposait 25J lO*" 0"' ; Cassini trouvait un nombre encore plus fort; et comme la détermination que M. Biot a consignée dans son Astro- nomie est intermédiaire entre 25^ 9'' 26"' et celle de Lalande, M. Eynard se demande si la rotation du Soleil ne serait pas sujette à une accélération : il avoue , à la vérité, que ses données ne sont pas suffisantes pour dé- cider la question ; mais il aurait dû ajouter, ce me semble, que les observations les plus exactes qu'on ait faites des taches du Soleil laissent une incertitude de 5 ou 6 heures sur le temps de rotation de cet astre , et surtout ne pas avoir l'air de supposer que le nombre que M. Biot a donné se rapporte au temps de la publication de son ouvrage, tandis qu'il est déduit de trois observations de SUR LES TACHES SOLAIRES. 433 Messierqui remontent à l'année 1777. L'étude des sciences est maintenant trop étendue pour qu'il n'importe pas de lu débarrasser de la foule de questions oiseuses dont on la surcharge très-souvent sans motifs. L'argument auquel on a ordinairement recours pour montrer que les taches du Soleil ne peuvent pas avoir d'influence sensible sur les variations de température que nous éprouvons quelquefois sur la Terre, et qu'on tire du peu d'espace qu'elles embrassent sur le disque, ne paraît concluant qu'au premier aperçu. En effet, la nature des' taches ne nous est pas connue : les uns les regardent comme des amas de scories lancés par d'immenses vol- cans, et qui nagent dans un océan de matière fluide et in- candescente; d'autres imaginent que la région supérieure de l'atmosphère du Soleil est seule lumineuse, et qu'il ne se forme de taches que dans les points oia deux nuages s'écartent pour laisser voir à nu le corps obscur de l'astre. Dans cette hypothèse, qui est la plus probable des deux, puisque les observations paraissent démontrer que le noyau de chaque tache est au fond d'une cavité, on ad- mettra avec Ilerschel qu'un gaz qui se dégage avec violence et qui occasionne d'abord un déplacement plus ou moins étendu de quelques parties de l'atmosphère lumineuse, peut devenir à son tour un élément de la combustion et en redoubler l'activité partout où il se répand. 11 serait curieux de suivre pas à pas, et à l'aide d'observations directes, tous ces changements d'intensité; mais malheureusement les moyens photométri{|ues n'ont d'exactitude que quand on les applicjuc à. la comi)araison de deux lumières qui s'aperçoivent en même temps. XL — II. 28 434 SUR LES TACHES SOLAIRES. Néanmoins, les observations ont appris que la formatiori d'une tache un peu considérable est presque toujours précédée de l'apparition de ces espaces que Scheiner avait dcji'i aperçus avec ses instruments imparfaits, et qui se distinguent du reste du disque par la grande vivacité de leur lumière. Un examen très-attentif et continu de toutes les parties de l'astre a montré que des facules, pour me servir de l'expression consacrée, existent même hors des régions où les taches noires ne se montrent jamais; qu'elles y occupent des espaces plus ou moins étendus; qu'elles changent de place, de forme et d'éclat dans des temps fort courts; en sorte que, sur toute la surface du Soleil, la matière lumineuse est sujette à des fluctuations conti- nuelles. Herschel, à qui l'on doit une multitude d'obser- vations de ce genre, a été conduit à supposer que la pré- sence des taches est l'indice d'une abondante émission de lumière et de chaleur, et a cherché à établir cette opinion par des recherches historiques; le critérium, au- quel il a eu recours (le prix du blé en Angleterre), semble trop mal choisi pour qu'on puisse regarder son hypothèse comme démontrée; mais on voit du moins qu'elle se fonde sur des observations. L'on ne saurait en dire autant de ces décisions tranchantes que l'on trouve dans la plupart des écrits auxquels les dernières taches ont donné lieu. Les mots à' absurde, d'impossible, décou- lent rarement de la plume de ceux qui ont l'habitude de consulter la nature. Un ouvrage récent, la Nouvelle Encyclopédie d'Edinburgh , nous fournira un exemple curieux des modifications que le temps apporte quelque- SUR LES TACHES SOLAIRES. 135 fois à ces jugements prématurés. J'ai rappelé ci-dessus les idées qii'Herschel s'est formées de la constitution du globe solaire ; je ne dirai pas qu'elles ont eu l'assenti- ment général, mais du moins qu'elles ont paru probables à un grand nombre d'astronomes. Quel ues années au- paravant, ces mêmes idées avaient été regardées comme une preuve manifeste de folie. Le docteur Elliot ayant été traduit devant le tribunal d'Old-Bayley pour avoif tué miss Boydcl , le docteur Simmons, appelé en témoi- gnage, soutint que l'accusé avait le cerveau totalement dérangé, et crut le prouver suffisamment en produisant des écrits qui étaient destinés à la Société royale , et dans lesquels le docteur Elliot avait émis l'opinion que l'atmosphère du Soleil est lumineuse et que le corps de l'astre peut être obscur ! II OBSERVATIONS DES TACHES DD SOLEIL FAITES DE 1822 A 1830 ' Quelques physiciens ont supposé que les taches du Soleil, quand elles sont nombreuses et étendues, peu- vent modifier sensiblement les températures terrestres. Des astronomes, Héfschel entre autres, admettent égale- ment cette influence ; mais à les en croire, les taches, loin d'être l'indice d'une diminution dans la chaleur, comme le pensent les physiciens, prouveraient au con- traire que la combustion de l'astre vient de recevoir un l. Extraites des Annales de chimie et de physique. 436 SUR LES TACHES SOLAIRES. surcroît d'aciivité. Ils fondent cette opinion, au premier coup d'œil assez bizarre, sur le fait important que l'appa- rition des taches obscures est souvent précédée et suivie de la formation de facules, espèce particulière de taches qui se font remarquer par un éclat supérieur à celui qu'a le reste du disque. Des observations comparatives des températures terrestres, du nombre et de l'étendue des taches obscures, donneront peut-être un jour les moyens de se décider entre ces deux hypothèses. Tel est, du moins, le motif d'après lequel nous avons résolu de publier le catalogue des taches de ce genre qui se seront montrées chaque année. Les nuages, les brouil- lards dont le ciel est couvert, surtout en hiver, empê- cheront que de tels catalogues soient tout à fait complets; mais outre qu'on pourra s'aider, dans la mauvaise saison, des registres de l'Observatoire de Marseille, on doit re- marquer, relativement à l'objet qui nous occupe, qu'il suffit que les mêmes obstacles se reproduisent tous les ans. Jnnée 1822. Janvier. Il n'y a pas eu de taches sensibles. Février. Le 15 on a vu deux petites taches près du bord occiden- tal du Soleil; le 17, elles avaient déjà disparu. Mars. Le h, à raidi, on a vu une grande taclie très-près du bord oriental; le 13, elle était encore visible et entourée d'une pé- nombre ; alors, cinq nouvelles taches la suivaient à une petite dis- tance. Le 14, la grande taciie avait disparu ; une seule, parmi les cinq autres, ne s'était pas dissipée. Le 22, un groupe de taches et de facules commence à se détacher du bord oriental de l'astre. Le 23, on voit distinctement que les taches sont au nombre de six; une d'elles, fort grande, a deux SUR LES TACHES SOLAIRES. 137 no.yaux et est entourée d'une pénombre. Le 23, la pénombre de la grande tache est toujours unique, quoique, dans ce moment, elle renferme trois noyaux distincts. Le 25, on voit quatre noyaux. A la suite, on aperçoit un grand nombre de petites taches occupant, sur le disque, un espace de li' de degré. Le 28, plusieurs des petites taches ont disparu. Le 29, on distingue toujours la grande taclie ; mais les petites, une seule exceptée, se sont évanouies. La grande tache se voyait encore le 2 avril, mais près du bord occidental. Avril. Le 3, on voit une petite tache, sans pénombre sensible, â une certaine distance du bord occidental. Le 8, la tache du 3 avait disparu; mais, près du centre du disque, on en voyait un grand noudjre de petites. Le Ik, il n'en restait plus de traces. Du 23 au 29, il y a eu sur le Soleil un groupe de petites taches. Mai. Le 30, plusieurs taches, dont l'une assez grosse, se sont montrées sur le bord oriental de l'astre. Juin. Les taches du 30 mai, au nombre de cinq, étaient encore visibles le 5 juin; le 7, il n'en restait plus que deux; le 9 tout avait disparu. Juillet. Le 26, une grande tache très-noire et entourée d'une pé- nombre se voyait au centre du disque solaire : plusieurs autres petites taches suivaient. Le 31, la grande tache s'était divisée en deux. Août. On n'a aperçu aucune tache sensible durant le mois d'août. Septembre. Point de taches. Octobre. Aucune tache sensible. Novembre. On n'a point vu de taches sur le Soleil en novembre. Décembre. Un groupe de petites taches médiocrement obscures s'est montré le 29 de ce mois. ^nnée 1823. Juillet. Le 11, une petite tache s'est formée près du bord occi- dental. En août, septembre et octobre on n'a point vu de taches. 438 SUR LES TACHES SOLAIRES. Décembre. Le 3, à midi, on voyait une grande tache près du bord oriental du Soleil; elle était entourée d'une large pénombre. Le 10, à midi, la tache noire proprement dite employait 1^2 à traverser le fil horaire; la pénombre ne traversait ce fil qu'en 3\5. Le dia- mètre de la tache surpassait donc un peu le diamètre ^e la Terre, et celui de 1* pénombre était trois fois plus grand. Du 13 ^u 1/|, la tache se cacha derrière le bord occidental de l'astre. Le 22, on aperçut une tache d'une médiocre étendue près du bord oriental. Le 29, à midi, une belle tache se montra près du bord oriental ; elle était certainement visible le 28, mais les nuages n'avaient pas permis de l'observer. Cette tache, suivant toute probabilité, est celle qui avait disparu, le ià, derrière le bord occidental du Soleil. Jnnée 182/i. Janvier. Le 10, une grande tache, qui s'était montrée le 29 dé- cembre 1823, se voyait encore. Février et mars. Point de taches. Avril. Le 2, on voit un groupe de taches près du bord oriental du Soleil; il ne s'était pas encore dissipé le 5. Le 21, à midi, une tache fort grande commençait à se dégager du bord oriental du Soleil ; les 25 et 27, elle s'était divisée en trois petits noyaux sans pénombre, et disposés à peu près en ligne droite. Le 29, on n'apercevait plus aucune tache dans toute l'éten- due du disque solaire. Mai. Le 25, à midi, M. Gambart remarqua, à Marseille, deux taches solaires très-voisines l'une de l'autre et qui passaient au méridien 12* après le bord occidental de l'astre. Le mauvais temps n'avait pas permis de les voir à Paris; mais le 27, à midi, on aperçut la plus orientale des deux quand elle commençait à passer dans le se- cond hémisphère du Soleil. Juin, juillet et août. Aucune tache ne s'est montrée durant ces trois mois. Septembre. Le 18, à midi, on voyait, à 3' de temps du bord oriental du Soleil, une grande tache noire située au milieu d'un groupe de facules. Plus près du même bord, mais par une déclinai- son un peu différente, deux autres taches, d'assez médiocre étendue, commençaient à s'apercevoir. SUR LES TACHES SOLAIRES. 43fi I^e 22. Toutes ces taches sont encore visil)les un peu au-dessous du centre de Tastre. Octobre. Le 3, à trois heures de l'après-inidi, on a aperçu deux groupes de taches; l'un, très-voisin du bord occidental du Soleil, se composait de deux taches noires situées au milieu d'un grand nombre de belles facules. Dans l'autre, plus rapproché du centre, il y avait sept petites taches noires de même nature, mais de plus grandes dimensions, et entourées d'une pénombre sensible; on n'y remarquait aucune facule. Le U, le premier groupe s'était déjà caché. L'autre, en se rap- prociiant du bord, avait changé d'aspect. On commençait à voir des facules dans l'espace occupé par les petites taches noires. Le 15, il y avait sur le Soleil un groupe composé de trois taches. Le IS, l'une d'elles s'était dissipée; il n'en restait plus que deux. Le 21, elles étaient passées dans l'hémisphère opposé. Le 19, deux taches fort grandes commençaient à se détacher du bord oriental du Soleil. Le 21, elles avaient déjà changé de forme. Le 25, après que le groupe eut dépassé le centre, il se composait de deux hirges noyaux enlourés de pénombres et de plusieurs taches noires de moindres dimensions. Novembre et décembre. Point de taches. Le temps a été si peu favoral)le aux recherclies astronomiqucb à la fin de 182/i, que nous n'aurions pas osé comprendre novenibre et décembre dans notre résumé, si I^L Gambart n'avait écrit de Marseille, où le ciel a été souvent serein, que là même on n'a aperçu aucune tache sur le Soleil durant ces deux mois. Amxée 1825. Janvier. Pendant ce mois, on n'a pas vu de taches sur le Soleil. Février. Le 5, à midi, on aperçoit une belle tache noire près du centre. Le 7, la tache du 5 se voit encore; il s'en est formé deux autres. Le 9, à midi , outre les trois taches du 7, on commence à en dé- couvrir une quatrième près du ))ord oriental du disque solaire. Le 15, tout a disparu. Pendant le reste de ce mois, le Soleil n'a offert aucune tache noire sensible. ]\lars. Le /i, on aperçoit, dans la partie boréale du Soleil, un grand nombre de taches noires; Ips princi])ales sont entourées de 140 SUR LES TACHES SOLAIRES. pénombres. Le 9, à midi, on les voit encore, mais elles vont atteindre le bord de l'astre. Du 16 au 17, on n'a rien découvert qui mérite d'être noté. Le 28 et le 29, à midi , on découvre, sur le bord supérieur du Soleil, quelques petites taches noires au milieu d'un grand nombre de brillantes facules. Avril et mai. Point de taches. Juin. Le 8, il y a sur le Soleil deux taches noires entourées de pénombres; la plus grande emploie 3 secondes de temps à traverser le fil horaire. Le 10, la partie obscure de la grande tache du 8 est ]>artagée en trois segments presque égaux par deux filets de lumière blancs très-déliés; le contour extérieur de la pénombre semble plus obscur que son centre. Le 11, les trois portions de la grande tache ont changé de forme : les filets lumineux qui les séparent sont plus larges ; la pénombre unique qui les enveloppe n'a pas partout la même nuance; une traînée de facules se prolonge jusqu'au bord occidental du Soleil ; la petite tache s'est évanouie. Le 12, les filets lumineux ont acquis plus de largeur depuis la veille. La pénombre, toujours assez étendue, ne se distingue plus du reste du disque que par une légère différence d'éclat. Quant aux facules, elles sont très- visibles vers le bord de l'astre. Le 13 , toutes les taches ont disparu. Le 15, il s'est formé, depuis le 13, deux groupes de taches vers le bord occidental du Soleil. Le noyau de la plus voisine du centre emploie environ 1 seconde de temps à traverser le fil horaire; sa pénombre est aussi très-étendue. Le 16, les deux groupes se sont fort rapprochés du, bord : on aperçoit maintenant, près des taches, des facules très-brillantes. Le 17, à midi, la grande tache est seule visible; sa pénombre touche le bord. Le 18, tout a disparu. Le 2li, à midi, on voit, à l'orient du centre du Soleil, une grande tache noire. La pénombre qui l'entoure paraît sensiblement plus sombre à sa limite extérieure que dans ses points de contact avec le noyau; elle emploie près de 2 secondes de temps à traverser le fil horaire; dans sa partie orientale, une très-petite tache noire commence à se former. Le 27, à midi , la grande tache a déjb. dépassé le centre ; la petite la touche maintenant et a ainsi allongé son diamètre horizontal. Deux nouveaux groupes viennent de se montrer au bord oriental du disque et au milieu de facules extrêmement prononcées. Le 30, on voit toujours la tache du 2Zi. Celles du 27 forment maintenant un groupe très-remarquable qui emploie plus de 3 se- condes de temps à traverser le fil horaire. Une grande tache vient SUR LES TACHES SOLAIRES. 4ii de se montrer pn'îs du bord oriental ; elle est suivie de beaucoup de brillantes facules. Juillet Le 1", à midi, on ne voit plus la tache du 24 juin : elle a disparu avant d'avoir atteint le bord du Soleil. Le groupe observé le 27 pour la première fois a changé de forme: on y remarque aujourd'hui six grosses taches et un plus grand nombre de petites disposées sur une ligne horizontale ; elles emploient environ Zi se- condes de temps à traverser le til horaire. La grande tache de la veille se compose maintenant de quatre noyaux distincts entourés de pé- nombres fort apparentes. Le 2, a midi, les six grosses taches qu'on remarquait hier dans le groupe du 27 sont très-petites; on y voit à peine des traces de pénombre. Les quatre taches suivantes ont aussi beaucoup diminué, tandis que, sur le bord oriental de l'astre, une belle tache noire vient de se montrer; le contour extérieur de sa pénombre, en apparence elliptique, est beaucoup plus foncé que le reste de sa surface. Entre la tache et le bord du Soleil, on aper- çoit de brillantes facules. Le 9, à midi, la tache d'hier est encore visible. Le 13, on aperçoit sur le Soleil une grosse tache noire entourée de taches seuiblables, mais de moindres dimensions. Le 21, ù midi, le groupe d'hier est encore visible en totalité, mais il atteindra bientôt le bord occidental; la pénombre du noyau principal paraît sensiblement plus large vers le limbe que du côté opposé. Le 22, à midi, la rotation du Soleil a entraîné le plus grand nombre des taches qu'on apercevait la veille dans l'hémisphère opposé à la Terre; le 23, à midi , tout le groupe a disparu. Ce même jour 23, à midi, une grande tache et sa pénombre se montrent à une certaine distance du bord oriental; de petites taches et des facules très-vives les accompagnent. Le 27, à midi, ce groupe a atteint le centre du disque; le principal noyau emploie environ 2 secondes à traverser le fil horaire, ce qui prouve que son diamètre est à peu près double de celui de la Terre. Août. Le 1", à midi , la grande tache du 23 se voit encore vers le bord occidental. Le 5 , on aperçoit une nouvelle tache près du bord oriental. Le 20, à midi, il y a sur le Soleil trois groupes distincts de belles taches : le premier, composé de deux forts noyaux entourés de pé- nombres, se trouve à peu de distance du bord occidental et au- dessus du diamètre horizontal; le second, situé, au contraire, au-dessous de ce même diamètre et près de la verticale passant par le centre, offre aussi des pénombres sensibles; le troisième, enfin, U2 SUR LES TACllFS SOLAIRES. Jrès-voisin du bord oriental, présente deux grands noyaux et des pénombres visibles au premier coup d'œiL Le 22, à midi, le premier de ces groupes est près de disparaître sous le bord occidental. La forme du troisième a changé : il est précédé d'une longue traînée de petites taches dont on ne voyait aucune trace le 20. Le 26, à midi, le second groupe, à son tour, est arrivé près du bord occi- dental; le troisième se trouve vers le centre; la large pénombre qu'on y remarque a une teinte sensiblement plus obscure sur son contour extérieur que dans le voisinage du noyau. Le 27, le troi- sième groupe seul est visible; les facules environnantes commencent déjà à se montrer. Le 31, à midi , on aperçoit encore le dernier groupe, mais il touche presque le bord occidental du Soleil. Septembre. Le Zi, à midi, on découvre quelques petites taches entre le centre et le bord occidental du Soleil. Le 9, à midi, les taches du Zi sont encore visibles. Le 17, à midi, on voit une tache près du bord oriental; la pé- nombre dont elle est entourée a plus de largeur du côté du bord que vers le centre; dans les environs, on remarque beaucoup de brillantes facules. Le 19, à midi , un nouveau groupe de petites taches s'est formé entre le centre du disque solaire et son bord occidental. La grande tache du 17 a maintenant deux noyaux distincts compris dans la même pénombre. Le 21 , l'une des taches de ce dernier groupe est devenue très-grande depuis l'avant-veille; les deux noyaux de la tache du 17 se sont séparés davantage. Le 2Zi, à midi, un groupe nouveau, composé d'un grand noiphre de petites taches, se voit dans la partie australe du Soleil, entre le centre et le second bord. La tache à deux noyaux s'est atîaiblie. Le 26, on n'aperçoit plus la tache à deux noyaux. Le 29, le groupe du 24 est encore visible. Octobre. Le 23, à midi, il y a trois belles taches sur le disque so- laire; la première a déjà dépassé le centre; les autres sont moins avancées. Novembre. On n'a point vu de taches. Décembre. Le 11, à midi, on aperçoit une belle tache qui est presque en contact avec le bord oriental du Soleil. Le 20, il y a trois groupes de taches sur le disque solaire. Dans le groupe le plus voisin du bord occidental, on distingue principa- lement un noyau très-obscur entouré d'une large pénojnbn? ; l'anlre, situé près du ceMire, offre deux gros noyaux noirs; le troisième, plus SDR LES TACHES SOf.MRES. 413 oriental, présontn aussi deux noyaux obscurs, mais ils ont de petites dimensious. I^e 2!i. on ne voit plus le premier groupe; les deux autres s'aperçoivent encore, mais ils ont très-sensiblement changé de forme. Le 27, le groupe interjuédiaire s'est évanoui avant d'at- teindre le bord; le troisième ne se compose plus que de deux petites taches très-voisines l'une de l'autre. Le 28, les deux petites taches de la veille se sont extrêmement affaiblies. Des astronomes et des physiciens très-distingués ont avancé, quelque extraordinaire qu'on le puisse trouver au premier coup d'œil, que l'apparition des taches so- laires est l'indice d'une abondante émis.sion de lumière et de chaleur. Les observations thermométriques de l'an- née 1825 semblent confirmer cette opinion. On vient de voir, en efïet, combien en 1825 les taches solaires ont été nombreuses. Qu'on jette ensuite un coup d'œil sur les tableaux météorologiques, et l'on trouvera pour cette année une température moyenne de plus d'un degré su- périeure à celle de Paris. Remarquons toutefois qu'attendu la multiplicité et la grande variété des causes qui modi- fient les températures terrestres, des résultats isolés ne conduisent jamais à des conclusions générales et certaines. C'est en groupant, d'une manière convenable, de longues séries d'observations, qu'on pourra espérer d'apprécier l'influence immédiate des taches. Des tableaux analogues à ceux que nous venons de transcrire fourniront un jour les vrais cléments de cette curieuse recherche, pourvu que l'on s'attache à les rendre complets. Cette considération engagera certainement les astronomes à incliquer désor- mais sur leurs registres le nombre, la forme et les dimen- sions es taches dont le disque du Soleil leur paraîtra journellement parsemé. Dans noscliiuats, sous un ciel 444 SUR LES TACHES SOLAIRES. aussi iK'buloux , un seul observateur laisserait certaine- ment quelques lacunes: mais il suffit que rattention soit éveillée à cet égard pour qu'on doive compter à T avenir sur des résultats satisfaisants. Année 1826. Nous allons donner, comme à l'ordinaire, le catalogue des taches solaires qu'on a aperçues à Paris dans l'année. Les pliysiciens auront ainsi les moyens de rechercher si ces taches ont quelque influence appréciable sur les tem- pératures terrestres. Il serait facile de prouver, en com- parant seulement les dates, que plusieurs des taches observées dans certains mois étaient des taches déjà signalées précédemment, et ramenées à plusieurs reprises dans l'hémisphère visible par le mouvement de rotation du Soleil. Je n'ai pas cru devoir entrer ici dans des dé- tails de ce genre, afin qu'on ne se méprît point sur le but que nous nous proposons d'atteindre en publiant ce catalogue. Ils ne sont qu'un élément météorologique qui pourrait acquérir de l'importance, si les opinions d'IIer- schel sur les intluences thermométriques des taches se confirmaient. Janvier. 11 y avait, le 4, à midi, deux grandes taches noires vers le bord oriental du Soleil; elles étaient entourées de facules. On apercevait aussi une tache semblable, mais de moindres dimensions, un peu plus loin du même bord. Le 7, on voyait un groupe de taches noires dans le voisinage du centre et une taclie très-étendue pW'S du bord oriental. Le 9, à midi, on remarque sur le disque solaire quatre fortes taches au milieu d'un certain nombre de facules et de petits points noirs : c'est le groupe du 7 qui a ciiiiiigé de posi- tion et de forme. La grande tache du même jour est encore visible SUR LES TACHES SOLAIUES. 445 au milieu dune large pénombre; une petite tache s'est formée à côté. Février. Le 26, à raidi, une grosse taclie, entourée de plusieurs petites, se voyait près du bord oriental du Soleil. Mars. Le 5, à midi, on voit deux groupes de taches : le pre- mier, peu remarquable, passera bientôt dans l'hémisphère invi- sible; l'autre se compose d'une grosse tache noire, irrégulière, renfermée dans une large pénombre et dune multitude de taches fort petites. Le 7, la grosse tache noire s'était partagée en trois; elle emploj'ait 2'.2 à traverser le fil horaire, ce qui montre qu'elle avait un diamètre près de deux fois aussi grand que celui de la Terre. Le diamètre réel de la pénombre était de plus de l'2,000 lieues. Au delà du contour noir et bien tranclté de la pénombre, se trouvait une traînée d'une quinzaine de petites taches; puis venaient deux taches assez grandes: le tout embrassait une longueur égale à 12 diamètres terrestres. Indépendamment de ce groupe, on voyait dans la partie inférieure du disque, très-près du bord occidental , quatre petits points noirs entourés de beaucoup de facules. Le 8, à midi, il s'était formé, au- dessus de la grande pénombre, une pénombre nouvelle avec une partie noire à son centre. Le 9, la grande tache se composait de quatre noyaux distincts; les dernières taches de la traînée s'étaient réunies en un noyau assez considérable. Le 10, une tache nouvelle commença à se montrer sur le bord oriental ; sa pénombre elliptique était plus large et plus claire vers le bord que du côté du centre. Le 11, la tache de la veille et- celle du 7 se voyaient encore très- bien; la traînée était à peine perceptible. Le 12, la grande tache du 7 commençant à s'approcher du bord occidental, des facules se montrèrent tout autour. Le 13, elles étaient devenues très-appa- rentes. Pendant la nuit du lU au 15, la tache et les facules passè- rent dans l'hémisphère invisible. Le 16, il s'était formé près du centre du Soleil dix petites taches très-rapprochées les unes des autres ; une tache isolée se voyait beaucoup plus haut. Le 17, à midi, outre les groupes de la veille, on apercevait près du bord oriental une grande tache noire entourée d'une pénombre tranchée et moins large vers le centre que du côté opposé; entre la tache et le limbe solaire il y avait des facules bien distinctes. Le 18, la tache isolée du 16 s'était évanouie ; le groupe employait 9' à traverser le fil horaire, ce qui correspond à environ 8 diamètres terrestres; l'es- pace compris entre la grande tache et le bord du Soleil était remplie de facules; la tache qui s'était montrée le 10, dans la régiou orieu- 44G SUR Li:S TACHRS SOLAIRES. talc du Soleil, se voyait encore. Le 28, à midi, il existait sous le diamètre liorizontal du Soleil, et très-pros du bord occidental, une tache entourée de beaucoup de facules. Le 30, une assez belle tache noire se montra sur le bord oriental du Soleil, au milieu d'une pénombre très-sensible; l'espace qui la séparait de ce bord était rempli de facules. Avril. Le l*', à midi, une petite tache s'était formée au-dessous de la grande du 30 mars; celle-ci se voyait parfaitement; entre son bord et celui du Soleil il y avait beaucoup de facules; la pénombre était évidemment plus noire sur le contour extérieur que près du noyau. Mai. Le li, à midi, il existait entre le bord occidental du Soleil et son centre une large pénombre au milieu de laquelle on remar- quait trois noyaux très-noirs; le tout était suivi d'une traînée de petites taches. Le 15, ce groupe avait passé dans Thémisphère invi- sible. Le 16, à midi, un groupe de taches se voyait vers le bord oriental du Soleil ; quatre d'entre elles paraissaient assez grandes. Le 18, on aperçut une nouvelle tache fort belle qui s'était dégagée depuis peu du bord oriental; une large pénombre l'enveloppait; de nombreuses et brillantes facules, comme à l'ordinaire, se mon- traient près du limbe; cette tache était encore visible le 2à. Juin. Le 13, à midi, on voyait une petite tache isolée sur le dia- mètre horizontal vers l'occident, et un petit groupe au-dessus. Le l/i, on apercevait de plus une grande tache qui commençait à se dégager de dessous le bord oriental. Le 15, à midi, la tache i.solée avait disparu; le groupe allait disparaître: la tache du 14 s'était avancée; sa pénombre, bien terminée, paraissait plus large vers le bord que du côté du centre; de nombreuses lacules suivaient. Le 25, à midi, cette grande tache se voyait encore, mais elle était très-près du l)Ord occidental; deux groupes de nouvelles taches assez petites s'étaient formés depuis la vieille, l'un au-dessus, l'autre au-dessous du diamètre horizontal; les jours suivants, ces taches grossirent. Le 27, à midi, on découvrit sur le Soleil, dans la région orientale et au milieu de beaucoup de brillantes facules, deux groupes de taches qui n'existaient pas la veille; une grande tache noire se dégageait en même temps de rhémisphôre opposé; sa pé- nombre était bien sensible du côté du bord; vers le centre on n'en voyait pas de traces; il y avait un grand nombre de facules aux en- virons. Le 29, à midi, les deux groupes du 27 s'étai',>nt réduits à une seule et petite tache isolée; la pénombre de la grande tache se SUR LES TACHES SOLAIRES. 447 vo3'ait alors tout autour du noyau , mais sa largeur était deux fois plus grande vers le bord que du côté du centre. Juillet. Le 1", à midi, outre les deux groupes du 25, alors tré.s- près du bord occidental du Soleil, la grande tache du 27 et la seule petite tache qui fût restée des deu.x groupes du même jour, on dé- couvrit près du centre une petite tache isolée dont il n'y avait pas de traces la veille. Le 7, à raidi, on voyait une très-grosse tache près du bord oriental . au sud du centre ; de petites taches et des facules la suivaient; la grande tache du 27 était toujours bien appa- rente. Août. Le 8, on voyait deux taches noires assez grandes dans la partie centrale du Soleil ; elles étaient presque sous le même paral- lèle; deux taches extrêmement petites suivaient la seconde. Le 28, à midi, il y avait une fort belle tache près du bord oriental, précé- dée de deux taches de dimensions beaucoup moindres. Septembre. Le 21, à midi, on aperçut trois taches assez grandes, qui se touchaient presque, renfermées dans une même pénombre, très-près du bord oriental du Soleil ; cette pénombre et les taches qui la précédaient étaient entourées de facules. Le 22, à midi, il n'y avait plus que deux noyaux dans la grande tache de la veille ; un nouveau groupe de petites taches et de facules suivait; on dé- couvrait encore une petite tache isolée, près du bord inférieur. Le 29, à midi, les trois noyaux du 21 ne formaient plus qu'une seule tache noire une fois et tlemie plus lai-ge que la terre; le dia- mètre de la pénombre était trois fois et demie celui de notre globe; une longue tache noire, placée au milieu de beaucoup de facules, venait de dépasser le bord oriental du Soleil. Octobre. Le h, à midi, on voyait vers le centre du disque une tache très-longue et très étroite c'était probablement celle du 29 septembre); quatre groupes de petites taches la suivaient Le 21, à midi on aperçut un nouveau groupe de taches composé de plu- sieurs noyaux très-noirs entourés d'une forte pénombre. Novembre. Vers le milieu de ce mois, il y avait sur le disque so- laire, au-dessous du diamètre horizontal, un groupe de taches dans lequel on apercevait plusieurs noyaux très-rapprochés les uns deè autres et de fortes pénombres; beaucoup de taches de moindres dimensions suivaient les premières. Décembre. Le 3, à midi, on apercevait trois groupes de taches. 448 SUR LliS TACHES SOLAIRES. Le 11, on vo5\iit trois grandes taches entourées de facules, très- l^i'ès du bord occidentul, et une grande tache à peu près ronde au milieu d'une pénombre intense vers le centre. Le 25, à midi, il y avait entre le centre et le second bord du Soleil, au-dessus du dia- mètre horizontal et parmi beaucoup de facules, deux petites taches noires; au dessous une belle taclie; plus bas encore, une tache fort belle, aussi précédée d'un grand nombre de petites; une quatrième tache enfin se trouvait entre le centre et le bord occidental. Le 28, à midi, on remarque que les deux petites taches observées le 25, au-dessus du diamètre horizontal, se sont évanouies; quatre grandes taches et beaucoup de petites ont succédé aux deux grandes qui, le 25, étaient placées au sud du centre; la quatrième tache a dis- paru; mais deux taches nouvelles, Tune petite, l'autre très-belle, se montrent sur le bordoriental; la grande est entourée de facules; sa pénombre, assez large vers le bord, est à peine sensible du côté op|iosé; enfin, un groupe de taches noires, très-peu étendues, s'est nouvellemcut formé vers le centre du SoleiL Année 1827. Janvier. Le 2, à midi, il y avait près du centre du Soleil une très-belle tache entourée d'une forte pénombre. Le 3. la grande tache du 2 était suivie de six taches de dimensions beaucoup moin- dres; deux grandes taches s'approchaient du bord occidental; on voyait aussi une tache assez belle près du bord oriental. Le /i, à midi, les deux taches du bord occidental avaient disparu : on ne distinguait plus que les facules environnantes; la grande tache s'était avancée sans trop changer de forme; une petite tache, dont la veille il n'existait pas de traces, la précédait; la tache orientale s'apercevait à merveille. Le 6, on voyait encore les grandes taches du U, et de plus un groupe de taches fort petites qui s'étaient for- mées autour de celle qu'on a désignée sous le nom de tache orien- tale. Le 7. toutes ces taches existaient encore; elles s'étaient seule- ment rapprochées du bord occidental du Soleil. Février. Le 17, à midi, on voit une grosse tache au-dessous du centre apparent du Soleil; elle est suivie d'une longue traînée de taches moins considérables. La grosse tache avait disparu le 2Zi, à midi; mais à la même heure, on apercevait deux belles taches nouvelles près du centre, un groupe de taches assez petites qui s'est formé depuis le 23, près du premier bord du Soleil, et sur SUR LlîS TACHES SOLAIRES. U9 le bord opposé une tache dont on up pouvait pas assigner la forme, tant elle était encore voisine du lini1)o. Mars. Il y avait plu'^ieurs taches sur le Soleil dans les premiers jours de ce uiois; uiais le mauvais teuips aem|)èclié de les voir assez nettement i)Our qu'on Its décrive. Le ili, à midi, deux groupes de taches venaient de passer dans l'hémisphère visible. Le 19, à midi, deux grandes taches se voyaient au-dessus du centre du Soleil, au milieu d un groupe de taches beaucoup plus petites; plus bas, il existait trois grosses taches très-obscures, et tout près, comme ù- l'ordinaire, un bon nombre de points noirs. Le 2/i, toutes les taches du 19 s'apercevaient encore. Le 28, à midi, il n'y avait, dans toute la surface visible de l'astre, qu'un groupe de taches très-petites, placé près du centre. Avril. Le 5, à midi, on voyait, au-dessus du centre du Soleil, un groupe de taches, les unes grandes, au nombre de quatre, les autres petites ; elles mettaient de ià à 15 secondes de temps pour traverser le fil hi)raire; une petite tache au centre même; enfui une tache entourée de; faculesprès du bord oriental. Le 6, tout paraissait dans le même état que la veille; la tache du centre seulement s'était évanouie. Le 12, il y avait trois groupes de petites taches, un vers le centre, et deux autres entre le centre et le bord oriental du Soleil. Le 15, on voyait toutes les taches du 12, et de plus, deux petites taches nouvelles à l'orient. Le 17, à midi, on n'apercevait que deux tachfs isolées vers le bord occidental. Le 18, les taches du 17 étaient suivies d'une tache nouvelle; on voyait de plus un groupe nombreux renfermant deux taches assez belles entre le centre et le bord oriental. Le 2i et le 25, des taches nouvelles en assez grand nombre s'étaient ajoutées au groupe du 18. Le 26, il y avait cinq groupes de taches distincts dans l'hémisphère visible du Soleil. Mai. Je ne trouve dans les registres de l'Observatoire aucune in- dication de taches durant le mois de mai; il est cependant très- j)rol)al)le que plusieurs se sont montrées, mais l'astronome chargé de la lunette méridienne n'aura pas eu le soin d en faire mention; dans le mois de mai, on n'observe pas le Soleil au cercle répétiteur. Juin. Le 1", à midi, il y avait deux groupes de petites taches dans le voisinage du centre du Soleil. Juillet. Le 2, à midi, il existe deux groupes de petites taches vers le bord oriental du Soleil; un groupe près du centre, et une grande tache dans le voisinage du bord occidental. Le Zi, on voit encore les XL — II, 29 450 SUR LES TACHES SOLAIRES. trois groupes du 2. Le 7, il y a deux groupes de taches, l'un au bord oriental, l'autre au bord occidental : tous deux sont entourés de facules; un autre groupe est placé au centre. Le 9, à midi, le groupe oriental du 7 est maintenant au centre; celui qu'on voyait au centre, est prés du bord occidental; le groupe occidental a dis- paru. Le 25, à midi, il y a deux taches au bord oriental; la plus voisine du limbe est entourée de facules. Le 27, outre les taches du 25, on vo.yait une tache nouvelle près du centre. Le 31, à midi, il existait deux groupes de belles taches vers le centre. Août Le 1'^'', à midi, on voyait, outre les deux groupes du 31 juillet, une petite taciie au bord oriental. Le 3, on apercevait les deux groupes, la tache du l*^^"" et deux petites taches nouvelles près de ce même bord oriental Les 'Ih et 25, à midi, on voyait près du centre une grande tache noire entourée de quelques taches fort petites; et deux groupes, l'un vers le bord oriental, l'autre vers le bord occidental. Septembre. Le 2, à midi , deux groupes de taches s'aperçoivent vers le bord oriental du .Soleil. Le 18, il y aune grande tache en- tourée dune forte pénombre; si xpetites taches la précèdent. Le 23, à midi, on voit quatre gruu])cs de taciies : l'un vers le bord occidental ; deux autres sont comi)ris entre ce bord et le centre, le quatrième, composé de taches très- faibles, est situé près du l)0rd oriental. Octobre. Le 2, il y avait sur le Soleil plusieurs groupes de taches dont les nuages ne permirent pas d'observer exactement la confi- guration. Le 6', à midi, on apercevait : 1" deux taches au bord oriental ; 2" un groupe de taches très-rapprochées les unes des autres vers le centre; 3° beaucoup au-dessous du centre une tache isolée; U° enfin, un groupe où Ton distinguait huit taches principales assez grandes, vers le bord occidental. Le 7, à midi, on voyait, outre les taches d'hier, un nouveau groupe de trois taches entourées de fa- cules, près du bord oriental. Le 8, à midi, toutes les taches du 7 étaient encore visibles; le groupe que le mouvement de rotation du Soleil avait rapproché du bord occidental, offrait beaucoup de facules. Novembre. Le 10, à midi, on voyait deux groupes de taches dans la partie inférieure du Soleil. Décembre. Le 7, à midi, il y avait sur le Soleil, dans le voisinage de son centre : 1" une énorme tache entourée d'une forte pénombre et de plusieurs taches très-petites; 2° deux groupes de petites SUR LES TACHES SOLAIRES. 4o1 tacbos noires pivs des deux bords opposés. Le 11, à midi, on voyait, près du centre, une grande taclie noire entourée d'une large pé- nombre et suivie d'un certain nombre de taches fort petites, et vers le bord occidental, deux larges taches à pénoinbre bien distincte, accompagnées de plusieurs taches moindres. Le 16, à midi, on apercevait deux grandes taches très-près des deux bords du Soleil; toutes deux avaient une pénombre ellipticiue bi a distincte, si-n.si- blement plus large vers le bord que du côté du centre. Le 25, à midi, un groupe très-considérable, situé au bord occidental, se fai- sait remarquer par cinq belles taches. Le 30, on voyait, au bord oriental, beaucoup de facul&s qui entouraient une grande tache noire, et deux groupes de taclies assez remarquables, l'un au-dessus, l'autre au-dessous du centre du Soleil. Année 1828. Janvier. Le 2, la grande tache, qu'on avait aperçue au bord orien- tal le 3 décembre 1827. est maintenant entourée d'une large pé- nombre et précédée de quelques petites taches nouvelles. Le groupe qu'on voyait au-dessus du centre s'est évanoui; celui du dessous existe encore. Le h. on voit toutes les taclies du 2, et, de plus, au bord oriental, une nouvelle tache entourée de beaucoup de facules. Le 20, on voit quatre groupes de taches; le plus consi- dérable est à l'occident et dans la partie inférieure du disque ; deux de ces groupes sont sur le diamètre horizontal, l'un à l'orient et l'autre à l'occident du centre; le quatrième a déjà dépas.sé le centre et se trouve dans l'hémisphère nord; il y a enfin une belle tache et beaucoup de facqles près du bord oriental. Le 21 et le 23 h's (piatre groupes se voyaient encore, ei la tache orientale était suivie d'une tache nouvelle entourée de beaucoup de facules. Février. Le 3, il y a sur le .^oleil quatre groupes de taches. Le 11, groupe très-étendu où l'on remarque surtout cinq grandes taches entre le Ijord occidental et le centre du Soleil. Le 17, longue traînée de taches dans la partie inférieure du disque; petit groupe au-dessus du centre. Le 18, toutes les taches du 17. Le 19, trois groupes, l'uil près du centre, les deux autres entre le centre et le bord supérieur. I>e 22, deux des anciens groupes se voient encore; une tache nou- velle se montre au bord oriental. Mars. Le 15, près du centre, se trouve une traînée où l'on re- marque trois grandes taches et dus facules; près du bord oriental, 452 SUR LES TACIllIS SOLAIRES. on voit un groupe composé de taclies considérables et une nébulo- sité sans noyau apparent. Le 2û, une énorme tache est située près du centre; elle est suivie d'une traînée de facules qui se dirige sur une seconde tache un peu moins grande. Le 26, la grande tache, y compris la pénombre, employait 3 secondes de temps à traverser le fil vertical de la lunette méridienne; la tache voisine s'était aflai- blie et avait diminué de grandeur; deux nouvelles taches se mon- traient près du bord oriental. Le 31, il n'y a plus sur le Soleil que deux petites taches entre le centre et le bord occidental. Avril. Le 5 , deux petites taches très-allongées se voient près du bord occidental. Le 6, deux faibles taches existent entre le centre et le bord occidental. Le 8, deux groupes se trouvent entre le centre et le bord occidental. Le 9. deux taches distinctes sont près du second bord. Le 11, deux groupes nouveaux se sont montrés au bord oriental. Le 13, les deux groupes du 11 se voient encore. Le 18, on aperçoit une grande tache. Le 25, quatre grandes taches s'obser- vent : une près du bord oriental; une autre près du bord occiden- tal ; la troisième et la quatrième entre ce dernier bord et le centre. Le 29, il y a un faible groupe près du bord occidental; un autre groupe dans le voisinage du centre; une belle tache isolée entre le centre et le bord oriental. Le 28, on voit trois groupes di.stincts. Le 29 et le 30, deux groupes se détachent vers le bord occidental du Soleil; quelques petites taches existent dans le voisinage du centre. Mai. Le 9, à travers une éclaircie, on a aperçu sur le Soleil une énorme quantité de grandes taches; on les voyait aussi le 10. Le 13, il y avait un groupe de taches près du bord oriental et une tache isolée au bord opposé. Le 23, deux groupes très étendus existent près du centre. Le 27, une tache très belle, suivie de plusieurs pe- tites, était près d'atteindre le bord occidental du Soleil; sept taches placées presque en ligne droite se voyaient près du centre; un nouveau groupe, enfin, commençait à se dégager du second bord. Juin. Le l/i, on voit une grande tache et deux petites au bord oriental; beaucoup de facules aux environs; un groupe de petites taches près du centre; deux groupes au bord occidental. Le 16, les deux groupes du bord occidental avaient seuls disparu; le noyau de la grande tache employait 2'.2 à traverser le fil horaire, et la pénombre 3*. 5; ainsi le diamètre du noyau était près de quatre fois aussi grand que le l'ayon de la Terre. Le 19, un groupe situé très-près du bord PiiiîUtal et une petite tuche isolée étaient venus s'ajouter aux luclie» SUR LES TACHES SOLAIllES. io"? des jours pr(''cédo'nts. Le 21, deux nouveaux groupes s'étant mon- trés, il y en avait huit en tout. Le 22, il ne survint d'autre change- ment que le déplacement ordinaire. Le 25, deux nouveaux groupes passèrent dans l'hémisphère visible. Le 27. le bord oriental était couvert de facules : aussi, un groupe de taches noires venait de se montrer. Le 28, un second amas de facules annonça, vers le bord occidental, l'arrivée de nouvelles taches noires; ces taches formaient deux groupes distincts; on voyait, de plus, une tache isolée. Le 29, il y avait en tout, sur l'hémisphère visible, trois taches séparées et trois groupes. Le 30, un des trois groupes de la veille était passé dans l'autre hémisphère. Juillet. Le 3, on voit sur le Soleil une tache i.=:olée; un premier groupe de quatre taches assez grandes; un deuxième groupe où l'on n'en compte que deux. Le U, outre les taches noires de la veille, on aperçoit beaucoup de facules vers le bord occidental. Le 19, il y a quatre belles taches. Le 30, on ne voit plus qu'une seule tache; encore est-elle très-près de disparaître sous le bord occidental. Août. Le 1", on voit deux taches vers le bord oriental. Le 5, les deux taches du 1" s'approchent du bord occidental ; mais il y en a maintenant quatre autres entre le bord opposé et le centre de l'astre. Le 20, on voit un groupe assez étendu de petites taches, et quelques autres taches isolées vers le bord occidental; une grande tache se dégage du bord occidental. Le 2Zi, il n'y a plus qu'une seule tache noire sur le Soleil. Septembre. Le 5, il y a cinq groupes de taches dans diverses parties du disque solaire. Le 6, outre les cinq groupes d'hier, un sixième se montre au bord oriental. Le 7, un des groupes du 5 est maintenant dans l'hémisphère invisible; on n'en aperçoit plus que cinq. Le 8, on voit toujours cinq groupes comme la veille, et de f)lus quelques nouvelles taches au bord oriental. Le 13, on voit encore trois des anciens groupes. Le 17, il n'y a plus qu'un seul groupe de trois taches vers le bord occidental. Le 19, on voit deux taches au bord occidentaL Le 20, les deux taches du bord occidental vont disparaife; mais une autre tache se montre au bord oriental. Le 21, la tache du bord oriental est très-grande et entourée de facules; une nouvelle tache s'est formée depuis hier entre le centre et le bord occidental. Le 25 , il y a deux groupes de petites taches près du centre. Le 26, l'un des deux groupes du 25 s'est évanoui; mais une tache assez grande se montre au bord orienta! 454 SUR LES TACHES SOLAIRES. au milieu de beaucoup de facules. Le 28, on ne voit plus que la tache qui, le 26, était près du bord oriental. Octobre. Le 2, on voit une belle tache au centre du disque; deux petites taches presqu'cn contact, vers le bord oriental. Le 3, on voit toutes les taches du 2, et, de plus, de belles facules se montrent au bord oriental. Le 15 , on voit quelques petites taches au centre; un groupe de taches très-belles vers le bord oriental. Le 19, une petite tache existe au bord oriental ; une autre au boi'd occidental, et on voit, vers le centre, le groupe aperçu le 15. Le 20, on observe toutes les taches du 19, et, de plus, un groupe qui se montre au bord oriental. Le 21, on voit les mêmes taches que le 20. Novembre. Le U, on observe une belle tache vers le bord oriental et une tache énorme entre ce mênie bord et le centre. Le 5, la grande tache emploie 2^5 de temps à traverser le fil horaire, et la pénombre h^. Le 22. une belle tache commence à poindre vers le bord occidental ; quelques taches assez petites s'ajierçoivent çà et là sur divers points du disijue. Le 25, il y a deux taches .sur le Soleil ; l'une est placée vers \e centre du disque et l'autre près du bord occidental. Décembre. Le 2, il y a un groupe de taches près du centre du disque solaire. Le 9, on apercevait deux groupes de petites taches vers le limbe oriental. Année 1829. Nous continuons à donner le tableau annuel des chan- gements que la surface du Soleil a éprouvés, dans la persuasion que ces observations pourront servir à décider un jour si les taches solaires exercent une influence sen- sible sur les températures terrestres. L'inconstance du climat, à Paris, ne nous permet pas d'espérer que ces tableaux seront complets. Nous avions compté, pour combler les lacunes, sur la participation des autres astro- nomes, et cela avec d'autant plus de raisou cfu'une indi- cation suffiiàante du nombre et de la grandeur des taches SUR LES TACHES SOLAIRES. 453 peut être obtenue sans aucun surcroît de travail, soit au moment où, dans chaque observatoire, on prend la hau- teur méridienne du Soleil, soit pendant le temps que cet astre emploie à traverser le chnmp de la lunette méri- dienne. Je ne me chargerai pas d'expliquer pourquoi si peu d'observateurs jusqu'ici se sont associés à une re- cherche qui semble devoir amener la solution d'une des questions les plus curieuses qu'on puisse se proposer sur la physique terrestre. Janvier. Le 1", il y a trois belles taches près du centre. Février. Le 2 , plusieurs groupes de taches forment une traînée presque continue entre les deux bords du Soleil. Le 28, trois groupes s'aperçoivent dans la partie orientale du disque. Mars. Le 6 , on voit onze belles taches formant quatre groupes distincts. Le 7. outre les taches du 6, on en aperçut une nouvelle près du bord oriental. Le 11, il y a cinq grosses taches noires dans l'hémisplière visible. Le 21, une petite tache se montre vers le bord occidental ; deux groupes existent dans le voisinage du centre; une grande tache entourée d'une large pénombre, en fait partie. Le 2G, les taches d'hier se voient encore, mais on aperçoit en outre, au-dessas du centre, une traînée de taches nouvelles dont il n'y avait aucune trace le 25. Avril. Le 2, il y a un grand nombre de taches près du bord occi- dental; deux belles taches noires dans le vertical du centre; de petites taches dans d'autres parties du disque. Le 3, le groupe occi- dental est encore visible; les autres taches ont singulièrement changé de forme depin's hier. Le 15, on voit trois groupes de belles taches : deux près du centre, le troisième vers le bord oriental. Le 17. trois groupes se montrent : l'un à l'orient, l'autre à l'occi- dent, le troisième près du centre. Le 19, on voit encore trois groupes : l'un près du centre, les deux autres entre le centre et le bord occidental. Le 20, on compte quatre groupes. Mai. Le 13, on compte quatre petites taches. Le 17, on ne voit plus qu'une des quatre taches du 13, mais il s'en est dégagé trois nouvelles du bord oriental. Le 22 les trois taches signalées le 17 45r, SUR LES TACHES SOLAIRES. pour la première fois se trouvent maintenant vers le centre du disque : deux d'entre elles sont noires et assez grandes. Juin. Le 1/j, on voit une traînée de petites taches pr^s du centre du Soleil. Le 15, outre la traînée d'hier, on voit deux taches nou- velles près du bord oriental. Le 16, tout se montre comme le 15, sauf le déplacement. Le 20, il y a un groupe vers le bord occi- dental ; deux taches vers le centre. Le 2^ . on voit deux taches au bord occidental ; il y a aussi un groupe de cinq taches vers le centre, plus trois grandes taches vers le bord oriental, au milieu de beaucoup de facules. Juillet. Le 7, on voit trois groupes de petites taches, et, en outre, au bord oriental, une tache située au milieu de beaucoup de facules; vers le bord occidental, on voit aussi deux taches fort éloignées en déclinaison. Le 8, l'aspect est le même que le 7. Août. Le 1", on voit quatre groupes de très-belles taches. Le 2, on s'est assuré aujourd'hui que le noyau d'une des taches emploie près de 5 secondes à traverser le fil. Ainsi, son diamètre était quatre fois plus grand que celui de la Terre. Le Z|, le grand noyau observé le 2 est maintenant partagé en trois. Septembre. Le à, on voit trois taches au bord occidental et une au bord oriental ; toutes les quatre sont entourées de facules. Le 8, il apparaît un groupe de deux noyaux entourés d'une seule et même pénombre. Le il, on voit la tache du 8. Le IZi, la tache du 8 se voit encore; elle approche du bord occidental. Le 17, deux groupes, situés au sud du centre, renferment trois grandes taches et beaucoup de petites; une multitude de facules se montrent au bord oriental. Le 25, on voit trois belles taches voisines du centre. Le 26, on voit trois grandes taches noires; deux autres taches se montrent non loin du bord oriental; le bord occidental est parsemé de brillantes facules. Le 28, on voit trois petits groupes de taches vers le bord oriental, et une tache isolée au delà du centre. Le 29, il s'est formé un nouveau groupe de taches à l'orient de celles qu'on voyait hier. Une petite tache noire apparaît au bord oriental, au milieu d'une brillante facule ronde. Octobre. Le 2, on voit une groupe où l'on distingue trois taches principales vers le centre ; une grande tache se montre au bord oriental. Le 2, il y a deux taches près du centre; l'une des deux est très-grande et très-noire. Le 20 , on voit de très-belles taches près du bord oriental. Le 21, il y a trois beaux groupes de taches entre SUR LES TACHES SOLAIRES. 437 le cpntre et le bord oriental. Le '22, les trois groupes dMiinr se voient à merveille; de nouvelles taches commencent à se montrer au bord oriental ; le ijord opposé, enfin, présente les plus vives facules. Le 25, on voit trois groupes de belles taches noires. Le 30, il y a deux groupes de petites taches, l'un à l'orient, l'autre à l'oc- cident du centre; une tache noire est très-près du bord oriental; de nombreuses facules se voient sur les deux bords. Novembre. Le 2, on voit deux groupes renfermant chacun deux taches assez belles, entre le centre et le bord occidental, et deux taches isolées, bien noires, entre le bord occidental et le centre. Le 5, on voit cinq belles taches isolées. Le 6, on voit les cinq taches d'hier; mais il y en a maintenant trois qui forment de petits groupes; une tache nouvelle se voit près du bord oriental. Le 7, on observe les mêmes taches que le 6. Le 8, il y a dix taches sur le Soleil : la principale est fort grande, la plus orientale est double. Le 16, on voit deux petites taches seulement: Tune très-près du bord occidental, l'autre à l'opposite. presque en contact avec le bord oriental. Le 17, il y a six petites taches; des facules sur les bords; pre.sque toute rétendue du disque solaire présente aujourd'hui des stries lumineuses et obscures. Le 18, on voit trois groupes et une tache isolée formant un total de huit noyaux ; il existe beaucoup de facules aux bords et de nombreuses stries comme hier. Le 23, on voit sept petits noyaux noirs et deux groupes. Le 25, on observe deux groupes : l'un de trois petits noyaux, l'autre de deux grands et d'un petit. Le 26, les deux groupes d'hier .sont maintenant très- près du bord occidental; deux nouveaux no3'aux, entourés de taches très-petites, se sont formés dans le voisinage du centre. Décembre. Le l". on voit une grande tache et deux très-petites près du bord oriental ; une petite tache .se montre dans le voisinage du bord opposé. Le 3, on voit trois groupes composés de douze noyaux entre le centre et le bord oriental ; de ces douze noyaux, trois sont très-gros et très-noirs. Le 6, on voit neuf taches, dont trois assez grandes; l'une de ces dernières est très-près du bord oriental du SoleiL Le 7, une belle tache noire isolée apparaît vers le bord oriental; près du centre, il y a une grande tache noire au-dessous de laquelle se trouve une rangée de noyaux très-petits et très-ternes; une tache assez belle, précédée de trois petits noyaux gris, s'aperçoit vers le bord occidental. Le 8, on voit deux grands noyaux et deux groupes de très-petites taches. Le 13, il y a beaucoup de facules aux deux bords; une tache au bord occi- denial. Le l/i, on voit deux taches à l'occident ; deux petites vers le 4o8 SUR LES TACHES SOLAIRES. contre: uni? au bord oriental et un groupe conpi(i(^rable entre ce nièine bord et le centre. Dans ce groupe, on l'emaniue particuliè- reiueut une large pénombre. Année 1830, Nous continuons à présenter le tableau des change- ments que la surface du Soleil a éprouvés, quoique le mauvais temps et des devoirs auxquels cette année nous n'avons pas cru pouvoir nous soustraire, aient souvent mis obstacle aux observations. Janvier. Le 10, on aperçoit un imuiense groupe dans lequel se font remarquer, entre le centre et le bord oriental, trois superbes noyaux; il y a aus5i une belle tache presque en contact avec le bord oriental. Le 17, trois groupes distincts et une tache isolée présen- tent uu total de dix noyaux, parmi lesquels il y en a plusieurs de forts grands, surtout près du bord occidental. Le 26, un seul groupe de trois petites taches, parmi de belles facules, s'aperçoit très- près du bord oriental. Le ol, il y a un groupe fort étendu de irès- petites taches près du centre du Soleil ; ce groupe présente sept faibles noyaux.' Février. Le 2, on voit deux petites taches très-près du bord orien- tal ; deux petites taches entre ce même bord et le centre; deux taches isolées et à peine visiljles un peu à l'occident du centre. Le 3, il y a deux groupes, Tun très-près du bord oriental, l'autre entre ce même bord et le centre : dans chacun d'entre eux on dis- tingue quatre petits noyaux. Le ih, on voit un groupe où l'on remarque quatre noyaux principaux entre le bord oriental et le centre ; une tache ronde isolée entre le centre et le bord occiden- tal; trois grandes taches presque en contact avec ce même bord occidental. Le 17, on voit deux groupes de taches : l'un, renfermant deux gros noyaux, est situé entre le bord oriental et le centre ; l'autre, où l'on remarque aussi deux noyaux principaux, se trouve entre le centre et le bord occidental. Le 19, on voit un groupe dans le vertical du centre; deux petites taches près du bord occi- dental ; une l)elle tache très-près du bord oriental. Le 21. on voit deux taches de grand'^ur moyenne, Tune entre le bord occidental SUR LES TACHES SOLAIMES. 459 et le centre, l'autre entre le centre et le bord oriental. Le 2ù, on observe deux taches isolées : Tune plus orientale, l'autre plus occi- dentale que le centre ; de plus, un groupe de trois belles taches très-près du bord oriental. Le 28. on voit un large groupe où Ton remarque cinq taches principales, dont trois sont fort belles. Mars. Le 2, il y a trois taches un peu à l'occident du centre. Le 5, deux tr6s-belles taches existent entre le bord occidental et le centre. Le 1^, on voit deux belles taches un peu à l'orient du centre ; deux belles taches entre le centre et le bord occidental du centre ; deux belles taches entre le centre et le i3ord occidental ; des taches plus faibles près du bord oriental. Le 16, il y a trois taches, dont deux un peu à l'occident du centre, et la troisième près du bord occi- dental. Le 19, on voit deux taches près du bord occidental. Le 21, deux taches se montrent à quelque distance du bord oriental. Le 22, les deux taches du 21 n'ont pas encore atteint le centre du disque. Le 23, les taches qu'on voyait la veille sont maintenant parvenues au centre, mais il y en a trois au lieu de deux; trois taches nouvelles, moins fortes, se sont formées au-dessous des pre- mières. Le 25, on voit encore les deux groupes de taches signalés le 23. Le 26, il ne s'est pas montré de nouvelles taches, on voit seulement celles de la veille; le second groupe s'approche du bord occidental. Le 29, le second groupe n'est pas encore passé dans l'autre hémisplière; un petit amas de faibles taches s'aperçoit au- dessus du centre. Le 30, on ne voit plus que l'amas signalé la veille; on y distingue cinq taches principales. Le 31, il n'y a toujours dans rhémisphère visible que le groupe du 29 mars. Avril. Le 5, on voit deux petites taches à quelque distance du bord oriental; une petite tache près de l'autre bord. Le 8, il y a trois taclies vers le centre ; deux petites taches près du bord orien- tal. Le 9, on voit les taches de la veille. Le \0. on ne voit encore que les taches du 8. Le 13, on voit quatre taches près du bord occi- dental , ot un large groupe de petites taches dans le vertical du centre. Le 25, on aperçoit huit taches répandues sur un assez grand espace, toutes à l'orient du vertical du centre. Le 26, on voit les taches de la veille. Le 28, on volt toujours le même large groupe avec quelques changements. Mai. Le Zi, les anciennes taches sont maintenant dms l'hémisphère invisible; on ne voit plus aujourd'hui qu'un faible groupe à l'orient du vertical du centre. Le 14, on voit deux taches près du centre, l'une à l'orient, l'autre à l'occident. 4fiO SUR LI<:S TACHI'S SOLAIRES. Juillet. Le 15. il y a deux .troupes ûo petites taclies, l'un près du centre, Tautre dans le voisinage du bord occidental. Septemlire. Le l"""", on voit deux taches h l'orient et deux taches à l'occident du centre du Soleil. Le 19, il y a trois petites taches près du bord occidental ; une petite tache isolée à l'orient du centre. Octobre. Le 6. on voit une très-belle tache dans le vertical du centre du Soleil; un très-gi-and groupe vers le bord occidental. Le 8, quelques taches du groupe occidental du 6 sont encore visi- bles ; la grande tache centrale du même jour a peut-être grossi ; deux nouvelles taches ont apparu vers le bord oriental. Le 10, la grande tache est près du bord occidental; les deux autres sont maintenant voisines du vertical du centre. Le 17, on voit un groupe d'énormes taches près du centre. Le 20 , le groupe du 17 est tou- jours visible. Novembre, le 10. Il y a cinq groupes de taches sur le Soleil. Deux des noyaux sont très-larges et d'une obscurité remarquable. III RAPPORT SDR DN MEMOIRE DE M. LACGIER, RELATIF AUX TACHES DU SOLEIL ^ Il n'y a presque pas d'astronome qui, en entrant clans la carrière, ne cède plus ou moins à la tentation d'étudier la rotation du Soleil , de déterminer la vitesse de ce mou- vement, la position de la ligne des pôles, l'inclinaison de l'équateur solaire à l'écliptique ; qui ne se flatte d'ar- river, par la comparaison de ses propres résultats avec ceux de Scheiner, d'Hévélius, de Lalande, etc. , à quelque importante conséquence touchant la constance ou la va- riabilité de ces éléments. 1. Rapport lu h l'Académie des sciences dans la séance du lu novembre 18/i2, au nom d'une Commission composée de MM. Ma- thieu, Liouville, Arago rapporteur. SUR LES TACHES SOLAIKhS. i()l Telle était sans doute l'espérance que M. Laugicr avait conçue, lorsqu'en dehors des travaux quotidiens, pénibles, assuje. tissants qui lui sont confiés par le Bureau des longi- tudes, il entreprenait les observations particulières dont l'Académie nous a chargés de lui rendre compte. M. Laugier a consigné dans son Mémoire 29 séries d'observations de 29 taches différentes; chaque série a été calculée à part, avec le plus grand soin et par les meilleures méthodes. Leur ensemble donne : 25J""''.3i pour la durée de la rotation complète du Soleil au- tour de son centre; T 9' pour l'inclinaison de Téquateur solaire sur l'écliptique; 75" 8' pour la longitude du nœud ascendant de cet équateur, comptée de Téquinoxe de 1840. Le nombre 25^.34 diffère d'environ 2 heures du résul- tat donné par Lalande et presque généralement adopté. Si cette différence doit surprendre, c'est surtout à cause de sa petitesse : jadis, en ellet, on ne déterminait la rota- tion solaire qu'à l'aide de taches d'un grand diamètre et qui restaient visibles pendant plusieurs révolutions consé- cutives, tandis que M. Laugier est arrivé au but à l'aide d'observations séparées seulement par des intervalles d'un, de deux, de trois..., et au plus de huit jours. Une telle hardiesse eût certainement jeté un observateur moins habile dans la plus grande confusion. M. Laugier a rapporté loyalement les résultats de toutes ses combinaisons partielles , sans se préoccuper en aucune manière des discordances qui pouvaient s'y trouver. Ces discordances sont assez fortes. Par exemple dans le tableau renfermant la durée de la rotation du mi SUR LES TACHFS SOLAIRES. Soleil, nous trouvons un maximum de 26J'""^.2o et un minimum de '2/iJ.:28, nombres qui dillôrent de la moyenne, en plus ou en moins, d'environ un jour entier. En considérant Tcnscrable des travaux exécutés par les astronomes, depuis Scheiner jusqu'à notre époque, nous étions fort disposés à croire que les grandes discordances dont il vient d'être fait mention ne dépendaient pas simplement d'erreurs qui auraient pu se glisser dans les mesures micrométriques. Cette opinion n'est plus main- tenant pour vos commissaires à l'étal de conjecture. L'au- teur du Mémoire a discuté les observations et disposé les résultats de ses calculs de manière à mettre en complète évidence que toutes les taches solaires ne se meuvent pas avec la même vitesse, qu'elles ne font pas le tour entier du Soleil dans des temps égaux. Transcrivons les nombres relatifs aux deux taches qui ont fourni les résultats extrêmes déjà cités, et cette im- portante conséquence deviendra manifeste. La première de ces taches, celle qui en moyenne a conduit à une durée de rotation de 2/iJ.28, n'a pu être observée que du 2/i au 27 mai 1837. La première obser- vation , celle du 2/i , comparée à l'observation du 27, donne 2/iJ.28; L'observation du 25 et celle du 27 combinées, don- nent 2/IJ.17; Enfin, les observations du 24 et du 25, malgré leur extrême rapprochement, donnent 2/i.J.36. On trouve presque le même accord en fractionnant d'une manière analogue la série qui a conduit à une rota- tion moyenne de 2G'.31. SUR LES TACHES SOLAll^ES. 463 Le 20 et le 28 mai donnent 2GJ.31 Le 21 et le 28 26 .05 Le 20 et le 27 26 .36 Le 20 et le 26 26 ./i8 Le 23 et le 27 26 .07 Des observations dcfcclueuses ne donneraient pas con- stamment "III joui's plus une fraction pour la première tache et 26 jours plus une tVaclion pour la seconde. Au reste, ce n'est pas seulement sur des séries de cette nature que M. Laugier a établi le déplacement propre des taches. Il est arrivé à la mèaie conséquence en déterminant, quand les circonstances s'y prêtaient, l'arc de la sphère solaire qui séparait deux taches visibles simultanément. Ainsi le 29 juin 1838, deux taches étaient ù /|.5" /i7' de distance angulaire: Le 30 cette distance avait diminué; elle ne s'élevait plus qu'à hU" 29' Le 2 juillet M. Laugier trouva /i6 2 Le 3 Zi6 39 Le Zi 1x6 32 Le 24 mai 18^0 deux taches se trouvaient à 78" 30' de dislance anguhiire ; le 27 cette distance n'était plus que de 73° 32'. En attribuant, comme tout porte à le faire, ce changement de 5'* au déplacement d'une seule des deux taches, l'auteur trouve que sa vitesse propre était de m mètres par seconde. Aux yeux de tout astronome il y a dans ces arcs de distance des dilTérences évidemment supérieures aux incertitudes des observations. Peut-être, néanmoins, serait-il convenable d'ajout(M' au Mémoire une série de tableaux, simples transformations de ceux qui s'y trou- i6l SLR LtiS TâCUES SOLAlUES. vent déjà, et dans lesquels, à côté des erreurs exprimées en secondes de degré dont les mesures micrométriques sont susceptibles, figureraient les corrections, également évaluées en secondes, que les observations devraient subir, pour que les déterminations extrêmes sur le temps de la révolution du Soleil ou sur les distances respec- tives des taches , devinssent égales aux déterminations moyennes. De pareils tableaux seraient, ce nous semble, plus clairs, plus significatifs que ceux dont l'auteur du Mémoire s'est contenté. Nous désirerions encore que M. Laugier montrât par des chitrres que les déplacements propres de lâches dont son travail présente tant d'exem- ples n'ont pas été seulement des changements de forme, des altérations dans la configuration des contours; nous voudrions que les lecteurs du Mémoire, dispensés de tout calcul minutieux, pussent reconnaître d'un coup d'œil que dans le passage du bord oriental du disque solaire au bord occidental, telle ou telle tache a fait assez de chemin à la surface de l'astre pour se trouver tout entière en dehors de la place qu'elle aurait occupée si elle eût été fixe. Ces preuves démonstratives de déplacement des taches n'exigeront de la part de l'auteur que quelques heures de calcul et la rédaction d'un simple tableau. En comparant, jour par jour, les déclinaisons héliocen- triques des taches observées simultanément, M. Laugier a fait une remarque singulière. Il a trouvé que ces décli- naisons, quand elles sont de môme signe, varient, en général, dans le même sens, comme si les taches de chaque hémisphère s'approchaient ou s'éloignaient des pôles, d'un mouvement commun. L'auteur présente ce curieux I SUR LES TACHES SOLAIRES. i6o résultat avec une juste réserve. On doit l'inviter à en ^ poursuivre activement la vérification et à rechercher si quelque chose de commun ne s'observerait pas aussi dans la composante du déplacement propre des taches paral- lèles au plan de l'équateur solaire. Galilée donnait les '29"' degrés de déclinaison hélio- centrique nord et sud pour les limites au delà desquelles aucune tache n'apparaissait. Ces limites ont été successi- vement portées : par Scheiner, à 30"; parMessier, à 31°; par Méchain, à liO". M. Laugier les a étendues jus- qu'à hi°. En résumé : Le Mémoire de 1\[. Laugier renferme, pour notre épo- que, les meilleurs éléments moyens de la rotation du Soleil qui soient venus à notre connaissance. On y trouve une démonstration évidente du déplace- ment propre des taches. Si des observations ultérieures confirment la remarque, dont nous avons rendu compte, sur les mouvements propres semblabiement dirigés que paraissent éprouver les taches situées dans un même hémisphère, l'auteur aura jeté un jour nouveau sur la constitution physique du Soleil. Le jeune astronome rapporte enfin des observations intéressantes et délicates sui" la manière dont la pénombre pénètre ordinairement dans le noyau central et s'efface. Vos commissaires pensent que le Mémoire de M. Lau- gier est digne de l'approbation de l'Académie et d'être inséré dans le Recueil des savanls étrangers, XL — n. 30 SUR LES COMÈTES [pp 1832, ^. Arago a publié (3q.ns )'4wm(a?Ve ^y, Pmequ des lonc^itudes une Notice très-détail|ée sur les comètes; cette Kotjpe, revue et augnientée, a pté intf'o- duitc dans son entier dans V Astronomie populaire (liv. \\i], t. Il, p. 2G1 à /i81 ; liv. xx, chap. xi, xvi et xxxi, t. m, p. IQ?, 262 ej- 368; liv. xxi, chap. xxi et xxii, t. m, p. h^,^ et 455; liy. xxm, chap. vi, t. iv, p. 27; liv. xxv, chap. xLiv, t. IV, p. 173; liv. xxix, chap. x, t. ly» p. /|7^; \\y,. ixxn, phap. xxvi, t. iv, p. 625). f.es j^ptes suivantes complètent les travaux de l'illustre secrétaire perpétuel plp TAc^démie sur ce sujet. ] scg LA D^couyçiifp pç la périodicité de la çomètp d'eis'Cç.e Lp procès-verbal des séances du Bureau des longituc^es, du 15 noverpl^re 1805 et dq 17 janvier 1806, constatent que j'ai calpulé à cette époque l'orbite de la comète obser- vée en ^805. Le 26 novembre 1818 , Pons ayant découvert une comète à Marseille, et Bouvard en ayant présenté les éléments paraboliques au Bureau des longitudes le 13 SUR LES COMÈTES. 4^7 JMnvier 18 J 9, je fis aussitôt la remarque que les résultats du calfui de Bouvard ressemblaient trop aux éléirients de la coinète observée en 1805, pour qu'on ne dût pas considérer le nouvel astre comme un des retours de cette ancienne comète, que précédemment j'.ivais calculée. Le procès -verbal de la séance du Bureau constate ce fuit. Du reste, j'écrivais la Note suivante dans le cahier de février 1819 des Annales de chimie et de physique^ t. X, p. 228 : « Dans la séance du Bureau des longitudes du 13 janvier 1819, M, Bouvard présenta les premiers éléments paraboliques de la deuxième comète découverte en 1818 par M. Pons. En jetant les yeux sur la table générale^ insérée dans l'ouvrage de M. Delambre, et où l'on a inscrit les 117 comètes dont les orbites avaient été déter- minées à la date de 1813, on fut frappé de la ressem- blance qui existe entre les éléments de l'astre nouveau et ceux de la première comète de 1 805. Les longitudes du nœud et du périhélie présentaient, il est vrai, des dis- cordances d'environ 10° ; mais de telles variations parais- saient pouvoir tenir aux perturbations planétaires. Il restait donc à chercher si l'arc parcouru par la comète, durant son apparition, n'offrirait pas déjà des traces sen- sibles d'ellipticité. Or, dans la supposition d'un mouve- ment parabolique, on ne pouvait éviter des erreurs de 3' : ce qui surpasse, du moins pour cette comète, les incer- titudes des observations. Nous venons d'apprendre, par une lettre de M. le baron de Lindenau, en date du 8 mars 1819, que M. Encke, directeur adjoint de l'Obser- vatoire du Seeberg , a réduit les discordances entre la 468 SUR LES COMÈTES. théorie et Tobscrvation à oO" au pUis, ù Tnido dos élc- ments elliptiques qui suivent. Nous avons place en regard les éléments paraboliques de 1805, pour que le lecteur puisse d'un coup d'œil les comparer aux nouveaux : Parabole de 1805. Ellipse de 1819. Passage au périhélie 18 nov. à 3'' 18'" 27 janv. h S*" IS™ Longitude du périhélie 1^7" 51' 28" 156" iW 8" Longitude du nœud 3/iZi 37 19 ' 334 18 8 Inclinaison de l'orbite 15 36 36 13 42 30 Logarithme dist. périhélie. 9.57820 9.52579 Demi grand axe 2.3/i3 « Le grand axe de cette ellipse est un peu plus petit que celui de l'orbite de Vesta, et correspond à une révo- lution d'environ trois ans et demi. Dans l'hypothèse en question, la comète de 1805 serait donc revenue plu- sieurs foi.s à son périhélie sans être aperçue. Il faut espé- rer que les calculs que promettent MM. Lindenau et Encke éclairciront tous les doutes. On sent déjà combien il serait intéressant de pouvoir constater que la révolution de la nouvelle comète n'est que de trois ans et demi. » Dans le cahier du mois de juin 1819 des Annales de chimie et de physique (t. xi, p. 219) j'ajoutai la Note suivante sous le titre de : Sur la comète à courte période de 1818 : « Cette comète a été découverte à Marseille, le 26 no- vembre 1818, par M. Pons. M. Bouvard présenta au Bureau des longitudes les premiers éléments paraboliques de son orbite, dans la séance du 13 janvier 1819. Un membre fit alors remarquer qu'il existait entre ces l, M. Gauss ne donnait pour cet élément que 340° ll't SUR LES COMETES. 469 éléments et ceux de la comèfe de 1805 assez de res- semblance pour qu'il lut naturel de supposer qu'ils appar- tenaient au môme astre. «M. Encke, directeur adjoint de l'Observatoire du Seeberg , a montré postérieurement que les observations faites dans les années 1818 et 1819 sont exactement re- présentées par une ellipse dont le demi-grand axe est égal à 2.21 o, la distance du Soleil h la Terre étant prise pour unité. Il restait encore à examiner de nouveau à ce point de vue les observations de 1805. M. Encke vient de terminer ce travail, et a trouvé les éléments elliptiques suivants : Passage de la comète au périhélie en 1805, novembre 21.5004 (temps moyen de Paris]. / Ces deux longitudes Longitude du périhélie. . . . 156° Zi7' 19") sont comptées de i'é- Longitude du nœud 33li 20 5 1 quinoxe moyen de ( 1805. Inclinaison de l'orbite 13 33 30 Logarith. dist. périhélie... 9.5320168 Demi-grand axe 2.213 Excentricité 0 . 8/i62 Révolution 1202io"«.5 a Tels devraient être encore les éléments de cette comète, en 1819, si elle n'avait pas été dérangée dans sa marche par l'attraction des corps célestes dans le voi- sinage desquels elle est passée ; mais ces dérangements, qu'on appelle en astronomie des perturbations, peuvent être calculés à priori. En modifiant ainsi les éléments de 1805, M. Encke trouve qu'en 1819 la comète a dû se mouvoir dans l'orbite suivant : 470 SUR LES COMÈTES. Passïage au périhélie, janvier 27.28 (temps moyon à Paris). Longitude du périliélie 156" 59' 30" Longitude du nœud 33/i 31 0 Inclinaison 13 36 30 Angle de Texcentricité 58 3 Demi-irrand axe 2.'Jl/i Temps de la révolution l202i""<•^3 « Les derniers éléments déduits des seules observations faites en 1818 et 1819 sont : Passage au pérfhélie. janvier 27.25 (temps moyen à Pàri^). Longitude du périliélie 157° 5' 33" Longitude du nœud 337 Zi3 37 Inclinaison 13 38 /i2 Angle de l'excentricité 58 6 !i5 Demi-grand axe 2.213 Révolution 1202J""s.5/i a Les longitudes sont rapportées à Téquinoxe Moyen de 1819. « Les éléments elliptiques auxquels conduisent fes ob- servations faites en 1805 diffèrent, comme on voit/ assez peu de ceux qu'on a déduits des seales obsefvâtfcns de 1818 et 1819, pour qu'on puisse attribuer les discor- dances à de simples erreurs qui se seront glissées dans la détermination des ascensions droites et des déclinai- sons : il demeure donc constant que la comète de ^818 n'est autre chose que cefle qui avait été déjà observée' en 1805. M. Olbers vie'rtt de faire la remarqué Curieuse que la comcfede 17^5 est encore, apparemment, fertiêtïïe astre; mais il sera nécessaire d'attendre la discu.ssion nouvelle des observations de 1795, que M. Encke vient d'entreprendre, avant de pouvoir se prononcer avec quel- que certitude à cet égard. SÛR it^ CO^lËfRS. i7l « Les orbîtfcs doht hoùs venons de rappo^(e^ les élé- ments prouvent que la nouvelle comète se trouvera erl O'fjfiosition avec le Soleil dùns le iridié d'août 1^1^. Elle aiira, dtirdnt Ce rtiois, tlè 317°. 20 à 306° d'ascënsibH dfciîtè, et ëa déclinaison australe demeurera cbm{)risë entre '2& et 2^)^/lS. Il est mdlhedrëiiséttiènt â crèfiù'dfë qu'on ne puisse pas alors l'èlpetcèvfcfir; fcâr tet Sstré, qui était déjà tr6s-faib!e en janvier dernier, véré so'n p/fssâ(§è* àii périhélie, à uiié é|Joque Oîi fea distan'fcé ^ la! terre éf.'iii fort jDelite, sérd, tfi août, èhviro/t deux t'ois pjtis loin cjiïë \ë Sdleiî. 11 résulte des môlnës éîémèfils tfuë, da'iis le hi'o'îg de décëfhbtë ptbth'dih, U distance de la' coifi'ètë à la Tètrë ètifpa&sèt-a déjà 1/rO rhiliiôris de lieues. » EH incirs tS22 {Aiihdlos de chliUié et de physif/Uë, t. XTx, p. 335), je t](ufcifiaî sur la friômë comète l'aVis sirivàint adressé aux asti"onofilcs : « Les întëf'VelIfès" cbfnpris entre deux àpt)'àntibns con- sétutii'ès de cè'ttë fco'Mté sont de i^dli à l2!05 jours. Elle a été v(iè eh 4 785, en 'jf7Sl5, etï 4g0'5 et en ÎSiiJ. Le 2^ mai 1822", jbtir de sôrf passage àd f)'érihéne, la comète se trouvera éloignée d(i Soleil dô 20^ 1/2 eh' ascension droite ; sa déclinaison sera de 2° plus boréale. Sa lum'iêre pfaraîtra plus brîflàhtë ((uë cefle d'ûn'è ^tdîfe de S* gran- deur ; mais, pët noë ti'aatès latitudes, là forcé ÛU crépus- cule ëitïpêchcral d'obsëfver l'astre, pài'-ce (^ue lé Soleil s'enfohce lentement soiis l'horizon'. Ï^Ids au midi, à' Tdar- seille, h Marlici et surtout à f^àlerhie, il faut esf)érei- c(u ùh œil e^ë^c6, àttùê cTurfè' boh'hè lunette' et secondé par un horizon très-cîaîf-, frôuvèrai plus de facilité, fl est fort â désireï' qùë les obsë^<'ate(ir^ dii midi de la France et dé in SUR LES COMÈTES. r Italie ne négligent pas de s'occuper de la recherche que nous leur rappelons. » En décembre de la même année, j'eus le regret d'an- noncer en ces termes [Annales de chimie et de physique, t. XXI, p. /i28) qu'on n'avait observé la comète à courte période ni en Europe ni au cap de Bonne-Espérance : (( On avait espéré que la comète à courte péiùode, dont nous avons parlé dans les tomes x et xi, serait visible en Europe dans les mois de juin, de juillet et d'août, sans toutefois se dissimuler la difficulté d'apercevoir un astre aussi faible au travers de la lumière crépusculaire. Dans l'hémisphère austral, les chances devaient être beaucoup plus favorables; aussi n'est-ce pas sans quelque étonne- ment qu'on a appris que le nouvel astronome établi au cap de Bonne-Espérance n'avait pas mieux réussi dans cette recherche que les observateurs d'Europe. Il est juste d'ajouter qu'au cap le temps a été très-sombre. » Par une circonstance dont l'astronomie ne saurait trop se louer, on avait été plus heureux h la Nouvelle-Hollande, ainsi qu'il résulte de la Note suivante que je publiai en février 1823 [Amiales de chimie et de pJiysique, t. xxii, p. 210): (( Nous avons annoncé, dans le cahier de décembre dernier, que la comète à courte période dont on attendait le retour en juin n'avait pas été aperçue par l'astronome anglais du cap de Bonne-Espérance. Nous nous empres- sons maintenant d'apprendre aux lecteurs que M. Rumker, à la Nouvelle-Hollande, a été plus heureux et qu'il a découvert cet astre le 2 juin, très-près de la position que lui assignait pour ce jour-là la table calculée d'après les SUR LES COMÈTES. 473 éléments elliptiques de M. Encke, et insérée dans la Con- naissance des temps de 1823. (Ce volume a été publié en 1820.) « Les observations de ]\I. Rumker sont au nombre de quinze; elles embrassent l'arc que la comète a parcouru du 2 au 23 juin 1822. Dans cet intervalle, les mouve- ments en ascension droite et en déclinaison ont été res- pectivement 23° et 27"; toujours on a trouvé, entre le calcul et l'observation, l'accord le plus satisfaisant. « Il est donc parfaitement établi maintenant qu'il existe, dans notre système solaire, une comète qui fait sa révo- lution en 1202 jours. Ce premier fruit des recherches de M. Rumker montre quel immense service le général Bris- bane aura rendu à la science en fournissant à un astro- nome aussi habile les moyens d'établir un Observatoire presque à l'antipode de Paris. » II SUR LA COMÈTE DE 1759 OD DE UALLEY [M. Arago a publié successivement, sur la comète de 1759 ou de Halley, plusieurs Notes qui marquent la part qu'il a prise à la recherche et à l'observation de cet astre. Voici d'abord une Note publiée en 1818 (Annales de chimie et de physique^ t. ix, p. 190] : L'Académie de Turin avait proposé pour sujet de prix, en 1812, de calculer le retour de la comète de 1759, en ayant égard aux perturbations que cet astre doit éprouver Ht SUR LES COMÈTES. dans sfi course par les actions combinées de Jupiter, de Saturne et d'Uranus. La pièce fju'èlle vient decourorlher est de M. Damoiseau, chef de bataillon d'artillerie^ à qiû Vbn doit âéjh d'impoi tantes reclierches sMr tes tablés de la Lune. Noils allons faire connaître le principal résultât auquel conduit l'immense travail qu'il a fallu exécuter pour répondre convenablement à la question qni ètvait été proposée. La cdmète de 1759 est la preitiière dôfnt on ait prédit le retour^ et la seule, jusqu'ici, qui ait paru à l'époque annoncée. On sait qu'il est presque impossible de déter- miner exactement le tèfnps de la révoldtîoh d'uite comète, et, par suite, te gfand axe de son Orbe, d'après lès obser- vations d'une seule apparition; mais un arc d'ellipse, lorsc/ue le grand axè est fort long, Se Confondant sensi- blement avec un arc de parabole, les astronomes cailcUferit les comètes comme si elles se mouvaient dans la dernière espèce de courbe. Avec cette simplification, trois obser- vations sont plus que suffisantes pour déterminer exacte- ment l'orbite. Les" éléments paraboliques auxquels on arrive ainsi ne sont pas uniquement destinés à repré- senter les positions de l'astre pendant la durée générafe- ment assez courte de son apparition , mais ils fournissent de plus tes moyens de le reconnaître quand il revient à son périhélie. Ainsi, une comète se montra en 1531 et fut observée à Ingolstadt, par Apian. ïïalley a trouvé que toutes ses positions sont représentées aussi exactement ^ue l'im- perfection dès mesures permettait de l'espérée a^e'c les éléments suivants : Lons;itiide da uflèad. Lieu du périhélie. ristance périhélie. Sens du moiivemenf. 50" 21' 302° 16' 0.587 rétrograde. StJft LÈS COMÈTFS. 475 ... Lnn?iUide Lien Distnnre Sens inclinaison. ^^^ uœnd. du périhélie. périhélie. du mouvement. 17° 5G' liO" 25' 301° 39' 0.567 rétrograde. Les mômes observations montrent que la comète passa au périhélie, ou dans le point île son orbite le plus rap- proché du Soleil, le 24 août 1531, à 21 heures. Kepler et Longomontanus aperçurent une comète en 1607. Leurs observations ont fourni les éléments que voici : Inclinaison. 17° 2' Paësâge du périhélie, le 16 octobre 1607, à d hétires. La îlire, Picard, Hévélius, Flamsteed se servifetit dés instrufnents astronomiques qui, de leur temps, avaient déjà acquis uh assez grand degré de perfection pour suivie avec assiduité la comète qui se montra vers le mi- lieu de l'année 1682. Halley a déduit de l'ensemble de^ observations de Flamsteed les éléments que je vais tran- scrire : . ,. . Longitude Lieu Distance Sens luciuiaison. ^^ nœud. du périhélie. périhélie. du mouvement, 17 /42' 50° Zj8' 301» 36' 0.583 rétrograde. L'astre passa à son périhélie le 14 septembre 1682, à 21 heui-es 1/2. Ces trois systèmes d'éléments étant â fort peu près les mêmes, Halley en conclut qu'ils appartenaient à une seule comète qui, 6ri 151 ans, était revenue deux fois à son pé- rihélie', et attribua les ditTérences qu'on y remarque au.x i. Cette même comète s'était déjà montrée en 1^56, éomme où le voit par les éléments suivants que Pin^^ré a déduits dcf peu de 476 SUR LES COMÈTES. dérangements que cet astre avait dû éprouver par l'action des planètes et à l'incertitude des observations. Il se ha- sarda même à prédire que la comète se montrerait de nouveau vers la fin de 1758 ou le commencement de 1759; mais il n'avait pu faire qu'une estime vague de l'action de Jupiter et de Saturne. Plus tard, Clairaut appliqua à la détermination de ces perturbations les formules qu'il avait trouvées le premier pour le problème des trois corps, et découvrit que la comète devait employer à revenir au périhélie 618 jours de plus que dans la révolution précé- dente ; ce qui fixait son passage vers le milieu d'avril 1 759. 11 avertit, toutefois, que les petits termes qu'il avait né- gligés dajis son calcul, comportaient une incertitude d'un mois en plus ou en moins. L'événement justifia cette pré- diction , car la comète passa au périhélie le 12 mars 1759, vers minuit , c'est-à-dire dans les limites que Clairaut avait assignées. Nous rapporterons aussi les éléments pa- renseignements qu'on trouve dans les auteurs de cette époque : ... . Longitude Lien Distance Sens Inclinaison. ^^ nœud. du périhélie. périhélie. du mouvement. 17° 56' U8" 30' 301" 0' 0.586 rétrograde. Jour du passage par le périhélie, 8 juin 1^56, à 22 heures. A cette apparition, la comète traînait une queue de 60°, dont la lumière tirait sur le jaune. Quelques jours avant le passage au pé- rihélie, le noyau était aussi éclatant qu'une étoile fixe. On pourrait croire que les causes d'où cet éclat dépendait ont été continuelle- ment en s'affaiblissant : car la comète de 1759 n'avait ni une aussi grande intensité ni une queue aussi étendue que celle de 1/|56. Peut-être même ces astres finissent-ils par se dissiper à la long'ie. Le retour de 1835 fournira probablement, à cet égard, des notions curieuses. SUR LUS COMÈTES. 477 raboliqiies de cette apparition , afin que le lecteur puisse les comparer à ceux qui précèdent. Inclinaison Lonpritnde LiPii Distance Srns du uœud. du péribélie. périhélie. du mouvement. 17° 38' 53" /i8' 303" 10' 0.58i rétrograde. M. Damoiseau a tenu compte, dans son travail, de l'in- lluence de la planète Uranus qui n'était pas encore connue du temps de Glairaut; les approximations ont été poussées très-loin ; les masses dont il s'est servi ne com- portent plus maintenant que de fort légères incertitudes ; tout autorise à penser, en un mot, que le résultat du Cal- cul ne sera plus, cette fois, en erreur que d'un très-petit nombre de jours; voici, au demeurant, en quoi il con- siste : « L'intervalle entre le passage au périhélie, en 1759, et le prochain passage par ce point, sera de 28,007 jours; ce qui, à compter du 12 mars 1759, origine de cette pé- riode, répond au 16 novembre 1835. » [L'orbite probable de la comète de Halley ayant été soumise h de nouveaux calculs, M. Arago publia à la fin de 1834, dans V Annuaire du Bureau des longitudes pour 1835, la Note suivante :] Après avoir déterminé, à l'aide de calculs extrême- ment laborieux , les dérangements ou perturbations que la comète actuellement attendue et connue sous le nom de comète de Halley, a dû éprouver dans sa marche par les attractions réunies de Jupiter, de Saturne, d'Uranus et de la Terre, IMM. Damoiseau et de Pontécoulant avaient fixé l'un au /i, l'autre au 7 novembre, le moment du pas- 478 SUR LES COMÈTRS. auge de cet astre par son périhélie, c'est-à-dire par le point de l'orbite le plus rappi'oclié du i?oleil. Depuis ces premières recherches, les astronomes ont reconnu que la masse de Jupiter, qu'on avait supposée égale à la 1070* partie de celle du Soleil, en était la 1054' partie. En adop- tant cette nouvelle ipasge, en tenant aussi plus coiTipléte- ment compte de l'action de la Terre, ^. de Poiitécouhmt a définitivement reporté le passage au périhélie du 7 au 13 novembre. Au nioment de ce passage, la distance de la comète au Soleil ne s'élèvera qu'aux Ç) dixièmes de la distance du Soleil à la Terre. A l'antre extré(iiité du grand axe de rorbite; dqns 39 ans dïci, l'intervalle des deux qstres sera au contraire immense. Le calcul donne plus de 35 fois le rayon de l'orbite terrestre^ c'est-à-dire plus de 35 fpjs la distance de la Terre au Soleil. Le résultat du calcul, quant au passage de la comète de Halley par son périhélie en 1835, comparé au résultat de l'observation, fera connaître si cet astre, comme la petite et faible comète à courte période, est sensible- blement dérangé dans sa marche par la résistance de l'éther. Cette comparaison, à son tour, fournira quelques notions sur la constitution physique de la comète que nous attepdojis, car un milieu résistant donné exerce plus ou moijis d'effet, suivant le voknne et la densité du corps qui le traverse. L'éther est-il en repos, ou bien circule-t-il autour du Soleil, de l'occident à l'orient, à la manière des plpnètes? P;jns ce dernier cas, son ellet sur la comète à courte période, qui, elle-mèn^e, se meut de l'occident à l'orient, SUR LES COMETES. 479 sera dilTcrcnt de celui qu'il exercera .sur la conièle de Jiailey do|]t la marc|)e, au conlraire, est dirigée de l'oriejit à roccitlL'iit. La science des mouvements célestes et la cosrpogqnje sonj; égqleinej)t intéressées à I3 solutiQji du Pf'oblème que jp viens de signaler. Qu pe saif- pas encore avec certitude si les coniètes son), juipij^eijses par elles-ipêmes ou si elles eniprunteijt fiu iSplejl toi^te la iLjmjère dont elles brillent. La recherche (|p leurs phc^ses sefflbiqit le seul moyen de résoudre la question; or, jusqu'icj j) gvpit pi]tière}Tief!t échoué, fies nifcsures comparatives d'intensité de lumière, des mesuras pl)oton)élrjques, peuvent conduire au but d'uïie nianière non mpjns incontestable. Ce gepre d'observq lions exciter^ indubitablement' l'attentiori des astronojnes, pendqnt l'ap- paritipu actuelle de la comète de IIiill(>y. Au reste, j'^i démoufré déjà que les afpateurs de \i\ spience pouq-aien^, même avec de très-faibles instruipenls, s'associer utile- ment ^ )a curieuse recherche que je leur signale (Voir V xistrunoniie populaire ^ liv. xv|i, chap. xxvii, t. ||, p. /1I7 à /|37). En 1305, la comète de palley avait uu éclat extraor- dinaire ; en l/l50, elle tj'aînait à sa suite upe queue qui embra.«sait les c|eux tiers de l'intei^yalle cor(ipris cptre riioripu et |e zénith; ep 1(3^2, quoique notablemept allaiblje coqiparativement aux apparitions de 1305 et de 1^50, elle fut classée parmi les comètes ):)nllantes et la queue avait encore 30°; ep ^759, son apparition n'aurait certaipement pccupé que les astronqnics, si elle u'eût été la première comète annoncée longtemps à l'avance. Ces faits semljjaieut établir que les comètes vont gracjuelle- 480 SUR LES COMËTiïS. ment on s'aiïaiblissnnt, et Ton pouvait être tente, d'en chercher la cause physique dans la matière qui, près du périhélie, se détache de la nébulosité pour former la queue et que la comète semble devoir disséminer dans l'espace. M. Olbers, assurément l'un des juges les plus compétents en pareille matière, ne regarde pas l'alTaiblissement gra- duel des comètes comme prouvé ; il croit que la diminution observée dans celle de Ilalley de 1305 à 1456, de l/i56 à 1682, de 1682 à 1759 n'a été qu'apparente; qu'on pourrait l'expliquer par les positions relatives toutes par- ticulières qu'avaient alors le Soleil, la comète et la Terre; il cite enfin, à l'appui de son opinion, l'apparition de 1607, intermédiaire entre celles dont je viens de rap- porter les dates, et durant laquelle, pour des positions analogues à celles de 1759, la comète, au témoignage de Kepler, n'olTrit rien de remarquable dans son intensité. 11 serait difTicile de dire avec certitude quel jour la comète deviendra visible. L'état du ciel, la force des in- struments, la bonté de la vue de l'observateur réunis aux causes physiques déjà signalées de variation d'intensité, rendraient même toute tentative de solution du problème entièrement illusoire. M. Olbers ne croit pas que, dans son maximum d'éclat, la comète attendue, loin de surpasser, comme on l'a prétendu, celle de 1811, égale la troisième comète de 1825 que le public laissa passer sans lui don- ner aucune attention. C'est vers le milieu d'octobre que, dans sa prochaine apparition, lu comète de Halley se trouvera le plus près de la Terre. Ajoutons que jamais sa distance ne sera au- dessous de 8 millions de lieues de 25 au degré. Ainsi , SUK LES COMETES. i8l ceux-là mêmes qui n'ont pas été entièrement rassurés par les nombreux plaidoyers publiés récemment en faveur des comètes n'auraient, dans le cas présent, aucune raison plausible d'inquiétude. [M. Arago a inséré, dans les Comptes rendus de l'Aca- démie des sciences, des Notes successives pour exposer les observations faites sur la comète de Halley aussitôt après son apparition. Dans le compte rendu de la séance du 17 août 1835, on lit : ] M. Dumonchel. directeur de l'Observatoire du Collège romain, a écrit à M. Bouvard, à la date du 6 août 1855, que la veille, c'est-à-dire le 5 août, à 0*" 20"' de temps sidéral , lui et M. de Vico, son collaborateur, ayant dirigé leur grand télescope vers le point du ciel où les éphé- mérides plaçaient la comète de Ilalley, l'aperçurent dans le champ de l'instrument. Sa lumière était extrêmement faible. Le crépuscule, déjà assez vif, et des nuages « nous donnèrent à peine, dit M. Dumonchel, le temps de dé- terminer la position de l'astre avec quelque exactitude ; l'ascension droite nous sembla être de 5'' 26°', et la décli- naison boréale de 22° 17'. Le 6 août, la comète parut s'être avancée sensiblement vers l'orient, mais sa position n'a pas encore été calculée. » La position que donne M. Dumonchel pour le 5 diffère à peine d'un tiers de degré de l'éphéméride insérée dans la Connaissance des temps. Une telle discordance, quel- que légère qu'elle soit, n'est pas probable. Au reste, la lumière crépusculaire ne sera plus maintenant un obstacle XI. - H. 131 482 SOR LES COMEfES. à l'observation de la comète dans nos climats, et le doute que la discordance dont je viens de rendre compte peut soulever sera bientôt éclairci. [Dans le compte rendu de la séance du 24 août, on trouve ce qui suit :] M. Arago rend compte verbalement des observations de la comète périodique de Ilalley, qui ont été faites à l'Observatoire de Paris. Aussitôt que la position de la Lune permit d'espérer que le nouvel astre serait visible, 1\J. Arago invita les trois élèves astronomes, que le Bureau des longitudes lui a donnés pour collaborateurs (MM. Eugène Bouvard, Laugier et Plantamour), à le chercher avec assiduité. Ces jeunes gens l'ont aperçu le 20 août, vers les deux heures du matin. Depuis, il a été déjà observé quatre fois. Dès que les étoiles qui ont servi de point de comparaison auront été reconnues et exacte- ment déterminées, M. Arago s'empressera de communi- quer à l'Académie les ascensions droites et les déclinaisons de la comète. Ces positions, au reste, seraient peu propres en ce moment à diriger les astronomes dans le choix des divers éléments de l'orbite, puisque toutes celles de ces courbes qu'on a tracées sur les cartes célestes s'entre- croisent vers la région que l'astre parcourt aujourd'hui. ]^a comète est encore très-faible ; de temps à autre on entrevoit des indices d'un noyau central; on n'a aperçu jusqu'ici aucune ti'ace de queue. M. Arago a estimé que la nébulosité pouvait avoir deux minutes de diamètre. D'ici à peu de jours, quand cette nébulosité sera visible avec un chercheur ou lunette de nuit, les astrunumcs SUR L!îS COîiîÈTES. i«3 et môme les simples amateurs pourront se livrer avec fruit aux mesures pliotométriques très - simples que M. Arago a déjà signalées il y a quelques années et dont il rappelle les principes. Ces mesures semblent devoir conduire à la solution de cette quch ion importante que l'absence de toute phase tranchée dans plus de 130 comètes a laissée jusqu'ici ddns le vague : « Les comètes sont-elles lumineuses par elles-mêmes; ou bien, comme les planètes, ne brillent-elles que par la lumière du Soleil réfléchie? » [ On lit dans le compte rendu de la séance du ol août : ] M. Arago annonce que cette comète a été observée à Paris presque tous les jours de la semaine dernière. Bientôt il présentera à l'Académie le résultat des com- paraisons journalières entre les positions observées et les positions calculées. Le nouvel astre augmente rapide- ment d'intensité. Déjà la nuit dernière on commençait à l'entrevoir dans une simple lunette de nuit. On e-père pouvoir faire prochainement les premiers essais de la méthode que M. Arago a indiquée pour décider si les comètes brillent d'une lumière priipre. [Le 7 septembre M. Arago a inséré dans le compte rendu de la séance de l'Académie la Note suivante : ] M. Boguslawski, directeur de l'Observatoire de Bres- Inu, écrit qu'il a observé la comèle de Halley le 21 août dernier. La faiblesse de l'astre l'a mis dans l'obligation de recoui'ir pour les mesures au micromèti'c circulaire. iU SUR LES COMÈTES. M. Arago rend compte verbalement de quelques com- paraisons qui ont été faites à T Observatoire de Paris, entre les positions observées et les positions calculées de la comète de Ilalley. « L'éphéméride, dit-il, qui repré- sente le mieux la marche du nouvel astre, est celle de Rosenberg, fondée sur un passage au périhélie corres- pondant au 13 novembre 1835. En ascension droite, les discordances sont peu sensibles, en déclinaison elles sur- passent 20'. On les ferait disparaître les unes et les autres par une faible altération du moment du passage au périhélie. » M. Poisson fait remarquer que « l'éphéméride qui paraît s'accorder le mieux avec les observations, d'après ce que vient de dire M. Arago. est' fondée sur les ré- sultats que M. de Pontécoulant a obtenus par le calcul des perturbations. Mais sans vouloir diminuer la curio- sité que l'on a de calculer dès à présent les éléments paraboliques de la comète de Halley, pour les comparer à ceux que différents géomètres ont déduits des pertur- bations, il pense que ces éléments ne pourront être dé- terminés convenablement que par des observations faites pi'ès du périhélie, et en les corrigeant au moyen d'obser- vations plus éloignées. Pour la comparaison dont il s'agit, il sera nécessaire d'employer les éléments elliptiques, qui peuvent différer sensiblement des éléments parabo- liques. » M. Poisson termine en expliquant les différences qui existent entre les calculs des perturbations faites par MM. Damoiseau et de Pontécoulant. « Dans la pièce, dic-il_, qui a obtenu le prix de l'Académie de Turin, SUR LES COMÈTES. i85 M. Damoiseau avait d'abord fixé au 16 novembre pro- cliain le passage de la comète au périhélie. Par un calcul ultérieur, il l'a avancé de près de douze jours et fixé au Il novembre. D'après les perturbations calculées par M. de Pontécoulant, c'est le 13 que ce passage doit avoir lieu. Ces difierences tiennent principalement à l'action de la Terre qui a été considérable à l'époque de 1759, et à laquelle M. Damoiseau n'avait pas en égard dans son premier travail, et aussi aux masses de Jupiter, -^ et ~^ de celle du Soleil, que ces deux géo- mètres ont employées. » [M. Poisson a annoncé, le 21 septembre , que M. de Pontécoulant , ayant corrigé ses calculs des pertur- bations, en employant la masse de la Terre la plus récemment admise, au lieu de celle qu'il avait d'abord supposée, il s'en est suivi que le pa^^sage au périhélie, résultant de ces perturbations, qu'il avait d'abord fixé au 13 novembre, devra êtra reculé d'un jour et fixé au l/i. On verra plus loin que l'événement a donné réellement le 16 novembre pour le passage au périhélie. Ce même jour, 21 septembre, M. Arago a publié la Note suivante:] M. Arago rend compte verbalement des dernières observations de la même comète qui ont été faites à Paris, a Le 17 septembre, les différences entre l'éphé- méride de M. Rosenberg et la position observée étaient de [\5' en ascension droite et de 56' en déclinaison. M. Arago annonce que les trois jeunes astronomes, MM. Eugène Bouvard, Laugier et Plantamour, qui, sons 486 SUR LES COMÈTES. sa direction, suivent journellement le nouvel astre avec un grand zèle, ne manqueront pas, quand le moment sera venu, de communiquer à l'Académie les résultats de leur travail. » M. Arago donne ensuite l'analyse d'une lettre qu'il a reçue de M. Valz de Nîmes. Cet astronome vit la co- mète pour la première fois le 24 août. Hepuis il Ta suivie avec beaucoup d'assiduité. Ses observations, re- parties sur une période de seize jours, lui ont paru suf- fisantes pour déterminer les éléments de l'ellipse que cet astre semble décrire actuellement. Voici ceux qu'il a trouvés : Passage au périliôlie. 1835, novembre, 15.6 Longitude du périhélie 30i" 31' Longitude du nœud 55 5 Inclinaison 17 27 Excentricité 0 . 967391 Demi-grand axe admis 17 . 9879 M. Valz croit ces éléments fort approchés. Il ne serait disposé à admettre une incertitude de quelques minutes que sur l'inclinaison de l'orbite. Les dilTérences sensibles qu'il remarque entre les éléments précédents et ceux de M. de Pontécoulant lui font craindre qu'il ne se soit glissé quelques erreurs dans les calculs si longs, si pénibles, si minutieux des perturbations. A l'occasion des quantités qu'on a volontairement négligées dans ces calculs, ]\1 Valz affirme, mais sans mettre sur la voie de la méthode qui l'a conduit h ce résultat, que les actions réunies de Vénus et de Mars diminuent la durée de la révolution entière de six jours 1 SUR LES COMÈTES. 487 M. Valz dit s'être assuré que ses propres observa- tions ne peuvent pas être représentées par un simple changement de l'instant du passage de la comète au pôrihélie. Ainsi, les déterminations fondées sur l'invaria- bilité des autres éléments ne lui semblent pas dignes de confiance. Quant à la première observation de M. Du- monchel, il la croit inexacte. [M. Bouvard, présent à la séance, interrompt à ce moment M. Arago dans son analyse, et annonce que M. Dumonchel, ayant recalculé sa première observation, vient, en eifet, d'appliquer de notables corrections tant à la déclinaison qu'à l'ascension droite.] La lettre de M. Valz renferme quelques considéra- tions relatives à l'existence possible d'une planète située au delà d'Uranus. à une distance du Soleil à peu près triple de celle de la comète de rialley, et qui se mani- festerait, de trois en trois apparitions de ce dernier astre, par des perturbations de même valeur. M. Valz recommande enfin aux astronomes les me- sures de la nébulosité de la comète actuelle. Depuis ses premières recherches, il s'est assuré que ces astres ne se contractent pas tous en s'approchant du Soleil, Il en est, dit-il, qui, au contraire, se dilatent! D'api-ès certains caractères, que M. Valz ne fait pas connaître pour le moment, la comète de Ilalley appartiendrait à la der- nière classe. L'Académie a reçu aussi, dans cette séance, une Note de M. Schumacher, d'après laquelle on voit qu'une ob- servation de la comète, faite à Kœnigsberg le 25 août, -188 SUR LES COMÈTES. donnerait pour le passage au périhélie, le 16"°''.0/|5; mais le calcul a été fait dans l'hypothèse, inadmissible suivant M. Valz, que les autres éléments n'ont pas besoin de correction. [Le compte rendu de la séance du 19 octobre contient la Note suivante : ] M. de Pontécoulant a répondu en ces termes à l'assertion consignée dans la lettre de M. Valz (p. /i8G), que les attractions de Mars et de Vénus ont pu avoir une influence sensible sur l'arrivée de la comète de Halley à son périhélie : « Dans mon Mémoire, je disais : « Nous nous sommes assurés que les autres planètes (Vénus et Mars) n'au- ront sur la marche de la comète aucune influence sen- sible. » La petitesse de la masse de Mars ne permet pas de croire que son action puisse altérer d'un jour l'époque du passage, et, quant à l'action de Vénus, qui s'est trouvée très-voisine de la comète en 1759, j'ai re- connu par le calcul que les altérations assez considé- rables en plus et en moins, qui en résultent dans le moyen mouvement, se compensent de telle sorte que l'altération totale est tout à fait insignifiante. Ce calcul a été présenté il y a six mois au Bureau des longitudes. » Quant à l'idée qu'il y ait au delà d'Uranus une planète dont l'action serait la cause de certaines discordances entre les résultats du calcul et ceux de l'observation, M. de Pontécoulant remarque qu'avant de créer ce nou- veau corps, il eût été bon de s'assurer qu'il reste, en effet, dans la marche de l'astre quelque anomalie à ex- SUR LES COMÈTES. 489 pliquer; or, jusqu'à piésent, dit-il, si quelque chose a droit d'étonner, c'est la coïncidence vraiment extraordi- naire de l'orbite réelle avec l'orbite théorique. [Dans cette même séance du 19 octobre, M. Arago a rendu compte, en ces termes, de quelques changements physiques qui se sont manifestés dans la tête de la co- mète de Halley : ] Jeudi dernier, 15 octobre, vers les 7 heures du soir, temps vrai, M. Arago ayant dirigé la grande lunette de l'Observatoire, armée d'un fort grossissement, sur la tête de la comète, y aperçut, un tant soit peu au sud du point diamétralement opposé à la queue , un secteur compris entre deux lignes dirigées vers le centre du noyau, et dont la lumière surpassait notablement celle de tout le reste de la nébulosité. Les deux rayons, limites de ce secteur, étaient assez bien défiais, mais faibles. Il fallait, pour les apercevoir, s'aider d'un procédé bien connu des astronomes praticiens : il fallait donner à la lunette un léger mouvement d'oscillation. L'existence de ce secteur paraissant pouvoir conduire à une conclusion certaine sur la question importante du mouvement de rotation de la nébulosité, M. Arago crut nécessaire de s'assurer, par tous les moyens possibles, que ce n'était pas une illusion. Il examina donc le phénomène avec dilTérents grossissements, avec diverses lunettes, sans cesser de le voir; M. Mathieu et les élèves astronomes attachés à l'Observatoire, AIM. Eugène Bouvard, Laugier et Plaiitamour se convainquirent également de sa réalité. Le lendemain, vendredi 16, après le coucher du Soleil, «0 SUR LES COMETES. on reconnut qu'il n'existait plus de traces de secteur lumineux à la place où celui du jeudi s'était montré; mais sur une autre partie de la nébulosité, au nord, cette fois, du point diamétralement opposé à l'axe de la qUeue, il s'était formé un secteur nouveau. Celui-ci sembla, dès l'abord, devoir être appelé nouveau, à cause de son éclat vraiment extraordinaire, de la parfaite netteté des deux rayons qui le terminaient, et de sa grande ouverture angulaire, laquelle dépassait certainement 90 °. MM. de Humboldt et Mathieu voulurent bien s'associer à ces observations. Dans la soirée de ce même jour (vendredi IG, à 8 heures) M. Arago essaya, de concert avec les élèves de l'Observatoire, de déterminer l'amplitude réelle du secteur et sa position. Le samedi 17, à pareille heure, les mêmes observa- tions furent répétées. Le secteur existait encore; ses formes et sa direction ne paraissaient pas notablement changées, mais la lumière était plus affaiblie que l'état de l'air ne semblait le comporter. Le dimanche 18, par un ciel d'une pureté vraiment remarquable, la lumière cométaire et celle de la queue, considérées dans leur ensemble, parurent avoir éprouvé, comparées à celles du vendredi, un affaiblissement très- sensible. M. Arago annonce que, sur ce point délicat, son opinion se trouve corroborée par la décision unanime et parfaitement décidée de MM. de Ilumboldt, Mathieu, Eugène Bouvard et Plantamour. L'affciiblissemeiit du secteur lui-même se déduit d'ailleurs, avec plus d'évi- dence encore, des difficultés qu'on éprouve à déterminer SUR LES COMITES. 491 son orientation, son ouverture an^ukiirc et ses dimen- sions rectilignes, à l'aide de divers micromètres appliques à la lunette de Fcquatorial. M. Arago déclare qu'en faisant dès aujourd'hui cette communication verbale à l'Académie, il a surtout voulu appeler l'attention des astronomes sur des changements physiques bien étranges, et qui leur échapperaient si, comme jadis, ils se contentaient de diriger sur la comète actuelle des télescopes armés de faibles grossissements. Au surplus, a-t-il ajouté, je ne manquerai pas de faire connaître et les résultats des nouvelles observations que l'état du ciel nous permettra de faire, et les conséquences qui pourront s'en déduire, aussitôt qu'elles auront quel- que certitude. [Le 20 octobre M. Arago a continué à rendre compte des changements physiques survenus dans la comète de Halley : ] Le temps n'a pas été favorable : un ciel couvert a, pendant plusieurs jours consécutifs, totalement dérobé la vue de l'astre aux astronomes. La question de savoir par quelle transformation la matière nébuleuse est passée d'un certain mode d'agglomération à un mode difféi'ent ne pourra donc pas être résolue à l'aide des seules ob-, servations de Paris. Il faudra, inévitablement, recourir aussi à celles qui, on doit l'espérer, auront été faites dans d'autres lieux. On a vu plus haut qu'il existait le jeudi 15 octobre un secteur lumineux dans une certaine partie de la tête de là comète de Halley ; que le lendemain IG, ce secteur 492 SUR LES COMÈTES. avait disparu, et qu'un autre plus brillant, plus ouvert et plus étendu longitudinalement, s'était formé ailleurs; que ce second secteur fut observé le 17 et semblait déjà moins vif; que le 18 l'alTaiblissement était extrêmement prononcé. Depuis, la comète resta cachée jusqu'au 21. Ce jour-là, à 6 heures trois quarts, on apercevait dans la nébulosité trois secteurs distincts. Le plus faible et le plus délié des trois était situé sur le prolongement de la queue. Le 13 octobre, il n'existait plus aucune trace de secteurs. La comète avait tellement changé d'aspect, le noyau, jusqu'à cette époque si brillant, si net, si bien défini, était devenu tellement large, tellement diffus, qu'on ne croyait à la réalité d'une variation si grande, si subite, qu'après s'être assuré qu'aucune humidité ne recouvrait ni l'ocu- laire, ni l'objectif. Le noyau occupait peut-être, comme les jours précédents, le centre de la chevelure, mais la région orientale de cette nébulosité était certainement beaucoup plus vive que la partie opposée. Dans les premiers moments de l'apparition de la comète, M. Arago avait indiqué une méthode photomé- trique qui, bien appliquée, semblait devoir conduire à décider si ces astres empruntent leur lumière au Soleil ou s'ils sont lumineux par eux-mêmes. Cette méthode avait cela de particulier qu'elle n'exigeait pas que le volume de la comète restât constant : il suffisait que les changements s'opérassent avec une certaine régularité. Or, sous ce rapport, la comète de Ilalley se trouve dans un cas telle- ment exceptionnel, ses variations d'intensité sont si brusques, si imprévues, si bizarres, qu'il y aurait une grande témérité à essayer de déduire quelque consé- SUR LES COMÈTES. i93 quence exacte d'observations qui , dans les circonstances ordinaires, conduiraient certainement au but. M. Arago y a donc renoncé pour cette fois, mais en même temps il a essayé de résoudre le problème à l'aide des propriétés de la lumière polarisée. Quelques explications très- courtes feront comprendre ce dernier moyen d'investi- gation. Toute lumière directe se partage constamment en deux faisceaux de même intensité, cjuand elle traverse un cristal doué de la double réfraction; toute lumière réfléchie spé- culairement donne, au contraire, dans certaines positions du cristal à travers lequel on l'a fait passer, deux images d'intensité dissemblable, pourvu cependant que l'angle de réflexion n'ait pas été de 90°. Théoriquement parlant, rien ne semble donc plus facile que de distinguer la lumière directe de la lumière réfléchie; mais dans l'appli- cation il n'en est pas ainsi : sous certains angles de réflexion pour divers corps, et sous tous les angles pour d'autres natures de corps, la différence d'intensité des deux images est inappréciable à nos organes. Il faut ajouter que les seuls rayons régulièrement réfléchis clian- gent ainsi de nature (se polarisent) dans l'acte de la réflexion ; que ceux, au contraire, qui après s'être, pour ainsi dire, identifiés avec la substance des corps, font voir cette substance de tous les côtés, conservent avec la lumière directe la propriété de donner toujours deux images à très-peu près égales; enfin, que dans le plus grand nombre de cas, et surtout quand il s'agit des corps célestes, la lumière régulièrement réfléchie, la lumière spéculairc qui arrive à notre œil, est une si petite partie 194 SUR LES COMÈTES. de la IiiiDière totale, qu'on ne doit guère espérer d'aper- cevoir quelque dissemblance entre les deux parties du faisceau bifurqué. Toutefois, en s'aidant de diverses pré- cautions dont le détail serait ici sans intérêt, M. Arago jiarvint à discerner une très-légère différence d'intensité entre les deux images de la brillante comète de 18i9. (Voir plus loin le chapiti'e consacré à cette comète.) Nous venons de dire que la différence des deux images de la comète de 1819 était très-légère: or, quoiqu'en se servant de l'appareil de M. Arago, MM. de Humboldt, Bouvard et Mathieu fussent arrivés au même résultat, il était désirable que l'importante conséquence astronomique qui s'en déduisait ne fût pas uniquement fondée sur une fugitive inégalité d'éclat ; les erreurs qu'en ce genre on trouve dans les travaux des plus célèbres physiciens sont connues de tout le monde. M. Arago modifia donc son premier appareil do ma- nière que linégalitc primordiale des images dût se trans- former en une dissemblance de couleur. Ainsi, au lieu d'une image forte et d'une image faible, on devait avoir, pour certaines positions, une image rouge et une image verte; pour d'autres, une image jaune et une image vio- lette, et ainsi de suite, en parcourant d'un côté toutes les couleurs prismatiques, et de l'autre toutes les nuances complémontaires. Nous ne parlerons pas ici des expé- riences à l'aide desquelles on a reconnu qu'une très-légère différence d intcn. ayant été assez beau pendant le mois der- nier, les astronomes ont fuit un très-grand nombre d'ob- servations de cet astre, de manière à pouvoir déterminer ses éléments paraboliques avec beaucoup d'exactitude; ceux que je publie aujourd'hui se fondent sur les obser- vations faites depuis le 3 juillet jusqu'au 1" de ce mois (août). Voici ces éléments : Instant du passage de la comète à son périhélie : le 28 juin , à 5 heures 17 minutes, temps moyen, compté de minuit. Distance périhélie, la distance du Soleil à la Terre étant prise pour unité 0.3Zi007 Longitude du nœud ascendant 270" Zi2' 3h" Longitude du périhélie 287 U 55 Inclinaison de Torbite 80 Zi5 0 Mouvement héliocentrique direct. « Ces éléments représentent les observations as.sez exactement; les plus grandes erreurs en longitude ne s'élèvent pas au-dessus de 26", et elles sont au-dessous de 50'^ pour la latitude. Ces éléments seront probablement perfectionnés à l'aide des observations que l'on fera encore avant l'entière disparition de la comète (voir Astronomie populaire^ t. n, p. SO/i); mais il est probable qu'on ne pourra ni déterminer son ellipse, ni par conséquent an- noncer iion retour. Déjà, dès ce moment, on peut affirmer que cet astre ne ressemble à aucune des comètes ancien- nement observées : il était donc impossible de prédire son apparition. « Il résulte des éléments précédents que, lors du pas- sage de la comète au périhélie, le 28 juin, sa distance au Soleil était d'environ 12 millions de lieues. Le 3 août, cette dislance était à peu près égale à Sk millions de XI. — II. 33 514 Sun LES cu.Mr/rES. lieues. Enfin, le 3 juillet, quand la comète a été pour la première fois aperçue à Paris, elle était éloignée de la Terre d'environ 28 millions de lieues. » Dans le moment de son apparition, la comète qui nous occupe n'était pas très-éloignée de la Terre; le 29 juin, par exemple, sa distance à la Terre ne dépassait guère 0.05, c'est-à-dire le vingtième de la distance du Soleil; le 3 juillet, elle n'était encore que de 0.1. Le 2/i juillet, cet astre était déjà douze fois plus loin que le 29 juin. Il est donc facile de concevoir pourquoi il s'est si rapide- ment affaibli. On suppose assez généralement que les queues des co- mètes se composent de vapeurs légères transportées à de grandes distances par l'impulsion des rayons solaires. Dans cette hypothèse, la queue doit être presque diamé- trnlemcnt opposée au Soleil; ce qui est conforme aux observations. Le 3 juillet, vers minuit, la queue de la comète de 1819 était, de plus, à peu près verticale; mais cette circonstance particulière, que le public a beaucoup remarquée, est une conséquence immédiate du principe que nous venons d'énoncer, et tient uniquement à ce que la comète et le Solci! avaient alors des ascensions droites peu inégales, et que ces deux astres arrivaient au méridien vers la môme époque. La comète s'étant beaucoup dépla- cée plus tard, la ligne qui joignait son centre à celui du Soleil n'a plus été verticale à minuit, et la queue, dont cette ligne indique constamment la direction, était, à la même heure, sensiblement inclinée à l'horizon. La lon- gueur absolue de la queue peut facilement se déduire de l'angle qu'elle sous-tendait et de la distance de la comète SL'IÎ I ES (:n.Mi:iI-S. 515 à la Terre : on a trouvé ainsi que, le 3 juillet, cette lon- gueur n'était pas tout à fait de 700 mille lieues. La ma- tière de la queue el celle de la chevelure étaient, comme d'habitude, d'une rareté extrême; la lumière des plus petites étoiles n'éprouvait j)as d'alTaiblissement sensible en travei'sant la nébulosité même dans le voisinage du noyau. Olbcrs a fait sur cette comète cette remarque impor- tante : c'est que le 26 juin 1819 au matin, le Soleil, la comète et la Terre étaient presque sur une même ligne droite; conséquemment, la comète, pendant un temps assez long, a dû se projeter et être visible sur le Soleil. D'après ses calculs^ Olbcrs a trouvé que le noyau de la comète a atteint le bord austral du Soleil le 26 juin, à 5'' 39"' de temps moyen compté au méridien de Berlin ; le mouvement de la comète était dirigé du sud au nord : h 7'' 30'", cet astre était placé à 1' 27'^ à l'ouest du centre du Soleil ; son émersion au bord septentrional du disque doit avoir eu lieu à 9'' 18'". Olbers a ajouté ces mots : 0 On ne peut pas déterminer avec exactitude l'étendue de la ([uoue de la comète; il est cependant très-probable que quelques-unes de ses parties se sont mêlées à notre atmosphère, quoiqu'il ne m'ait pas été possible d'en aper- cevoir aucune trace. Il serait bien à désirer que quelqu'un eut observe accidentellement le disque solaire le 26 juin au matin, dans le but d'examiner les taches. » Voilà évidemment des questions de la plus haute im- portance. Et d'abord, la comète a-t-elle passé devant le disque du Soleil? Les conséquences qui pouvaient résulter des observations de l'état de la surface solaire, faites en rM6 SUR LES co:\jKtes. ce moment par quelque astronome non prévenu du phé- nomène, devaient être trop curieuses relativement à la constitution physique des comètes, pour qu'on ne cher- chât pas à vérifier, par de nouveaux calculs, les nombre? (lu'Olbers avait obtenus. Bouvard a bien voulu , à ma prière, déterminer l'instant de l'entrée de la comète sui le disque solaire, et celui de la sortie, en se servant des cléments paraboliques qu'il avait préalablement détermi- nés et qui représentent avec une précision remarquable toutes les observations faites depuis le 3 juillet jusqu'au i" septembre. Voici ses résultats : La comète a atteint le bord inférieur du soleil le 26 juin 1819, à 5''lo"' du matin, temps moyen de Paris. l'allé a dû sortir, au bord supérieur, à 8''50"\ et se pro- jeter conséquemment sur le disque solaire pendant trois lieures trente-sept minutes. En tenant compte de la différence des longitudes entre Paris et Berlin, on verra que ces nombres ne s'écar- tent des résultats d'Olbers que d'environ treize minutes. Le général Lindener, gouverneur de Glatz, ayant pu constater qu'il avait observé le disque solaire précisément au moment calculé par Olbers et ayant lu sur ses registres qu'il n'avait vu alors aucune tache sur le Soleil, Bode se hâta de publier le fait, et il en conclut que probablement le noyau de la comète n'était pas un corps opaque. Cette conséquence était d'autant plus naturelle que l'objet spécial des recherches du gouverneur de Glatz était précisément l'étude des tîiches solaires. Il fallait aussi en conclure que les chevelures qui entourent gé- néralement les noyaux des comètes n'interceptent pas Srn LES COMETES. o;7 d'une manière apprcciaiDle la lumière qui les travcrso. Quant au noyau proprement dit, il eût dû être, le 2Gjuin, ou diaphane lui-même, ou extrêmement petit; mais lo 3 juillet au soir, huit jours seulement après le passage de la comète sur le Soleil, à l'instant de sa première apparition à Paris, le noyau sous-tendait un angle très- sensible et qui aurait certainement pu s'apercevoir avec un grossissement de huit ou dix fois qu'employait le général Lindener; ainsi la portion centrale et douée d'une lumière uniforme, que les astronomes appellent le noyau, devait être au moins diaphane en partie; rien n'empêchait ensuite qu'on n'admît que le noyau lumi- neux enveloppait un corps solide , opaque, qui, par la petitesse de ses dimensions, avait échappé aux observa- tions : les grossissements dont se servait le général Lin- dener permettaient, dans tous les cas, de supposer que ce corps opaque, s'il existait, ne sous-tendait pas, dans le cas actuel, un angle de plus de 2'' de degré. Toutes ces conséquences reposaient sur la double supposition que le général Lindener avait une très- grande habitude des observations astronomiques et que sa vue, à l'âge avancé de soixante -dix -sept ans, étr.it encore suffisamment bonne. Malheureusement, voici des témoignages incontestables c{ui prouvent l'existence de taches le 2G juin, ce qui démontre une fois de plus coii^- bien il faut être réservé dans les conséquences à tirer de faits purement négatifs. M. Schumacher, à /^Itona, a déterminé l'erreur de collimation du sextant deïroughton plusieurs fois au mois de juin 1819 et entre autres le 25, vers 20''. 11 s'est posi- 518 SUR LlïS COJll'ÏES. tivement rnppeh' n'avoir jamais vu le Soleil sans taches. Le professeur Brandes, à Breslau, a regardé le Soleil le "2G juin, un peu avant midi, avec une lunette grossis- sant ok fois, et il a aperçu une tache bien visible prête à passer derrière le disque, et précisément à l'endroit où devait être la comète d'après les calculs de son orbite. Le docteur Gruithuysen, à JMunich, a vu, le 2G juin, à 8'' du matin, deux petites taches sans nébulosité, près du bord occidental du Soleil. Il en a vu une aussi au milieu du disque. « Autant que se rappelle M. Gruithuysen, dit Olbers qui a discuté tous ces faits, la tache du milieu était très-petite et indéterminée ; il serait donc possible que ce physicien eût vu la comète sur le disque du Soleil. Néanmoins, il restera des doutes tant qu'on n'apprendra pas qu'un autre observateur a vu ce point noir soit avant, près du bord austral, soit après, près du bord boréal, attendu qu'on n'a jamais vu des taches dans le voisinage des pôles du Soleil. Cette tache du milieu paraissait un peu plus grande que le double du li^ satellite de Jupiter; ce n'était pas une ancienne tache : en effet, quatre jours auparavant, M. Gruithuysen avait observé les taches sui- vantes : près du bord occidental, une grande tache avec nébulosité; vers le milieu, mais encore un peu à l'occi- dent, trois nouvelles taches d'une certaine grandeur et beaucoup de petites ; tout près du bord oriental, une petite tache. Les grandes taches du milieu devaient être, dit M. Gruithuysen, le 26 juin, près du bord occidental, et avoir diminué beaucoup; celle du bord oriental avait disparu; au moins est-il certain qu'elle n'était pas par- venue au milieu du Soleil en quatre jours : il suit de là, SL'U Ll-S CO.METl-S. o19 que le petit point noir au milieu du dis(iue, le 26 juin, était une tache nouvelle ou le noyau de la comète. » Les observations de Brandes et Gruithuysen paraissent indiquer que, entre le 23 et le 28 juin, nulle des taches ordinaires, vues avant ou après cette époque, n'a pu se montrer au milieu du disque solaire, et l'observation faite à Hanovre par le professeur Wildt paraît confirmer celle faite le 2G juin par le docteur Gruithuysen. Le professeur Wildt a vu une tache indéterminée sur le Soleil ; elle lui parut peu intéressante^ précisément parce qu'elle était comme délayée, et il ne la consigna pas sur son registre. N'est-ce pas le lieu de remarquer que la constatation exacte d'un fait physique n'est jamais indiflerente dans les sciences d'observation? Il est très-regrettable qu'il n'y ait eu aucune observa- tion décisive d'un phénomène aussi intéressant et aussi rare que la projection du noyau d'une grande comète sur le disque du Soleil. Le 20 juin, la distance de la comète à la Terre était les sept-dixièmes environ de la distance de la Terre au Soleil. La queue, à la même époque, si j'en juge du moins par les dimensions qu'elle avait le 3 juillet, ne devait guère surpasser le dixième du rayon vecteur du Soleil: je ne devine pas sur quels éléments Olbers s'est appuyé pour avancer qu'une portion de cette queue a dû proba- ûlement pénétrer dans l'atmosphère terrestre. On avait déjà eu recours au passage de la Terre dans une queue de comète pour expli([uer le brouillard singu- lier qui, en 1783, couvrit la presque totalité de l'Europe. Plusieurs des phénomènes dont l'apparition de ce brouil- 520 SUR LKS COMËTKS. lard fut accompagnée peuvent se concilier avec l'hypo- thèse en question; mais il en est un qui, si je ne me trompe, lui est directement contraire. Ce brouillard ou cette fumée, comme l'ont appelé quelques météorologistes, ne ressemblait aucunement aux brouillards ordinaires. Ceux-ci sont généralement fort humides; toutes les relations s'accordent à présenter l'autre comme très-sec. A Genève , Senebier trouva que l'hygromètre à cheveu de Saussure qui, dans les brouil- lards proprement dits marque 100% n'indiquait dans celui de juin 1783 que 68% 57% 65% 67% etc. Ce brouillard commença le même jour (18 juin) dans des lieux fort distants les uns des autres, comme Paris, Avignon, Turin, Padoue ; il dura plus d'un mois. 11 ne paraissait pas apporté par l'air; car, dans cer- tains points, il se montra par le vent du nord et dans d'autres par des vents de l'est ou du sud. Les voyageurs le rencontrèrent sur les plus hauts som- mets des Alpes. Les pluies abondantes qui tombèrent en juin et juillet et les vents les plus forts ne le dissipèrent pas. Jamais les orages ne furent ni aussi fréquents ni aussi intenses que pendant la durée de ce brouillard. En Languedoc, sa densité fut telle quelquefois que le Soleil n'était visible le matin qu'à 12 degrés de hauteur au-dessus de l'horizon; le reste du jour cet astre était rouge et pouvait être observé à l'œil nu. MM. de Lamanon et Van Swinden, dont l'un résidait en Provence et l'autre en Hollande, assurent que le brouillard répandait une odeur désagréable. Sï n LKS COMETES. 5Î1 Enfin, et ceci est très-digne de remarque, le brouillard paraissait doué d'une vertu pliosphorique : du moins quelques observateurs assurent que, le jour môme de la nouvelle lune, il répandait une lumière presque égale à celle que nous recevons de cet astre dans son plein et qui suffisait pour apercevoir distinctement des objets éloignés de plus de 200 mètres. Admettons pour un moment que tous ces phénomènes étaient produits par la queue d'une comète alors plongée dans notre atmosphère, et dont le noyau, qui pouvait se coucher presque en même temps que le Soleil, ne s'aper- cevait pas; il est évident que, dans cette hypothèse, une partie déterminée de la queue devait, en vingt-quatre heures, venir successivement se mêler aux atmosphères de tous les points placés sur le même parallèle à l'équa- tcur, en sorte que les observateurs situés, par exemple, sous /i8°50' de latitude nord, en Asie, en Europe, en Américiue , auraient chaque jour aperçu un brouillard exactement pareil à celui qu'on remarquait en même temps à Paris. Or, ceci n'est pas conforme aux observa- tions; car tous les navigateurs se sont accordés sur ce fait qu'il n'y avait plus de traces de brouillard dans l'Océan Atlantique dès qu'on était à cent lieues des côtes occidentales d'Europe. J'ajouterai que nulle part on ne trouve la preuve que le brouillard ait été observé en Amé- rique : du sud au nord, il s'étendait depuis la côte sep- tentrionale d'Afrique jusqu'en Suède. La brillante comète de 1819 a été l'objet de l'étude particulière de M. Cacciatore, directeur de l'Observatoire de Palerme, qui a publié à cette occasion un opuscule. 622 SUR LES COMKTI-S. Dans son Introduction, rauteur donne les idées qu'il s'est formées sur la nature et l'origine des comètes; mais il n'y a pas lieu de s'y arrêter. Les observations ont été faites avec le beau cercle entier de Ramsden que possède l'Ob- servatoire de Palerme; elles embrassent l'intervalle com- pris entre le 3 juillet et le 11 août, et se composent chaque jour de la hauteur et de l'azimut de la comète. M. Gac- ciatorc en a déduit ensuite les ascensions droites et les déclinaisons par le calcul. Les éléments paraboliques que ces observations fournissent diffèrent assez peu de ceux que M. Bouvard avait déjà obtenus et qui ont été insérés plus hayt (p. 5lo). M. Cacciatore annonce avoir aperçu des traces non équivoques de phases dans le noyau de cette comète. Voici la traduction littérale de tous les passages de sa brochure qui se rapportent à ce genre d'observations : » 5 juillet. La comète se voit avec exactitude et présente une phase semblable à celle de la Lune dans son crois- sant. J'estime que le noyau, qui est bien distinct, sous-tend un angle d'environ 8'^.. «7 juillet. Le croissant du disque de la comète est très-distinct; son diamètre me paraît être de 7" ou 8"... « ili juillet. La phase de la comète a changé : le crois- sant s'est tourné vers le sud... « 15 juillet au soir. Beau ciel; comète bien distincte; le croissant est vers le sud... « 23 juillet au soii-. On n'aperçoit plus de croissant sur le disque de la comète... « Depuis le 2> jusqu'au 23 juillet, la comète conserva une grande vivacité de lumière, et son noyau, qui se SUR LES CO.MriES. 523 distinguait très-aisément de la nébulosité dont il était entouré, ressemblait h la Lune dans son croissant. Dans les premiers jours, le croissant paraissait placé à très-peu près dans la direction de la queue; mais le 15 juillet, il s'était déjà tourné vers la région opposée à cette môme queue... « Le 5 août. J'observai, au travers de la nébulosité, très-près du noyau, une étoile qui était tout au plus de dixième grandeur. » Si les expressions de ce paragraphe laissaient quelque ambiguïté, nous ajouterions que, dans les figures qui accompagnent le Mémoire de M. Cacciatore, la ligne qui joint les deux cornes du croissant coïncide avec la direc- tion de la queue le 3 juillet, et lui est, au contraire, per- pendiculaire le 15 du même mois. Faut-il maintenant conclure de ces observations, comme le pense M. Cacciatore, que les comètes ne sont pas lumi- neuses par elles-mêmes, et que leurs noyaux, leurs che- velures et leurs queues ne brillent jamais que de la lumière du Soleil réfléchie. Cette conséquence découlerait rigou- reusement de ce qui précède, si les irrégularités dans la l'orme du noyau (jue M. Cacciatore a remarquées étaient de véritables phases; mais le contraire semble facile à prouver. On sait, en eflét, que les queues des comètes sont toujours diamétralement opposées au Soleil. Les parties les plus éloignées de ces traînées lumineuses olTrent (iiielquefois de légères déviations: dans aucun cas, on n'en observe de sensibles près du noyau. 11 résulte de là que, si jamais une comète se présente avec des phases, la ligi.e de séparation d'ombre et de lumière devra être per- 52i SU F'» LRS COMHTKS. pendiculaire à la dircclion de la queue, puisque cette direction est précisément celle des rayons solaires qui viennent éclairer le noyau. Le 15 juillet 1819, le croissant dessiné par M. Cacciutore était placé de manière h faire croire à l'existence d'une phase; mais dix jours aupara- vant, le 5 juillet, la ligne des deux cornes coïncidait, au contraire, comme nous l'avons déjà dit, avec la direction de la ([ueue, et, dans ce cas, il est de toute évidence que l'irrégularité observée dans le disque tenait à la forme particulière de la comète et ne dépendait en aucune ma- nière de la position de cet astre à l'égard du Soleil : ne pourra-t-on pas maintenant admettre que cette expli- cation doit également s'appliquer à la prétendue phase du 15 juillet. Les observations de M. Cacciatore prouvent donc seulement que les noyaux des comètes sont quelque- fois très-irréguliers, et qu'en peu de jours ils changent sensiblement de forme, mais elle.n'éclaircissent point les doutes que les astronomes consei'vaient encore sur la nature de la lumière des comètes, et cette intéressante question reste enveloppée dans la même obscurité. VI COÎIÈTE DE 1816^ L'extrême faiblesse de la lumière de la comète décou- verte par M. Pons, à Marseille, à la fin de janvier 1816 (n° 130 du catalogue des comètes calculées), n'a permis 1. Note puhliôe en février 1816. [Annales de cnimie et de phy- sique, t. I, p. 202.) de l'observer que très-rarement et d'une manière très- imparfaite. Toutefois, en réunissant une observation que j'ai faite à Paris, avec M. Bouvard, à quelques observa- tions de Marseille, M. Burkhardt a trouvé, par une première appi'oximation, les éléments suivants, dont les astronomes pourront se servir au besoin pour chercher l'astre après son passage par le périhélie. Inclinaison ZiS" 5' 26" Kunid ascendant 323 lli 56 Longitude du périhélie 267 35 36 Distance périhélie 0. 0/i8503 Passage au périhélie, !-'■ mars 1816, à 8" 27"'. Sens du mouvement direct. VII COMÈTHS DE 1822 ' 1" comète de 18'22 (n° 137 du catalogue des comètes calculées. ) — Cette comète a été découverte à Marseille, dans la constellation du Cocher, le 12 mai 1822, par M. Gambart fils, directeur-adjoint de l'Oliservatoire. M. Pons l'a vue àMarlia, le ili mai, et M. Biela, à Prague, le 17. A la fin du mois de juin elle avait totalement disparu. L'orbite a été calculée par MM. Gambart, Nicollet, Carlini et Encke. Yoici les éléments qu'a obtenus le pre- mier de ces astronomes ; ils représentent les observations d'une manière remarquable : 1. annales de chimie et de phyùque, t. XXI, p. ^26. 626 SUR l.KS COMtTKS. Passairc au périhélie, le 6 mai. à 1" 57"' 39' (temps moyen compté de minuit, à Marseille). Distance périhélie 1. 50^309 Nœud ascendant 177" 22' 26" Périhélie 192 Z|5 3à Inclinaison 53 3G 12 Mouvement rétrograde. Co-s éléments ne ressemblent point h ceux des comète?. connues. L'astre auquel ils appartiennent ne s'était donc pas montré depuis que les observations astronomiques sont devenues assez exactes pour servir au calcul des orbites. 2^ coi\\èlc de 1822. — L'infatigable M. Pons a décou- vert cette nouvelle comète dans la constellation des Pois- sons le 31 mai, vers deux heures du matin. 11 n'y a remar- qué ni queue ni noyau ; l'aspect est simplement celui d'une nébuleuse qui serait un peu condensée au centre. Au moment de son apparition, l'astre s'avançait rapi- dement vers le sud ; aussi, en moins de quinze jours s'est- il perdu sous l'horizon de nos climats. M. Gambart, à Marseille, et 12« Gaturegli, à Bologne, sont les seuls astro- nomes qui l'aient observé. Les positions obtenues à Bolo- gne étant défectueuses, à raison de l'excessive faiblesse de l'astre, on n'a pas pu calculer l'orbite : trois observa- tions au moins sont nécessaires pour cela, et M. Gambart n'en a fourni que deux, la première du 10, et la seconde du 11 juin. Si les astronomes anglais nouvellement établis au cap de Bonne-Espérance et au port Jackson, dans la Nouvelle-Hollande, ont vu cette comète, quand ce ne serait qu'une seule fois, il sera possible de déterminer ses éléments paraboliques : nous nous empresserons, dans ce SUR LI-S COMliTIÎS. 527 cas, de les publier. (Voir la comète if 138 du catalogue des comètes calculées, Astronomie populaire, t. ii, p. SO/i 61354.) 3' cnmi'le de 1822. — C'est encore M. Pons qui a dé- couvert cette troisième comète le 13 juillet 1822, à neuf heures et demie du soir (n° 139 du catalogue des comètes calculées) . Sans avoir connaissance de l'observation anté- rieure faite par l'astronome de Marlia, M. Gambart fils a vu le nouvel astre, h Marseille^ le 16 à dix heures du soir, et M. Bouvard, à Pai'is, quatre jours plus tard. A.U moment de la découverte, la comète se trouvait dans la constellation de Cassiopée. Elle était alors petite, invisible à la vue simple, d'une nébulosité très-blanche, mais peu étendue. Depuis, sa lumière a sensiblement augmenté et le noyau est devenu distinct. Vers la fin du mois d'août, elle brillait, à l'œil nu, comme les étoiles de troisième grandeur. A la même époque, il s'était aussi formé une queue assez apparente, opposée au Soleil et de près de deux degrés d'étendue. Un grand nombre d'astronomes ont essayé de déter- miner les éléments de l'orbite du nouvel astre. M. Mossoti crut que la parabole ne suffisait pas, et se fondant sur un petit nombre d'observations défectueuses et trop rappro- chées, il trouva une ellipse correspondante à une révolu- tion de trois ans. Des positions plus exactes et plus dis- tantes donnèrent à M. Encke une ellipse de 190 ans. Enfin, après une nouvelle discussion de la totalité des observations, le même calculateur a reconnu que l'ellip- ticité est insensible, et que la marche de la comète, dans toute la portion d'orbite qu'elle a parcourue depuis le 528 SUR I.KS COMf-TES. 13 juillet, jour de sa découverte, jusqu'au 22 octobre, époque de sa disparition, est exactement représentée par les éléments paraboliques suivants, dus à M. le profes- seur Nicolaï. Ceux que MM. Bouvard, Gambart et Schu- macher ont obtenus de leur côté en dilTcrcnt à peine. Passage au périhélie, 1822, octobre 23J™". 6530 (temp^ moyen de Manlieim). Longitude du périhélie 271° /i8' 9" Longitude du nœud 92 /i2 /i7 Inclinaison de l'orbite 52 39 6 Distance périhélie 1 . IZ16Z1 Sens du mouvement rétrograde. Voir de nouveaux calculs [Astronomie populaire^ t. Il, p. 3/i7). VIll COilÈTE DK 1823' On n'a observé, en 1823, qu'une seule comète (n° l/iO du catalogue des comètes calculées). Elle a été vue en France vers quatre heures du matin, à la Chapelle, près de Dieppe, par M. de Brcauté, et à Dunkerque, par M. Perrier. Les astronomes en ont calculé l'orbite. Les éléments paraboliques n'en ressemblent point à ceux des comètes anciennement observées. Pendant quelques jours, la forme de cet astre a été très-singulière : D'après une opinion généralement reçue parmi les observateurs, les queues des comètes sont toujours oppo- 1. Annales de chimie et de physique, t. XXVII, p. 389. SUR LKS COMETES. 329 sées au Soleil; leur position ne dépend aucunement de la direction suivant laquelle Tastre se meut. Quoiqu'on n'ait pas trouvé jusqu'ici une explication satisfaisante de ce phénomène, on s'était néanmoins accordé à reconnaî- tre que l'impulsion des rayons solaires devait y avoir une grande part; mais la comète de 1823 est venue ajouter de nouvelles difTicultés à toutes celles qui déjà avaient arrêté les astronomes dont ce problème a exercé la sagacité. Le 23 janvier 1824, la comète, outre sa queue ordi- naire opposée au Soleil, en avait une autre dirigée vers cet astre, ce qui lui donnait quelque ressemblance avec la grande nébuleuse d'Andromède. La première queue paraissait embrasser un espace d'environ 5°; la seconde ne se voyait guère que dans une étendue de li" ; les axes n'étaient pas exactement placés sur la même ligne, mais l'angle qu'ils formaient entre eux différait peu de 180°. Près de la comète, la queue extraordinaire se voyait à peine ; le maximum d'éclat était à 2° de distance du noyau. Dans les premiers jours de février, on n'aperce- vait plus que la queue opposée au Soleil ; l'autre avait disparu ou s'était tellement nffaiblie que les meilleures lunettes de nuit, par le temps le plus serein, n'en pré- sentaient aucune trace. Les résultats qui précèdent sont le résumé des obser- vations faites à Paris, Marseille, Marlia, Bremen, Gœt- tingue et Prague. Aucune comète observée jusqu'à ce jour n'avait présenté une forme aussi bizarre. Dans celle de ilhll, il est vrai, on distingunit six queues que sépa- raient des espaces totalement obscurs; mais elles étaient XI. — II. 3Zj Ô30 SUR LES COMÈTES. toutes à Topposite du Soleil, et l'angle formé par les deux extrêmes ne surpassait pas 60 degrés. La théorie des mouvements des comètes est à peu près complète ; nous avons, au contraire, fort peu de notions précises sur la constitution physique de ces astres. C'est un problème qui méiite de fixer l'attention des physi- ciens, et dont l'étude des propriétés des gaz nous révélera peut-être un jour le mystère. IX COMÈTE DU MOIS DE JUILLET 182^^ La comète découverte, en juillet 1824 , par MM. Pons et Giimbart, a été visible fort longtemps (n° l/i2 du cata- logue des comètes calculées). Voici les élém.ents para- boliques que M. Bouvard a déduits d'une longue série d'observations distribuées sur un arc de 111°. Ils ne ressemblent point à ceux des comètes connues : Passage au périhélie, 29 septembre, 3.6192 (temps moyen, compté de minuit). Distance périhélie 1 . 0^99075 Longitude du périhélie !i"3l' hlî' Longitude du n(pud 279 17 /lO Inclinaison de rorl)ite 5i 36 ZiO Sens du mouvement direct, 1. yînnalcs de chimie et de physique, t. XXVII, p. 390. SUIl LES CO.MKTES 531 X 3'' corn i:tk de 1S/iO • Mon illustre ami, Alexandre de Ilumboldt, m'a écrit la lettre suivante : « J'espère, mon clicr ami, que tu auras déjà reçu la petite lettre dans laquelle je t'annonçais la découverte d'une troisième comète faite par M. Galle. Voici les éléments de cette comète calculés par MM. Encke et Galle. Je vais traduire la Notice que ce jeune astronome me communique en ce moment. « Dans les deux dernières nuits, nous avons obtenu deux nouvelles positions de la troisième comète au grand réfracteur de Frauenhofer. Temps moyen de. Bfir'.iii. AscensiiMi droile. Déclinaison. Mars 10... 16'' 36'" 60^ ;!'29"28"27".9 -f' J8" 25' 8". G. 11... 16 51 55 3ol U 29 .0 +23 8 39 .5. (( En combinant la première de ces deux observations avec les observations des G et 7 mars, nous avons calcule hier, M. Encke et moi, les éléments de la troisième comète. Les résultats que nous avons obtenus sont les suivants : Passaçp par le pr^rihélie, 18/|0 avril . . . 2.353 Distance périhélie 9.87/46 Longitude du périhélie 323" 60' Longitude du nœud asc luiant 185 5'i Inclinaison 79 5' 3" l\Iouveuient direct. M Ces éléments coïncident si bien avec les éléments d ^ 1. Compks rendus de l'.lcadtmie des sciences, t. .\, p. 53'i. 532 SUR LliS C(i:\ir:TES. la comète de 1097 observée à Péking, que ridentitc des deux comètes me paraît assez probable. On a vu aussi dans rintervalle de 1097 à 1840, dans l'année 1468, une grande comète, qui, d'après la description qui en a été donnée, pourrait être regardée comme identique avec la troisième comète que nous venons d'observer. La révolu- tion serait donc à peu près de 370 années. Les appari- tions de la comète tombant en 1097 et 1468, en automne, l'astre devait paraître beaucoup plus lumineux qu'aujour- d'hui, si en même temps il se trouvait près de son nœud descendant et par conséquent près de la Terre; malgré la grande distance à laquelle la comète paraît être eu ce moment, la longueur de la queue, vue dans un chercheur de comètes, excède 5°. Il y a, à côté de la grande queue, deux petites queues secondaires. La comète de 1097 avait aussi , selon quelques observateurs , une queue secondaire. » L'important résultat contenu dans la lettre qu'on vient de lire se déduit aussi des éléments calculés sur les seules observations faites à Paris entre le 16 et le 27 mars. Ces observations, diversement combinées par groupes de trois, ont donné les éléments suivants pour cette S*" comète de i8/i0 (n° 161 du catalogue des comètes calculées) : M. Eiig. Bouvard. M. Lmgier. M. Mauvais. Pass. au périliélie, 18û0 avril, t. m. de Paris. 1.715'i 2.2089 2.5f)6ù Distance périhélie 0.7i8i 0.7483 0.7Zi81 Longitude du périhélie. 322° 15' 15" 323" 29' 0' 32V 22' 50" Longitude du nœud 185 5159 185 59 23 18G .'; Zi8 Inclinaison 79 57 36 7vi 53 Zi7 79 51 7 Sens du mouvement Dirt-ct. direct. direcc. SUR LES COMÈTES. 533 Nous transcrirons ici, comme terme de comparaison, les éléments calculés par Burckhardt de la comète obser- vée en Chine dans l'année 1097 (n° 15 du catalogue des comètes calculées). Passage au périhélie, 1097 septembre, 21 à 9". Distance périhélie 0 . 7385 Longitude du périhélie 332" 30' Longitude du nœud 207 30 Inclinaison 73 30 Sens du mouvement direct. Il n'est peut être pas inutile de remarquer que, si ce n'était la distance périhélie, la comète actuelle pourrait être confondue avec celle de l'année ïll!\ [n" 89 du cata- logue des comètes calculées), à laquelle Méchain assigna l'orbite suivante : Passage au périhélie, 177i août, 15 à 10'' 55"" Distance périhélie 1 . Û29 Longitude du périhélie 317° 22' h" Longitude du nœud 180 /|9 !xS Inclinaison 83 0 25 Sens du mouvement direct. (Voir aussi astronomie populaire, t. Il, p. 344.) XI COMÈTE DE 1842 Le 28 octobre i8/i2, M. Laugier a découvert une comète à Paris, entre T et T iô"" du soir (n" 163 du 1. Comples rendus de l'Académie des sciences, t. X\, p. 816 et 948. '.\u s en i.FS r.OM[:TF.s. catalogue des comètes calculées). Elle se trouvait alors dans la constellation du Dragon, près de l'étoile A. Sa lumière était très-faible; on ne remarquait aucune trace de queue; le 30 l'intensité du nouvel astre avait augmenté. A jtartir du noyau, et dans la direction opposée au Soleil il y avait un prolongement lumineux sensible, une pre- mière apparence de queue. Le prolongement lumineux de la queue était de 10' ; la largeur de la nébulosité sous- tendait un angle de 5' environ. M. Mauvais découvrit la même comète le i■■..''■, -i du Lièvre; sa largeur, dans la partie la plus élevée, parut de 1. Depuis cette communication, M. Arago a reçu deux lettres desquelles il résulte avec évidence que, sans le mauvais temps, lai queue de la comète aurait pu être remarquée avant le 17. L'une da ces lettres est de M. Edward Cooper. Cet astronome, actuellement à Nice, entrevit la queue le dimanche 12, à 7^ 15 "'. Dans la seconde lettre, datée de la Tète-de- Buch , le 18 mars, M. Lalesque, docteur en médecine .dit : « Je vais vous parler d'un météore que j'ai vu pour la première fois il y a dix ou onze jours. » (Suit une descrip- tion (|ui ne peut s'appliquer qu'à la queue de la comète.) M. Franc Aufrère, capitaine adjudant-major au 3!i' régiment de ligne , en gar- nison à Auxonne, distingua la traînée lumineuse le 14, en faisant sa ronde. 538 SUI{ LliS COMITES. 1" environ; sa longueur totale ne devait pas être au-dessous de SO" à hO". Le samedi 18 mars, à 7'' 10'" du soir, on commence à voir avec beaucoup de difficulté les premières traces de la queue ; elle n'est bien visible qu'à 7" 30"' ; le ciel est très-pur. Le noyau a pu être observé : f l'ascension droite du noyau est UT 1' Zi8" j la déclinaison 9 ZiS 2 australe. Le noyau est donc fort i)rès de r, de TÉridan. La queue passe entre 7 et 5 de TÉridan , parallèlement à la ligne Z, e, S, de cette constellation ; elle couvre le groupe i, x.. x, v du Lièvre, et les derniè- res traces perceptibles paraissent s'étendre jusqu'à Ç, n du Lièvre, vers le milieu de l'espace compris entre ces deux étoiles. La queue a donc 63" de longueur; sa largeur, d'après des mesures, ne dépasse pas 1".2. Elle oft're une légère courbure; sa convexité est tournée vers le noi'd. Le dimanche 19 mars, on commence à apercevoir les premières traces de la queue à 7'' 15"'; le ciel est moins pur qu'hier. Des va- peurs, quelques nuages légers et transparents s'étendent à l'horizon sud-ouest. La position du noyau est : » -,1, ,r ,„, X , .^ • ( ascension droite .. . 63'' 5G' 0" A 7" Zio"' /4O' t. m. de Pans ,, ,. . n ••„ «t I déclinaison — 9 30 27 ^ ,. i en ascension droite. -{- 1 53 61 Mouvement diurne •. ,, ,. . , „.-,,,. ( en déclinaison -j- 0 17 ol La comète se rapproche donc du pôie boréal, et sa différence d'ascension droite avec le Soleil va en augmentant. Le noyau est à l''65' à l'est de r, de l'Éridan; la queue passe au-dessous des étoiles Ç, s, ^ de rÉridan, au-dessus de 7 dont elle est distante de 1"30'; elle couvre le grouj)e i, y- >., v du Lièvre, et son extrémité arrive un peu au-dessus de î du Lièvre. Elle a donc 61° 30' de longueur; sa largeur est de 1" 15' environ ; elle a été déterminée par comparaison avec le champ d'un chercheur. La courbure de la queue paraît à l'œil moins sensible qu'hier. Aujourd'hui, 19 mars, le noyau est beaucoup plus brillant, beaucoup mieux terminé. Ce n'est pas devant T Académie qu'il sera nécessaire de faire remarquer que les deux positions du noyau , en SUi{ LRS C0MÎ:TKP. 539 ascension droite et en déclinaison, des 18 et 19 mars, ne sutTisent pas pour déterminer l'orbite. Il faut attendre une troisième position. Immédiatement après, on pourra décider si la comète est nouvelle, ou si, au contraire, elle a été anciennement observ^ée. Ainsi on calculera sa dis- tance h la Terre et sa distance au Soleil, les dimensions absolues de la queue, etc. Je vais rapporter ici les dimensions angulaires et abso- lues de diverses queues de comètes, afin de faire voir combien on se trompe en assurant que rien de pareil ne s'était jamais montre dans le ciel : Comète de 1811. Longueur de la queue en degrés 23* — 17iZi. Six queues, chacune de 30 à /iO° (Les six queues embrassaient une largeur totale de lik"). Comète de 1689. (Elle était courbe comme un sabre turc, disent les historiens) 68° — 1680 90 — 1769 97 — 1618 lOi Longueur absolue. Comète de 1680 /jl millions de lieues. — 1769 16 — — ilhk. (Quelques branches de la queue multiple) 13 — On n pu s'assurer que, conformément à une observation faite en 15ol par Pierre Apian, observation très-.^ouvent confirmée depuis, la queue de la comète actuelle est diri- gée vers le Soleil. La queue ne se fait pas seulement remarquer par son étendue angulaire et sa forme déliée, elle est d'un éclat uniforme dans toute .sa largeur ; peut-être même y a-t-il 5i0 SUR LES COMËTF.S. un niaximuni d'intensité dans le centre (diverses obser- vations, du moins, ont paru l'indiquer), tandis que d'or- dinaire les queues des anciennes comètes s'étaient mon- trées presque noii'es au centre et assez brillantes sur les bords. La forme conique creuse ou vide de matière qui avait servi à rendre compte de cette dernière apparence ne serait donc pas générale. Nous avons essayé , en employant les instruments les plus délicats, les plus sensibles, de saisir des traces de polarisation, soit dans la lumière de la queue de la comète, soit dans la lumière zodiacale. Jamais nous n'avons obtenu des effets tranchés ou parfaitement évidents. L'un de ces deux résultats négatifs, l'absence de pola- risation dans la queue de la comète, méritera d'être discuté minutieusement lorsque les éléments de l'orbite seront connus. Nous nous sommes assurés le 18, par divers moyens, que la lumière zodiacale était plus vive que la lumière de la queue du nouvel astre. Nous avons reconnu encore, et ceci a plus d'importance, que la première de ces lu- mières avait une nuance rougeâtre dont on n'apercevait pas de traces dans la queue. Cette coloration semble pou- voir conduire indirectement à des conséquences sur les- quelles les observations directes avaient laissé dans un doute absolu. Séance du 27 mars. — Il paraît, par une lettre de l'ingénieur des ponts et chaussées de Bergerac, que la queue de la comète a été aperçue dans cette ville dès le 10 mars au soir. SUK LF-:S (().\ii:T!'S. 5i1 Il n'cxislc qu'un moyen certain de décider si la comète actuellement visible a été jadis observée. Ce moyen con- siste à rechercher si la courbe suivant laquelle Tastre se meut en 18 io est à très-peu près identique avec l'orbite d'une dos ïliO comètes qui figurent en ce moment dans les catalogues astronomiques. Jusqu'ici un des termes de comparaison manquait : les deux observations du noyau, faites à Paris dans le mois de mars, ne suffisaient pas pour déterminer la forme et la position de la courbe parabolique que la comète décrit, une troisième obser- vation était indispensable; or, lundi dernier, au moment de la séance de l'Académie, cette troisième observation manquait ; des nuages ou de simples vapeurs voisines de l'horizon avaient pendant sept jours consécutifs, empêché d'apercevoir le noyau. A défaut de considérations vraiment scientifiques, il a fallu, pour répondre à l'impatience du public, recourir à de simples conjectures. On s'est alors rappelé : Ou'en 1608, dans le mois de mars, Cassini avait vu à Bologne, immédiatement après le crépuscule, une traînée de lumière de 30 à 33 degrés, large d'un degré et demi, qui, sortant de la constellation de la Baleine, en partie plongée dans les vapeurs de l'horizon, s'étendait le long de l'Eridan; on a noté encore que cette lumière com- mençait à paraître en môme temps que les étoiles de troi- sième et de quatrième grandeur situées dans son voisinage, et que d'un jour à l'autre elle avançait vers l'orient et un peu vers le septentrion. Tout cela concorde d'une manière remarquable avec la forme et la marche de la queue de la comète de 18/|3. ol2 SUil LES COMETES. En 1702, le 2 mars, Maraldi vit ù Rome « une longue trace de lumière, semblable à une queue de comète, qui sortait du crépuscule. Elle laissait un peu vers le septen- trion rétoile marquée g par Bayer dans la Baleine, et passait entre l'étoile t de l'Éridan et r: de la Baleine, s'étendant le long du même fleuve. Son extrémité orien- tale était entre l'étoile y de l'Éridan et la plus orientale de la même constellation située sur le tropique du Capri- corne. Elle se dirigeait au Soleil ; sa longueur était de 30° et sa largeur d'un degré, un peu plus à son origine (que veut dire le mot vague origine?) et allait en diminuant vers son extrémité » (que signifie extrémité pour qui n'a pas vu de noyau?). Maraldi s'aperçut que la lumière de 1702 se voyait vers la même région du ciel que celle de Cassini, sur les mêmes constellations, près des mêmes étoiles fixes, avec la même longueur et la même forme. En comparant une observation de celte même lumière, faite à Bologne par Manfredi, le 26 février 1702, à l'u- nique observation de Maraldi, Cassini constata que ce phénomène, comme celui de 1668, se mouvait de l'occi- dent à l'orient, avec une certaine déclinaison vers le nord. Une partie proportionnelle lui donna la position de la traînée pour le 10- mars 1702 : ce calcul le porta aux étoiles sur lesquelles il avait vu le même jour, en 16G8, se dessiner la première traînée lumineuse. « Il y a donc apparence, ajoutait Cassini, que le phé- nomène de 1702 est le même que nous avions observé l'an 1668, » c'est-à-dire oli ans auparavant. Déjà, en 1668, Cassini avait comparé la traînée lu- SCn LIÎS C.OMf:TRS. 043 mineuse de cette année au phénomène qui, d'après Aristotc, fit son apparition h l'époque où ArisLée était archonte à Atliènes. On !e prit alors pour une comète dont la tète se trouvait cachée sous Thorizon. En réunis- sant ce qu'Arislote, Diodore de Sicile et Sénèquc en ont dit, le phénomène parut à l'occident équinoxial , en un temps de gelée; à cause de sa longueur, on l'appela poutre ou sentier ; il avait un mouvement dirigé vers l'orient, et monta jusqu'à la ceinture d'Orion. « Notre phénomène, ditCassini, avait la même figure, il paraissait dans la môme partie occidentale du ciel, dans la même saison, proche de la même constellation d'Orion. Il nous reste à considérer le rapport des in- tervalles. » Cassini fait remonter l'apparition do la traînée lumi- neuse mentionnée par Aristole à l'année 373 avant notre ère (Pingre se décide pour 370) ; entre cette année et IGGS, il compte 20/iO ans, nombre qui, divisé par 60, donne pour quotient 3/i ans, c'est-à-dire la période com- prise entre les apparitions de 1668 et de 1702. Sans avoir eu l'occasion de prendre une connaissance détaillée des Mémoires que nous venons d'analyser, M. Edward Cooper s'est cru autorisé à présenter la co- mète de 18/i3 comme une léapparition de celle d'Aristote, de Cassini et de Maraldi. Voici la traduction littérale de la lettre que le savant astronome anglais m'a écrite : Nice maritime, le 20 mars 1843. Je viens de lire h l'instant, dans VUsar/e des (jlobes de liion^ im- primé il Paris en 1751, page 97, le passage suivant : « M. Maraldi, de l'Académie des sciences, leur a envoyé une 544 SUR LRS COMl-Tl-S. observation d'une autre comète qui a paru à Uome au commence- ment de mars 1702. M. Cassini croit que c'était la même qu'il a observée en 1668 et qui avait paru, il y a 2040 ans, et dont les révo- lutions se font tous les 3i ans. r.lle fut observée dans les constella- tions de la Baleine et dans le fleuve Éridan. On a beaucoup de peine à rapercevoir dans notre climat, puisqu'elle est, comme Mercure, toujours plongée dans les rayons du Soleil. » Quoiciuc en moyenne les quatre dernières révolutions correspon- dent, non à 3Zi ans, mais à 35 ans 3 mois, il ne me paraît pas pos- sible de croire que la comète actuelle est différente de celle dont la description a été donnée par Cassini et Maraldi. Comme nouvel indice d'identité entre les deux astres, on ne manquera pas de remarquer qu'à l'époque où la comète. d'Aristote se montra, il y eut des inondations et des tremblements de terre qui renversèrent de fond en comble les deux villes d'Hélice et de Bure, en Achaïe, de même qu'en 1843, il y a eu de terribles inondations en France et l'aiïreux tremblement de terre de la Guade- loupe. On fera ressortir d'un seul mot la futilité d'un sem- blable rapprochement : les années 1668 et 1702 ne furent marquées ni par des inondations, ni par des tremble- ments de terre. Quant aux prétendues influences thermométriques qu'on attribue à la nouvelle comète, je dois les nier en m'appuyant sur la discussion numérique très-détaillée que j'ai faite delà question {Astronomie populaire, t. iv, p. 625). Après cette incursion dans le domaine des conjectures, j'arrive aux résultats vraiment scientifiques qu'on a déjà pu déduire de la marche de la nouvelle comète. A Paris, comme nous l'avons déjà dit, malgré le zèle le plus actif, on ne possédait encore le lundi matin 27 mars que deux positions précises du noyau, corres- SUR LES COMETES. ol5 pondantes au 18 et au 19. M. Plantamour, dirocleur de l'Observatoire de Genève, favorisé par un plus beau ciel, ayant obtenu la troisième position indispensable, s'était empressé de calculer l'orbite parabolique. Nous trans- crirons ici la lettre de l'habile astronome. Genève, le 24 mars 1843. La comète n'a été vue ici que le 17 mars, et encore, ce jour-là, quand j'ai vu la tête, elle était déjà tellement basse , qu'elle a dis- paru derrière une bande de nuages qui bordait l'horizon, avant que j'aie eu le temps de disposer 1 equatorial pour l'observation. Mais les jours suivants, le 18, le 19 et le 21 mars, le temps m'a permis de l'observer et d'obtenir les positions suivantes : T. m. de Genève. Ascension droite. Déclinaison. 18 mars à 7'^ 3û"' 38" 2'' Zi7"' 57M8 9" UT 52" A 19 — 7 33 33 2 55 35. Zi6 9 30 li7 21 — 7 27 30 3 9 Zil. 30 8 56 50 Au moyen de ces trois observations, j'ai calculé les éléments sui- vants pour l'orbite parabolique de la comète : Passage au périhélie, février. 27.Zi882 t. m. de Genève. Distance périhélie 0 . 00/i5 Longitude du périhélie 279" 12' 11" Longitude du nœud 359 53 21 Inclinaison 36 0 27 Mouvement rétrogaJe. Ces éléments représentent, à une minute près, la longitude et la latitude de la comète pour la seconde observation. L'orbite de cette comète est remarquable par l'excessive petitesse de la distance périhélie : elle est plus petite que celle de toutes les comètes connues, même que celle de 1680, pour laquelle elle était de 0.006. La comète a dû ainsi passer à une très-petite distance du Soleil, pour ainsi dire raser la surface de cet astre. Cette circonstance servira à expliquer peut-être l'augmentation de l'éclat de la comète et l'immense développement de la queue après le passage au périhélie, tandis qu'avant le passage au péri- XL — ii. 35 546 SUH LKS COMEïr.S. liélie, cet astre serait resté invisible, quand mèino, vei-s le milieu de février, sa distance à la Terre et son élongation au Soleil auraient permis de le voir. I.a tète de la comète m'a paru avoir un diamètre de 1' à l'30", et présenter une augmentation d'éclat vers le centre, sans otlVir cepen- dant l'apparence d'un noyau distinct. La longueur de la queue éuiit de 39'^ environ. La dislance périhélie trouvée par M. Plantamour con- duirait, en la supposant parfaitement exacte, à la consé- quence que la comète avait pénétré, le 21 févriei", dans la matière limiineuse du Soleil : 0.00/i5 est en elTet plus petit que 0.00/iG, rayon de l'astre centre de notre sys- tème. Ce résultat aurait été trop fécond en conséquences importantes pour qu'il ne fût pas naturel d'en chercher sans retard la confirmation. Aussi, avais-je à peine reçu la lettre de Genève, dans la matinée du lundi 27 mars, que je chargeai trois des élèves astronomes de l'Obser- vatoii'e de calculer de nouveau l'orbite, à l'aide des deux observations de Paris et de la troisième observation de M. Plantamour. Ce calcul, elfectué en moins de cinq heures par MM. Laugier et Victor Mauvais, donna une distance périhélie notablement supérieure h celle de M. Plantamour, et qui écartait toute idée de pénétration de l'astre dans la photosphère du Soleil. Les nouveaux éléments furent communiciués à l'Académie à la fin do son comité secret^. Séance du 5 avril. — Depuis lundi dernier, les astro- 1. Nous reproduirons plus tard (voir plus loin p. 5Zi8) ces éléments avec les perfectionnements que l'ensemljle des observations de Paris a permis d'y apporter. Ces observations , maintenant au nom- bre de cinq, correspondent au.v 17, 19, 27, 28 et 29. Elles sont très- su» LES CO.MLir.S. 5.Î7 nomos de rObscrvatoirc do Paris sont parvenus h déter- miner de nouvelles positions du noyau de la comète, et à fixer la forme et la position de la courbe, h peu près parabolique, suivant laquelle ce noyau se meut. D'autre part, j'ai reçu, par Tentremise de mon ami, M. de Ilum- boldt, et par d'autres voies, les résultats des recherches faites à ce sujet, en Allemagne et en Suisse. Le temps était donc venu de comparer toutes ces orbites. J'ai eiïectué cette comparaison en m'attachant surtout à la distance périhélie. M. Plantamour a reconnu lui-même que ses observa- tions du 28 et du 30 mars ne sont plus exactement repré- sentées par les premiers éléments. Pour le 30 mars, les erreurs en ascension droite et en déclinaison s'élèvent respectivement à li' 34^5 et 1 25^7. « 11 est donc nécessaire, dit M. Plantamour dans la lettre qu'il m'a écrite, de corriger un peu les éléments. » On ne saurait prévoir dans quelle proportion les correc- tions futures altéreront la première distance périhélie. Ainsi, toutes les conséquences qu'on avait déduites de la distance périhélie 0.00/i5, d'abord obtenue par le savant directeur de l'Observatoire de Genève, étaient préma- turées. Le 2/|. mars, M. Encke, un des astronomes sans con- tredit les plus compétents en pareille matière, avait (îalculé les éléments du nouvel astre sur trois observa- bien roprt^sentées par les nouveaux éléments, au nombre desquel^i on remarquera une distance périliélie de 0.0055 toujours supî- rieure ù celle de M. Plantamour, et un peu plus petite que. la distance périhélie de la fameuse comète de 1680. 518 SUR LES C0J:ETRS. lions de Berlin, des 20, 21 et 22 mars. La distance péri- hélie était 0. 0101. M. Galle, de l'Observatoire de Berlin, adressait, le 25 mars, à M. Sclmmacher, des éléments calculés sur ces mômes observations des 20 , 21 et 22 mars. La dis- tance périhélie était 0.0113. Le 25 mars, M. Littrow me transmettait de Vienne, mais avec l'expression d'une grande dcfiance, les éléments déduits d'observations faites les 18, 21 et 2o mars. La distance périhélie y figure pour0.57G7. 11 s'est évidemment glissé ici dey erreurs de calcul, d'observation ou de copie. Ces erreurs ont conduit à des déterminations également inadmissibles sur la position du périhélie et sur l'inclinaison. D'après les éléments présentés aujourd'hui par M. Eu- gène Bouvard, éléments déduits des cinc| observations de Paris, la distance périhélie serait 0.00^88. Ces élé- ments ne représentent pas encore les observations avec toute la précision désirable. Il y a sur les longitudes des discordances qui vont de — 20'^ 8 à + l/i.''5; sur les lati- tudes les écarts, plus considérables encore, s'étendent de + 26M à — 21 '^5. Les éléments déterminés par MM. Laugier et Victor Mauvais sont jusqu'à présent ceux qui représcnlent le mieux les observations. Aussi les rapporterons-nous dans leur ensemble : Temps (lu passage au périhélie, 18/j3 février 27 . A29Zil t. m. de Paris. Distance périhélie 0 . 005i88 Loniritude périhélie 278" /i5' 58" Inclioaison 35 31 30 SUM LRS COMEITS. Î349 Longitude du nœud ascendant. , 5 1^ 0 Sens du mouvement rétroçracle. En regardiint, comme tout autorise h le faire, ces élé- ments comme définitifs, la comète de i8/i3 est, de toutes les comètes connues , celle qui s'est le plus rapprochée du Soleil. Le tableau des moindres distances périhélies détermi- nées jusqu'ici nous semble de nature à intéresser les lecteurs. Valeurs des distances périhélies des comètes qui ont te plus approché du Soleil. (La di.staijce moyenne du Soleil à la Terre (38 millions de lieues) est supposée égale à 1). Distance Distance périhélie. périliélie. Comète de 18Z|3 0.005 Comète de 1565 0.11 — 1680 0.006 — 1769 0.12 — 168'J 0.02 — 1577 0.18 — 1593 0.09 — 1533 0.20 — 182J 0.09 — 1758 0.21 — 1780 0.10 — etc. etc. Le 28 mars, le diamètre de la nébulosité qui formait la tête de la comète a paru de 2' dO", ce qui corres- pond à un diamètre réel de 58,000 lieues, et à un volume égal à dix-sept cents fois le volume de la Terre. Le 27 février, au moment du passage au périhélie, le centre de la comète de 18/iS n'était éloigné de la surface du Soleil que de 32,000 lieues de 4,000 mètres. Suppo- sons que le volume de la comète était le même le 27 fé- vrier et le 28 mars, on aura à retrancher 19,000 lieues (rayon de la comète) du nombre précédent, pour avoir la 650 SUR LES COMiriHS. distance de la surface des doux astres nu momcut du passage au périhélie. Cette moindre distance des surfaces en regard de la comète et du Soleil se trouve ainsi de 13,000 lieues seulement. Le 18 mars, la grandeur angulaire de la queue de la comète était de 40 degrés, et sa longueur absolue de ()0 millions de lieues. Voici quelques autres conséquences que MM. Laugier et Victor Mauvais ont déduites de leurs éléments : La comète s'est trouvée à sa moindre distance à la Terre le 5 mars. Cette moindre distance, exprimée en parties 'décimales de la distance moyenne de la Terre au Soleil toujours représenté par l'unité, était O.S/i. En lieues, on aurait pour nombre éc^uivalent 32 millions de lieues. Du 27 au 28 février, la comète a décrit sur son orbite 292 degrés. Le 27, dans le court intervalle de 2'' M"' (de 9^ 2k"' h 11''35"' du soir), la comète a parcouru toute !a partie boréale de son orbite. Sa latitude héliocentrique ou vue du Soleil a varié aussi d'une manière extraordinaire. Ainsi, un demi-jo.ir avant le passage au périhélie, cette latitude était 31° 'i' îiustrale; à l'instant du périhéhe 35° 21' boréale; un demi- . jour après 26° IL australe : ce qui fait pour les 24 heures un mouvenient en latitude de 92° 3G'. Dans le même intervalle de temps, les rayons vecteurs, c'est-à-dire les distances de la comète au Soleil, ont varié dans le rapport du simple au décuple. La comète a été deux l'ois en conjonction avec le Soleil SUR LliS COMF/il-:?. '6"A dans la journée du 27. Une prenn'cre fois vors, 9'' 2/i"' du soir, l'astre était alors au delà du Soleil ; une se- conde fois vers 12'' 15"'. Pendant cette dernière con- jonction la con^ète s'est projett'e sur l'hémisphère du Soleil vi.-ihle de la Teire, et a dû y produire une éclipse partiellr; mais le phénomène, même prévu, n'aurait pu être observé en Europe, puis({u'il est arrivé vers uiinuit du méridien de Paris. Si la longueur de la queue était aussi grande le 27 lé- vrier que le 18 mars, si elle avait, ce premier jour (le 27 février), (30 milhons de lieues à partir du noyau, son extrémité s'étendait bien au delà de la distance à laquelle la Terre circule autour du Soleil. Qu'aurait-il donc fallu, au moment où la comète s'interposa entre la Terre et le Soleil, pour que notre planète traversât la (jueue? 11 aurait fallu, soit que cette queue fût couchée, exactement ou à peupi'ès, dansle plan de Torhite terrestre, soit que sa lar- geur eût eu uiie étendue sufiisante. Une variation de 8" dans la latitude héliocentrique de la comète aurait amené cette curieuse rencontre. Pour qu'elle arrivât par le seul fait de la largeur de la queue, c'est-à-dire, sans ap- porter aucun changement aux éléments paraboliques de MM. Laugier et Mauvais, cette lai-geur aui'ait du sur- passer un peu le décuple de la largeur mesurée. Voici les éléments de celte évaluation : La plus courte distance de la Terre à l'axe de la queue, le 27 févi'ier(au moment de la conjonction), ('tait de 8,500,000 lieues; le demi-diamètre réel dr la queue était de 060,000 lieues, en prenant 2° pour la largeur angulaire, la plus courte distance de la Terre 5d2 sur les COMiiTlîS. au bord de la queue était donc de près de 8 millions de lieues. Ajoutons encore que la Terre se trouvait le 2'6 mars dans une région que la queue occupait le 27 février, en sorte que si la comète était passée h son périhélie 2/i jours plus tard, la Terre aurait inévitablement traversé la queue de la comète dans sa plus grande largeur. Les éléments paraboliques de MM. Laugier et Mauvais montrent que la queue de la comète n'a dû, dans nos climats, se dégager des rayons du Soleil et commencer à devenir visible que vers le 5 mars. Avant le passage au péri'liélie, vers le milieu de février, une heure après le coucher du Soleil, la hauteur du noyau au-dessus de l'horizon ne surpassait pas 13°. La distance de ce noyau à la Terre était d'ailleurs de \.ili. 11 n'en faudrait pas davantage pour réduire à néant les reproches qu'on a adressée aux astronomtîs, si ces reproches méritaient de fixer un moment l' attention. Un coup d'œil sur la table des orbites cométaires montre que la comète de 18^3 est nouvelle ou qu'elle n'avait jamais été observée. Si les historiens ou les chro- niqueurs en ont parlé, c'est dans des termes vagues qui ne permettent pas de calculer l'orbite. Or, la compa- raison des éléments de l'orbite déterminés à deux épo- que est le seul moyen de savoir si l'astre qu'on observe s'était déjà montré, s'il doit être rangé dans la catégoi'ie des comètes périodiques. Séance du 10 avril. — M. Valz m'a communiqué les éléments paraboliques suivants, calculés d'après les obser- SUH LES COMETHS. 5o3 valions faites à Marseille les 18, 27, 29, 30 mars et le 2 avril. Passage au périhélie. 18i3, février 27.43 temps moyen de Marseille. Distance périhélie 0 . 0052 Longitude du périhélie 278" 50' Longitude du nœud 1 2i Inclinaison 35 39 Sens du mouvement. rétrograde Je mettrai mainteiiant sous les yeux de l'Académie l'extrait suivant d'une lettre de M. Encke à M. de Hum- boldt, datée du 3 avril. Le célèbre directeur de l'Obser- vatoire de Berlin y expose, ainsi qu'on va le voir, comment il est arrivé h se persuader que la comète de '18/i3, au lieu de décrire une ellipse extrêmement allongée, parcourt une courbe du second degré non fermée, une hyperbole. En calculant les observations faites à Berlin dans l'hypothèse d'une parabole, on trouve des erreurs de plus de ZiO secondes et une distance de la comète au périhélie plus petile que le rayon du Soleil , c'est-à-dire un résultat impossible. Au contraire , en calcu- lant dans la supposition d'une orbite hyperbolique, le calcul repré- sente si bien les observations que, dans 22 différences, aucune n'excède 12". 5 en arc. Seulement, h de ces écarts excèdent 10'; tous les autres .sont plus petits. De plus, la comète, d'apn-s la sup- position hyperbolique, reste éloignée de la surface du Soleil , au passage par le périhélie, de 1/8* du rayon de cet astre. Je trouve : Passage au périhélie, 1843, février 27./i9778 temps moyen de Berlin. Longitude du périhélie 279° 2' 29". 9 Longitude du nœud Zi 15 24 .9 Inclinaison 35 12 38 .2 E.xceiitricité 1 .00021825 Plus petite distance de la comète au Soleil 0.00522 Sens du mouvement rétrograde. SUR LES co^!F/n■s. Voici les résultats des comparaisons de Poi'bile hyper- bolique et de l'observa lion directe : 18^3 Position de 1.1 coniBto eu .Tii-eusiûa droite. Position calculée. Position (le l.T ci.miHe ilécliuaison. Position calculée Di{ri'.30".0 45oi2'30' .7 — 9o|3'40" .0 - -90 13' 40" .0 + 0".7 0".0 H i~ it, 30 .0 47 25 36 .5 8 56 40 .0 8 .-6 35 5 -J- 6 .:; A- 4 5 ■22 49 3 27 .ri 49 3 27 .0 8 39 59 .9 8 39 49 2 — 0 .5 +10 .7 2i .52 i r.s .7 52 4 55 .8 8 7 27 .(". 8 7 17 .7 - 2 .9 + 9 .9 25 -VA 29 17 i 53 29 U .0 7 .M 46 .6 7 51 35 .6 — 3 .) + 11 .0 £G oi 49 33 .0 54 49 38 .3 7 36 27 .0 7 30 IS .5 + 3 .3 + 9 .i 27 56 6 20 .6 ;i6 6 21 .5 7 21 25 .3 7 21 2S .1 + 3 .9 - 2 .8 28 57 <9 il .3 57 <9 47 .8 7 7 4 .4 7 7 4 .1 + 0 .5 + 0 .3 23 58 30 St .1 5.S 30 2 .9 6 .")3 2 .9 6 53 6 .7 — 1 .2 — :; .3 30 59 37 10 .1 59 37 22 .6 6 39 4.Ï .0 6 :i9 35 .7 + 12 .5 4-9.3 31 60 42 6 .0 uO 41 39 .5 6 2G 19 .6 6 26 31 .1 — 6 .5 — Il .5 Malgré toute la réserve que commande une opinion professée par ^1. Encke, les astronomes de Paris n'on'. pas pu s'empêcher de faire remarquer que la valeur de la distance périhélie, dans la parabole déduite de leurs observations, n'a jamais été inférieure au rayon du Soleil. Ils ont ajouté que , sur l'arc parcouru par la comète entre le 18 mars et le 2 avril inclusivement (à Berlin on n'a pu considérer que l'arc parcouru entre le 20 et le 31 mars), les plus grandes discordances sont de l'ordre de celles que M. Encke a trouvées en adoptant l'hyperbole. Le lecteur, au reste, pourra le reconnaître lui-même, en jetant un coup d'œil sur le tableau suivant, dressé par M.M. Laut^ier et Victor Mauvais : Dates. Excès des positions paraliolii[ues C3lciilét>s sur les positiousobservées. 18 mars, Paris + 0".l 19 — Paris + 8 .9 21 — Genève + 1 .3 22 — Berlin + 1 .3 Lataudt ». 0" .0 + 15 .8 + 3 .7 -r 9 .9 -^ 8 .9 + 0 M + .'i .7 — (3 .5 SUU LES CO.MÊTES. 5o5 o', _ Berlin + 0 .?, 27 — Paris — '» .7 '28 — Paris — 0.3 -j — Paris -j : J i 2 avril , Pai-is — G .1 — 8 .5 MM. Laugier et Yiclur Mauvais ont cherché si des déterminations précises, calculables, ne pourraient pas être substituées aux considérations vagues d'après les- quelles M. Cooper s'est persuadé que la comète de iSlio, les comètes vues en 170'2 par Maraldi et en 1(368 par Cassini ne seraient qu'un seul et môme astre. Yoici quel- ques extraits de la Note que les deux astronomes ont présentée à l'Académie. Los observations de 1702 no soiit guèi'C prCcisos : Pin^-r.' rapporte, p. .^7, t. JI de sa Comf'toqraphie , une position de l'astre prise en iner (par 15" 10' de latitude nord et par 116" Zi5' de longitude est, coiupt'Je à partir de ïénéi'ifl'e), le 28 février 1702 : « Au commenceinent de la première veille, la comète fut relevée à 20° 30' de l'ouest au sud, la hauteur sur l'horizon était 8" hV. On releva aussi l'extrémité de la queue à l'ouest 38" sud, à /i8" 50' de hauteur. » .Malheureusement l'heure n'est pas dorrnée exactement. ^iaraldi [Mémoires de i Âcadèinie des sciences, 1702, p. 107) dessine sur une carte céleste deu-v positions do la queue, le 26 fé- vrier ot lo 2 mars 1702. Sunpo.sant le temps du passage au périhélie le 15 février 1702, nous avons calculé les po-^itions que la comète de 18/t3 aurait eues lc.> 23, 28 février, et le 2 mars 1702 ; les directions de la queue, trouvées par le calcul, le 26 février et le 2 mars, ne s'accordent pas bien avec les observations de Maraldi. Toutefois, l'observatio.j du 26 février est moins discordante. Quant t\ l'observation faite en mer le 28 février 1702, si on la suppose de 7" ^5'", on aura pour longitude et latitude : Loncriliide- Lntitude. / _ , , . Observation.... 9''/,7' -23' 0' ^^'^ ^^^^ "^'"'^'"^'^ °"t ^'<^ Le calcul donne. 9 10 -2;i 51 1 I^'"^' ^^'' '^"^ ^P''^''"^- 556 SUR LES COMÈTES. Mais peut-on supposer une variation de IS*" sur l'heure de l'ob- servation ? L'auteur dit qu'elle a été faite au commencement de la première veille, et la première veille commença à 8" du soir. Comète de 1668. — Pingre rapporte, dans sa Cométoqrnphir , t. II, p. 22, deux positions de la comète de 1668: nous les transcri- vons ici : « l.e 5 mars 1668, à San Salvador au Brésil, à 7" du soir, le P. Valentin Fstancel vit la comète un peu au-dessus de l'horizon, à l'ouest; la queue avait son origine au-dessous des deux étoiles claires qui sont sur le dos de la Baleine {r, et 6); elle se terminait aux étoiles 8'" et 9" (p et a) qui sont placées au plus bas du ventre... Le 7 mars, la tête était un peu au-dessous et à côté de l'étoile de la Baleine, dont la longitude était 0* 12» !xT, et la latitude — 15» 46' (6 sans doute, ; l'extrémité de la queue frisait ^ de la Baleine. » Dans les Mémoires de l' 1 endémie des sciencps, 1702, p. 107, Maraldi dessine sur une carte céleste deux directions de la queue observée à Bologne par Cassini, le 10 et le l/i mars 1668. De ces différentes observations, nous avons conclu les positions suivantes de la comète : Longitude. Latitude. Le 5 mars Zi" 19' — IZi^SO' 7 — 10 14 17 0 10 — 18 34 19 20 14 — 28 49 22 0 Les deux dernières positions sont entièrement douteuses, puisque l'on n"a pour les deux jours que des directions et des longueurs de queue. Supposant que la comète de 1843 avait paru en 1668, nous avons calculé le temps du passage au périhélie à l'aide des deux observa- tions du 5 et du 7 mars 1668. Le 5 mars donna pour le temps du passage, 1668 février, 28.3 Le 7 1668 février, 26.1 Moyenne 27.2 En adoptant ce dernier nombre, février 27.2, les erreurs seraient encore assez considérables. ?sous avons reconnu que l'époque qui convient le mieux à ces observations est le 27 février, vers minuit. Voici les positions calculées, en supposant le temps du passade le 27 février, à aùnuit : SLR LES CO.METES. 587 Différpnces avec l'observation. Longitude. Latitude. Luiigitude. Latitu.le 5 mars . . /l°20' — lZi-27 + 1' + 3' 7 — .. . 10 36 — 16 59 — 6 + 1 10 - .. . 19 \U — 19 59 + /lO — 39 llx - .. . 29 28 — 21 59 + 39 + 1 D'aprùs cet exposé, il est douteux que la comète de 18/|3 et celle de 1702 soient un seul et même astre; mais il paraît extrêmement pi'obable que la comète acluelle avait été déjà observée en 1668 Hâtons-nous de dire que Iiîs mômes conclusions sont consignées dans une circulaire , portant la date du 81 mars, que M. Schumacher a fait imprimer et qui a été adressée à tous les astronomes d'Europe. M. PéterseU; d'après l'invitation de M. Schumacher, a calculé, autant que cela était possible, les observations de Maraldi et de Ccîssini , les observations grossières de Martin Browner et de Valentin Estancel. De cet examen minutieux découle, suivant le savant directeur de l'Observatoire d'Altona, cette conséquence : « Il est très-possible que la comète actuelle et celle de 1668 soient identiques. Le temps de la révolution serait de 175 ans. » M. Colhi nous a écrit de Parme que plusieurs per- sonnes lui ont déclaré avoir vu en plein jour, dans la matinée du 28 février, à l'est du Soleil, et à peu de dis- tance de cet astre, un corps lumineux parfaitement sem- blable à une comète. Un amateur d'astronomie, qui se trouvait à la villa di Collorno, décrit le phénomène en ces termes : « Très-belle étoile suivie d'une queue dont la lumière tirait un tant soit peu au jaunâtre. Cette queue, bien tranchée, s'étendait vers le levant dans une étendue de !i à 5 de2-rés. Cette observation ne devenait faisable 5o8 SUR LES C0:Ui-TE5. qu'en se plaçant de manière qu'un pan de mur cacliat le Soleil. Dans l'intervalle de iC' /|5'" à 11'' li^y" on ne remarqua aucun changement dans ces apparences. » M. Colla oppor-c à ceux qui vouciraient voir un parhclic dans le phénomène. du 28 fcvrier la circonstance capitale que le ciel était parfaitement serein. J'ajouterai, comme une seconde objection, que les circonstances de l'appari- tion furent les mêmes dans une assez grande étendue de pays, h Parme et h Bologne par exemple. La comète de 18/}3, parmi tant d'autres particularités remarquables, semble donc devoir être rangée dans le petit nombre de celles qui peuvent être observées eii plein midi. M. Adolphe Decous, capitaine du navire de commerce le Gnatimosin , m'a fait savoir qu'il a aperçu la comète à Cuba, dès le 5 mars, à 7 heures du soir. 11 résulte du dessin envoyé par M. Decous que la queue était déjà extrcmem.ent étendue le 5 mars. L'observation de Parme, celle de Bologne, enfin l'ob- servation de M. Decous justifient la supposition qu'on a faite précédemment de l'existence d'une longue queue dans le moment du passage de la comète au périhélie. Pendant ce passage l'astre a décrit 180 degrés d'ano- malie en 2'' 11°'. Prenant 60 millions de lieues pour la longueur de la queue, on trouve que si l'extrémité la plus éloignée du Soleil restait toujours sur le prolongement du rayon vecteur de la com' te, elle devait parcourir, dans les 2'' 11'", 188 millions de lieues; ceci correspond à 2/i,000 lieues par seconde, ou à une vitesse égale au tiers de la vitesse de la lumière. Vme si excessive vitesse a droit SUR LES COMKTEF. 559 d'étonner, et M. Duriu avait toute raison lorsque, dans une lettre qu'il m'a adressée, il s'ûppuyait sur des considérations de cette nature, pour élever des doutes contre la généralité de la loi d'Apian. Peut jtre, cepen- dant, CCS doutes eussent été encore plus naturels, en les appliquant, non à un point de fait, mais à l'explica- tion la plus généralement admise de la queue des comètes. Séance du 17 avril. — Les lecteurs ont pu voir précé- demment les arguments sur lesquels quelques astrono- mes se fondent pour soutenir que la comète de 1843 et la comète observée par Cassini en 1668 constituent un seul et même astre, exécutant autour du Soleil sa révo- lution entière dans l'espace de cent soixante-quinze ans au plus. MM. Laugier et Victor Mauvais viennent de soumettre cette identité supposée à une nouvelle épreuve. Après avoir calculé les éléments elliptiques de l'astre, dans l'hypothèse d'une révolution de cent soixante-quinze ans, ils ont cherché comment les observations seraient représentées. Cette comparaison est loin d'inllrmer l'idée de l'identité des deux astres. Èlémenfs ellipt!'^;ues de la comète de 1813. Temps du passage, 1863 février 27.Zi02J 1 Distance périhélie 0. 005677U Excentricité 0.9:^9;' 185 Demi grand axe 31 .28569 Longitude du périliélie 278" 3(3' 20" Longitude du nceud ascendant Ou 2 Inclinaison 35 û6 1 1 560 SUR LES COMl-THS. Excès des ^msi lions calculées Dates. dans l'ellipse, — sur les positions obsf-rvées 1843 - Long'.tiules. Latitudes. 18 mars , Paris + O'G — ()".li 19 — PaiMs — 11 .8 - 17 .6 21 — Genève... + 6 .5 +14 2!i — Berlin.... + 5 .9 + 7 .8 27 — Paris + 3 .3 + 2 .Zi 29 — Paris + 12 .1 -f h .7 2 avril, Paris — 2 .3 + 0 .5 M. Plantamour, ayant réussi, le 30 mars, à faire une nouvelle observation de la comète à Genève, s'en est servi pour perfectionner ses premiers éléments paraboli- ques. Voici les derniers résultats : Passage au périhélie, 18/j3 février. 27./i/i61 t. m. de Genève. Distance périhélie 0 . 005807 Longitude du nœud rapportée à réquinoxe moyen du l*"" jan- vier 18/i3 0°51' Ix" Longitude du périhélie 278 18 3 Inclinaison 35 Zt5 39 Sens du mouvement rétrograde. XIII DOUBLE NOYAU DE LA COMETE DE SIX ANS TROIS QUARTS DITE COMÈTE DE GAMBART ^ M. Valz m'a écrit la lettre suivante le 30 janvier 1846. Les 18 et 20 janvier, la comète n'offrit rien de particulier. Seule- ment, la condensation lumineuse centrale me sembla plus intense qu'aux précédentes apparitions. Le temps couvert ne me permit 1. Comptes rendus de l'Académie des sciences, t. XXll, p. 265, 287, 333, /i23 et 5/jO. SUR LES COMÈTES. 501 do revoir la comète que le 27. Je fus alors tout él)ahi de trouver deux nébulosités à deux minutes d'intervalle, au lieu d'une seule nébulosité... Hier 29, malgré les nuages, j'ai observé de nouveau b double tête ; la tête secondaire est bien plus faible que l'autre... Leur distance réciproque m'a paru un peu augmentée... Le partage s'est effectué du 20 au 27 ; il faut espérer que, sous un ciel plus propice, quelque astronome aura été témoin du phénomène à sa naissance. Mon illustre ami, M. de Humboldt m'a écrit de son côté : M. d'Arrest vit la comète double, le 27 janvier 18^6, avec une simple lunette de nuit. M. Encke constata le fait immédiatement après, à l'aide de la grande lunette parallatique. La distance des deux tètes était d'un peu moins de 3'. Le 3 février IS/iO, je reçus de M. Schumacher la lettre suivante : Quoique je ne doute pas que M. Encke ne vous ait déjà instruit de la singulière apparence qu'il a observée dans la comète de Biéla. je vous envoie tout ce qui m'est parvenu sur cet intéressant phé- nomène. M. Encke a vu la comète double le 27 janvier. Elle avait deux noyaux, l'un plus faible que Tautre. Chaque noyau était suivi d'une petite queue dont la direction était perpendiculaire sur la ligne qui joignait les centres des noyaux. Le plus faible avait en arc 1' 2i" de moins en ascension droite que la plus forte, mais 2' 26" de plus eu déclinaison. Les deu.v noyaux avaient la même vitesse, et se mouvaient dans la même direction. Le 28, la position des deux noyaux, d'après des mesures micrométriques, se trouvait encore la môme que le jour précédent. Quelques heures après l'arrivée de la lettre de .M. Encke, je reçus une lettre de M. Airy (du 27), qui me mandait que AI. Challis de Cambridge avait vu la comète double, et que M. Hind, en ayant été averti, avait vu la même chose. Hier, je reçus une lettre de AL Hind 'du 31 janvier^, par laquelle il me promettait de m'envoyer les observations de M. Herschel par le courrier prochain. .M. Hind m'avertit que les deux noyaux se séparaient à présent rapidement. XL — H. 36 562 SUR LIÎS COMÈTES. Voici les observations de M. Encke. — Désignons par /le noyau faible et par F le noyau plus fort : T. m. de Beilin. Ascension droite. Déclinaison. Janvier 27... S"" 8"'lZi^5 9"56'3/i".8 — 1"31'32".8/ — 8 8 20 .2 9 58 0 .9 // F — 8 24 2Zi .Zi 9 57 13 .5 // / — 8 2Zi 30 .0 9 58 37 .5 — 1 3/i 2.8 F Janvier 28... 7 53 21 .5 10 50 53 .5 — 1 /jO 10.2 F On a trouvé par des angles de position et par la distance : Janvier 28, 7" 8- 18'.6. S {^ ^ 7 i' ^f '? '" ?' r'''°" '^'°'''' ) /= F + 2 26 .5 en déclinaison; ce qui s'accorde avec les observations du jour précédent. On a répété tes mesures l*" 40'" après ces mesures, et on a trouvé encore la même chose. Le mauvais temps n'a permis de voir la comète h Paris que le G février. Ce jour-là, vers les huit heures du soir, l'intervalle des deux noyaux, d'après les observations de MM. Laugier et Goujon, était de !i minutes, ce qui cor- respondait à une distance de 27,000 lieues de /j. kilomè- tres. Voici les observations présentées à ce sujet à l'Aca- démie par M. Laugier : Le 6 février, vers 7" 30'° du soir, par un clair de lune assez vif, on voyait facilement les deux noyaux de la comète, et, comme on le remarqua à l'Observatoire de Berlin, le plus austral des deux, que nous désignerons par F, était encore sensiblement plus brillant que l'autre (/). Plusieurs comparaisons concordantes avec une étoile de l'histoire céleste française, dont la position, le 6 février, était : ascension droite, 20' 1' l/i".8; déclinaison, — 2" 49' 56". 4, ont donné : Temps moyen de Paris. Ascension droite de F. Déclinaison de f. 6 février, 7'' 48" 26'.6 19' 32' 23". 5 — 2" 51' 44 '.2. Pour la position du noyau /, on avait : SUR LES COMETES. 5C3 m ntx .o,, nt, , \ f = ^' — ^' ^S".6 en ascension droite'; Temps moyen, 7" Îi8"' 21*. Zi •'. ,, , o c-r c i- .■ • ' "^ ( / = !• + 3 57 .5eu déclinaison. Le 10 février, réclat de la Lune et les vapeurs rendirent les observations fort difficiles; les deux noyaux étaient extrêmement faibles, et le plus boréal /était à peine viiiible. Nous avons néan- moins déterminé sa position relativeuient à F. Voici le résultat de six comparaisons tant en ascension dioite qu'en déclinaison : 10 février, 7" 25"' 15^0, ( / = F — 1' /j-V'.O en ascension droite ; temps moyen '( y = F + o 57 .5 en déclinaison. Le noyau F a été comparé trois fois à une étoile de l'histoire céleste : ascension droite, 23' 27'; déclinaison, — 3' hU- On a trouvé : 10 février, 7" 30"" \ .\sc. dr. de F = asc. dr. de l'étoile + 3i' 13'. 5 ; 20\7, t. m. . . ( Déclin, de F = déclin, de l'étoile — 10 3 .7. Enfin, le 12 février, presque au moment du passage de la comète par son périhélie, nous l'avons encore observée : la Lune s'était levée depuis 20"' au plus, et sa clarté était encore assez faible; en mettant l'œil à la lunette, nous remarquâmes aussitôt que le noyau /le moins austral, et jusqu'ici le plus faible des deux, était de beaucoup plus brillant que l'autre. Ce dernier (F) devenait de plus en plus faible h mesure que la Lune s'élevait au-dessus de l'hori- zon, et bientôt on ne l'aperçut plus qu'à de courts intervalles de temps. Nous avions heureusement eu le temps, M. Goujon et moi, de faire quelques observations qui permirent de fixer sa position ainsi (|u'il suit : 12 février, 7" 11"' 3i^3, i F = / -f- 2' 3".0 en ascension droite; temps moyen ( F =^/ — 4 20 .Zj en déclinaison. Quant au noyau/, il a été comparé avec l'étoile 3'Jl'-' du cata logue de .^L Ruinker : 12février,7''25"'50'.9, \ Ascension droite de/ = 2G" 0'51".5; temps moyen ( Déclinaibou de /= — 3 53 32 .U. 1. Les différences d'ascension droite sont exprimées en minutes et secondes de degré. 56 i SU H LES CO.Ml-TIiS. On peut conclure des observations précédentes et de celles qui avaient été faites ti l'erlin, les 27 et 28 jiinvier, les an,:les sous- lendus aux difTérents jours par l'intervalle qui sépare les deux no} aux de la comète : ce sont les nombres de la deuxième colonne du tableau ci-dessous. Comme ces angles ont varié d'un jour à l'autre en vertu du changement de la distance de l'astre à la Terre, j'ai tenu compte pour chacun d'eux de cette variation, et ces angles, ainsi corrigés, sont inscrits dans la troisième colonne. Les angles de position de./', relativement i'i F, en d'autres termes l'angle que la ligne F/" fait un jour donné avec le parallèle de F, figurent dans la quatrième colonne; enfin j'ai réuni dans la cinquième co- lonne les distances absolues des deux noyaux, exprimées en lieues de à kilomètres. Datc«. 27 janvier 18Z|G. 28 — — 6 février — •10 — — 12 — — Distances angulaires des deiii noyaux. 2'ù8.9 2 ^8.9 3 58. 'i à 19.2 i /l7.9 Valeurs des mêmes angles à la distance de 0.PI5 ' 3' il". 2 o 9 .1 o 58 .h k 5 .3 h 2Zi .9 Angles de position de f, relativement à F. 60^11' 60 11 62 56 66 2/1 6i /i6 Distances absolues des deux noyaux exprimées eu lienes de 4 kilomètres. 22000 21500 27000 28000 30000 Les différences qui exi-stent entre les nombres de la troisième colonne sont trop considérables pour être regardées comme des erreurs d'observation ; il faut donc admettre que les deux noyaux de cette comète ont varié de distance , et que. du 27 janvier au 12 février, par exemple, ils se sont éloignés de 8,000 lieues. M. Arago a pensé que, bien qu'il fût grandement probable, d'après leur marche presque simultanée, que les deux noyaux ap- partinssent à un seul et mè;ne astre, il serait bon de calculer les orl)ites' paraboliques décrites par chacun d'eux, et il m'a engagé à faire le calcul , en voici le résultat : Temps du passage t\- . Longitude an I^.'s.tan" du périhélie, P^r'licli^ périhélie, février l»4(J. mt-ui. Orbite du noyau F 12.108ia 0.8G28Zi6 107'i0'/i" Ik^^bV ko" 13' 28' /il D Orbite du noyau / 12.12983 0.862668 107 13 17 2/i0 5'i 5/i 13 25 3 D Sens Longitude Tncli— dn (lu nœud mr n- ascendant. udisou. Vl- 1. 0.615 est la distance de la comète à la terre, le 6 février. SUR LES COMÈTES. 505 Les journaux américains rapportent que le lieutenant Maury vit la comète double, à Washington, dès le Ml jan- vier. Il résulte d'une lettre de M. Schumacher que M. Wi- demann . à Kœnigsberg, et M. Challis, à Cambridge (Angleterre) , virent distinctement le double noyau, le 15 janvier. Le Ml, M. Widemann avait observé la comète avec le grand héliomètre, sans y rien remarquer de particu- lier. Le 26 janvier, M. Walker, directeur de l'Observatoire de Ilighschool (États-Unis), vit les deux noyaux fort éloi- gnés l'un de l'autre. Les deux noyaux paraissent avoir pu, vers le milieu de janvier, se projeter presque l'un sur l'autre. Pour assigner la date précise de cette conjonction, il sera né- cessaire de rectifier les éléments des deux orbites. Les singularités qui ont accompagné l'apparition actuelle de la comète de Gambart devaient naturellement reporter l'attention des érudits sur les phénomènes ana- logues consignés dans les annales de la science. I^e pas- sage ci-après de la Cométographie de Pingre peut être cité comme digne d'intérêt : Épliore. historien grec, rapportait, selon Sénèque, que la conirtc de 371 s'était divisée en deux étoiles vers la fin de son apparition. Gomme il est le seul garant de ce fait, Sénèque ne croit pas (|ue sa seule autorité suffise pour le constater. M. Edouard Biot a rappelé plusieurs des résultats de ses recherches sur l'astronomie chinoise, entre autres, le fait que voici : 566 Sun LES COMÈTES. 11 parut en 806 trois (!Hoilos extraordinaires, une grande et deux petites; elles furent vues entre les constellations ou divisions Hui (P Verseau) et Goei (a Verseau). Tantôt elles s'unissaient, tantôt elles se séparaient, elles se suivaient ensemble et marchaient vers rOriont : elles allèrent trois jours, et les deux petites disparurent; ensuite la grande disparut. Nous extrairons encore de la Note de M. Edouard Biot un passage relatif aux changements physiques que les comètes éprouvent : La comète à deux queues citées dans les Annales chinoises, est de Tan 837 de notre ère. J'ai traduit le texte de Ma-touan-lin dans mes re- cherches sur les anciennes apparitions de la comète deHalley (voyez Additions à la Connaissance des Temps pour 18^6, pages 78 et 79); on y lit : ««Le jour Y-tcheou (10 avril 837), la comète était longue de 50 degrés. Son extrémité se partagea en deux branches. L'une était dirigée vers Ti (détermination a^ de la Balance) ; l'autre cou- vrait Tang (détermination ir Scorpion;. Le jour Ping-yn (11 avril), elle fut longue de 60 degrés, il n'y eut plus de bifurcation. Elle était dirigée vers le nord, et était au septième degré de Kong (détermi- nation X. Vierge). » Cette comète est dans le catalogue de Ma-(oua7i-lin que M. de Guignes fils a traduit (voj'ez t. X des Sarants étrangers de Van- cienne Académie des sciences)', mais je crois ma traduction plus exacte que la sienne. Dans le catalogue des comètes observées on Chine, entre 1230 et 16^0, et traduit par moi du supplément de Ma-touan-lin, on trouve, à la date de 1362, une comète qui perd son noyau et ensuite perd sa queue (voyez Additions à la Connaissance des Temps pour 1846, j)ages 68 et Zi9; ; on y lit : « Le 28 mars, on ne vit plus le noyau sous forme d'une étoile : il y avait seulement une forme de vapeur l)lanche qui illuminait le ciel en courbe et indiquait l'ouest... Le l-^"" avril, elle passa en avant de y, de la grande Ourse. On voyait seulement une forme d'étoile sans chevelure. Elle était grande comme une tasse à vin. » Enfin, à la page 76 des Additions à la Connaissance des Temps. môme année, j'ai donné la description d'une apparition observée en 1066 , où il y avait à la fois une étoile sans chevelure et une comète. 11 y est dit : « Au nord, il y avait une étoile sans cheve- lure; la comète marcha vers l'orient, et il y eut en outre une SUR LRS COMETES. nC7 vnp-^nr blanche largo do 3 degrés environ. Elle joignait les étoiles du pcMe... Le 25 avril, l'étoile reprit une chevelure. Sa queue fut longue de 10 degrés environ... La vapeur blanche se divisa en deux. Elle traversa obliquement le ciel, etc. » J.cO mars M. VmIz m'a encore écrit : Lorsque, dans ma dernière lettre, je disais que la séparation des deux tètes de la comète devait avoir lieu du 20 au 27 janvier, je ne pouvais en juger que d'après les apparences mômes; mais le 20, l'intervalle entre elles pouvait être trop faible pour devenir sen- sible dans la lunette employée d'ordinaire pour le? comètes. En effet, la lenteur du mouvement relatif m'a montré depuis que cette séparation pouvait remonter bien au delà, ayant observé les deux têtes, autant qu'il m'a été possible, le 27 janvier, à 7 heures, et les jours suivants jusqu'à présent, durant lequel temps les nébulosités m'ont présenté de grandes singularités. Ainsi, le 13 février, elles paraissaient en contact et d'intensité égale, ainsi que le lendemain; mais le 15, la tête secondaire devint plus intense que l'autre, ce qui continua le IG et le 17, tandis que le 18, la tête primitive re- devint la plus forte, ce qui a continué depuis, pendant que la tête secondaire s'affaiblissait toujours. Cependant, le 22 février, la tète primitive n'était guère plus forte que l'autre, et depuis, le temps est resté couvert. Voilà des anomalies assez bizarres; mais, avant tout, il faudrait voir si elles ont été assez généralement observées pour être indépc;idantes des circonstances atmosphériques ou locales. Voici l'extrait des registres de rOJDservatoire de Paris concernant la comète à deux tètes : Le 6 février le noyau boréal est le plus faible des deux ; Le 12 février, ce môme noyau est le plus brillant; Le 19 février, il est redevenu le |)lus faible ; A partir de cette époque, l'éclat de cette seconde tête a continuellement diminué. Le 2 mars, a le noyau le pins austral (le principal) est assez brillant, mais l'autre est tellement l'ail)ie qu'on l'observe diiTicilcment. 568 SUR LES COMETES. Nota. La Lune n'est pas levée. Le 6 mars, on ne voit que le noyau principal, mais le clair de Lune est assez fort. Du (3 au 16 mars, la Lune a empêché non de voir, mais d'observer la comète. Le 16 mars, par un ciel assez pur, la Lune n'étant pas encore levée, la comète de Gambart présente l'aspect d'une large nébulosité assez brillante, c'est en vain que nous avons cherché à voir le second noyau, il nous a élc impossible d'en apercevoir la moindre trace *. 1. Voir, le tome II de V Astronomie populaire, p. 399. SUR LES ÉTOILES FILA^STES [Dans le livre xxvi de V Astronomie populaire, consacré aux météores cosmiques, se trouve la plus grande partie des recherches de M. Arago sur les étoiles filantes et les bolides. Les notes qui n'y sont pas insérées ont été réu- nies ici.] 1 METEORE DE WORTHI^G Le docteur Thomas Young a vu,- le 3 août 1818, à il'' 15'" du soir, à Worthing (latitude 50° k^J', longi- tude 20' ouest de Greenwich), un météore très-lumineux près de Cassiopée. Le trait de lumière a commencé à J 9° du pôle et à 65° d'ascension droite, il a fini à 17° du pôle et à près de 80° ascension droite. Il est resté visible plus d'une minute sans mouvement, comme une comète, le nu~ cleus étant son point de départ. Cette direction ne dilïère que peu de celle du mouvement apparent du Soleil dans sa révolution annuelle. 11 est curieux de rapprocher de cette observation un passage que M. Burckhardt a extrait du registre original de Hirch, et dans lequel il est également 570 SUR LUS ÉTOILES FILANTES. question d'un météore qui n'avait pas de mouvement sen- sible : « 1626, tV juillet, vendredi matin, vers i'' 20'", clierchant avec une lunette d'un pied et demi la nouvelle étoile dans le cou de la Baleine, je fus frappé d'une grande lumière. Regardant alors à l'œil nu, j'aperçus, vers le midi, une grande masse de feu, plus claire, plus grande et plus blanche que Vénus , égale à peu près à la moitié de la Lune. Cette masse avait une queue, en dessous et vers l'ouest; elle restait immobile à sa place. Voyant qu'elle n'avançait pas du tout et ne s'éteignait pas, je commençai à compter lentement, i, 2, 3... Elle devint peu à p,eu plus pâle ; mais elle était pourtant encore très- visible lorsque je comptais 200 ; sa faiblesse était déjà assez grande quand j'arrivai à 300. Enfin, elle disparut tout à fait, après avoir été visible un demi-quart d'heure environ. » II METEORE DE CAMBRIDGE Le professeur Clarke, de Cambridge, et quelques autres personnes se promenaient, le 6 février 1818, sur les deux heures après midi, tout près de l'Université, lorsqu'ils aperçurent dans la région du nord, un météore lumineux fort large, qui descendait verticalement du zénith vers l'horizon, présentant ainsi l'image d'une matière lourde qui tomberait sur la terre par l'effet de sa gravité. Le ciel était alors parfaitement clair , et le Soleil brillait de tout son éclat. Le météore disparut avant d'avoir atteint les vapeurs dont l'horizon était chargé du côté du nord ; I SUR LES ÉTOILES FILANTES. !i71 partout il avait laissé, après lui, une traîuée de points lumineux. Ce météore a été vu, h la même heure, près de SwalTIiam, en Norfolk. Gassendi avait déjà observé des étoiles filantes de jour et par un temps parfaitement serein (voyez sa Physique, liv. ii, cliap. vu, § 8); cepen- dant, la particularité d'avoir été vu en plein jour donne encore quelque poids à l'observation du météore lumi- neux de Cambridge. III MÉTÉOnE DE r. ICIIEMOriD Le IG mars 1822, à 10^ 5"' du soir, on a vu de la ville de Richemond, en Virginie, un météore lumi- neux d'une grandeur extraordinaire, se mouvant rapide- ment du nord-est au sud-ouest ; dos étincelles partaient du noyau dans les directions les plus variées. A la fin, il détona, et le bruit s'entendit dans toute la conli-ée envi- ronnante. La large masse de feu qui se développa au moment de l'explosion demeura visible pendant plusieurs minutes. lY MÉTÉOKE DE RHODES Le 9 avril 1822 à 9 heures du soir, à Rhodes, une longue et resplendissante colonne de lumière se mon- tra dans le ciel ; de nombreuses et vives étincelles en jaillissaient dans tous les sens. Quelques secondes après la disparition complète du phénomène, on entendit le bruit d"une forte explosion. 572 SUR LES ÉTOILES FILANTES. V m K T É 0 R E DU 16 AOUT 1322 Le 16 août 1822, il est apparu un météore lamiiieiix occupant dans le ciel uu arc cVenviron 30° ; la partie inté- rieure ou la tôte était plus lumineuse que le reste qui s'affaiblissait graduellement en allant vers l'autre extré- mité ou la queue dans laquelle on aperçut au premier instant des étincelles. A Paris, au Havre, au Mans, à Caen, à Cherbourg, à Southampton , en Angleterre, le phéno- mène a été vu. M. Gay-Lussac l'a observé à Paris à 8'" 15"' dans la direction de l'ouest tirant un peu sur le sud : la tête lui parut être élevée d'environ 80° au-dessus de l'horizon. J'ai appris en outre, par une lettre du préfet de la Charente-Inférieure au ministre de l'intérieur, que ce météore fut aperçu à La Piochelle, précisément à la même heure, dans la direction du nord-ouest, et à 30° ou 35° au-dessus de l'horizon. Ayant essayé, d'après ces données, de déterminer la hauteur verticale du météore, j'ai trouvé pour résultat 6G lieues de 25 au degré. VI MÉTÉORE DK LA MARTINIQUE Le 1" septembre 1822 à 8 heures du soir, il a paru au fort Royal de la Martinique un météore lumineux d'une grandeur considérable, se dirigeant de l'ouer^t à l'est avec rapidité. Il fut visible pendant plusieurs minii- ?Un I.KS ÉTOILES FILANTES. 573 tes. prodiiisil un bi'iiit scniblahln au roiilcniont du tun- ncri'c, et éclata avec une détonation très-violente. T.: É T É 0 r. K s L U M I .N E C X O E s E n V É s EN 182^ Le 17 avril 'i8'24, à iO heures un quart du soir, on aperçut du village de Upper-Kinncil^ pai'oisse de Borrow-Stowness (Angleterre), un météore lumineux qui répandait dans Tatmosphère une vive clarté. Il se mou- vait avec une rapidité extraordinaire dans la direction du sud, laissant après lui une traînée d'étincelles. Un voyageur rapporte qu'en traversant les Alpes dans la nuit du 11 au 12 août, il a aperçu un globe de feu qui répandait la plus vive clarté sur Tatmosphère. Le phénomène a diu'é trois minutes. Le 13 septembre, le ciel étant serein, on aperçut à Pétersbourg, dans la direction du sud-ouest, un petit globe de feu, d'une teinte bleu clair, qui descendait vers le sol sous un angle d'environ 35°. La longue queue lumineuse dont le globe était suivi avait aussi une teinte bleue. On n'entendit pas d'explosion. Le 27 novembre, vers 5'' /i5" du soir, M. Haliaschka observa à Prague un météore igné qui avait à peu près la grandeur de la pleine Lune, et qui répandait de tous côtés une lumière blanche éclatante; les boids brillaient d'une lumière bleuâtre. 11 resta visible li à 5 secondes; il se mouvait du sud-est au noixl- ouest. Après la disparition du météoi e , on vit de grandci> 574 SUR LES ÉTOILES FILANTES. lueurs, qui elles-mêmes disparurent au bout de quelques secondes. VIU 5IKTK0r.ES LU:\11NEUX DE 1825 VAnthologie de Florence donne une description dé- taillée d'un phénomène de lumière observé par un ciel serein, le 2 janvier 1823, sur lu route d'Arezzo. 11 se mouvait de l'ouest à l'est avec beaucoup de rapidité, il effleura la cime de quelques peupliers; il ne produisit ni détonation ni bruissement ; il ne laissa aucune odeur sur sa trace. On y distinguait un noyau et une queue trcs- épanouic. Les étincelles qui en jaillissaient se perdaient dans l'air. Dans la nuit du 10 au 11 septembre, vers les 9 heures et demie du soir, il parut, à Liancourt, département de l'Oise, un météore lumineux qui mérite d'être cité, tant à cause de son volume qu'à raison de sa forme. C'était un globe de feu, de figure elliptique, à peu près de la grosseur de la Lune dans son plein. 11 était suivi d'une traînée de lumière, et ressemblait conséquemment beaucoup à une comète accompagnée d'une longue queue. Il se dirigeait du nord-ouest au sud-est, et paraissait des- cendre sous uu angle d'environ 35°. x4près avoir rasé les appartements du château, il alla se perdre dans la petite rivière qui traverse le parc. Le ciel était pur et serein, le météore avait une lumière argentée et éclatante; il ne laissa à sa suite aucune odeur sensible. J'ai extrait ces SUR LES flTOILES FILANTES. 575 détails d'une lettre que M. le duc de La Rochefoucauld a bien voulu m'écrire au sujet de ce météore. Le ili novembre 1825, à 8 heures du soir, un météore lumineux très-brillant apparut dans l'atmo- sphère, à Leith, en Ecosse. Il se mouvait de Test à l'ouest avec beaucoup de vitesse; il parcourut, toujours dans la même direction, un arc d'environ 25% et fit ensuite explosion au zénith, comme une fusée. La trace lumineuse que le météore avait laissée dans l'atmosphère était encore visible deux minutes après qu'il avait dis- paru. Le 1" décembre 1825, à 5 heures de l' après midi, on aperçut à Berlin un globe de feu de la grosseur de la pleine Lune. Sa lumière était terne et rougeàtre; il disparut sans laisser aucune trace et sans avoir changé de place. IX SUR DES METEORES I.UMI>EL"X OBSERVES SUR LE SOLEIL ET PE.NDA.NT L.NE ÉCLîi'SE M. Hansteen rapporte que, pendant qu'il observait la polaire, le 13 août 1825, à M heures un quart du matin , il vit passer dans le champ de sa lunette un point lumineux dont la lumière était plus vive que celle de l'étoile. Son mouvement apparent se faisait de bas en haut; il était lent et un tant soit peu sinueux. M. Hansteen pense que c'était une étoile filante. M. Dick imagine que le phénomène observé par M. Han- steen était non une étoile filante, mais quelque oiseau. îiTfi SUR l.ES UTOILES FILANTKS. placé à une grande distance, et dont la siu'face convexe réfléchissait la lumière solaire dans la direction de Taxe de sa lunette. Sans nier que la lumière réfléchie très- obliquement sur les plumes d'un oiseau ne puisse quel- quefois produire mi effet analogue à celui que M. Han- steen a décrit, je ne pense pas que l'explication doive être généralisée. En observant le Soleil au cercle répé- titeur, j'ai cent fois aperçu, même à travers le verre co- loré adapté à l'oculaire, de larges points lumineux qui traversaient le champ de la lunette. Ils paraissaient trop bien terminés pour qu'il ne fallût pas admettre qu'ils étaient' loin ; ils sous - tendaient de trop grands angles pour qu'on pût imaginer que c'étaient des oiseaux. J'ai cru quelquefois reconnaître que ces points se montrejit plus fréquemment aux époques de l'année oia d'im- menses quantités de flocons de toiles d'araignée sont entraînées par les vents dans notre atmosphère. Au reste, ce phénomène mérite d'être étudié : pourquoi, en effet, n'y aurait-il pas des étoiles filantes de jour comme de nuit? Qui pourrait affirmer, si ces météores naissent aux dernières limites de l'atmosphère, que la présence du Soleil ne favorisera pas leur formation? Je laisse au lec- teur à décider s'il n'y a pas quelque analogie entre les phénomènes dont nous venons de parler, et celui dont y- tire la description d'une lettre adressée au président de l'Académie des sciences, le 5 octobre 1820, par M. Serres, sous-préfet d'Embrun. « Le hasard a voulu ine rendre spectateur d'un phénomène que je crois nouveau, et qui m'a paru intéresser la physique et l'astro- noaiie. Le 7 septembre, sur euviruii une heure trois quarts du soir, SUR LES ÉTOILES FILANTES. u77 après avoir, coinme tout le monde , observé Téclipse de Soleil, je traversai la ville pour aller me promener dans les champs. Je vis d'abord sur Tune de ses places publiques un groupe assez nom- breux d'individus de tout sexe et de tout âge, qui avaient les yeux fixés du côté du Soleil. Tout préoccupé encore del'éclipse, je passai sans remarquer que, dans la position où était ce groupe il ne pou- vait pas apercevoir le Soleil. « Plus loin, je rencontrai un pareil groupe ayant également les yeux tournés vers le soleil; mais comme cette fois-ci je fis atten- tion que les individus composant ce groupe étaient dans une rue tout ù fait à l'ombre, je compris qu'ils regardaient autre chose que roccultatiOQ du Soleil, et dès lors il me vint dans l'idée de deman- der quel était l'objet qui fixait ainsi les regards. 11 me fut répondu : « Nous regardons les étoiles qui se détachent du Soleil. — Que dites- vous là? — Oui, Monsieur; mais voyez vous-même, ce sera plus court. )> Je regardai et je vis, en effet, non des étoiles, mais des globes de feu du diamètre des plus grosses étoiles, qui étaient pro- jetés en divers sens de l'hémisphère supérieur du Soleil avec une vitesse incalculable; et bien que cette vitesse de projection parût la même pour tous, tous néanmoins n'atteignaient pas la même distance. « Ces globes étaient projetés à des intervalles inégaux et assez rapprochés. Souvent plusieurs l'étaient k la fois, mais toujours divergents entre eux : les uns parcouraient une ligne droite et s'é- teignaient dans l'éloignement; quelques-uns décrivaient une ligne paraijolique et s'éteignaient de même; d'autres enfin, après s'être éloignés à une certaine distance en ligne directe, rétrogradaient sur la même ligne, et semblaient rentrer encore lumineux dans le disque du Soleil. Le fond de ce magnifique tableau était d'un bleu de ciel un peu rembruni. « Au moment de mon observation, j'étais placé à l'angle d'une maison qui m'empêchait de voir le Soleil, et mon rayon visuel, pas.sant par l'arête du toit, aboutissait à un point peu éloigné du bord de l'astre. L'éclipsé était alors sur son déclin. « Mon étonnement a été grand à la vue de ce spectacle si majes- tueux , si imposant et si neuf pour moi ; il me suffit de dire qu'il ne m'a plus été possible d'en détacher la vue qu'alors que j'ai cessé de le voir, ce qui est arrivé peu à peu, à mesure que l'éclipsé décrois- sait, et que les rayons solaires ont eu repris leur éclat habituel. C'est aussi ce qui est arrivé aux personnes présentes; l'une des- quelles a ajouté, au moment où je me suis séparé du groupe : a Que le ."^oleil lançait plus d'étoiles, alors qu'il était plus pâle. » XL — II. 37 r,78 SUR LES ÉTOILES FILANTES. « Revenu de rétoiniemcnt oii m'avait jeté cet admirable phéno- mène, j'ai voulu savoir, de deux personnes que j'avais distinguées dans les deux groupes de spectateurs dont je viens de parler, par qui et comment elles en avaient eu connaissance. On m'a répondu qu'une femme du peuple avait crié : «Venez donc voir les flammes de feu qui sortent du Soleil. » Une autre personne m'a dit que c'étaient des enfants de dix à douze ans qui, les premiers, s'en étaient aperçus, lesquels, émerveillés de la chose, avaient crié : « Venez voir, venez donc voir ! » et qu'ainsi s'était formé le groupe devant lequel j'avais passé peu de temps après. » X SIR LES MOUVEMENTS DES ETOILES FILANTES Le professeur Brandes, de Breslau, résume ainsi les résultats de ses nombreuses observations sur les étoiles filantes : 1° Ces météores se meuvent dans toutes les directions relativement à la ligne verticale; mais le nombre d'étoiles filantes qui s'approchent de la Terre surpasse celui de ces météores cjui s'en éloignent. Il paraît résulter de là que les étoiles filantes, pendant la courte durée de leur apparition, sont soumises à l'action attractive du globe. 2" Qu'on détermine la direction réelle suivant laquelle se meuvent les étoiles filantes, en rapportant chaque fois cette direction à celle de la Terre au moment de l'obser- vation ; qu'on prenne ensuite la moyenne de tous les résultats partiels : si ces résultats sont assez nombreux, la diicction qu'ils fourniront sera diamétralement opposée à celle de translation de la Terre. Les étoiles filantes ont incontestablement une vitesse propre; mais il semble découler de ce qui précède que Sun I.RS fiTOII.RS FILANTES. 579 la plus grande partie de leur vitesse apparente est une simple illusion dépendante du mouvement de translation de la Terre. N'est-il pas digne de remarque qu'on arrive ù une nouvelle preuve du mouvement de notre globe, par l'observation d'un phénomène aussi fugace et aussi inconstant? Je n'ai sans doute pas besoin de rappeler ici que la marche réelle du météore en azimut et en hauteur exige la comparaison d'observations simultanées faites dans deux lieux éloignés. XI r.AI'PORT ENTHE LES NOMBRES DES ÉTOILES FILANTES DAOUT ET DE SEPTEMBRE M. Forster dit avoir reconnu que le nombre des étoiles filantes qu'on aperçoit dans le mois d'août est au nombre de celles qui se montrent en septembre , comme 3 est à 2. Suivant le même observateur, dans tous les autres mois de l'année ce phénomène est trois fois moins fréquent qu'en août. XII ÉTOILES FILANTES DE LA NUIT DU 12 AU 13 NOVEMBRE 1836 Les instructions remises à l'état-majorde la Doniie, par l'Académie des sciences (voir t. ix des Œuvres, p. 30), invitaient les navigateurs à observer attentivement tous les météores qui pourraient se montrer dans le ciel, du 10 au 15 novembre, et particuliùremcnt pendant la nuil 580 Sun LES ÉTOILES FILANTES. du 1:2 au 13. date habituelle d'une sorte de pluie d'étoiles filantes t'oi't exti'aoïdinaire. 11 était bien entendu que la môme recommandation s'adressait aux observateurs sé- dentaires. Aussi, n'ai-je pas manqué d'inviter les quatre jeunes astronomes que le Bureau des Longitudes a placés sous ma direction, MM. Mauvais, Bouvard, Laugicr et Plantamour, à vouloir bien, depuis le coucher jusqu'au lever du Soleil, s'établir à tour de rôle sur la terrasse supérieure de l'Observatoire, durant les nuits du com- mencement de novembre 1830, pour y tenir une note exacte du moment de l'apparition de chaque étoile filante, de la direction de son mouvement rapporté aux étoiles fixes, de sa durée et de son éclat. Le mauvais temps avait contrarié ces recherches jusqu'au 12; mais ce jour-là, dans la soirée, le ciel s'étant éclairci, on a vu, depuis le 12 à G'' /iS"" du soir, temps moyen, jusqu'au 13 à 6'' 35'" du matin, 170 étoiles filantes, ce qui faisait, terme moyen, im peu plus d'une étoile par chaque li minutes; mais il faut remarquer que la lumière crépusculaire le matin dut clfacer les plus faibles de ces météores. Au milieu de la nuit, de IV' /[5"' à 2'' 5'", c'est-à- dire en 2'' 20"', on a compté 71 étoiles, ce qui, terme moyen, correspond à une étoile chaque 2 minutes. La veille, de 11'' /iS"' à minuit 30"', on n'en avait pas aperçu une seule! Sur les 170 étoiles dont il vient d'être fait mention. 62 ont parcouru le Lion ; 73 se mouvaient dans des directions qui, prolongées, traversaient la même constellation; Sriî LI-S ÉTOILRS FILANTES. 581 LlO suivaient dos routes qui iVaboutissaient pas au Liou ; 5 n'avaient fait que se montrer et disparaître. J'ai reçu un grand nombre de lettres relatives aux observations faites en différentes villes de France, dans la nuit du 1:2 au 13 novembre. 11 résulte de ces obser- vations que partout où Ton a suivi la marche des bolides^ on les a vus se diriger vers la constellation du Lion. M. INell de Bréauté, qui a observé à La Chapelle, près de Dieppe, dit que le nombre des étoiles filantes, dans la nuit du 12 au 13, était vingt fois plus grand que dans les nuits ordinaires. Voici du reste l'analyse des lettres qui me sont parve- nues sur ces astéroïdes : Paris. — A l'Observatoire de Paris, ainsi que nous l'avons déjà dit. on vit. de 6'' ù8"' du soir à G'' 35"' du matin , c'est-à-dire en 11"* '6jU environ. 170 étoiles filantes. M. Méret, à Bercy, fut gêné par les brouillards qui, dans ce quar- tier, couvraient les régions inférieures du ciel. Cependant, de mi- nuit à 6'" du matin, il vit 120 étoiles filantes. Mais la course de 8û seulement fut orientée. Dans ce nombre, 57 ou venaient du Lion ou parcouraient des lignes qui , prolongées, auraient traversé cette constellation. M. Ciiarles Coquerel n'a observé que de i à. 6 heures; dans ce court intervalle de 2 heures, il a vu au moins 26 étoiles filantes. L'ensemble de ces météores se mouvait dans des lignes qui, pro- longées, auraient abouti au Lion. Quelques-uns, cependant, parais- saient décrire vers l'est des lignes droites horizontales élevées d'en- viron iO". Toutes, sans exception, marchaient vers le nord. La Chapelle (près de Dieppe]. — MM. Amédée Racine, et Calais ont observé le phénomène sous la direction de M. Xell de Bréauté. De 11" 39"° du soir ù 3'' 2/j'" du matin, cest-à-dire en 3'' Zi5°', ces messieurs ont aperçu 36 étoiles filantes. Yon-Altemare département de l'Ain,. — M. Millet Daubanton a vu, dans la nuit du 12 au 13 novembre, de 8'' du soir à 6'' du matin, c'est-à-dire en 10'', 75 étoiles filantes. 5r2 SUR LES ÉTOILES FILANTES. Voici leur répartition : De 8'' h minuit, 15; de minuit à 3" du matin, 22 ; de 3'" à 6', o8. Strasbourg. — M. Fargeau, professeur de physique, aidé de trois de ses élèves, a vu, de 10'' /i5'" du soir jusqu'à 2" 37'" du matin, c'est-à-dire en 3" 52™, 85 étoiles filantes. M. Fargeau dit avoir quel- que raison de croire qu'il n'a pas noté, à beaucoup près, tous les météores qui se sont montrés. 57 des 85 étoiles filantes observées par M. Fargeau suivaient des routes dirigées vers le Lion. Dans les 28 étoiles restantes, plusieurs venaient peut-être aussi de la même constellation, mais la direction de leur marche ne fut pas déterminée. M""* Gliich et M. Holl ont vu, de 10'- 20'" du soir à 2" 25" du ma- tin, c'est-à-dire en /i" 5", 28 étoiles filantes. Arras. — M. Larzillière, professeur de mathématiques au collège, n'a pas observé le phénomène d'une manière continue ; quelquefois même il s'est contenté do regarder par la fenêtre de sa chambre, de là on ne pouvait voir évidemment qu'une portion du ciel. Ce- pendant, quoique ses recherches n'aient commencé qu'à S"" et qu'elles aient fini à 6, M. Larzillière a vu 23 étoiles filantes. 18 de ces météores suivaient des lignes dont l'origine était dans la con- stellation du Lion, ou qui, prolongées, l'auraient traversée. Angers. — ?.î. Morren , professeur de physique au Collège royal d'Angers, n'a pas observé toute la nuit. De 2" 20"' à /»'' 21'", il a vu /i9 étoiles filantes. Toutes les observations, dit M. Morren, ont été faites le visage tourné vers la constellation du Lion ; par consé- quent, une grande partie du ciel restait inobservée. Rocheforl. — De 1'' 30'" à 3'' 30'", II. Salneure, lieutenant de vais- seau, a observé 23 étoiles filantes. le Havre. — II. Colback, négociant, estime que, de 9'' du soir jusqu'à 2" du matin, il apercevait, en moyenne, une étoile par minute. A 2 heures, le ciel se couvrit d'une légère brume. Si des lieux où l'on a compté les étoiles filantes, nous devions passer successivement à tous ceux où l'observa- tion n'a pas été faite avec ce même degré de précision, notre catalogue deviendrait vraiment trop étendu. Aussi, SUR LES ETOILES FILANTES. 583 nous contenterons-nous de dire, que, près de Nogcnt-sur- Yernisson, le phénomène avait un caractère tellement inusité qu'il frappa l'attention d'un domestique de ^I. Costaz ; qu'aux environs de Tours, dans la matinée du lo, les paysans s'entretenaient de la pluie de feu qui avait eu lieu pendant la nuit ; enfin que, dans la vallée du Rhône, aux environs de Culloz, les astéroïdes se succé- daient avec une telle rapidité que la population, qui les apercevait à travers le brouillard, les prit pour des éclairs, qu'elle crut à un orage, ou à la reproduction de la bril- lante aurore boréale du 18 octobre. Les étoiles filantes de la nuit du 12 au 13 novembre formaient-elles par leur nombre un phénomène extraor- dinaire, inusité? A Paris, à l'Observatoire, dans la nuit du 12 au 13, on apercevait, en moyenne : i!i étoiles filantes en 1 heure 29 en 2 Zi3 en 3 68 en Zi etc. etc. Comparons ces résultats à ceux des nuits précédentes et suivantes. A l'Observatoire on vit : 0 étoiles filantes en V\ dans la nuit du Jl au 12 3.5 du 13 au 1^ 2.3 du li au 15. La conséquence est manifeste. Les observations de M. ^léret ne sont pas moins con- cluantes. Ces observations donnent en movenne : 584 SUR LES ÉTOILES FILANTES. 20 étoiles en 1 lieure tiO étoiles en 2 heures. Or, le 11, de sopt heures et demie jusqu'à neuf heures et demie, c'est-à-dire en deux heures, M. Méret ne vit pas un seul de ces météores. Prenons enfin les observations de M. Millet Daubanton. M. Millet, en moyenne, vit dans la nuit du 12 au 13 : 7.5 étoiles filantes en 1 heure 15 en 2 22 en 3 30 en 4 etc. etc. Kh bien ! le 6 novembre, on n'aperçut aucune étoile... en deux heures. Le 7, il y en eut U en h. heures Le 8, 0 en 3 Le 9 1 en 6 Le IZi 2 en 6. Nous ne citerons pas ici la direction la plus habituelle des routes parcourues, comme un caractère distinctif du phénomène du 13 novembre. D'abord, averti par les instructions destinées à la Bonite, c'est du côté du Lion que chacun a porté spécialement son attention ; c'est donc vers ce même côté que les observations auraient été les plus complètes, les plus nombreuses, alors môme que les météores se seraient trouvés répartis uniformément dans le ciel. Mais voici une considération non moins impor- tante. Dans chaque saison, les directions les plus oi-dinaires suivant lesquelles se déplacent les étoiles filantes semblent SUR LES ÉTOILES FILANTES. 585 contenues dans le demi-cercle diamétralement opposé au mouvement de translation de la terre. (Voyez Jnstruc- tions. Rapports et Notices sur les voyages scientrfif/iics ^ t. IX des Quivres, p. oh-) Or, le 13 novembre, la Terre parcourt une tangente de son orbite dirigée sur le Lion; c'est donc à partir du Lion que le plus grand nombre des étoiles doit paraître se mouvoir le 13 novembre, môme dans l'hypothcse de mouvements réels uniformé- ment répartis dans toutes les directions. En faisant à l'avenir une énumération très-exacte de tous ces mou- vements apparents, on jettera sur le phénomène des astéroïdes des lumières qui aujourd'hui nous manquent totalement. Au lieu d'orienter les routes des étoiles filantes par des repères pris dans les constellations, les observateurs de Dieppe les ont rapportées aux points cardinaux. L'azimut moyen des 36 étoiles observées par MM. Racine et Calais est, d'après les calculs de M. de Bréauté, sud 111° ouest; l'azimut du prolongement de la tangente que suivait la Terre au milieu de la nuit était sud 98° ouest ; la direction moyenne de la course du petit nombre d'astéroïdes observés à La Chapelle se trouve donc, à 13° près, coïncider avec la direction diamétralement opposée à la marche de la Terre. Des observations plus nombreuses, plus complètes, combinées avec des mesures de parallaxe, feront con- naître si toutes les directions de mouvement existent au môme degré dans la zone d'astéroïdes que la Terre tra- verse le 13 novembre, ou bien si un flux simplement coni- que pourrait suffire à rexplication du phénomène, etc. 586 SUR LES ÉTOILES FILANTES. Avant d'avoir éclairci ces points de fait, il serait préma- turé d'essayer de remonter à la cause physique de ces curieuses apparences; de rechercher, par exemple, si, pour en rendre compte, il ne faudrait pas supposer qu'une grosse planète se brisa jadis, en quelques milliards de fragments, dans le moment même où elle se trouvait à la place que la Terre va occuper aujourd'hui le 13 novembre; si ces fragments ne se suivent pas comme les molécules dont se composent les queues de comètes, etc. Ces astéroïdes ne deviennent évidemment visibles qu'en pénétrant dans l'atmosphère terrestre. Les plus brillants en 1836 répandaient un éclat comparable à celui de Avenus. Tous, ou presque tous, laissaient après eux une tramée d'étincelles dont l'incandescence durait de 1' à 6'. Pour quelques-uns de ces météores, on ne trouva pas moins de 25° entre la place de leur apparition et celle de leur extinction totale. S'il était certain qu'on eût remarqué des mouvements sérieux, nous serions inévitablement amenés à cette conséquence que la matière des asté- roïdes du 13 novembre a une très-petite densité. La dernière apparition des astéroïdes aura prouvé sans réplique qu'ils tombent quelquefois sur la Terre. M. Millet dit, en effet, avoir aperçu plusieurs de ces météores qui se projetaient sur le versant des montagnes dont il était entouré; M. Bérard, capitaine de corvette, de son côté, en a vu un, à Paris, descendre jusqu'à la hauteur du pa- rapet du Pont Royal. SUR LES ÉTOILES FILANTKS. S87 Xlll ÉTOILES filant; S DE LA NUIT DU 10 AU Jl AOUT 1837 Il y a eu, chus la imit du 10 au 11 août 18o7, une apparition extraordinaire d'étoiles filantes. Mon fils aîné, qui n'est pas astronome, et un de ses amis, en ont compté 107 entre onze heures un quart et minuit un quart, en se promenant dans le jardin de l'Observa- toire. De minuit 37'" jusqu'à S*" 2G"% commencement du crépuscule, MM. les élèves astronomes, Bouvard et Lau- gier, ont observé 184 de ces météores. Le plus grand nombre paraissait se diriger vers le Taureau, ainsi que cela devait être d'après le sens du mouvement de trans- lation de la Terre. Plusieurs lettres que j'ai reçues tendent à prouver : 1" que le phénomène ne s'est pas présenté seulement en 1837; 2° qu'il n'a pas été observé seulement à Paris; 3" que, pour l'apparition qui a lieu dans ce mois, comme pour celle qui a lieu dans le mois de novembre, on ob- serve, pendant plusieurs nuits consécutives, un nombre d'étoiles filantes notablement plus considérable que de coutume. M. de La Tremblais, conseiller de préfecture, secré- taire général du département de l'Indre, m'a écrit de Chàteauroux que le 9 au soir, se trouvant à quelques lieues de la ville, il a eu l'occasion d'observer un phénomène semblable. « Depuis 10'' jusqu'à 10" 35'", dit-il, je vis environ une trentaine de ces étoiles, et certes, je ne vis pas toutes celles (|ui parurent, f^RS SUR LES f:TOILES FILANTI-S. car je suivais en voiture découverte la grande route dans la direc- tion du nord-ouest au sud-est, de sorte que je ne pouvais observer que la partie du ciol comprise entre Cassiopée et l'Aigle, et j'étais distrait d'ailleurs par la nécessité do conduire ma voiture. Voici donc ce (lue j'ai remarqué : « Toutes ces étoiles apparaissaient vers la constellation de Pégase ou un peu plus vers Cassiopée. Toutes se dirigeaient suivant une ligne menée de cette dernière constellation vers Antinous, quel- ques-unes au-dessus, la plupart au dessous, et toujours parallèle- ment à cette ligne. Elles traversaient cet espace du ciel avec une grande vitesse, et cette vitesse était sensiblement la même pour toutes. Parmi elles, deux seulement ont laissé après elles une trace lumineuse d'une ou deux seconde de durée. « Le lendemain soir, le 10, je sortis vers 10 heures, et, dans l'espace d'un quart d'heure , je vis encore cinq ou six étoiles filantes, même partie du ciel et même direction que les précé- denten. Obligé de rentrer, je n'ai pas jui donner suite à cette olxsor- vation. « Le 11 au soir, i\ la même heure, je ne pus en voir que deux dans l'espace d'une demi-heure. Une troisième, fort brillante, parut auprès d'Arcturus, se dirigeant presque perpendiculairement à l'horizon. » M. Walferdin, se trouvant en 1830 à Bourbonne-le.s- Bains, avait consigné sur son journal pour la nuit du 8 au y août les observations suivantes : « Le 8 août 1836, de 9 heures et demie à 11 heures et demie, lo ciel étant parfaitement serein, je remarque de nouveau un grand nombre d'étoiles filantes; hier, je n'avais pu faire aucune obser- vation, étant seul pour observer; je porte surtout mes regards vers le nord, et je compte en 1 heure, ou plutôt en deux demi-heures, parce que je me suis reposé, 156 à 158 étoiles filantes. Je n'en ai pas observé moins de 2 par minute. « Elles se dirigent de haut en bas, en s'écarlant plus ou moine- sur la verticale. Le plus grand nombre file dans la direction de i'ouest à l'est, et de l'ouest-sud-ouest à l'est-nord-est. « J'en remarque une qui se dirige presque horizontalement ou sous une inclinaison de quelques degrés seulement, laissant après eile une assez longue traînée ou suite de points lumineux d'une lueur vive, plutôt Ijlanclie que rougeâtre : sa durée est de 6 à 7 se- condes. 11 ne fait point de vent. » il SUR LES ÉTOILliS FILANTES. 589 M. Jules Graziani a observé, à Rome, deux uniiécs consécutives, en 1826 et 18:27, un nombre tout ù lait inusité d'étoiles filantes dans les nuits du 14 et du 15 août. En 182G, il en compta plus de cinquante par heure dans les deux nuits indiquées; il ne fut à portée d'obser- v'er le phénomène que de dix heures à minuit; la plupart de ces étoiles paraissaient se diriger du nord-est au sud- ouest. Je ne dois pas oublier de profiter de cette occasion pour annoncer aux physiciens (jue M. Quctelet, directeur de rObservatoire de Bruxelles, avait déjà reconnu, dès 1836, que le milieu d'août est une époque oii l'on doit s'attendre périodiquement à voir une grande quantité d'étoiles filantes. Ce n'est pas un des moins curieux ré- sultats dont la science sera redevable aux laborieuses et persévérantes recherches que M. Quetelet a faites sur ce mystérieux phénomène. X[Y ÉTOILES FIXANTES DU MILIEU DE NOVEMBRE 1837 Ma correspondance particulière m'a fourni les résultats suivants au sujet des étoiles filantes du milieu du mois de novembre : on s'est trop hâté en affirmant positive- ment que ces météores ont manqué au rendez-vous en 1837; en ajoutant que dès aujourd'hui il ne peut plus être question de leur périodicité, etc. Les précédentes apparitions n'ont pas eu lieu exactement h la même date; ainsi, l'absence d'étoiles filantes à Paris, pen- 590 SUR LES ETOILES FILANTES. daiit la nuit sereine du 12 au 13 novcml)re, ne prouve rien. La clarté de la pleine lune aurait d'ailleurs suffi pour eiïacer toutes celles de ces étoiles que l'intensité de leur lumière aurait placées au-dessous de la seconde grandeur. En admettant la constance de la date, rien ne dit, en outre, que ce n'est pas de jour que les étoiles attendues ont traversé l'atmosphère de la capitale. Personne enfin n'a prétendu que l'atmosphère tout en- tière de la Terre dût être envahie par le courant des mé- téores. En 1833, lorsqu'on Amérique ils étaient un objet d'elfroi pour les populations, on les remarquait à peine eu France. L'an dernier, sur la Bonite, on ne voyait que quelques rares étoiles filantes, le jour où en Europe leur grand nombre frappait tous les yeux. Sans doute, des ténèbres enveloppent encore la cause de ce curieux phé- nomène, mais n'est-ce pas une raison de plus pour ne laisser passer aucune observation sans la recueillir? Nuit du 12 au 13 norem'ore Paris. Une seule étoile filante, à 1" 50"', temps moj'en. Montpellier. A 9'', temps vrai, une étoile filante. De o'' à Zi'' Zi5"', absolument rien. De /i" /|5"' ù 5'', trois étoiles filantes. Les trois étoiles sont parties d'un point situé à 20 degrés environ au sud de 5 du Lion. Elles marchaient vers le sud, avec une grande vitesse, et à peu près dans la direction du méridien. La première brillait comme une étoile de première grandeur. Le temps était parfaitement serein. {Observations de M. Bérardj. Genève. — Minuit 20", temps..., étoiles filantes qui passent vers les étoiles i et 6 du pied de la grande Ourse, en se dirigeant obli- quement vers l'horizon. PUR LES ETOILES FILANTES. 591 2'' 50'". Ktoilo filante d'un faible éclat, qui traverse le carré de la petite Ourse, obliquement à l'horizon, et de l'est à l'ouest. 3'' 10'". Étoile filante fort belle, partant du Lion et se dirigeant vers la tète de la grande Ourse. û'' 8'". Étoile filante d'un faible éclat, marchant de la grande Ourse cl la petite Ourse, et traversant h; carré de celle-ci parallèle- ment ù l'horizon. û'' l'i™. Étoile filante rouge, se dirigeant du carré de la grande Ourse vers l'étoile polaire. ^'' 25'". Étoile filante partant de la queue de la grande Ourse, et se dirigeant obliquement vers l'horizon. Ciel nuageux , peu propre aux observations. (Observations de M. Wartmann.) Marseille. — 7'', temps vrai. Étoile filante de 1" grandeur, près de P d'Andromède, dirigée du sud au nord. 2'' 18'". Étoile filante de 2° grandeur, au sud-est, à 10" de hau- teur, direction du sud à l'est. 2'' [iS"\ Étoile filante de 2" grandeur, provenant du Lion , depuis a creur de l'Hydre jusqu'au Navire. Trajet de 20" en 1'. 3'' 38'". Étoile filante de 3" grandeur, partant de près de Sirius, et allant vers le sud-ouest, dans la direction de 7 du Lion. Trajet court et rapide d'environ 10'. 3" /i2'". Étoile filante de 2- grandeur, entre PoUux et Procyon, allant à l'opposite du Lion. Trajet de Zi à 5" en moins de 1 seconde. U^ 18"'. Étoile filante de 3* grandeur, de Sirius à l'opposite du Lion. Trajet de Zi à 5° en 1/2 seconde. 5" 2A"'. Étoile filante de 3"^ grandeur, vers la queue du grand Chien, venant de 7 du Lion. Trajet de h à 5° en 1/2 seconde. 5'' 38'". Étoile filante de 3* grandeur, près du Cœur de l'Hydre, venant de 7 du Lion. Trajet de Zt à 5° en 1/2 seconde. 5" 66"°. Étoile filante de l"'' grandeur, de Régulus à l'opposite de 7 du Lion. Trajet de 4 à 5° en 1/2 seconde. 6'' 6'". Étoile filante de 1" grandeur, de Jupiter vers 7 du Lion. 20' de trajet en 1 seconde. Qe ces dix étoiles filantes, les huit dernières se mouvaient sui- vant la direction attendue. On peut donc supposer qu'elles appar- tenaient au groupe déjà reconnu. Sans la clarté de la Lune, on en eût probablement aperçu un plus grand nombre. Le ciel était par- faitement sei'ein. (Observations de M. Valz, directeur de l'Observatoire de Marseille.) 692 SUR LES ÉTOILES FILANTES. Nuit du il\ au 15 novembre. Jambles (Saône-et-Loire). — De 8 heures à 8 1/2 (temps moyen). 39 étoiles filantes, marchant toutes de l'est à Touest. (Observation^ de M. de Nervaux.) Nuit du 15 au IG nnvetnbj'e. Paria... (heure non déterminée], 17 étoiles filantes en une minute et demie. Elles partirent toutes de la constellation de Cassiopée ou de ses environs, et se dirigèrent de l'est à l'ouest-nord-ouest. (Obser- vations de M. Ch. Dame, faites au collège RoUin.) XV sur. LES ÉTOILES FILANTES PÉRIODIQUES DU MOIS d'AOUT A la fin de Tannée 1836, M. Quetelet signalait (voir plus haut, p. 589) les environs du 10 août comme une époque d'apparitions extraordinaires d'étoiles filantes. U Introduction à la philosophie naturelle de Musschen- broek, ouvrage qui parut en 1762, a fourni depuis, au savant astronome de Bruxelles, un passage qui, malheu- reusement , manque de précision , mais duquel résulte cependant avec quelque probabilité que le même phéno- mène s'observait déjà il y a soixante-quinze ans. L'année 1837 a confirmé, comme chacun sait, l'heureuse conjec- ture de M. Quetelet. 11 est donc très-important de former aujourd'hui le catalogue le plus complet possible des apparitions inusitées d'étoiles filantes qui ont pu être observées dans le mois d'août. M. Quetelet a commencé ce travail ; :\1. Herrick s'y est aussi consacré, et le contin- gent qu'il a fourni est précieux. SUR LES ÉTOILES FTLANTES. 593 9 août 1779. — Les Transactions philosoplikiue.'s, voL I,\X, ren- ferment une lettre de sir William HamiUon, dans laquelle, après avoir décrit l'éruption du Vésuve de 1779, l'auteur ajoute : le 9 août, à 7 heures du soir, tout était calme. Chacun remarqua que cette nuit là, pendant plusieurs heures après l'éruption, l'atmosphère était remplie des météores vulgairement connus sous le nom d'étoiles filantes. 8 août 1781. — M. Galeb Gannet, dans son Historical Reglsfer of t/ie Aurora borealis (voyez Memoir of the American Jcaclemy, Boston, 1785), dit que, dans la nuit du 3 août 1781, il se montra un grand nombre de météores, et qu'ils marchaient, en général , du nord -ouest au sud-est. 9 iioùt 1799. — Dans un ouvrage curieux publié il y a longtemps par le célèbre lexicographe [)■" Noah Webster, intitulé : Brie/ histonj of épidémie and pestilenlial diseases (Hartford, 1799), on lit dans le 2'' volume, p. 89 : « Pendant la grande chaleur qui développa la maladie pestilentielle de l'été dernier, 1798, les petits météores ou étoiles filantes furent incroyablement nombreux durant plusieurs nuits, vers le 9 août. Presque tous marchaient du nord-est au sud- ouest, et se succédaient si rapidement que l'œil d'un spectateur curieux était presque entièrement en action. » 9 août 1820. — Dans Tilloch's Philos. Mag. and Journal , in-8, et r.ondnn Mag., 1821, vol.LVII, M, John Farey a annoncé que, dans la nuit du 9 août 1820, il fut témoin ù Cospart d'un nombre inac- contumé d'étoiles filantes. 10 août 1826. — Il y eut une apparition peu ordinaire d'étoiles filantes dans la nuit du 10 août. La citation est tirée des Results oj a Meteorological Journal d'août 1826 ; tenu al the Obaervalory of the Royal Jvudemy, Go!~port. 10 août 1723. — M. le professeur W. H. Drandes, dont les obser- vations sur les étoiles filantes sont, sans contredit, les meilleures que nous ayons, dit dans V Unlerhall ungen fur Freunde der Physik and Astronomie , Leipzig, 1825, iu-8, que « dans la nuit du 10 août 1823, lui et ses associés notèrent, dans moins de deux heures, cent quarante étoiles filantes, sans parler de celles dont ils ne parvinrent pas à tracer la route. » M. Brandes ajoute : « Cette soirée était .-i tranquille, l'air si doux, le ciel, quoique un peu nuageux, si riche X!. — II. 38 y,?i SUR LES ÉTOILES FILANTES. on étoiles filantes, qu'elles attirèrent Tattentiou des voj'ageurs qui devaient le moins s'intéresser à un pareil phénomène. » 10 aoâl 1803. — Dans le London Magasine of Aaiur. IJiat. (in-8, London) , mai 1837, p. 232, on lit : « 10 août 1833, entre 10 heures et minuit, étoiles filantes et météores dans le Worcestershire. » Pour de grands détails il faudrait consulter un mémoire de M. Lees, inséré dans Wlnahjst 'I,ondon\ août 183'j, n" 1, p. 33. Je n'ai pas pu, dit M. Ilerrick, me procurer ce journal. 10 août 183Ù. — Un nombre extraordinaire de brillants météores eu étoiles filantes fut vu dans quelques parties de cette contrée. Ce passage est tiré du registre météorologique du D-" Henri Gibbons, observateur exact et digne de toute confiance, qui était alors à JJ ihiiingion (Delauare j. Nui' du 9 au iO août 1833. — Dans le Meteorological Àppeiulix au Rapport des régents de l'Université de IS'ew-York, rédigé en mars 1837, je trouve page 169 : « 9 août 1836, météores fréquents pen- dant la nuit à Bridgewater, New-York, professeur B.-J. Joslin, de Schenectady, NeAv-York. Un observateur exact et soigneux , dit M. Herrick, m'a communiqué l'extrait suivant de ses notes : « En « combinant toutes mes observations, je trouve que, pendant la plus « grande partie de la soirée, à la fin comme au commencement, les « étoiles filantes tombèrent à raison d"à peu près cent cinquante par heure. » C'est assurément un nombre bien au delà de la moyenne ordinaire. IS'tlit du 9 au 10 coût 1837. — Un nombre extraordinaire d'étoiles filantes ou de bolides fut remarqué dans différentes villes des États- Unis. Les circonstances de ces apparitions ont été signalées dans le American Journal ofsdmces, for october 1837. Pendant les quelques heures de séjour que je fis en 1837 à Bruxelles, M. le docteur Th. Forster nous parla, à M. Quctelet et à moi, d'une indication curieuse contenue dans un manuscrit qui remonte probablement à la fin du XYii' siècle, mais dont il serait maintenant très-utile de rechercher la date précise. Ce manuscrit, conservé dans un des collèges de Cambridge, est intitulé : Ephe- SUR LES ÉTOILES FILANTES. o9» men'des rennn naluraliiun. C'est un calendrier où l'on voit, à côté de cliaque jour de l'année, un pronostic ou une remarque relative aux phénomènes naturels qui ca- ractérisent ces diverses époques de l'année; eh bien, dans cette sorte de calendrier, en regard du 10 août, on trouve le mot meteorodes ! M. Forster nous apprit en même temps que ses com- patriotes catholiques avaient si bien remarqué ancienne- ment le nombre inusité d'étoiles filantes du 10 août, qu'ils ne s'étaient pas crus dispensés d'en chercher la cause. Suivant eux, ces étoiles étaient les larmes brûlantes de saint Laurent, dont la fête arrive précisément ce jour-là. 11 y a presque toujours quelque chose à gagner dans l'examen attentif des préjugés populaires. XVI sur. LES MOUVKMEMS DE PRÉCFSSIOrV DES ÉTOIEES FILAXTES MM. Erman, Boguslawsky et Chasles se sont livres à des discussions très-savantes d'où il résulte incontes- tablement que les grandes chutes ou apparitions pério- diques d'étoiles filantes sont sujettes ù des mouvements de précession. Ces mouvements lents ou rapides ne sauraient se concilier avec une découverte qu'un aca- démicien a annoncé avoir faite en étudiant les anciens auteurs italiens. « Dans les Scriptores rerum Ilalicarum, dit cet académicien, on trouve un grand nombre d'obser- vations météorologiques. Si je pouvais m'élendre sur ce sujet, je donnerais une liste de nombreuses étoiles filantes 596 SUR LES ÉTOILES FILANTES. qui ont été observées dans divers siècles, vers le 1 2 no- vembre. D Supposons de nombreuses apparitions d'étoiles filantes vers le 12 novembre, bien constatées pour les siècles passés, et tout mouvement de précession disparaît. Il est donc vivement à désirer que Ton connaisse exactement les passages des auteurs italiens auxquels il a fait allu- sion. Sans cela, les lignes extraites de V Histoire des sciences mathématiques en Italie qu'on vient de lire pour- raient entraver les progrès d'une branche très-importante et très-curieuse de la météorologie. Il est à remarquer que la seule citation que l'on a faite est, non d'un écrivain italien, mais de Grégoire de Tours. Cette citation, d'ail- leurs, ne me semble pas se rapporter à ctes étoiles filantes. Que dit, en effet, l'évêque de Tours? Que, dans la nuit du 9 novembre 577, il apparut un grand prodige; qu'on vit un étoile briller au centre de la Lune; que d'autres étoiles parurent aussi un peu au-dessus et un peu au dessous de la Lune; qu'enfin, autour de ce même astre, se forma le cercle qui souvent annonce de la pluie. Dans tout cela il n'y a pas un mot d'où Ton puisse induire que les étoiles, parties intégrantes du prodige, se mouvaient, qu'elles étaient des étoiles filantes. Il serait inutile de se livrer à des conjectures touchant la pré- tendue étoile qui se projetait sur le centre de la Lune. Quant aux autres, elles étaient peut-être des étoiles ordi- naires, ou les parasélènes qui accompagnent assez sou- vent les halos. SLK LES ÉTOILES FILANTES. 597 X M I r.APPOr.T SIR UNE NOTF. DK M. ÉDOUAUD DIOT, nKLATlVE AUX ÉiOILES FILANTES L'Académie, sur les conclusions conformes d'une Com- mission*, a décidé qu'un travail de M. Edouard Biot, concernant les étoiles filantes et les bolides observés à la Chine à des époques reculées , serait inséré dans le Recueil des savants étrangers. L'auteur présente aujour- d'hui une Note supplémentaire à ce premier travail. Les physiciens y trouveront une discussion nouvelle des an- ciennes observations. En faisant un usage très-intelligent des représentations graphiques, M. Edouard Biot rend sensible, pour les yeux les moins exercés, l'existence de deux maxima dans le nombre des apparitions du phé- nomène. L'un correspond à une époque comprise entre le 18 et le 27 juillet années juliennes; l'autre se trouve entre le 11 et le 20 octobre. A la simple inspection il résulte également des figures que du solstice d'hiver au solstice d'été on voit beaucoup moins d'étoiles filantes et de bolides qu'entre le solstice d'été et le solstice d'hiver. Dans cette seconde période de 9G0 à 1275 après Jésus- Christ le nombre total s'élève à 462, tandis que, dans la 1. Cette Commission était composée de MM. Arago et Babinet, rapporteur; le travail de M. Edouard Biot avait pour titre : Cafa- logue des météores observés en Chine entre les années 687 et 1275 de notre ère. {Comptes rendus des séances de i^Jcadémie des sciences, t. XIV, p. C99 ; séance du 16 mai 18.'i2.) Le rapport ci-dos- sus fait au nom de la même Commission par M. Araço a été lu io 11 janvier 18ù7. ; Comptes rendus, t. X\IV, p. u'J ) 508 SUR LES ÉTOILES FILANTES. première, il n'est que de 1017. Ces résultats concordent, quant aux époques des maxima et des minima, avec ce qu'on a trouvé en Allemagne en discutant l'ensemble des observations modernes. La ressemblance s'étend jus- qu'au rapport numérique des deux nombres, si l'on prend pour terme de comparaison les résultats consignés dans les précieux tableaux que M. Coulvier-Gravicr a déduits de ses propres recherches et qui , grâce au zèle infati- gable de cet observateur, acquièrent chaque année plus d'intérêt. Peut-être faudra-t-il un jour rapporter les observations au périhélie et à l'aphélie, c'est-à-dire aux deux extré- mités de l'axe de l'orbite terrestre; mais les données dont on dispose ne sont pas assez anciennes pour qu'il y ait présentement utilité, comme le remarque l'auteur du Mémoire, à entreprendre ce travail. La Note de M. Edouard Biot est terminée par des considérations intéressantes sur ce qu'on appelle les appa- ritions en masse des étoiles filantes, et sur la direction que ces météores affectent. En Chine, comme en Europe, ces apparitions ont quelquefois manqué pendant une longue suite d'années. Entre 960 et 1275, le sens le plus fré- quent, dans la direction du météore, a été vers la partie du ciel comprise entre le sud-ouest et le sud-est. La Note de M. Edouard Biot offre une discussion ingé- nieuse d'observations qui, jusqu'ici, étaient restées ense- velies dans les annales de la Chine. Nous estimons cju'elle doit être insérée dans le Recueil des savants étrangers h la suite d'un premier travail qu'elle complète et dont l'Académie a déjà ordonné l'impression. SUR LES VARIATIONS DE LA TEMPERATURE A DiVEUSi;S IT.OFOXDEUnS AU-DESSOUS DU SO' [Poisson, dans son ouvrage sur la Théorie mathéma- tique de la chaleur, représente [)ar la formule suivante la température u cVun point situé à la distance x de la surface : u ---/-{■ ffoc Dans cette formule f ci g sont des quantités indépen- dantes de .V et qui peuvent changer de valeur par l'effet des variations diurnes, annuelles ou séculaires; on peut, en un moment donné, les déterminer par l'expérience. Pour cela, d'après cette expression de w, on formera au- tant d'équations de condition que l'on aura déterminé de températures le long de la verticale correspondantes à des valeurs connues de x, et si le nombre de ces conditions est assez considérable, on en déduira les valeurs de f et g par la méthode des moindres carrés des erreurs. Si la distance x est d'environ 20 mètres et au delà, la température u varie très-peu, mais à la môme distance de la surface, sa valeur change d'une verticale à une autre; généralement elleaug- 60f» SUR LKS VARIATIONS mciitc OU diminue selon que Ton se rapproche ou s'éloigiip de l'cquatcur. A une profondeur moindre, la températui-e du point considéré est soumise à des variations diurnes et annuelles dont les amplitudes décroissent à mesure que la distance à la surface augmente, et qui disparaissent entiè- rement quand cette distance a atteint une vingtaine de mètres. On ti'ouve dans la Notice sur les puits forés (t. m des Notices scientifiques^ t. v[ des Œuvres, p. 31/i à 399) l'ensemble de toutes les observations réunies par M. Arago sur l'augmentation de la température avec la profondeur à partir de la couche dont la température est à peu près invariable avec le temps. Dans la Notice sur l'état ther- mométrique du globe terrestre (t. v des Notices scienti- fiques, t. Yiii des Œuvres, p. 6o6à6/|6), sont données les observations thermométriques faites dans la couche à température presque constante située à la profondeur des caves de l'Observatoire de Paris. M. Arago a voulu aussi déterminer les variations diurnes et annuelles de la tempé- rature de la couche située entre la surface et les caves de l'Observatoire. Le registre des observations de M. Arago n'ayant pas été retrouvé, il a fallu se borner à extraire de la Théorie malhénmtique de la chaleur les passages sui- vants relatifs aux communications faites ù Poisson par rillui-tre secrétaire perpétuel de l'Académie des sciences : oM. Arago a fait placer à l'Observatoire plusieurs thermomètres enterrés dans le jardin à des profondeurs ditl'érentes, où les inégalités annuelles de température sont encore très-sensibles. La tige de chaque instrument i DI' LA Tî'MPÉnATanE. CCI s'élève jusqu'à la surface du sol el un peu au-dessus, et c'est sur la division adaptée à la partie extérieure de cette tige que l'on mesure les variations de température, ce qui dispense de retirer le thermomètre de la terre à chaque observation que l'on veut faire. Mais il en résulte que la température ainsi mesurée sur cette échelle exté- rieure dépendra de la température de la boule, qui est celle de la Terre à la profondeur où l'instrument est enfoncé et des températures dilTérentes des points de la tige, dans toute sa longueur égale à cette profondeur. La température de la boule est celle que nous avons désignée ;)ar u h la profondeur x; pour la comparer à la tempéra- ture observée, il faudra donc faire subir à celle-ci une certaine correction dépendante du rapport des volumes de liquide que renferment la tige et la boule de chaque thermomètre. On s'occupe actuellement du calcul do cette correction. Afin de pouvoir faire usage des obser- vations non corrigées que M. x\rago m'a communiquées, je supposerai que leurs corrections soient peu considéra- bles; quand elles auront été faites, il faudra en effectuer de semblables sur les valeurs des constantes ou les calculer de nouveau. Il n'est pas non plus impossible que les zéros des échelles thermométriques aient un peu changé, soit quand les instruments ont été enterrés, soit graduellement pendant la durée des observations. C'est pourquoi je n'emploierai dans mes calculs que des dilTé- rences de température observées, et je ne ferai point usage des températures absolues. a A des profondeurs qui varient depuis 2 jusqu'à 8 mè- tres, le maximum et le minimum se sont succédé à un 602 SUR LES VARIATIONS intervalle cVù peu près 6 mois, et. leurs époques ont peu varié d'une année à une autre pour chaque profondeur. Pendant quatre années d'observations, l'excès du maxi- mum sur le minimum s'est un peu écarté de sa valeur moyeimo; cet écart s'est élevé à un degré en plus et en moins, à la moindre profondeur , et seulement à un dixième de degré à la plus grande; on doit l'attribuer en grande partie aux variations que la température prove- nant de la chaleur solaire éprouve d'une année à une autre, et c'est pour cela qu'il diminue à mesure que la profondeur augmente. « D'après la moyenne de ces quatre années, l'excès du maximum sur le minimum annuel a été de i°.!ii[i à la profondeur de 8'M21, et de 2°. 482 à celle de 6"\/i97... « Terme moyen, le maximum et le minimum ont eu lieu ve^'s le 18 décembre et le 13 juin à la plus grande pro- fondeur, et vers le 15 novembre et le 10 mai à la plus petite; ou autrement dit, les maxima sont arrivés à peu près 272 et 239 jours après le 21 mars, que l'on peut prendre pour le jour de l'équinoxe, et les minima h peu près S/r et 50 jours après la même époque.... « Il résulte aussi des observations de M. Arago que l'excès du maximum sur le minimum annuel de tempéra- ture a été de 7°. 800 à la profondeur de 3"'.2/i8, et qu'il s'est élevé à 13°.017 à celle de l"'.62'i-. » Avant d'entreprendre les observations thermométriques dont il vient d'être question et qui ont été continuées pen- dant plusieurs années, M. Arago avait publié, en 1818, sur les recherches faites antérieurement sur le môme sujet DE LA TEMPI'RATURE. C03 par d'autres physiciens, la Note qui suit dans \qs Annales de chimie et de pJujsique, t. viii, p. 209 : ] Les observations suivantes ont été faites en Ecosse dans le vaste jardin de M. Robert Ferguson de Raitii. Ce jardin est situé à Abbotshall, par 56" 10' de latitude nord, 15 mètres environ de hauteur au-dessus de U\ mer, et à la distance de 1600 mètres de la côte de Kirkaldy. Les tubes des divers thermomètres dont M. Ferguson s'est servi avaient tous un petit diamètre et une grande longueur. Pour résister aux elTets de la pression exercée intérieurement par le mercure, les récipients étaient cyhn- driques et d'un verre très-épais. Les instruments proté- gés chacun par une boîte en bois étaient enterrés dans le sol à des profondeurs de 1, 2, /]. et 8 pieds an- glais (O-.oO, 0"".Gi, l'".22, 2"\2/i). Une portion seule de la tige sortait de terre et permettait de lire immédia- tement la température sans avoir besoin de toucher à l'instrument. Le sol, jusqu'à i^.22 de profondeur, est formé de gravier doux {a soft gmvelly soil); plus bas on rencontre un lit de sable et d'eau. On trouvera dans la table suivante les résultats moyens fournis pendant les années 1810 et 1817, par les thermomètres diver- sement enfoncés dans la terre : 1816 i'im.30 tiin.GI Im.lJ. iin.ii Janvier -;- p" .g -j- 2" M -j- U" .8 -|- G" .1 Février 0 .'.) 2 .2 0 .9 5 .G Mars 1.7 2 .G U .-2 5.7 Avril h .o o .G 5 .2 G .C Mai G .7 G .3 G .3 G .7 rni SUR LFS VARIATIONS Juin 10\9 10'\0 8."'j 7". 7 Juillet 12 .2 11 4 10 .2 8 .7 Août 10 .0 11 .;i 10 .3 9 .7 Septemlnr 10 .9 10 .7 11 .0 10 .0 Octobre 8 .?> 9 .6 9 .8 9 .8 Isovenibre A .9 6 .6 7 .9 7 .6 Décembre 2 .1 k .li 6 .1 7 .8 Moyennes 6.1 G" .8 7" .3 70.7 18 i 7 (II". 30 CM». Cl im,21 Janvier 2'.0 3'>.7 Ix" .7 Février 2 .8 li .h 5 .3 Mars Zi .1 U .6 5 .U Arril 7 .2 5 .8 5 .9 Mai 8 .2 7 .0 7 .0 Juin 10 .6 9 .7 8 .7 Juillet 12 .9 12 .8 10 .8 Août 11 .9 12 .2 11 .1 Septeml)re 11 .7 11 .5 11 .1 Octobre 7 .6 9 .7 9 .7 Aovembre 5 .0 7 .0 8 .3 Décembre 3 .3 /i .9 7 .1 -2 m 44 7" .3 5 .9 5 .8 5 .8 6 .8 8 .8 9 .8 10 .0 10 4 9 .9 8 .7 8 .0 !\îoyenncs 7.3 7". 8 7" .9 8 M xM. Leslie, à qui nous avons emprunté ce tableau après l'avoir toutefois transformé en degrés centigrades, y a joint les remarques suivantes : La température moyenne du sol paraît diminuer, d'après ces observations, à mesure que l'on s'enfonce ; mais cette anomalie tient évidemment à la froidure (thc coldness) des deux derniers étés, et particulièrement à celui de 181(5, dont les effets sur les récoltes ont été si pernicieux. 11 est très-probable que, si on avait enterré les tl'.ormomètres plus profondément, ils auraient donné pour résultat moyen + 8'\7 centigrades; car telle est la \)E LA TI'MPf:RATUllL^ 605 température iiiviiriabie d'une source aboiidaulc qui sort d'une masse de rochers basaltiques, à peu de distance du jardin de M. Ferguson, et précisément à la nicme éléva- tion au-dessus de la nier^ Maxiiiut el minùna de lempérature marqués par ces divers thermomètres. 1816 Miaima. Époque. Maxima. Époque. > anatiMi totales. Tlierm. ; îi 0"' .30. -fO'.e févr. + 12' .2 21 juillet. 11. G — Qn, '.Gi. 2 .2 h févr. 11 .7 2-'i juillet. n .5 — 1" '.22. 3 .0 11 févr. 11 .1 août et sept. 7 .2 — On '.a. 5 .G IG févr. 10 .0 ii sept. à M 1817 Miuima. Époque. Maxima. Époque. ''■"'étions Therm. 'i 0"'.oO +J".l coiumencenient y , .„ „ ^ . .,, ... , +I0 -o 5 juill. 12' .2 de janvier. ( •' — 0"'.G* lu .3 commencement \ ,„ „ . .,, ^ , . . -, 13 .3 10 juill. 10 .0 de janvier. ( '' — 1"'.22 k .U 3 lévrier. IJ .1 août et s. G .7 — 2'".W 5 .8 'il février. 10 .G 20 sept. h .8 11 résulte de ces observations qu'en Ecosse, par une latitude de plus de 56°, la gelée ne se fait pas sentir h O^.oO de profondeur. Les variations totales do températui'e diniinu(3nt , comme on peut voir, fort rapidement à mesure que le thermomètre est enfoncé plus profondénient. Ouoiqu'- 1. F.(linbur.i:!i, situé pur 55" 57' de latitude, a pour température moyenne + S". 8, d'après si.\ années d'observations faites pa ' M. Playfair. COf) SUR LES VARIATIONS nous n'ayons pas maintenant sous les yeux les tablcûux météorologiques d'Edinburgh pour les deux années qui viennent de s'écouler, on pouri'a supposer, h en juger par les observations correspondantes de Londres, que le thermomètre à Tair libre et à l'ombre y a varié depuis 13° centigrades jusqu'à + 28% c'est-à-dire neuf fois plus environ qu'à la profondeur de 2"\!i[i. Par six années d'ol)scrvations de M. Playfair, la température moyenne du mois le plus chaud à Edinburgh est de + 15°. 2 centi- grades. Celle du mois le plus froid ne s'élève qu'à + 3°. 5 ; d'où il résulte que les variations moyennes, à l'air libre, surpassent même les variations extrêmes qu'on observe sous terre, à 0"'.91 seulement de profondeur. Le tableau précédent met en évidence la lenteur avec laquelle la chaleur et le froid se propagent dans une masse terreuse. On remarque aisément, en effet, que les diffé- rents thermomètres ont atteint leur maximum à des époques diverses, et d'autant plus tard qu'ils étaient enfoncés plus profondément. On trouve dans la Pyrométrie de Lambert, imprimée à Berlin en 1779, en allemand, des observations fort analogues à celles de M. Ferguson, et qui nous semblent mériter d'être rapportées; elles nous ont été communi- quées par M. A. de Humboldt. Ces observations avaient été faites par M. Ott dans un jardin près de Zurich, en Suisse, et continuées pendant quatre ans et demi, à partir de 1762. On se servait de thermomètres à esprit-de-vin. Le rapport du diamètre du tube à celui de la boule était tel que chaque degré de l'échelle de Micheli Du Crest correspondait à une longueur DE LA TEvPi- liATUiU:. 007 de 0'".OiS : il résultait do la petitesse du diamètre des tubes que les thermomètres indiquaient à très-peu près la vraie température de la profondeur à laquelle la boule était placée, et sans que les températures particu- lières aux diflerentes couches terreuses que le tube traver- sait avant d'atteindre la surface exerçassent une influence sensible. Chaque thermomètre se trouvait garanti par un tube creux dans lequel il était renfermé: mais Ton peut conclure de ce que dit Lambert dans le § G7/| de la Pi/romàtrie, que ces tubes étaient remplis de terre. Nous avons réduit les degrés du thermomètre de Du Crest aii thermomètre centigrade. Profondeur des t/itrmomètres an-dessous cl" la surface du .so^, exprimée en mèlres. Mois. Om/iS Om.Oir. Om.30 Om.fll Om.yl liii.22 Im.SS Janvier, -f 0".3 + 0'.5 + 1°.6 -f 2". 7 + "ri. -f /i".8 + 1" A) F(''\ rier. — 0 .6 0 .9 1 .5 2 ■ o 2 .8 h .Ix 5 .<> Mars. . . + 7 .7 U .5 5 .0 h 5 5 .5 5 .0 5 .5 Avril... 11 .7 '6 .8 8 .8 8 .1 8 .1 7 .2 7 .2 Mai 1^ .8 13 .3 13 2 11 .7 11 .6 11 .h 10 .0 Juin. . . 19 ■h IG .6 IG .1 1.") .0 13 .8 13 .2 11 .7 Juillet.. 19 .5 17 .7 17 .6 IG .1 IG .1 15 .1 13 .8 Août. . . 17 .8 17 .2 IG .G IG .1 IG .3 16 .1 15 .2 Sept. . . 15 .0 ih ■ k 13 .0 l.") .1 15 .3 15 .2 J5 .2 Octobre 10 .6 10 .'-i 10 .G 10 .5 11 .7 12 .0 13 .'X Kov 5 .0 5 .6 G .1 8 .0 8 .8 9 .Ix 11 .G Décem . 0 10" .2 o .0 2 .7 h .0 5 .0 7 .2 9 /, :>;oven. 9" .3 9" ■h 9" ■h 9-^ .7 10' .1 10' .5 On pourra faire sur ce tableau des remarques analogues à celles qui ont été fournies par les observations écos- saises, tant sur retendue des variations qui diminue avec GOS SUR LES VARIATIONS DE LA TE M PÉR ATU RI^. la profondeur, que sur les époques des maxima. On verra aussi qu'en faisant abstraction des observations faites très-près de la surface, les températures moyennes ont été d'autant plus grandes que la boule du thermo- mètre était enterrée plus profondément. Ce résultat est conforme à celui que M. Leslie a déduit de la première table que nous avons rapportée ; mais comme ici il résulte de quatre années d'observations, on pourrait croire que le phénomène dépend d'une cause plus générale que ce savant ne l'a supposé. SUR ^TÏ7 1 L'EQUATEUR MAGNETIQUE Tout le monde sait qu'il y a sur le globe terrestre, entre les tropiques, une série de points dans lesquels une aiguille aimantée, librement suspendue par son centre de gravité, se place horizontalement. La ligne qui passe par tous ces points porte un nom particulier. On l'appelle é^jua leur magn et ique . Si les navigateurs avaient parcouru cet équateur dans toute son étendue, il ne serait pas plus difficile de le tracer sur les cartes qu'il ne l'est d'y dessiner les côtes de l'Amérique ou de la Nouvelle Hollande, lorsqu'on peut disposer d'une table exacte et détaillée de longitudes et latitudes géographiques. Jusqu'ici, malheureusement, peu de ses points sont susceptibles d'être détermiiiés par des observations immédiates. Afin d'y suppléer, les physi- ciens ont cherché dans certaines localités suivant quelle loi l'inclinaison varie à mesure qu'on s'écarte des régions où elle est complètement nulle. Cette loi généralisée leur 1. Rapport lu à rAcadéinie des sciences dans la séance du 31 jan- vier 1831, au nom d'une commission composée de M.M. Mathieu, de Freycinet, et Arago rapporteur. XL — t:. 3^) GIO SUR L'EQUATEUR MAGNËTIQUE. sert ensuite à calculer ce dont il faut accroître ou dimi- nuer la latit'jde et la longitude de toute station où l'on a mesuré la déclinaison et l'inclinaison magnétiques , pour avoir les coordonnées du point correspondant de l'équateur. Puisque le plus grand nombre des éléments de cet équateur sont déterminés par le calcul , on ne doit point s'étonner que, tout en partant de ces mêmes données, divers physiciens ne soient pas arrivés à des résultats iden- tiques. Les différences sont ici la conséquence nécessaire de la diversité des méthodes d'interpolation adoptées. Les Mémoires de l'Académie de Stockholm pour l'année 1768 renferment la première carte qu'on ait publiée de l'équateur magnétique. Wilcke, à qui elle était due, don- nait à cette ligne la forme d'un grand cercle de la sphère incliné à l'équateur terrestre d'environ 12°. L'hypothèse du physicien suédois fut généralement admise à cause de sa simplicité. Elle satisfait passable- ment à l'ensemble des mesures d'inclinaison faites dans l'océan Atlantique ; mais elle était complètement en défaut dans quelques parties de la mer du Sud , où , comme M. Biot le remarqua après le retour de ]\J. de Humboldt, les observations directes de Cook et de Bayly placent l'équateur magnétique par plus de 3° de latitude sud, tandis que sur la carte suédoise on le trouve au contraire à près de 9° de latitude nord. Cet essai malheureux des conceptions théoriques dut convaincre les physiciens que le seul moyen de tracer avec ([uelque certitude la ligne sans inclinaison, était, comme nous l'avons dit plus haut , de prendre une à une les SUU L'EQUATEUR MAGNÉTIQUE. Cil observations magnétiques faites entre les tropiques et d'en déduire par interpolation les points de la courbe cherchée. Telle est, en eiTet, la marche qu'adopta M. llansteeii. C'est ainsi qu'il construisit l'équateur magnétique qu'on trouve dans la 7* planche du gi'aiid atlas publié à Cliris- tiania en 1819. Parmi les observations dont le savant norvégien tira parti, l'une des plus précieuses est celle que fit le capitaine Cook à l'île de Noël, le 1" janvier 1778; mais par une faute de copie, l'inclinaison ayant été marquée du signe sud, tandis qu'elle est boréale, cette erreur sur la carte de M. Hansteen donna à la courbe sans inclinaison une forme très-défectueuse dans presque toute l'étendue de l'océan Pacifique. Tel était l'état imparfait de nos connaissances à l'égard de ce point important de géographie physique, lorsque M. Morlet présenta à l'Académie, en 1819, un Mémoire qu'elle honora de son approbation, sur le rapport de M. Biot. L'auteur y discutait avec le plus grand soin toutes les observations magnétiques qui semblaient pro- pres à déterminer des points de l'équateur, et les y rame- nait par le calcul à l'aide d'une formule dont il n'indiquail pas la source, mais que MM. Bodwich, Molweide et Kraft avaient déjà publiée et d'après laquelle la tangente de l'inclinaison est égale au double de la tangente de la latitude magnétique. M. Morlet trouvait ainsi que l'équa- teur magnétique n'est pas un grand cercle de la sphère, mais bien une courbe à double courbure. Il faisait con- naître ses principales inflexions, il déterminait la situation 612 SUR L'EQUATEUR MAGNÉTIQUE. de ses trois nœuds et les méridiens sous lesquels sa dis- tance à l'équateur terrestre est un maximum. Bientôt après la publication du rapport de M. Biot, averti de l'erreur de signe qu'il avait commise, M. Han- steen reprit son premier travail et donna, dans le Journal de Gilbert, une seconde figure de l'équateur magnétique qui diffère encore à quelques égards de celle du physicien français. Aujourd'hui, dans le Mémoire soumis h notre examen, M. Morlet s'est de nouveau proposé de tracer le même équateur, mais en s'appuyant seulement sur les nombreu- ses et excellentes observations du capitaine Duperrey faites pendant la circumnavigation de la Coquille^ dans les années 1822, 1823, '182/i et 1825, et sur trois inclinaisons mesurées par le capitaine Sabine à l'île de Saint-Thomas, à l'Ascension et à Bahia. La méthode de calcul est d'ail- leurs, de point en point, celle qu'il avait déjà employée en 1819. Dans ses premières recherches, M. Morlet signalait déjà un mouvement de translation de l'équateur magné- tique comme le moyen de concilier les observations de Lacaille avec celles de Baily. Mais du temps de notre célèbre astronome, personne n'avait encore songé à ren- verser les pôles pour reconnaître si l'aiguille était bien équilibrée. On peut, d'ailleurs, affirmer que la boussole de Lacaille renfermait quelque défaut caché; car, au nord 1. Voir It^ rapport fait par M. Arago sur le voyage de /« Coquille, t. IX des Œuvres, p. 187 à 196. — Voir aussi la >.ûtice sur le ma- gnétisme terrestre, t. P'' des ^\vtices scientifiques, t. IV des Œuvres, p. 5l'i. SUI{ L'r'OUATEUR MAGNÉTIQUE. CI3 de réquateur magnétique, elle accusait toujours la môme inclinaison dans un azimut donne, quelle que fût celle de ses faces qui se trouvât tournée vers les régions bo- réales, tandis que de l'autre côté de cette ligne, lors- qu'on faisait tourner l'instrument sur lui-môme d'une demi-circonférence, l'inclinaison changeait quelquefois de 3°. Nous ne savons pas si, en 1819, M. Morlet avait été frappé du doute que nous venons de signaler, mais tou- jours est-il qu'il ne présenta l'hypothèse d'un mouvement de translation de l'équateur magnétique qu'avec une juste défiance. Cette hypothèse a été pour la première fois discutée en détail dans le rapport que l'Académie entendit, le 22 août 1825, sur le voyage du capitaine Duperrey (voir t. IX des Œuvres, p. 187). Alors on fit remar- quer qu'entre 14° et 27° de longitude occidentale , la ligne sans inclinaison, depuis l'année 1780, s'était rnp- procliée de l'équateur terrestre d'environ 1° 3//i ; que, près de la côte occidentale d'Amérique, le mouvement semblait s'ôtre opéré en sens contraire, c'est-à-dire du nord au midi, et n'avoir été que de 1°; qu'aux Carolines et sous le méridien des Mulgraves, l'équateur mngnéticiue, par une marche dirigée du midi au nord , s'écartait de l'équateur terrestre; que ces mouvements, en apparence si contradictoires, s'expliquent bien, du moins quant à leurs signes, par la supposition que, d'année en année, l'équateur s'avance progressivement et en totalité do l'orienta l'occident; que, pour rendre compte de la valeur numérique des variations observées dans la latitude, s;ins supposer un changement de forme dans l'équateur, il 6li SUR L'EQUATEUR MAGNl^TIQUE. fallait admettre qu'en /i5 ans ce déplacement longitudinal s'était au moins élevé à 10"; que ce résultat enfin n'avait rien d'improbable, puisque, par exemple, le nœud afri- cain de MM. Ilansteen et Morlet était, en 1780, de 13° plus oriental que celui qui se déduisait d'une observation faite en 1822 à l'île portugaise de Saint-Thomas par le capi- taine Sabine. Le rapport signalait enfin dans l'équateur magnétique des changements possibles de forme, comme méritant au plus haut degré de fixer l'attention des physi- ciens. Telle est, en effet, maintenant la question principale que l'auteur du Mémoire a eue en vue. En comparant l'équateur de 1780, résultant de ses premières recherches, à celui de 1825, conclu des obser- vations du capitaine Duperrey, M. Morlet trouve encore qu'en général la courbe s'est transportée de l'orient à l'occident ; mais il ajoute que ce simple déplacement ne suffit pas pour rendre un compte exact des phénomènes, et qu'il faut admettre de plus des altérations réelles dan^ la forme. Ces altérations présentaient cela de bizarre qu'elles ne se seraient pas effectuées partout dans le même sens; qu'ici certaines parties de l'équateur auraient mar- ché du midi au nord et ailleurs du nord au midi. Ainsi, suivant l'auteur, dans l'océan Atlantique, une portion de l'équateur magnétique qui est parallèle à l'équateur ter- restre se trouverait aujourd'hui, comme en 1780, com- prise entre le 10' et le 16* degré de longitude ouest, mais elle aurait avancé du midi au nord avec une vitesse an- nuelle de 3'. 6. La latitude maximum australe, dans le même Océan, se serait affaiblie annuellement depuis 177G d'environ 2', SUR L'EQUATEUR MAGNKTIQUIÎ. 615 et le méridien oij on Tobserve aurait marche de l'est à l'ouest en kO ans de près de '22". Près de la côte du Pérou, un arc de la courbe sans inclinaison qui est parallèle ù l'équateur terrestre marche, suivant M. Morlet, de 2'. 3 par an vers le sud, et un second arc plus occidental, dirigé également de l'est à Pouest, s'avance aussi vers le pôle sud avec une vitesse annuelle de 3'. Depuis 1780, le nœud situé près des côtes d'Afrique aurait tous les ans rétrogradé de 19'. 5, tandis que le nœud placé dans le grand Océan se serait maintenu au même degré de longitude. Tous ces résultats sont la conséquence immédiate et arithmétique des nombreux tableaux que le Mémoire de M. Morlet renferme; mais pour leur donner une entière certitude, n'aurait-il pas été nécessaire de rechercher avec soin entre quelles limites d'exactitude les observations de Cook et de Baily, qui servent aujourd'hui de point de départ, ont pu assigner la place des diverses parties de l'équateur magnétique de 1780? Cette exactitude est-elle aussi grande qu'on le suppose? Ne voyons-nous pas les observations de l'île de l'Ascension faites par le capitaine Sabine différer de 3° 1/2 de celles de M. Duperrey? l.c travail si remarquable de notre habile navigateur n'offre- t-il pas des inclinaisons de l'aiguille présentant tous les caractères de la précision, et qui assignent, quand on les calcule, à des points presque contigus de l'équateur magnétique des latitudes, dont la différence s'élève à 1°.5 et même h 2". 2? l.'accord des résultats partiels d'un même observateur ne pourrait pas d'ailleurs être invoqué CIO SUR L'EQUATEUR MAGNÉTIQUE. ici, car jamais les erreurs constantes ne jouent un plus grand rôle que dans les boussoles d'inclinaison. Dans le Mémoire de 1819 , le tracé de l'équateur magnétique près des côtes du Pérou repose presque entièrement sur des observations de M. de Humboldt. Personne assurément ne mettra en doute l'habileté de notre illustre confrère; personne ne connaît mieux que nous tout ce qu'il apporte d'adresse, de soin, de persévé- rance et d'attention dans ce qu'il entreprend; mais, puisqu'il ne changeait pas les pôles de son aiguille, il fallait, avant d'employer comme terme de comparaison les résultats que cette aiguille a donnés, ou prouver qu'au- cun défaut d'équilibre ne les altérait, ou déterminer à combien s'élevait l'erreur dans chaque latitude. Puisque nous venons de parler de cette portion de l'équateur magnétique quilonge l'équateur terrestre dans la mer du Sud, il nous sera peut-être permis d'élever quelques doutes concernant les résultats que, dans ces parages, fournit la méthode d'interpolation adoptée. M. Morlet établit, il est vrai, que sur îe méridien des îles Sandwich, entre l'équateur et cet archipel, la tangente de la latitude est assez exactement la moitié de la tangente de l'inclinaison, mais que, dès que la loi n'est plus vraie au sud, toute généralisation semble devoir être interdite, même pour la région boréale. Ne suffit-il pas, d'ailleurs, de jeter un coup d'œil sur ces courbes rentrantes et fermées, sur ces espèces d'ellipses immenses, situées à quelque distance des côtes occidenta les de l' Amérique et le long des- quelles on trouve constamment la même déclinaison, pour reconnaître que, sous le rapport du magnétisme, c'est là SUR L'EQUATEUR MAGNÉTIOUE. 617 un monde ù part, dont l'exploration exigera des méthodes spéciales. Le navigateur qui, en partant de Payta, s'avan- cera jusqu'au 180' degré de longitude occidentale sans quitter l'équateur magnétique, rendra certainement un grand service à la science. Quoique, à notre avis, lorsqu'on a remarqué les évi- dentes altérations que les lignes d'égale déclinaison éprou- vent annuellement sur le globe, on ne puisse guère douter qu'il s'opérera aussi à la longue des changements de forme notables dans l'équateur magnétique , nous avons cru devoir signaler quelques lacunes dans les preuves qu'en donne M. Morlet. Hâtons-nous maintenant d'ajouter que le travail de ce physicien nous semble néanmoins très- digne d'estime, que les nombreux calculs qu'il a nécessités paraissent faits avec beaucoup de soin et par des méthodes bien choisies ; que, sauf un peu d'arbitraire dans la for- mation des groupes dont les moyennes sont déduites , les divers résultats se trouvent habilement classés. Nous pro- poserons donc à l'Académie d'approuver le Mémoire dont nous venons de rendre compte, et de le faire imprimer dans le Recueil des savants étrangers. Nous demanderons en second lieu qu'elle veuille bien inviter ses secrétaires perpétuels à choisir parmi les observations magnétiques qu'ils reçoivent de temps en temps toutes celles qui sem- blent propres à déterminer des points de la ligne sans inclinaison et à les adresser sans retard à M. Morlet. La constance avec laquelle ce physicien laborieux s'est occupé de la même question pendant douze années, l'excellent parti qu'il a déjà tiré des observations imprimées ; le peu de moyens qu'il doit trouver dans sa position actuelle G13 SUR L'EQUATEUR 1\I AGNÉTIQUE. pour se tenir au courant des travaux des navigateurs modernes, justifieront suffisamment notre proposition. Sans cela nous n'eussions pas manqué de remarquer qu'il est de l'intérêt des sciences d'encourager les hommes spéciaux, et d'introduire de plus en plus dans le vaste champ qu'elles embrassent ce principe fécond de la divi- sion du travail auquel l'industrie est redevable des immenses progrès qu'elle a faits de nos jours. OBSERVATIONS D'ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE [^J. Arago a laissé un registre contenant des observa- tions journalières, faites en 1829, 1830 et 1837 sur l'électricité atmosphérique. Ces observations sont res- tées inédites. Leur dépouillement présente les résultats suivants. Les observations de 1829 et de 1830 sont entièrement écrites de la main de Tillustre secrétaire perpétuel de l'Académie des sciences; elles sont au nombre de 2,0/i7 ; elles ont commencé le 1" octobre 1829 et elles ont duré jusqu'au 27 juillet 1830 ; elles se répartissent ainsi : Nombre de Mois. jours d'observations. Octobre 1829 22 Novembre oO Décembre 18 Janvier J830 3 Février 28 Mars 30 Avril 30 Mai 27 Juin 29 Juillet 20 Totaux 237 20Z|7 Nombre Nombre moyen d'observations par jour. 335 15 o2_'i 11 15a 8 15 5 13â 5 302 10 215 7 268 10 182 6 118 G C20 OBSERVATIONS Le nombre moyen des observations par jour est de 8. G; plusieurs fois M. Arago en a inscrit plus de trente. L'ensemble des observations démontre que la quantité d'électricité contenue dans l'air est extrêmement variable suivant la saison, Tlieure de la journée et suivant la tem- pérature et l'état hygrométrique de l'air. Cependant, dans les circonstances ordinaires, il existe une certaine régu- larité dans les variations diurnes et dans les variations annuelles. En général, l'atmosphère est électrisée, et l'électricité qu'elle présente est positive; ce n'est qu'ex- ceptionnellement que se montre l'électricité négative. Ce résultat' est mis en évidence par le tableau suivant oi!i l'on acompte le nombre d'observations où les instruments n'indiquaient aucune trace d'électricité, celui des obser- vations où ils constataient l'électricité positive, et enfin le nombre de fois où l'électricité négative a été observée : Nombre des observations ZJois. cù il n'a pas été constaté d'électricité. Octobre 1829.. 109 Novembre 102 Décembre G7 Janvier 1830 , . 2 Février Ih Mai\> 50 Avril 112 Mai G6 Juin S^'i Juillet 70 717 ÎCombre d'observations où il a été constaté de l'électricité positive. 212 211 87 13 60 o/|2 93 195 83 7(» 1272 Nombre d'observations où il a été constaté de l'électricité négative. l/l 11 0 0 0 1 10 7 15 0 Nombre total des observations. 32^ ib!x 15 13Zi 302 215 268 182 118 20Zi7 11 résulte de ce tableau que, sur un nombre total de D'ÈLECTRICITR ATMOSPHÉRIQUE. 021 1,000 observations, il y en a eu 021 d'électricité positive, 350 sans électricité et :29 crélectricité négative. Dans presque tous les cas l'électricité négative s'est manifestée ou avant, ou pendant, ou après des orages et des pluies; c|aelc[uefois le phénomène s'est produit avec une grande intensité. Il est arrivé plusieurs fois que la nature de l'électricité changeait d'une manière presque continuelle. Ainsi on lit dans le registre, à la date du 20 mai 18o0 : « étincelles de plusieurs lignes de lon- gueur; le signe change à chaque instant, averse, ton- nerre. » A. la date du 6 octobre 1829, au moment d'une forte pluie, le registre constate cp'entre deux observations faites à 11** 57™ et midi 5'" « le passage du positif au négatif s'est fait instantanément. » L'électricité négative dure rarement longtemps; cependant, à la date du 11 mai 1830, M. Arago constate a une forte électricité négative qui a persisté même après la cessation de la pluie ; » cette note est placée entre deux observations d'électricité né- gative faites la première à 1'' 15'" du soir, et l'autre à L'électricité ne s'est pas montrée tous les jours; les jours couverts, surtout vers le solstice d'hiver, il était presque impossible d'en découvrir des traces. Dans les observations faites par M. Arago, elle a paru augmenter depuis le mois de janvier jusque vers l'équinoxe du prin- temps , diminuer ensuite jusque vers le solstice d'été, augmenter de nouveau vers l'équinoxe de l'automne pour diminuer sensiblement vers la fin de l'année. La disposition des appareils employés n'est pas décrite dans le registre de M. Arago ; on voit seulement par des C22 OBSERVATIONS détails donnés sur quelques observations que l'on se ser- vait d'un électromètre condensateur à piles sèches dont rintervalle entre la position d'équilibre de la feuille d'or et les pôles des piles était divisé en millimètres. Un fil conducteur mettait en communication le chapeau d'un paratonnerre extérieur avec le condensateur de l'électro- mètre; le même fil communiquait avec un petit électro- mètre, avec un galvanomètre et avec une balance de torsion qu'on consultait quelquefois. Les mesures de quantité n'ont été prises exactement et avec une grande régularité que pendant les mois de février, mars, avril, mai, juin et juillet 1830. 11 résulte de ces mesures que l'électricité, en l'absence de toutes circonstances perturbatrices a présenté chaque jour deux minima et deux maxima. Durant le mois de mai, ces phénomènes se sont manifestés très-régulièrement ainsi qu'il suit i i'"'' minimum S heures après minuit. l»"" maximum 7 à 8 heures du matin. 2' minimum 1 à 2 heures après midi. 2-= maximum S à 9 heures du soir. L'intervalle de temps qui a séparé les deux maxima a diminué quand les jours étaient plus courts, de telle sorte que, pendant l'hiver, le premier maximum a eu lieu entre 9 et 10 heures du matin , et que le second maximum s'est présenté entre 6 et 7 heures du soir. En prenant pour chaque jour la moyenne entre le plus grand maximum et le plus petit minimum, et en dédui- sant des chiffres obtenus des moyennes mensuelles, on trouve les résultats suivants ; D'ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. 623 Déviations moyennes (le la feuille d'or de l'électromètre. mill. Février 1830 3.Z|Z|5 Mars 6.052 Avril 1.894 Mai 5.715 Juin /1.622 Juillet hJl\0 Les observations journalières indiquent un rapport re- marquable entre l'intensité de l'électricité et l'état du ciel : l'électricité s'est montrée faible et souvent presque insen- sible par les temps couverts; sous l'action du soleil elle a été beaucoup plus forte. Les premières observations faites par M. Arago ont été très-détaillées, ainsi qu'il résulte de la transcription suivante des journées des 1", 2 et 3 octobre 1829 : l'-'- octobre 1829. 7° matin. Des traces à peine sensibles d'électricité positive. 7 15'" Id. mais plus qu'à 7 heures. S Électricité sensible, mais en 1 minute, la feuille mé- tallique ne parcourt pas la moitié de l'intervalle qui la sépare du pôle de la pile. 8 15"° In peu moins d'électricité qu'à 8 heures. 9 L'électricité a peut-être diminué un peu depuis 8 heu- res 31 U. 10 15'" A peine aperçoit-on un petit mouvement dans la feuille. li 15"* Plus faible encore qu'à 10 heures un quart. Midi 15'" Je ne crois pas que l'électricité ait diminué depui.s 11 heures ijU- Midi Z|5 Plus qu'à midi i/6. 2'' 30'" Forte électricité. En 3' la feuille va toucher la pile. 3 Électricité assez forte. Environ 20' pour que la feuillo aille toucher la pile. G2i OBSERVATIONS /i''soii\ Forte électricité. Environ 7^ pour que la feuille aille au contact. 5 La feuille va au contact en 3^ ou U\ 6 oO'" La feuille va au contact en moins de 2^ 7 La feuille va toucher la pile en moins de 1^ 8 La feuille va toucher la pile en 3^ 8 où'" La feuille ne parcourt même plus la moitié de i'intcr- valle qui la sépare du pôle. 9 Mouvements très-faibles. 10 II n'y a plus d'électricité sensii^lc. 11 Id. 2 octobre. oii ' Quelques traces. 1'' matin. La feuille touche la pile en C'.5 envi;-ou, 2 15'" Il n'y a aucune trace d'électricité. o 0 Mouvements très-faibles. à 0 Rien de sensible. 5 0 Quelques mouvements. 5 55 En 20' le 5'" ou le 6« de la distance. 6 oO Pluie. En 0^5 au pôle opposé à celui de droite; étin- celles; électricité négative. 6 ^5'" M. En OM au pôle opposé; étincelles visibles; négatif. 7 0 Id. En 0^33 au premier pôle, celui de gauche; étin- celles visibles; positif. Aucune électricité sensible. Aucune trace. Très-forte électricité négative, ordinairement; mais il se fait des passages brusques (en OM) d'un négatif très-fort à. un fort positif. Négatif très-fort (pile de droite); étincelles. Des traces à peine sensibles d'électricité positive. Quelques traces d'électricité positive, très-changeante. Id. Id. Électricité positive plus sensible (pile de gauche). 7 20 8 0 9 0 9 20 10 0 11 0 11 30 11 ko D'ÉLFXTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. G2o Midi. Un peu d'électricité positive (pile de gauche). Midi 35™ Pas de mouvement appréciable. 11^ 0' Ici. 1 Zi5 Rien. 2 30 Quelques traces d'électricité positive. 3 0 Très-légères traces d'électricité positive. 5 0 Traces sensibles d'électricité positive. 6 30 La feuille va toucher le pôle en 20'. 7 0 La feuille va toucher le pôle en 5'. 11 0 La feuille parcourt en 8 à 10' le 5" de la cours3; elle se porte vers le pôle de gauche. 3 octobre. 0'' 0'" La feuille parcourt environ le tiers de la distance to- tale en 5 à 6^; même signe d'électricité. A peine des traces. La feuille atteint la pile de gauche d'abord en û% en- suite en moins de k^. La moitié de l'intervalle en 14 à 15'. Contact à gauche en 5^ Contact en 2'. Contact en 5'. Contact en 14' [pile de gauche). La feuille en 30' va toucher la pile de gauche. Très -faible (positif). Faible (positif). Feuille au contact en 18' (positif). La feuille va ù peine au contact en 60' (positif). En 1'" la feuille parcourt la moitié de riniervalle (positif). 7 0'" Très faible, quoiqu'on aperçoive des éclairs au nord-est. (positif) Dans les observations faites postérieurement, Tétat du XI. — II. AQ 6 30 7 15 7 ZiO 8 30 S 50 9 30 10 0 11 15 Midi 20 i' 15'" 3 0 5 0 5 45'" G26 OBSERVATIONS ciel et la direction du vent sont indiqués ; voici un exemple de la manière dont elles sont disposées : 21 mars 133 0. mill. 0'' 0- matin + 2.80 serein. O.-N.-O 0 15 1(1. + 1.50 Id. kl. 0 30 M. + 1.20 Id. kl. 1 0 kl. + 0.95 cclaircios. Id. 2 0 1(1. + 0.10 à peine ser islble, couvert. kl. 3 0 Id. _L 0.10 à peine id. Id. h 0 Id. J- 0.00 Id. Id. 5 0 Ad. + 0.00 kl. Id. G 0 kl. + 0.00 kl. 0. 7 0 hl. + 0.05 Id. kl. 7 25 kl. + 0.35 Id. kl. 7 30 kl. + 0.10 Id. Id. 7 /!5 kl. + 0.30 Id. Id. 8 0 kl. + 0.10 kl. Id. 8 15 Id. + 0.90 Id. Id. 8 30 kl. + 1.10 Id. kl. 8 Zi5 kl. + 1.50 Id. Id. 9 0 kl. T 1.60 Id. kl. 10 0 kl. + 8.00 Id. O.-N.-O 11 0 kl. 1 ■ 20.50 nuageux, soleil. 0. Midi 0 kl. + 9.00 quclq pet. éclaircies. O.-N.-O RJidi 20 Id. + 10.50 kl. Id. !'■ 0"' soir + 10.60 couvert. Id. 1 30 Id. + 8.25 kl. kl. 2 0 Id. + 6.50 Id. N.-O. 2 30 kl + 12.00 quelq pet. éclaircies. O.-N.-O. 3 0 kl. + 1/1.35 kl. 0. [\ 10 Id. + 9.50 quel( lues éclaircies. kl. 5 0 Id. 1 1 20.00 quelq pet. éclaircies. Id. 6 0 Id. -î- 6.75 couvert. Id. 7 0 Id. + 1 [5.:]0 Id. Id. 8 0 Id. + 5.30 Id. Id. 8 50 kl. + 8.50 Id. O.-N.-O. couvert. O.-N.-O Id. hl. hl. kl. hl. Id. D'ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. 627 9'' 0"" matin + G.iô 9 15 Id. + 7.15 10 0 /(/. -}- 5.35 il 0 /(/. + 8.10 Nous ne reproduirons maintenant que les notes du re- gistre relatives à des circonstances exceptionnelles. 8 octobre 1829. l'^SO'" soir. Rien. Quelques petites éclaircies. X.-X. 0, excessive- ment fort. 2 0 +; sensible, mais variable; je n'ai pas remarqué que dans l'intcrval'e de deux bouffées l'électricité fût ou plus ou moins forte, régulièrement, qu'au moment où le vent soufflait avec la plus grande violence. U !\ô +; extrêmement faible et variable. Quelques nuage?; soleil. N.-O, assez fort. 5 20 -f; le contact a lieu en i'.5. mais l'oscillation ne se fait pas très-régulièreuient ; dans sa marche vers le pôle, on voit parfois la feuille s'arrêter et même ré- trograder un peu durant une fraction de seconde. Nuages à l'est; soleil. 0, assez fort. 7 5 +; la feuille d'or parcourt en une très-petite fraction de seconde le cinquième environ de l'intervalle qui la sépare du pôle; ensuite elle s'arrête et ne bouge plus. Ciel serein; lune. 0, assez fort. 8 î5 +; comme tout à 1 heure; le fil me paraît se charger au maximum en une fraction de seconde. 11 y a uu peu moins d'électricité qu'à 7'' 15"". Quel([ue3 nuages; lune. O.-N.-O, assez fort. 11 10 Rien. Serein; lune. N.-O. 5 novembre 1820. S*" O^soir. -f ; contuct en 2 secondes. Serein; lune. N.-O. 6 /i5 +; contact en 0'.5; on sent une étincelle piquante quand on prend le fil; on la voit dans l'obscurité. Parfaitement serein ; lune. N.-O. 628 OBSERVATIONS gi.Qm ^. contact en 0'.8; on sent et Ton voit les étincelles. rai-faitement serein; lune. N.-O. 9 0 -|-; contact en 0'.8; on sont et Ton voit les étincelles. Parfaitement serein ; lune. N.-O. 6 novembre 1829. /[''ZiS^soir. -f ; très-faible. Nuages; lune. S.-O. 6 15 +; contact en 1 seconde; on voit l'étincelle dans l'obs- curité. Légers nuages; lune. S.-O. 8 /i5 -r; contact en l'.5. Je ne vois plus d'étincelle. Légers nuages; lune. S. -S.-O. 12 novembre. 6''i5"'sdir. +; des traces à peine sensibles. Couvert. O.-S.-O. 9 ZiO -f ; des traces à peine sensibles; et cependant j'ai vu un brillant éclair au moment de l'observation. Couvert. O.-S.-O. 16 novembre. Midi 0'". Rien. La feuille oscille, ce qui semble montrer que le vent enlève Télectricité à mesure qu'elle se dépose. Éclaircies. N.-N.-E, très-fort. 1'' 0"" soir, -f ; contact en l'.5. Nuageux; soleil. N.-N.-E, très-fort. 1 20 -[ ; contact en 6^0. Très-nuageux. N.-N.-E, très-fort. 1 50 -f ; faible. Éclaircies. N.-N.-E, très-fort. 7 15 +; contact en 0'.8; on voit l'étincelle, mais on ne la sent pas. Serein. N.-N.-E, très-fort. 17 novembre. i0''15™mat. +; contact en l'.5. Serein; soleil. N.-N.-E. Midi 0"'. -f-, contact en 20 secondes. La feuille avance et recule sans cesse ; elle n'arrive au contact que par une suite d'oscillations. Quelques nuages; soleil. N.-N.-E, très- fort. \^ G"" soir. -f; très-faible (feuille oscillante). Quelques nuages, soleil. N.-N.-E, très-fort, 1 30 -i-; contact en Zi secondes. Nuageux. N.-N.-E très-fort. D'ÉLFXTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. 629 18 novembre. Midi 0'". +; contact en 2 secondes. Nuageux; soleil. E.-X.-E. 6''20"'soir. +; contact en 0^6; je vois, j'entends, mais je ne sens pas l'étincelle. Serein; soleil. N.-E. 22 novembre. Midi Z|5"'. Rien.- Quelques éclaircies. S.-S.-E. /i''30"soir, — ; très-sensible. (En prenant le fil ou en touchant le condensateur avec la main, on ne le décharge qu'en partie. ) Pluie. S.-O. 6 û5 — ; des traces. Pluie. S.-O. 8 1x0 Rien. Quelques nuages. S.-O. l'^'" décembre. 10''0'" mat. -f ; contact en 8 secondes. Serein; soleil. E. Midi 0'". +; contact en 1 seconde. Nuageux; soleil. E. Midi 15 La feuille oscille au milieu de la position naturelle. Nuageux; soleil. E.-S.-E. Midi 50 La feuille oscille de même. Légers nuages; soleil. E.-S.-E. l''0"' soir. +; contact en Zi secondes. Légers nuages; soleil. E. 1 30 -{-; contact en 1 seconde. Légers nuages; Soleil. E. 6 décembre, H'-ZiS^mat. -f ; contact en 2 secondes. Serein; soleil. N.-E. Midi O" La feuille oscille. Serein ; soleil. N.-E. Midi 17 -f ; contact en 3 secondes. Serein; soleil. N.-E. Midi 35 -f; contact en li secondes. Serein; soleil. E.-N. E. l''5"' soir, -f ; contact en 2^8. Serein; soleil. E.-N.-E. 1 20 - ; contact en 2^5. Serein; soleil. N.-E. 1 35 +; contact en 2 secondes. On sent distinctement de petites étincelles en touchant le fil. Serein; soleil. E.-N.E. 2 :o +; contact en 0'.3. Étincelles assez vives quand oa touche le fil. Serein; soljil. E. G30 7'' 0™ 0 oO OBSERVATIONS -f ; contact en i seconde. Le fil reste un peu chargé quand on le prend avec les doigts. Sei-ein ; lune. E.-N.-E. +; contact en 0%7. On voit les étincelles dans l'obscu- rité. Serein; lune. E.-N.-E. 10 avnl 1830. Midi 20"'. 0.00. Pluie, éclaircies. S -0. fort. 1'' 0"' soir. — ; étincelles; la paille touche. Éclaircies. S.-O, fort. 1 20 — ; étincelles très-fortes. Le fil se décharge dans l'air avec un fort sifflement. Éclaircies. S.-O. C 20 +; étincelles; contact des parois en 3 secondes. Pluie. 0. 11 avi'il. jMidi 0". 0.00. Couvert. S.-O. très-fort. l''25'"soir. — ; étincelles très-fortes; en une fraction de seconde, le fil se charge et se décharge tout à fait. Pluie. O.-S.-O, assez fort. 2 15 0.00. Couvert. S.-O. très-fort. G 0 0.00. Pluie. S.-O. très-fort. THS^'uiat — 7 35 — 8 0 + 8 20 — 8 35 + 9 0 — 10 15 — 11 30 -L Midi 15 0. 19 avril. étincelles très-vives et éclatantes. Pluie. E. un peu moins forte qu'à 7'' 1/4. Pluie. E. la paille va toucher la cage. Pluie. N.-N.-E, étincelles. Pluie. ]\.-N.-E. forte. Pluie. E.-A'.-E. fortes étincelles. Pluie. O.-N.-O. forte. Pluie. N.-O. 18.00 très-variable. Pluie. N.-O. 0.00. Couvert. O.-N.-O. 11 )/iai. Midi 35"'. 0.00. Couvert. 0. l'^lô^soir. — ; contact en 0'.8. Pluie. 0. Cette forte électricité D'ÉLECTHICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. 631 négative a persisté môme après la cessation de la pluie.) 81. 25" — ; 6.00. Couvert. 0. 10 ZiO 0.00. Couvert. 0. 17 mai. 7''Zi5'"mat. -f ; petite étincelle; contact en 12 secondes. Seroin; soleil. O.-N.-O. 8 5 + ; petite étincelle ; contact en 10 secondes. Serein ; soleil. O.-N.-O. 8/45 +; petite étincelle; contact en 33 secondes. Serein; soleil. N.-N.-O. Midi 15 -f ; 0.20; le fil était chargé au point de donner encore une petite étincelle au premier moment. Légers nuages; soleil. N.-N.-E. 1'' 15"' soir, -f ; 1.20. Léger.s nuages; soleil. N. 18 mai. G'-SO™ mat. -f; petite étincelle; contact en 39 secondes. Vaporeux; soleil. N.-N.-O. 7 5 -f ; étincelle plus forte; contact en 27 secondes. Vapo- reux; soleil. N.-N.-O. 7 25 +; étincelle; contact en 11 secondes. Très-vaporeux; soleil. N.-N.-O. 7 Zi5 +; étincelle; contact en 6 secondes. Très-vaporeux; soleil. N.-N.-O. 8 7 -f; forte étincelle; contact en 13 secondes. Vaporeux; soleil. N.-N.-O. 9 5 +; forte étincelle; contact en 12 secondes. Légers nuages; soleil. N.-O. 10 10 +; 12.00. Quelque nuages; soleil. N. 20 7)wi. 7'' 0™ soir. +; 2.35. Quelques petits nuages; soleil faible. E.-N.-E. 10 0 ±; étincelles de plusieurs lignes de longueur; le signe change à chaque instant. Averse, tonnerre. N. 11 5 C.OO. Pluie, éclairs. O.-N.-O. C32 OBSERVATIONS 1 jxdn. T^SSmmat. +; très-vives étincelles. Couvert. 0.-r>i.-0. 8 30 — ; 2.30 (il pleuvait ù 8"25). Quelques éclaircies; soleil faible. E.-.\.-E. Midi 0 0.00 Nuages; soleil. 0. 8 juin. S*" O-^mat. -f; 17.00. Très-nuageux; soleil. O.-N.-O. 8 20 -f; 16.00. Très-nuageux; soleil. O.-N.-O. 10 ZiO +; 6.00. Éclaircies. A.-O. Midi 5 — ; 7.00. Quelques petites éclaircies; soleil. O.-N.-O. Midi 30' 0.00. Couvert. O.-N.-O. 6'^50'"soir. -f ; 22.00. Couvert. N. 10 15 0.00. Quelques petites éclaircies. N. i<) juin. 9'' 5" mat. 0.00. Couvert. O.-S.-O. 10 10 — ; 20.00. Couvert. O.-S.-O. Midi Zi5 +; étincelles très-vives et continuelles, à 5 millimètres. Écart très-grand. Couvert. O.-X.-O. 1" 5° soir, -f; comme à O'-Ziô"". Couvert O.-N.-O. 1 15 +; étincelles un peu moins fortes et moins fréquentes. Écart impossible à mesurer. Pluie. O.-N.-O. 10 30 -i-; 3.50. Couvert. N.-N.-O. 2 juillet. lO'-O"" mat. -h; 0.05. Pluie. S.-S.-O. Midi 0 -1-; fortes étincelles; contact dans une fraction de se- conde inappréciable. Pluie abondante. S. Midi 30 0.00. Couvert. S. Les observations de 1837 sont au nombre de 810 ainsi reparties : D" ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. C33 .Mois. Janvier Nombre de jours d'observations. 31 Nombre d'observations. 131 37 112 76 84 52 73 52 59 68 33 33 N >mbre moyen d'observations par jonr. Février 21 1 Mars Avril Mai Juin 29 2G 31 28 u 3 2 2 Juillet 31 2 Août Septembre Octobre , Novembre 27 28 20 20 2 2 3 1 Décembre 27 1 Totaux 319 810 Le nombre moyen des observations par jour est seu- lement de 2.5. Ces observations conduisent à des résultats analogues à ceux qu'ont donnés les observations de 1829 à 1830, en ce qui concerne la rareté de Télectricité négative, mais un peu différents en ce qui est relatif à l'absence plus souvent notée de toule trace d'électricité; elles fournis- sent les nombres suivants : Nombre des observations Mois. cù il n'a pas été constaté d'électricité. Janvier 1837 . . 123 Février 37 Mars 55 Avril 50 Mai hG Juin 30 Juillet 19 Août 30 Septembre .... 2'i Nombre Nombre d'observations d'observations où il a été où il a été constaté constaté de l'électricité de l'électricité positive. 0 52 2Zj 35 21 53 16 négative. 0 0 5 2 3 1 1 0 1 Nombre total des observations. 131 37 112 76 84 52 73 52 69 (Ji OBSERVATlOxXS Octobre 33 3i Novembre 23 10 Décembre 32 1 508 288 Nombres pro- portionnels . C27 353 1 G8 0 33 0 33 l/l 810 17 1000 Le dépouillement des observations donne d'ailleurs les l'ésultats suivants : Dans les mois de janvier et de février il n'y a eu presque aucune trace d'électricité dans l'air; le 18 février, en présence d'une aurore boréale, l'électromètre n'a rien indiqué, mais l'atmosphère était très-humide. Dans le mois de mars, les manifestations de l'électricité ont com- mencé à ^être nombreuses; le 22 et le 23 il y a eu des alternatives d'électricité positive et d'électricité négative. Une diminution de l'intensité électrique a eu lieu en avril. En mai, les phénomènes électriques ont reparu plus nombreux et plus intenses; le 3, l'électricité est négative pendant une pluie al)on- dante; le 11 et le 19, l'électricité est de nouveau négative; le iU et le 29, alors qu'il fait du tonnerre dans le lointain, l'appareil donne des étincelles douloureuses; le 29, on entend un sifflement dans le fil conducteur. En juin, l'électricité a été moins forte qu'en mai ; cependant, le 13 juin, l'appareil a donné de vives étincelles, et le 16, ilprésen- t lit beaucoup d'électricité pendant un orage accompagné d'éclairs, de tonnerre et de pluie, par un vent fort de l'ouest-nord-ouest. Un redoublement des phénomènes électriques s'est présenté en jiiillet; le 17, l'appareil donnait des étincelles douloureuses, par un temps couvert, orageux, et un vent d'ouest fort; le 30, l'appareil donnait encore des étincelles pendant un orage qui avait lieu au loin et par un ciel couvert; le 31, l'électricité était négative, par un ciel couvert au nord, mais seulement nuageux au zénith et au sud. Les manifestations électriques sont plus faibles en août. Elles redeviennent plus nombreuses en septembre. Elles se maintiennent en octobre, diminuent en novembre, et i.) Il n'est sans doute pas nécessaire d'avertir que les observateurs modernes n'ont rien vu de semblable, mais je dirai que je ne suis pas même arrivé à soupçonner la cause qui a pu induire les anciens en erreur sur le fait, si simple, de l'écoulement ou du non-écoulement d'un liquide. — « La foudre congèle le vin ! » (Sénèquc, Questions naturelles, liv. ii, § 52.) Il serait ditïicile de trouver l'origine d'une pareille opi- nion, d'une pareille erreur. XIII PHÉNOMÈNE PRÉSENTÉ PAR UN LAC Le 19 juillet 182/|, après un orage, les eaux du lac de Massaciuccoli , dans le territoire de Lucques , se colorè- rent comme si on y avait dissous du savon ou éteint de la chaux. Elles restèrent dans cet état pendant toute la journée du 20. Le 21, on vit une immense quantité de poissons, grands et petits, morts sur l'eau. Pour prévenir l'infection de l'air, on fut obligé de les faire enterrer. XIV EXEMPLE DE CHOC EN RETOUR Les physiciens savent parfaitement qu'alors môme qu'on est situé fort loin du lieu où la foudre éclate, on XI. — n. il 642 OBSERVATIONS peut être gravement blessé ou même tué par suite de l'explosion. Supposons, en effet, qu'un iiommc se trouve placé verticalement sous l'une des extrémités d'un long nuage électrisé vitreusemcnt et dans sa sphère d'activité, son fluide vitré étant refoulé dans la terre par l'action répulsive de l'électricité du nuage, cet homme sera élec- trisé résineusement. Qu'une cause quelconque détemiine alors la nuée tout entière à se décharger sur la terre par son autre extrémité, à l'instant même, le fluide vitré, ne se trouvant plus repoussé, reviendra du sol dans le corps de l'homme avec une rapidité et une abondance d'autant plus grandes, que l'énergie électrique du nuage avant l'explosion était elle-même plus considérable. Ces mou- vements subits du fluide électrique, dirigés de bas en haut, ont été appelés des chocs en retour. La ville de Versailles en a offert, en 4826, un exemple dont M. Demonferrand a fait part à l'Académie. J'extrais les détails suivants de deux lettres de ce physicien : Le 2/|. septembre 1826, à 9 heures et demie environ, un violent orage éclatait sur Versailles et sur les cam- pagnes voisines. Un vieillard de soixante-douze ans se dirigeait vers son domicile, lorsque, à peu de distance de l'église de Notre-Dame, un de ces tourbillons , si fréquents dans le voisinage des grands édifices, le força à se retourner un instant. 11 se trouva alors avoir le côté droit tourné vers un mur, le long duquel descendait un tuyau métallique destiné à conduire les eaux pluviales jusqu'au niveau du pavé. Dans cette position, ce vieillard éprouva une commotion telle qu'il lui sembla que toute la partie droite de son corps était refoulée brusquement D'1-LECTRICITÊ ATMOSPHÉRIQUE. G13 sur la gauche ; en même temps il resscnlit une forte oppression et un vertige semblable à l'ivresse. Les suites immédiates de ce choc furent une grande gène dans les mouvements de tout le côté gauche, et une respiration haletante; ce ne fut qu'avec beaucoup de peine, et en se reposant plusieurs fois, quil parvint à se traîner à une distance de quatre cents pas environ, dans une maison voisine; là, on reconnut que la langue éprouvait la môme difficulté dans les mouvements que tout le côté gauche. Les soins prodigués rendirent à la victime du coup de foudre un calme momentané; la nuit fut passable, et le lendemain matin le malade se trouva à peu près dans son état ordinaii'e ; mais le soi)', à l'heure où la commotion avait eu lieu, l'oppression, l'engourdissement et la gêne dans les mouvements reparurent, et il en fut de môme jusqu'à la fin de la semaine. Le malade s'étant alors décidé à consulter un médecin, on reconnut tous les symptômes d'une compression sur le cerveau et sur la moelle épi- nière, d'où était résultée une paralysie incomplète de la langue, du bras gauche et de la jambe du même côté. Cette alfection céda en peu de temps aux efforts de l'art, et le malade finit par guérir entièrement, mais la pério- dicité des accès a eu lieu jusqu'à la guérison. Eh bien, au même moment où un vieillard était ainsi frappé à Versailles, le tonnerre tombait à une demi-lieue sur la ferme de Gali. 11 serait difficile^ pour ne pas dire impossible, de constater l'identité du coup qui a incendié la ferme et qui a foudroyé une personne dans Versailles. Néanmoins, on ne pourrait pas attribuer à un choc direct l'accident qui vient d'être décrit, car à l'instant où il se 641 OBSERVATIONS produisait, l'intervalle entre chaque éclair et l'explosion prouvait que l'orage n'était pas sur Versailles même. Toutefois, par un singulier hasard, M. Demonferrand se trouvait dans une pièce contiguë au tuyau qui paraît avoir servir de route à l'électricité, et ni lui, ni aucune des personnes réunies dans la même pièce n'ont éprouvé la moindre secousse. Dans la maison en face, une malade, que son état aurait pu rendre plus sensible aux actions électriques, n'a également rien éprouvé. XV GRELE CONTENANT UN NOYAU PIERREUX Le professeur John, de Berlin, a communiqué à M. de Ferussac l'extrait suivant d'une lettre qui lui a été écrite, en date du 16 septembre 182/i, par le D' Eversmann. « Quelques jours avant notre arrivée à Sterletamak (à plus de 100 verstes d'Orenbourg) , il s'éleva une tempête mêlée de grêle très-remarquable. Les grêlons, assez forts, renfermaient un noyau pierreux et cristallisé. On en a envoyé une trentaine à notre gouverneur, et moi-même j'en ai reçu deux échantillons. Ils sont d'une couleur brune, comme les pyrites aurifères de Beresosvki, en Sibérie. Leur surface est ridée (ratatinée) et écla- tante. Le cristal forme un octaèdre aplati, dont les arêtes sont saillantes ou en forme de bordure. Les deux diago- nales de la base ont 5 lignes sur k, et la distance des sommets est de 2 lignes. Quelquefois les quatre angles de la base sont tronqués. 11 semble que les parties con- D'ÉLECTRICITÉ ATMOSPHÉRIQUE. 6iu ."^tituantes de ces cristaux sont du soufre et des métaux. » lue chose me paraît tout aussi singulière que le phénomène dont on vient de lire la relation : c'est que M. Eversmann n'ait pas jugé nécessaire d'indiquer comment il s'est assuré de sa réalité. Par qui les grêlons ont-il été ramassés? Ceux dont on a extrait les cristaux étaient-ils par hasard formés de plusieurs grains soudés ensemble? Serait-il, dans ce cas, extraordinaire qu'on trouvât entre eux de petits fragments de gravier sur lequel ils étaient tombés? Puisque M. Eversmann ne doute pas que les petits cristaux solides c[u'on lui a remis ne se soient trouvés au centre des grêlons, j'ai peine ri expliquer comment il n'en a pas fait l'analyse. D'un autre côté M. Nelioubin annonce qu'au mois de janvier 1825 il tomba dans le même cercle de Sterletamak de la grêle contenant de petites pierres ayant la compo- sition suivante : Oxyde rouge de fer 70.00 Oxyde de manganèse 7.50 Magnésie 6.25 Alumine 3.75 Silice 7.50 Soufre et perte 5.00 Total 100.00 Il serait bien extraordinaire qu'en un même lieu un tel phénomène se fût présenté deux fois, à des intervalles si rapprochés. Quoi qu'il en soit, l'étude de la nature des grêlons est un objet de recherches que l'on doit recommander aux observateurs. 64G OBSERVATIONS XVI LES PARATONNERP.ES NE PRÉSERVENT PAS DE LA GRÊLE* Roiililu'rr comme un agriculteur était naguère une expression proveri3iale admise sans contestation; désor- mais elle manquerait de vérité. L'extrême répugnance que montraient en général les cultivateurs pour les con- seils de la science a fait place , sur plusieurs ciuestions du moins, à une confiance sans bornes, et qui contraste singulièrement avec leurs anciennes habitudes. Quelques physiciens imaginent que la grêle est soutenue dans l'air pendant des heures entières, entre deux couches de nuages plus ou moins distantes, à l'aide de forces élec- triques : c'est là, suivant eux, ce qui permet aux grêlons d'acquérir, dans certaines circonstances, un volume et un poids considérables. Cette théorie, spécieuse à quel- ques égards, est sujette, d'autre part, à de graves diffi- cultés qui n'ont pas encore été résolues; au reste, elle serait complètement démontrée, qu'il ne s'ensuivrait pas nécessairement qu'un nombre limité de paratonnerres, la sphère d'activité de ces appareils étant, comme tout le monde sait, renfermée dans des bornes assez étroites, deviendrait un préservatif assuré contre la grêle. En suivant la théorie en question jusque dans ses dernières conséquences, ne trouverait-on pas d'ailleurs que, lors- qu'un orage déjà formé dans les montagnes serait en- 1. Note pulMiée en 182G dans les Annales de chhnle et de physique ; quelques parties en ont été reproduites dans la Notice sur la grêle (voir le tome XII des Œuvres, p. 538). D'ÉLKCTRICITÉ ATMOSPIli- RIOUP. 6i7 traîné par les vents vers la plaine, les champs armés de paratonnerres devraient être les premiers frappés de la grêle, puisque c'est là surtout qu'il s'opérerait des mo- difications notables dans l'état des forces électriques qui imprimaient aux grêlons des mouvements d'oscillation verticaux? Ces l'éflexions n'ont pas été accueillies; nos vignes, celles de la Savoie, du canton de Vaud, d'une partie de l'Italie, des jardins situés même dans l'enceinte de Paris, se couvrent de longues perches verticales, éta- blies à grands frais. Les plus habiles placent une pointe aiguë de cuivre au sommet de la perche et un fil métal- lique qui la lie au sol humide ; d'autres conservent la pointe et suppriment le conducteur ; ailleurs on n'emploie, par économie, que la perche toute nue; partout, malgré ces ditïérences essentielles, l'appareil réussit également; jamais, assure-t-on, un champ armé de ces moyens pré- servatifs n'a été grêlé. Vous direz vainement à ceux c[ui emploient les perches seules, que les arbres beaucoup plus élevés, doivent produire un plus puissant effet, et qu'il grêle toutefois sur les forêts; l'objection leur pa- raîtra futile. Faites remarquer qu'une pointe de cuivre ne donne aucune nouvelle propriété à la perche qu'elle termine, quand il n'y a pas de chaîne métollique qui la lie au sol humide : on se rira de vos doutes! Adressez- vous enfin à ceux qui construisent l'appareil avec le plus de soin ; expliquez leur que, si l'on peut croire à l'efTi- cacité des paragrêles, c'est seulement à la condition qu'ils soient extrêmement multipliés; qu'il est vraiment absurde de prétendre garantir un champ, une vigne avec quel- ques perches, toutes les fois que les champs ou les vignes 648 OBSERVATIONS voi^iines n'en renferment pas; que re.xpcrience a d'ailleurs prononcé; qu'il grêle fréquemment dans Tintérieur des villes, sur des quartiers abondamment pourvus de para- tonnerres, et sur ces appareils eux-mêmes : tous ces rai- sonnements seront comme non avenus, tant on est disposé à croire ce qu'on désire vivement ! Plusieurs sociétés d'agriculture, celle de Lyon entre autres, demandèrent naguère au ministre de l'intérieur les moyens de tenter une expérience en grand : Son Excellence consulta l'Académie. La section de physique, chargée de l'examen des projets, trouva que les espé- rances de la réussite qu'on pouvait concevoir d'après les données actuelles de la science étaient beaucoup trop faibles pour qu'il fût convenable de conseiller à l'autorité d'intervenir dans la dépense; la conclusion trouva peu de contradicteurs. Une expérience de cette nature, pour être démonstrative , devrait durer un grand nombre d'années; encore faudrait-il qu'on la suivît sans pré- vention : or, telle n'était pas certainement la disposition d'esprit des personnes qui demandaient à la faire. C'est là, malheureusement, ce qui rendra les essais dispendieux auxquels on se livre aujourd'hui complètement illusoires. Comment espérer des recensements complets, seul moyen cependant d'arriver à la vérité, lorsque, dans certains cantons que je pourrais citer, le propriétaire n'ose avouer qu'il a été grêlé malgré les perches, qu'après s'être assuré qu'on ne le nommera pas. Ce genre de folie, qu'on me passe l'expression, ne saurait durer bien longtemps; quand il aura disparu, quand les faits favorables ou con- traires seront recueillis avec un égal soin, la science de D'ÉLECTRICITÉ ATMOSPIIÉKIQUE. 6^9 la météorologie pourra tirer quelque fruit des expériences qu'on a entreprises. Quant aux agriculteurs, ils sont presque désintéressés dans la question ; ils trouveront toujours, en elTet, dans les assurances mutuelles ou même dans les assurances à prime, convenablement graduées suivant les contrées, un moyen beaucoup plus écono- mique que les perches de se mettre à Tabri des ravages de la grêle. Les sociétés d'agriculture acquerront des droits incontestables à la reconnaissance publique, lors- qu'elles favoriseront d'aussi utiles établissements; elles manquent au contraire leur but, en préconisant des moyens préservatifs d'une efficacité au moins très- douteuse, et qui, comparés d'ailleurs aux assurances, n'auront jamais dans la pratique aucune utilité. Je pense que, sans Irop m'écarter de l'objet que j'avais en vue en écrivant cette Note, je puis dire qu'il a grêlé en 182G sur plusieurs vignobles du Beaujolais, malgré les nombreux paratonnerres qu'on y avait établis, et que, dans la nuit du 22 au 23 juillet, la grêle est également tombée en grande abondance sur les vignobles du canton de Vaud les mieux pourvus des appareils préservateurs. XVII DE L'INFLDENCE DES AURORES BORÉALES SUR LES AIOUVEMENTS DE l'aiguille ALMANTÉE Dès le commencement du siècle dernier les physiciens reconnurent qu'il existe une connexion intime entre le magnétisme terrestre et les aurores boréales; mais le seul 6o0 OUSI'IIVATIONS fait qui fut étal)li par les observations consistait en ce que le point culminant de Tare lumineux de toute aurore est exactement placé dans le méridien magnétique. Kn 1819, j'ai en outre découvert que toute aurore boréale influe sur les mouvements de l'aiguille aimantée, même dans les lieux où l'aurore n'est pas visible^ En 1S20, je trouvai que le courant électrique d'une pile produit l'ai- mantation de l'acier et du fer-'-. En 182/i, je constatai les phénomènes du magnétisme de rotation-^. Il m'est donc permis de dire que mes découvertes avec celles d'OErsted et d'Ampère ont établi l'identité de la cause des phéno- mènes «magnétiques et électriques et de la cause des au- rores boréales. J'ai pu prédire, en conséquence, que les aurores devaient agir sur les télégraphes électriques; le fait fut vérifié en 18/i7^. Je ne démonti'oi pas seulement que l'aiguille de déclinaison est fortement influencée par les aurores boréales ; j'ai reconnu que l'aiguile d'inclinai- son elle-même n'éprouve pas des mouvements moins extra- ordinaires; mes observations en 1827 ne laissent aucun doute à cet égard ^. Enfin, rien qu'en regardant dans mon cabinet, le 25 septembre 1827, les agitations inusitées de l'aiguille des variations diurnes, j'ai pu prédire, un peu avant son apparition, la splendidc aurore que l'on aperçut dans toute l'Europe. Ce phénomène fut surtout brillant à 1. Voir lo t. I''' dos Soliccs scientifiques, t. IV des Œuvres, p. 563, 571 et 706. 2. IhicL, p. 409. 3. Ihid., p. /|2/i à /i'i8. h. Ihid., p. 705. 5. /6/r/.,p.636. D'rU.RCTRICITK ATMOSPIlKRIQUr:. 6::i Ostcndc. La prcmiùrc lueur, dit-on, se fit apercevoir à 1 1 heures. A minuit, le phénomène était dans son plus grand éclat ; à une heure, il durait encore. La zone claire dont paraissait surmonté le nuage noir qui bordait Tho- rizon s'élargit graduellement et atteignit le zénith : elle se partagea plus tard en plusieurs bandes ou colonnes, dirigées du nord au sud. Ces bandes, blanchâtres h Torigine, prirent bientôt une couleur de feu très-écla- tante, d'abord à l'ouest, ensuite à l'est; vers minuit, on voyait de temps à autre une lumière ondulante se diriger du nord au sud ; la lumière était aussi vive que celle des éclairs. Ces circonstances, qui se montrent avec des modifications diverses dans toutes les aurores boréales, ne sont nullement expliquées; tout ce que l'on sait, et je crois avoir le plus contribué h l'établir, c'est que les au- rores boréales sont un phénomène électrique , parce qu'elles agissent sur les aiguilles de déclinaison et d'in- clinaison, et sur les télégraphes électriques. XVIU LES CROLILLARDS SECS n'ONT AUCUNE ACTION SUR L'aIGUILLE AIMANTEE Un brouillard remarquable se répandit dans l'atmo- sphère en août 1821. Il fut observé en Angleterre, dans le comté d'Essex, le LS au matin, par M. Forster. Le Soleil, affaibli par le brouillard, pouvait, à son lever, être regardé à l'œil nu, et avait une teinte argentée si sem- blable {"i celle de la soie vernie que les paysans, à la cam- 6o2 OBSERVATIONS pagne, le prirent pour un aérostat. M. Howard observa ce phénomène dans le comté de Sussex, entre 9 heures et 10 heures du matin. A Paris, il se manifesta le même jour, mais seulement sur les 0 heures du soir. A Viviers, en Dauphiné (hli" 29' de latitude), un bi'ouillard analogue, l'umeux, blancliàtre, sec, couvrit aussi le ciel le 19 au soir ; le lendemain matin, le Soleil, à son lever, parut blanc et sans éclat ; le soir, cet astre était rouge. Suivant M. Flaugergues, ce brouillard, assez analogue à celui de 1783, ne se dissipa entièrement que le 30 août, à la suite d'une petite pluie. J'ai pensé qu'il pouvait être utile de faire remarquer ce mouvement dirigé du nord au sud, et en vertu duquel la matière du brouillard ou, si l'on veut, la modification atmosphérique qui lui donnait naissance, paraît s'être transportée d'abord de Londres à Paris, en une demi- journée, ensuite de Paris à Viviers, à peu près dans le même espace de temps. Le rôle que les physiciens ont voulu faire jouer aux brouillards secs, pour expliquer les phénomènes des aurores boréales, nous imposait l'obligation de recher- cher si, à partir du 18 août, la marche de l'aiguille de déclinaison n'aurait pas éprouvé quelque altération no- table; mais nous n'avons rien trouvé dans nos registres qui puisse motiver une telle conclusion : durant tout le mois d'août 1821, les changements de déclinaison jour- naliers ont eu lieu avec une grande régularité. Le 21 mai 1822, sur les 5 heures du soir, il se ré- pandit tout à coup dans l'air, à Paris, un brouillard d'une nature particulière, et à travers lequel on voyait D'ÉLECTRICIT/-; ATMOSPHÉRIQUE. Co3 le Soleil du rouge le plus vif. Ce brouillard avait une odeur très-prononcée de gaz nitrcux. Il fut observé presque au même instant, dans un rayon de 8 à 10 lieues autour de la capitale : il avait partout les mômes pro- priétés. 11 se dissipa entièrement à Paris vers les 10 heures et demie du soir. Ce brouillard n'a exercé non plus aucune action appréciable sur une aiguille aimantée suspendue à un fil de soie sans torsion. DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX sur, UNE DISPOSITION K KMARQUABLE DES M' AGES 11 arrive assez souvent que les nuages paraissent con- verger vers deux points diamétralement opposés de l'ho- rizon. Ils semblent alors avoir la forme des méridiens que les géographes tracent sur leurs globes. Ce phénomène est très-facile à expliquer : c'est un véritable effet de perspective. M. Harvey l'a observé à Plymouth dans toute sa beauté, à la fin d'octobre 1828, mais avec la circonstance additionnelle et très-remarquable que les deux points de convergence étaient l'un et l'autre dans le méridien magnétique. 11 SLR LETAT DE L ATMOSPHERE PRES DES CASCADES D'après une opinion généralement répandue parmi les personnes qui visitent le ]\iagara, l'air situé immédia- tement au-dessous de l'arc que forment dans leur chute les eaux du fleuve Saint-Laurent ne jouirait pas exac- DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. G-io tement d'une élasticité égale à celle des portions de Tat- mosphère un peu éloignées. Suivant les uns, l'air est plus dense sous Tare liquide; d'autres, au contraire, pensent qu'il est plus rare. Des deux côtés, on se fonde sur la difficulté de respirer qu'on éprouve quand on a eu la hardiesse de se placer entre le rocher d'où l'eau se pré- cipite et le pied de la cascade. M. le capitaine Basil-Hall vient de soumettre ces opinions à l'épreuve d'une expé- rience décisive. Il a mesuré la hauteur barométrique, d'abord loin de la cascade, ensuite, après s'être beaucoup l'approché ; une troisième observation a été faite, quel- ques moments après, au pied même de l'escarpement de rochers que l'eau franchit : partout il a obtenu le môme résultat. 11 règne sous la cascade un vent très-rapide qui rend les observations barométriques excessivement difficiles. Ce vent a son orighie dans les points de la surface du grand bassin que le fleuve vient frapper au bas de sa chute. M. Hall n'hésite pas à dire que sa violence sur- passe beaucoup celle des plus forts ouragans auxquels les marins aient jamais été exposés dans aucune région du globe. Cette circonstance n'étonnera pas ceux qui ont eu l'occasion de remarquer, dans les forges des Alpes ou des Pyrénées, les résultats qu'on obtient par la chute de quelques filets d'eau dans les appareils connus sous le nom de trompes. Cette Note est l'analyse très-abrégée d'une lettre du capitaine Hall insérée dans V American Journal of science, de janvier 1828. 636 DK QUFLQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. SCR LES CERCLES DES FEES Les fairy rings des Anglais sont des cercles au milieu desquels l'herbe des prairies ou est beaucoup plus verte et plus haute, ou beaucoup plus chétive que partout ailleurs. Les campagnards ont cru remarquer qu'un fairy ring à végétation vigoureuse est toujours précédé de l'appa- rition d'un fairy ring à maigre végétation. IV SUR UN PRONOSTIC METEOROLOGIQUE OBSERVE AUX ILES SHETLAND M. Scott , professeur du collège royal et militaire de Sandhurst, assure qu'il a fréquemment observé aux iles Shetland un phénomène dont voici la description : 11 existe, au rez-de-chaussée de la maison de Belmont, une armoire sur la tablette de laquelle on a l'habitude de placer des verres à boire dans une position renversée. Ces verres font quelquefois entendre spontanément des sons semblables à ceux qu'ils produisent, soit quand on frappe légèrement leur surface extérieure avec le tranchant d'un canif, soit quand on les soulève un peu pour les laisser retomber brusquement sur la tablette qui les supporte. Ces sons pronostiquent toujours un coup de vent : aussi ne manque-t-on pas, quand on les a entendus, de mettre les chaloupes, les moissons, etc., en lieu de sûreté. Rien n'annonce de quel rumb le vent soufflera ; mais l'inten- DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. 657 site du son paraît toujours liée à celle de la tempête qu'il indique, et qui se manifeste plus tôt ou plus tard, suivant les circonstances, mais généralement plusieurs heures après le son. M. Scott dit s'être assuré qu'il n'existe aucun mouve- ment ni dans les verres, ni dans leurs supports, au moment même où ils résonnent le plus fortement. 11 paraît dispose à penser, mais sans attacher aucune importance à cette idée, que la cause du phénomène doit être cherchée dans l'électricité. SONORITÉ DE l'AIR M. Gemmelaro rapporte, dans son Journal, un fait que nous n'osons presque pas transcrire tant il paraît bizarre : il assure que, le 2 juin 1814, l'air, près de Catane, était devenu sonore, jusqu'à produire, par le simple mouvement des doigts, des espèces de sifflements qui même pouvaient être, jusqu'à un certain point, modulés. VI DÉTONATIONS EXTRAORDINAIRES DANS l'ÎLE DE MÉLÉDA L'île de Mcléda est située dans la mer Adriatique, à peu de distance de Raguse. Sa longueur , dirigée de l'est à l'ouest, est de âO kilomètres; elle n'a pas plus de 6 kilo- mètres dans sa plus grande largeur. Au milieu do l'île est le vallon de Babinopoglie et un village qui en prend le nom; les montagnes environnantes sont assez élevées. XI. —II. U2 658 DE QUELQUES PHENOMENES CURIEUX. Le 20 mars 1822, vers les 5 heures du matin, on entendit à Babinopoglie , pour la première fois, des détonations semblables à des coups de canon ; elles occa- sionnèrent un grand tremblement dans les portes et dans les fenêtres du village, quoi qu'elles parussent venir de loin. A partir de cette époque, le phénomène se renou- vela chaque jour jusqu'à quarante, cinquante et même deux cents fois. Les coups avaient d'autant plus de force qu'ils étaient plus fréquents. C'est au mois d'août 1823 que les plus violents se firent entendre; il y avait alors plus de quatre mois qu'il n'était tombé de pluie, ni à ]\léléda, nia Raguse, ni dans les provinces environnantes. Ces bruits singuliers paraissaient d'ailleurs n'avoir aucun rapport ni avec les circonstances atmosphériques, ni avec l'état de la mer; ils se manifestaient tantôt de jour et tantôt de nuit. Aucun phénomène lumineux, aucun trem- blement de terre proprement dit ne les accompagna. Dès l'origine, le Prelore de l'île, M. Carlo de Natali, avait aposté des personnes sur les hauteurs, dans la vue de découvrir d'où partaient les détonations; mais les divers rapports se trouvèrent souvent en contradiction manifeste. Les observateurs crurent quelquefois avoir entendu les coups dans l'atmosphère, au-dessus de leurs têtes. Le prêteur descendit lui-même dans quelques cavernes souterraines qui existent dans l'île; tout y était dans un silence absolu. A mesure qu'on s'éloignait de Babinopo- glie, le bruit perdait rapidement de son intensité. Les détonations commencèrent , comme nous l'avons dit plus haut, le 20 mars 1822. Durant un trentaine de DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. (m jours, à partir du 10 juillet, on n'entendit rien; mais le 10 août, une explosion subite extrêmement sonore rem- plit tous les habitants de terreur. Il est remarquable que ce soit précisément à cette époque que la ville d'Alep ait été renversée de fond en comble par un tremblement de terre. Le 17 du môme mois, tous les bruits cessèrent de nouveau; il se renouvelèrent ensuite à plusieurs reprises jusqu'en février 1824. Alors il y eut un silence qui dura sept mois. Les détonations recommencèrent en septembre, et ont continué, mais en s'affaiblissant, jusqu'au milieu de mars 1825. On a entendu quelquefois en Amérique des détonations analogues à celles de l'île de Méléda; mais elles n'ont eu, en général, qu'une très-courte durée. Le docteur Stulli, de Raguse, à qui nous avons em- prunté les détails qui précèdent, rapporte, dans la lettre manuscrite dont la brochure qu'il nous a envoyée était accompagnée, les explications diverses qu'on adonnées en Italie du phénomène de Méléda. Suivant les uns, le bruit était le résultat de la chute de gros blocs de pierre qui se détachaient des voûtes de quelques cavernes sou- terraines ; d'autres imaginent qu'il faut en chercher l'origine dans des mouvements subits de la mer vers les mômes cavernes, etc. Ces hypothèses sont très-faciles à réfuter, et le docteur Stulli l'a fait avec succès; mais lui-même n'est guère plus heureux dans ses conjectures, lorsqu'il suppose que la détonation résulte du dégagement de bulles de gaz. immenses, élaborées au fond de la mer, 'et qui en arri- 660 DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. vanl à sa surface, se combinent chimiquement avec l'un des deux éléments de l'air atmosphérique. La bulle, en eiïet, pour me borner à une seule objection, ne s'échap- perait pas de la masse liquide, sans y produire des oscillations considérables que personne n'a remarquées à Méléda. La brochure du docteur Stuelli est terminée par une relation inédite du tremblement de terre qui détruisit entièrement la ville de Raguse, le 6 avril 1G67. J'y trouve qu'à cette époque on entendait continuellement au loin, en pleine mer, des détonations presque aussi fortes que celles du tonnerre ou de gros canons, mais qu'on ne put pas découvrir d'oia elles provenaient. VII SUR LES BRUITS SOUTERRAINS QU'ON ENTEND A NAKOUS Nakous est situé à trois lieues de Tor, sur la mer Rouge. Ce lieu est célèbre à cause de certains sons qui s'y produisent à toutes les heures du jour et de la nuit. Lorsque M. Gray, d'Oxford, visita Nakous pour la pre- mière fois , il entendit sous ses pieds un bourdonnement continuel qui se changea bientôt en pulsations de plus en plus intenses, semblables aux battements d'une hor- loge. Le lendemain, ce même voyageur entendit les sons pendant une heure entière ; le temps étant alors parfaite- ment calme et serein , M. Gray en conclut qu'on ne pourrait pas attribuer ce phénomène, 'comme on l'a fait dans d'outrés localités, au passage de l'air par certaines DE QUELQUES PHÉNOMÈNES CURIEUX. 6GI crevasses du sol ou des rochers; ajoutons qu'un examon attentif du terrain n'y a fait découvrir aucune fissure sensible. Les Arabes du désert disent que les sons en question sont ceux de la cloche d'un couvent de moines qui s'est conservé miraculeusement sous terre, depuis l'époque où le pays était occupé par les chrétiens. D'autres leur assignent une origine volcanique. Les bains chauds de Pharaon se trouvent sur la même côte. VIII TEMPÊTE A \V A R D 0 E H L" U S Le fort de Wardoehuus, le plus septentrional de l'Eu- rope, est situé sur l'île de Wardoe, pur 70° 22' de lati- tude boréale; il fait partie du baillage norvégien de Finmark. Ce fort et les îles voisines ont été battus, au commencement de 1820, par des tempêtes d'une violence extraordinaire et qui ébranlaient les masses de rochers les plus solides. Pour que les lecteurs puissent se former une idée exacte de la fureur des flots dans ces régions hyperborénnes, nous dirons que le 21 janvier 1820, le mont Warberg, qui s'élève à 130 mètres au-dessus du niveau de la mer, était complètement inondé par les vagues , de sorte que l'eau se précipitait en torrents le long du flanc occidenta de cette montagne. SUR LES DÉPRESSIONS DE L'HORIZON DE LA MER' Dans- l'impossibilité d'employer à la mer ni niveau ni fil à plomb , à cause des mouvements brusques et irré- guliers des bâtiments , les marins rapportent toutes les observations qu'ils ont l'occasion de faire de la hauteur des astres à cette trace bleue, en général assez bien dé- iinie, qui semble être la ligne de séparation de l'océan et de l'atmosphère. Cette ligne, il est vrai, n'est pas dans le prolongement de l'horizon mathématique; mais la quan- tité dont elle se trouve au-dessous, et qu'on appelle la dépression, peut être exactement calculée, puisqu'elle est seulement fonction de l'élévation de l'ail de l'observa- teur au-dessus des eaux et des dimensions de la Terre. Jl n'est malheureusement pas aussi facile d'apprécier les eiïets de la réfraction atmosphérique. Dans les tables de dépression dont on fait usage, et que renferment tous les traités de navigation, on ne tient jamais compte que de la réfi'action moyenne relative à un certain état du thermo- 1. Mémoire imprimé en 182i dans la Connaissance des (entjis pour 1827. SI:R les DEPRESSIONS DE L'HORIZON DE LA MER. (i63 mètre et du baromètre. Il suffit d'avoir jeté les yeux sur les astres, au moment de leur lever, pour sentir combien la correction, déterminée ainsi, doit être souvent éloignée de la vérité. Depuis quelques années les marins ont essayé, sinon de soumettre à des calculs rigoureux un élément aussi capricieux que la réfraction terrestre, du moins de trouver quelque règle de pratique qui pût faire présumer, la tem- pérature de l'air et celle de l'Océan étant connues, si la dépression réelle est supérieure ou inférieure à celle des tables. Pour déterminer, par des observations directes, les erreurs des dépressions calculées, on prend la distance angulaire d'un point de l'horizon au point diamétrale- ment opposé. En admettant que les circonstances atmo- sphériques soient les mêmes tout autour de l'observateur, la ditïérence de cette distance à 180° est évidemment le double de la dépression réelle, qui peut dès lors être comparée à la dépression des tables. La distance des deux hoi'izons s'obtient soit avec les sextants ou les cercles à réflexion, auxquels on ajoute un petit miroir dont la posi- tion est vérifiée par des moyens décrits dans divers au- teurs ; soit, comme l'ont fait les capitaines Hall et Parry, à l'aide d'un instrument de l'invention du D' Wolhiston. et qui est exclusivement alîecté à cet usage. Réyions boréales. Dans le tableau de ce genre que le premier voyage du capitaine Parry renferme, les plus grandes discordances en plus et en moins entre Tobser- vation et le calcul s'élèvent à -f- 59" et à — oâ'. Dans le premier cas, la température de l'air était supérieure de 664 SUR LES DEPRESSIONS 0°.^ centigrades à celle de l'eau; dans le second, au contraire, l'eau était plus chaude que l'atmosphère de 1"."2. Parmi les observations durant lesquelles l'air et l'eau étaient exactement à la même température , je remarque des erreurs de 51'^ en plus. En 1820 comme en 1819 on n'a trouvé que des erreurs positives quand l'ail" était plus chaud que l'eau ; mais, par une tempéra- ture de l'air inférieure de 1° centigrade à celle de la mer, l'erreur, le 21 juillet 1819, s'est élevée à 58''' en plus. Il résulte de là qu'en déterminant à la mer la latitude d'un bâtiment ou la hauteur d'un astre , dans les régions boréales-, l'observateur le plus exercé et muni des meil- leurs instruments peut se tromper, en plus ou en moins, de 1 minute, sans que les circonstances météorologiques puissent lui fournir ni les moyens de calculer l'erreur, ni même lui faire présumer dans quel sens elle a lieu. Une erreur de 2' en latitude, ou d'environ 4,000 mètres, dans l'appréciation de la marche d'un bâtiment, est assez con- sidérable pour qu'on doive désirer qu'à l'avenir les na- vigateurs chargés de la construction des cartes ne s'en rapportent pas exclusivement, comme ils l'ont fait jus- qu'ici, aux tables de dépression, et que, après chaque observation importante, ils déterminent l'erreur de cet élément, soit avec l'instrument du D' Wollaston, soit à l'aide du petit appareil, peut-être tout aussi commode, qui s'adapte aisément aux sextants ou aux cercles à réflexion. Hégions empérées. M. le capitaine Gauttier a bien voulu, à ma prière, s'occuper aussi de ces intéressantes observations pendant ses belles campagnes hydrogra- DE L'HORIZON DB LA MER. 665 phiques dans la Méditerranée. Voici ce que les tableaux qu'il m'a remis renferment de plus remarquable. Je ne rapporterai pas les erreurs qui ont été beaucoup au- dessous de 1 minute. Pour qu'il n'y ait pas de méprise sur le signe de ces erreurs, j'avertirai que la dépression observée est censée soustraite de la dépression calculée. Ainsi, le 7 août, le signe -f- indique que la dépression calculée était plus grande que la dépression observée de r 14". Voici les résultats pour la campagne hydrogra- phique de 1819 : Erreurs négatives. Dates. Heures. Différence. Températures en degrés centigraJes «le l'air. lie l'eau. 6 avril matin — l'13" 16.0 16.2 — midi 0 57 17.2 17.5 15 — matin 1 10 16.9 17.2 — midi 1 9 16.9 18.1 21 — matin 0 56 16.2 17.5 — midi 1 15 19.5 17.8 22 — matin 0 53 21.2 18.1 — midi 1 1h 21.2 18.1 20 mai midi 0 56 20.0 17.5 — soir 0 oh 19.9 17.5 28 — midi 0 59 25.1 22.5 29 — matin 0 52 22.5 21.1 — midi 1 30 23.8 21.3 19 juin matin 0 59 23.2 21.5 2Zi — midi 1 3/1 27.5 23.7 21 août matin 1 32 21.2 26.2 — midi 1 k 25.2 26.2 10 septembre , matin 0 53 25.0 26.0 23 — matin 1 29 18.5 2/1.0 — midi 1 2 19.6 23.8 25 — midi 0 59 23.5 23.7 10 novembre, matin 0 50 16.5 20.0 666 SUR LES DÉPRESSIONS Erreurs positives. Dates. Heures. Différence. Températures en degrés centigrades de l'air. ite l'eau. u avril midi + ri9' + 17.5 +13.8 25 — midi 1 11 20.6 17.8 — soir 0 58 21.0 17.7 8 juillet matin 2 7 25.6 21.3 — midi 1 26 25.0 22.0 9 — matin 1 UG m.u 21.5 — midi 2 54 27.5 21.3 17 — soir 3 31 30.0 26.9 18 — matin 1 3U 26.0 22.5 — midi 1 II 25.6 23.2 — soir 1 1 27.2 2Zi.9 6 août soir 1 Zil 26.9 23.2 7 — soir 1 IZt 27.5 24./1 8 — midi 2 17 25.6 22.5 — soir 2 17 26.9 2i.8 /i novembre , matin 1 II 25.0 23.7 — nn'di 0 50 25.7 2/I./1 5 — midi 1 5 25.0 2i.Zi Comme le lecteur aura remarqué dans la seconde table une erreur de 3' 2>i'\ je dois dire que les circon- stances de l'observation étaient très- favorables, et que plusieurs officiers trouvèrent le même résultat en se ser- vant de deux instruments différents. Au reste, la seule conséquence qu'on puisse déduire de l'ensemble de ces déterminations est celle-ci : l'erreur de la dépression calculée ne sera positive dans nos climats qu'autant que la température de l'air surpassera celle de l'eau. Quant aux erreurs négatives, on les observera indis- tinctement, soit que l'atmosphère se trouve plus chaude ou moins chaude que la mer. DE L'HORIZON DE LA MEH. 667 Je me suis assuré, à l'aide d'une méthode particulière, qu'à égalité de force élastique, la réfraction de l'air humide diffère un tant soit peu de celle de l'air sec. J'avais espéré, d'après cela, que l'état hygrométrique de l'atmosphère pourrait expliquer comment l'erreur de la dépression s'est également trouvée négative par des tem- pératures de la mer supérieures à celles de l'air, et dans des circonstances tout opposées; mais le calcul n'a pas confirmé ma conjecture. En prenant l'état moyen de l'hy- gromètre de Saussure , pour les dix jours où l'erreur a été négative quoique l'air fût plus chaud que l'eau, j'ai obtenu 8û°.0. Un semblable calcul , appliqué aux douze autres observations de la môme table qui correspondent, au contraire, à une température de l'air moins chaude que celle de la mer, a donné 82". 5. Ce nombre diffère trop peu du précédent pour qu'on puisse espérer de tirer aucun parti de l'hygromètre dans la recherche des dé- pressions de l'horizon. ERRECRS OBSERVEES DANS LA CAMPAGNE HYDROGRAPHIQUE DE 1820, DANS LA MER NOIRE Erreurs négatives. Températures Dat«s. Heures. Erreurs. en de^centigrades de l'air. de l'eau. 26 mai midi — 0'55" 16.9 17.5 — «oir 0 b\ 17.5 16.9 27 — matin 1 13 18.1 J7.0 — soir 1 Zi9 17.5 18.U 2 juin midi 1 26 26.9 21.5 8 — matin 0 58 23.5 2i.O — midi 1 9 2^.8 25.5 668 SUR LES DÉPRESSIONS 9 juin midi 1' ù" 26.2 25.1 16 — matin 0 56 2/i.7 2i.Zi 1" juillet midi 0 58 26.7 2Z|.Zi 10 — midi 0 53 22.9 23.5 29 — matin l 2i 18.3 21.0 29 — midi 0 59 21.6 22. Zi là août matin 116 23.2 22.0 20 — matin 1 10 2Zi.0 22.5 Erreurs positives. Dates. Heures. Erreurs. Températures en degrés centigrades de l'air. lie l'eau. 5 avril .... . matin + 0'51" 20.0 15.6 '15 — matin 1 0 17.7 17.5 — midi 1 l 18.7 17.5 — soir 1 2 18.1 16.9 27 - matin 1 2!i 15.0 12.5 6 mai . . midi 2 Zil iU.ll l/i.O — soir 1 22 15.6 là.li 7 — matin 2 16 16.2 U.0 — midi 2 15 17.5 15.0 — soir 2 28 16.2 1/1.0 8 mai . . matin 3 35 17.5 15.0 — midi 1 35 18.7 16.9 — soir 1 35 18.5 15.9 21 — midi 0 57 21.9 17.8 28 — matin 0 57 17.5 15.6 — midi 0 58 18.1 15.7 29 — soir 0 5Zi 19.3 18.1 l*"- juin. ... . . soir 2 5 25.1 20. Zi 11 — matin 1 2/1 25.3 22.3 15 — soir 1 2 26.2 25.ZI 3 juillet. . . . . midi 1 0 23.7 22.7 — soir 1 20 2i.Zi 21.2 8 — soir 1 0 23.4 22.0 28 — midi 2 27 18.6 10.0 10 août. . . . . . soir 1 32 23.5 22.0 11 — matin 1 iU 23.6 21.0 — midi 2 20 2/1.1 23.2 — soir 1 /i5 2/1.2 22.2 DE L'HORIZON DE LA MER. 669 12 août midi l'2Zi" 25.2 22.0 14 — midi 1 20 27.2 22.0 15 — soir 1 Zi6 26.2 21.2 18 — midi 0 56 2Zi.8 22.7 — soir 1 51 25.7 22.3 22 matin 1 2/1 24.7 22.8 — midi 2 12 24.7 21.5 30 — midi 1 56 28.0 26.5 30 septembre. soir 0 59 20.7 20.0 1" octobre. . soir 1 7 23.5 20.5 ERREL'R.S OBSERVÉES E\ 1816 ET 1817 DANS LES MERS DE LA CHINE ET DES INDES ORIENTALES, PAU LE CAPITALN'E BASIL HALL Erreurs négatives. Dates. 1816 29 juillet. — 6 août. . 8 — 10 - 11 — 14 — 15 — M — 21 — 1817 rvenrs. Terap( en degrés de l'air. ! rat lires centigrades de l'eau. 1' 3" 27.2 28.9 1 29 26.1 26.7 1 1 2S.6 27.5 1 9 28.7 27.8 \ 57 20.8 25.5 2 58 23.9 25.0 2 16 28.9 28.3 1 13 24.4 26.1 1 23 26.1 26.7 1 0 26.1 25.5 1 9 26.1 26.7 1 34 26.1 27.8 1 8 26.4 26.7 1 12 27.8 27.5 0 52 21.7 25.0 1 3 29.4 28.3 1 12 28.0 28.9 670 SLR LKS DÉPRESSIONS DE LUORIZOX DE LA MER. Erreurs positives. Températures T, , T eu degrés centifrrades Dates. Erreurs. ^___^ _ ^ de l'air. de IVau. 1817 27 juillet + 0' 5Zi" 15.0 13.3 — — 1 2 15.0 13.3 — 28 — 0 55 17.8 13.0 Ces deux nouvelles séries d'observations confirment tout ce que j'avais déduit de la première. Elles prouvent que la connaissance des états thermométriques de l'air et de l'eau ne suffît pas, quoi qu'on en ait dit, pour faire prévoir dans quel sens la dépression calculée sera une erreur, et que le seul moyen d'arriver à la précision de quelques secondes, dans les mesures des hauteurs à la mer, est de rapporter les astres aux deux points diamé- tralement opposés de l'horizon. Celte méthode suppose, il est vrai, que les circonstances atmosphériques sont absolument identiques tout autour de l'observateur; mais je dois dire que je n'ai trouvé, ni dans les tables du capi- taine Gauttier, ni dans celles du capitaine Hall, aucune raison de craindre que, loin des côtes, cette hypothèse puisse induire en erreur : alors même que la dépression observée s'écartait de 2' ou 3' de celle des tables, la dif- férence restait constante dans tous les azimuts. SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE SOLEIL BLEU M. Forster, bien connu dans le monde savant par di- vers ouvrages de météorologie, rapporte dans le Philoso- phical Magasin du mois de septembre 1821 , que le 18 août de la même année, entre 9 et 10 heures du matin, le disque du Soleil paraissait d'une couleur azur semblable à celle que réfléchit l'atmosphère dans un jour serein. Cet astre était alors enveloppé dans de légers nuages. Les habitants de la paroisse de Shoreditch, qui les premiers appelèrent l'altention de M. Forsler sur ce phénomène, lui dirent que le matin du môme jour, le Soleil, dont la lumière était alors tellement alTaiblie par des nuages, qu'on pouvait le regarder à l'œil nu , avait une teinte argentée si semblable à la teinte de la soie vernie, que plusieurs personnes prirent cet astre pour un aérostat i. Les observations de M. Forster ont été faites dans le comté d'Essex. Je trouve, dans les Ànnals of Phihsophy, du mois d'octobre 1821, que M. R. Howard, qui de- 1. Voir précédemment, p. 652. 672 SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. lîieui'c dans le comté de Sussex, remarquait également ce phénomène, le même jour et à la même heure. La teinte du Soleil, suivant ce dernier, était celle de Facler des ressorts de montre : il la compare aussi à celle de la flamme du soufre. Le registre météorologique de l'Observatoire de Paris renferme, à la même date du 18 août, la Note sui- vante : « Aujourd'hui , vers les six heures du soir, le Soleil était tellement affaibli par d'épaisses vapeurs, qu'on pouvait le regarder à l'œil nu sans être aucunement ébloui'. Une circonstance remarquable que nous devons noter ici, c'est que la lumière de l'astre est restée tout le temps du blanc le plus parfait. » (Humboldt et Arago.) 11 arrive fréquemment que le Soleil est assez affaibli par les nuages qui le couvrent pour qu'on puisse l'obser- ver à l'œil nu ; presque toujours la teinte de la lumière solaire est alors le rouge foncé. Les circonstances dans lesquelles le Soleil conserve sa blancheur au travers des brumes sont plus rares, et il n'est pas conséquemment indigne de remarque qu'elles aient existé précisément le même jour dans des points aussi éloignés que Paris et Londres. Ouoiqu'en théorie il ne soit pas impossible que la con- stitution particulière d'un nuage le rende propre à trans- mettre principalement les rayons bleus, toutefois, avant de s'arrêter à cette idée, pour expliquer le phénomène observé par MM. Forster et Howard il conviendrait d'examiner si la teinte que leiu' paraissait avoir le Soleil le 18 août 1821 n'était pas, comme dans le cas des SUR DIVERS PllÈNOMKNKS DOPTIQUE. 673 ombres coloi'ées dont les physiciens se sont tant occupés, le simple ellct d'un contraste. Supposons, par exemple, que des nuages, rouges par réflexion, se fussent trouvés à peu de distance du Soleil blanc : ce simple voisinage eût évidennnent suffi pour que l'œil attribuât à l'astre la teinte complémicntaire. Une description du phénomène plus détaillée que celle qui nous est parvenue pourrait seule, au demeurant, nous éclairer sur le méi'ite de cette conjecture. U P II É .\ 0 M È i\ E A T M 0 S 1» M É R I Q U E Lorsque les rayons du Soleil levant ou du Soleil cou- chant traversent un nuage discontinu peu élevé au-des- sus de l'horizon , on aperçoit dans l'atmosphère des traînées blanches et noires qui, par un eflet de pcrspcc- ti\e, paraissent converger vers le point diamétralement opposé à celui que le Soleil occupe, et qu'on appelle anti-Soleil. H sera important de comparer les intensités lumineuses correspondantes aux bandes obscures et aux bandes lumineuses contiguës; il sera utile aussi de com- parer ces deux lumières sous le ]-apport de la polari- sation et en se servant du polarimùtre. Des résultats curieux pourront être déduits de ces deux données de l'observation comparées entre elles. 11 arrive quelquefois qu'on voit ces bandes très-distinctement après le coucher du Soleil; dans ce cas, on assure qu'elles sont souvent produites par des pics de montagnes qui arrêtent les rayons de l'astre : dans ces circonstances, il ne sera pas XI. — u. /,3 6Ti SUR DIVERS PIIÉNOMËXCS D'OPTTQUE. moins nécessaire de faire les deux genres de compa- raison que je viens d'indiquer. ITI SUR I.A DISPOSITION SINGULIERE QU AFFECTE QUELQUEFOIS LA LU- MIÈRE ATMOSPHÉRIQUE AU LEVES OU AU COUCHER DU SOLEIL Tout le monde a remarque l'apparence de divergence des rayons lumineux qui partent du Soleil quand il est cjuvert par des vapeurs ou par des nuages. On a moins souvent l'occasion de voir que dans quelques dispositions de l'atmosphère, ces rayons prolongés convergent vers la région diamétralement opposée au Soleil, en sorte que leur point de réunion se trouve tout autant abaissé au- dessous de l'horizon que l'astre est au-dessus. Smith s'est occupé de ce phénomène dans son Optique, et en donne une explication très-satisfaisante à laquelle tous les physiciens ont adhéré. M. Brewster rapporte, dans V Edinburgh Journal of Sciences, qu'il a aussi aperçu cette convergence appa- rente des rayons solaires le 9 octobre 1824, en allant de Melrose à Edinburgh ; la description qu'il en donne me semble très-exacte ; mais ce célèbre physicien se trompe, je crois, quand il ajoute : <( Ce phénomène est extrême- ment rare. » Pour nos climats, du moins, cette assertion manquerait de vérité. Pendant un séjour de deux mois à la petite île de Fermentera, j'ai vu moi-même, une ving- taine de fois, tant le matin que le soir, la convergence que Smith a signalée et expliquée le premier. SUIl D.VI-RS PHÉNOMÈNES D'OPTKjUE. G75 IV A n C s - E X - C I E L EXTRAORDINAIRES Le 22 février 1810, vers l*" 15'" après midi, j'ai cherché à mesurer la largeur de rarc-en-ciel intérieur; je me suis servi pour cela de la lunette du cercle dont j'avais ôté à la fois l'objectif et Foculaire ; mais j'ai trouvé des résultats fort discordants, quoique je pointasse à la partie de l'arc la plus voisine de Thorizon, et par conséquent aux couleurs les plus vives. La première de mes observations a donné. . . 1° 5o'.5 La seconde 1 59 Et la dernière 1 ù2 Les couleurs étaient déjà très-alîaiblies quand je fis la troisième observation. Avant que je commençasse à faire ces mesures, l'arc- en-ciel intériein' avait une forme extraordinaire, car, aux couleurs dont il est généralement composé succédaient immédiatement et dans l'intérieur plusieurs autres arcs concentriques , dont les couleurs les plus apparentes étaient le bleu, le vert et le pourpre. Les couleurs se présentaient dans l'ordre suivant, en commmençant par l'extérieur : rouge \ jaune I vert j arc intérieur ordinaire. bleu l violet ] bleu j vert ' arcs extraordinaires. pourpre ) 67r> STR niVliRS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. 1.0 5 juillet dS'icS, M. Brewster a eu l'occasion d'ob- server les deux arcs-en-ciel ordinaires, mais plus com- plets et plus lumineux dans toutes leurs parties qu'on ne les voit ordinaii'emcnt. L'arc extérieur présentait une circonstance particulière : il y avait en dehors de cet arc un arc rouge très-distinct, enveloppé lui-même d'un arc vert faible. C'était un arc secondaire semblable à ceux qu'on observe assez souvent en dedans de l'arc principal. M. Brewster pense qu'il sera utile d'examiner si la théorie des arcs secondaires intérieurs que le d' Young a donnée pourra s'appliquer aux arcs extérieurs qu'il vient de remarquer; mais cette recherche a déjà été faite par le d' Young lui-même. Dans sa Note, M. Brewster rapporte qu'il s'est assuré de nouveau que la lumière dont les deux arcs principaux sont formés, est complètement polarisée dans des places passant par leur centre commun. Ouand on admet l'explication de Descartes sur la formation des deux arcs, la polarisation de leur lumière est de vérité néces- saire ; car cette lumière se réfléchit sur les gouttes de pluie dans des angles peu dilïérents de celui qui, sur l'eau, amène la polarisation complète. Cette observation peut être présentée comme une preuve nouvelle de la bonté de la théorie en question. M. Brewster rappelle qu'il a fait cette remarque depuis quinze ans ; il est donc nécessaire que je lui rappelle, à mon tour, que M. Biot l'avait précédé, qu'il communiqua la remarque à l'Insti- tut le H mars 1811, et qu'elle parut dans le Moniteur deux ou trois jours après. Puisque l'occasion s'en présente, je dirai ici que la SUU DIVRRS PIIÈNOMCNES D'OPÏIQUF". 677 lumière des arcs secondaires paraît aussi complètement polarisée. Cette circonstance ne peut pas se concilier avec Tune des explications qu'un a données de ces arcs. Quelquefois l'arc-en-ciel n'ollVe qu'une seule couleur : ceci arrive quand la lumière du Soleil est colorée en rouge vif par les nuages, brouiliaixls ou vapeurs qu'elle ti'averse avant de tomber sur les gouttes de pluie. J'en ai souvent vu des exemples. Delisle dit aussi Tavoir observé. HALOS SOLAIRES K T L l' A A I r, K S On sait qu'on appelle halos des météores qui apparais- sent en forme d'anneaux ou de cercles lumineux, et sou- vent de dilTérentes couleurs, autour du Soleil, de la Lune et des étoiles. Quand on aperçoit une ou plusieurs images du Soleil, on a des parhélies; le phénomène prend le nom de parasélène si l'on voit une ou plusieurs images la Lune. Ces météores ont été l'objet des observations d'un grand nombre de physiciens et des plus illustres; leur cause est connue; cependant, ils présentent encore plusieurs circonstances inexpliquées, qui appellent un nouvel examen ; on ne pourra faire cet examen avec fruit qu'autant qu'on aura recueilli un grand nombre d'obser- vations et de mesures très-précises. — Le !26 octobre '17!20, Halley observa autour du Soleil un cercle lumineux dont le diamètre, comme d'habitude, avait Z|0". Ce cercle était teint, mais faiblement, des cou- 678 SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. leurs de rarc-cn-cicl. [Tvansactiom philosophiques, xxxi, 1720, p. 211.) — William Winston observa autour du Soleil, les 22 et 23 octobre 1721, un halo dont le demi-diamètre vertical était de 23° 1/3; deux parhélies ou faux soleils placés sur le contour du halo et aux deux extrémités du diamètre hori- zontal ; et enfin m\ arc-en-cicl dont la convexité était tournée vers l'horizon , en sorte que le rouge était sur le côté convexe et le bleu dans l'arc concave. Tout ce qui précède se rapporte à l'observation du 21 ; le 22, les mêmes phénomènes se montrèrent , mais avec des modifications importantes : d'abord le halo devient sensiblement ovale ; l'axe le plus court était horizontal ; ensuite, et ceci mérite d'être remarqué, les faux soleils n'étaient plus sur le contour du halo, mais un ou deux degrés en dehors. [Transactions philosophiques, xxxi, 1721, p. 212.) — George Whiston, le 1" mars 172 f aperçut un halo autour du Soleil avec deux parhélies situées sensiblement en dehors du contour du halo. {Transactions philosophi- ques, XXXIV, 1727, p. 257.) — Le 20 mai 1737, à 10'' 3//i du matin, M. Barker vit autour du Soleil un halo remarquable et qui dura pendant une demi-heure. Le diamètre vertical, le seul qui fut me- suré, était de /i5". Un halo elliptique, tangent au premier dans les deux points de plus gi'ande et de moindre éléva- tion, se séparait de lui ensuite, de manière que leurs dia- mètres horizontaux diiîéraient de h". Leurs couleurs étaient d'ailleurs tout à fait pareilles. L'atmosphère était claire et chaude. {Transactions philosophiques, 1761, p. 3.) SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. 679 — M. William Biiriiey a mesuré les diamètres horizon- taux de cinq halos solaires ou lunaires ; trois d'entre eux lui ont paru .avoir Zi/r; les deux autres /i5°. Suivant lui, les diamètres verticaux étaient un peu plus grands. La pluie suivit toujours l'apparition de ce phénomène. (Ces observations ont été faites en septembre 1818. Ann. of Philos., novembre 1818, p. 368.) — Dans la nuit du 16 mars 1821, entre 13'' et 13'' 30"', mon illustre ami M. de Humboldt a aperçu un halo lunaire qui, observé avec un sextant de 8 pouces, avait, par une moyenne entre 5 mesures, un diamètre de li^° 19', le demi-diamètre de la Lune étant de 15 minutes. Le halo n'était pas bien terminé intérieurement. — Le "29 mars 18"2"2, à 9'' 12"' de temps sidéral, il y avait un halo autour de la lune, a d'Orion était sur le contour intérieur de l'anneau ; peut-être cependant doit-on supposer qu'il était à 2 ou 3 minutes en dedans. Procyon se voyait dans la blancheur à quelque distance de la lu- mière extérieure. — Le 9 mai 1822, M. Scoresby vit un halo d'environ 23° de rayon autour du Soleil ; aux deux extrémités du diamètre horizontal, sur le bord extérieur du halo, exis- taient deux parhélies, allongés dans le sens vertical. Des nuages d'où partaient des averses de neige étaient poussés çà et là par le vent. (Juand ces averses tombaient dans la direction du halo, ses couleurs devenaient très- vives. — MM. Coldstream et Foggo, de Leith en Ecosse, ont observé autour du Soleil, le 8 juillet 1825, un phénomène lumineux d'une forme singulière : c'était un halo poui* 680 SUR DIVEHS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. ainsi dire double. 11 se composait d'un cercle qui sous-ten- dait un angle d'environ /|5" et d'une ellipse tangente à ce cercle aux deux extrémités de son diamètre vertical. Le grand axe horizontal de l'ellipse avait environ 56° : dans ce sens, les deux courbes lumineuses étaient donc très- sensiblement séparées. 4 leurs deux points de contact, la lumière, beaucoup plus vive que partout ailleurs, ollrait par moments l'apparence d'un parhéiie. {Edinbiirgh Phi- losophical Journal, octobre 1825, p. 360.) Le 1 7 févi'ier 18'25 , les mêmes observateurs avaient déjà aperçu un halo double. Le centre du second était de plusieurs degrés plus élevé, tandis que le diamètre parais- sait seulement un tant soit peu plus petit. Le second arc coupait donc le premier en deux points, mais sans se prolonger dans l'intérieur de l'espace circulaire que celui-ci embrassait. — Quelques halos paraissent elliptiques : le sont-ils en réalité? est-ce seulement une illusion? L'ellipticité, à mon avis, est parfois beaucoup trop manifeste pour qu'on ait pu s'y méprendre. Mais, puisqu'il existe des physi- ciens qui maintiennent encore que les halos sont toujours circulaires, je prendrai la liberté d'engager les observa- teurs à donner toute leur attention à cette circonstance du phénomène. Les deux physiciens de Leith ont vu un halo lunaire de 90° de diamètre, le 29 octobre J825, et un halo solaire, sans couleurs sensibles, de kli" de diamètre, le 8 novembre. MM. Foggo et Coldstream eussent ajouté beaucoup à l'intérêt que leurs observations doivent in- spirer, si , en indiquant le moyen qu'ils ont employé SUR DIVERS PIIÉXOMRXES D'OPTIQUE. GSl pour déterminer les diamètres des halos, ils avaient f.iit en même temps connaître le degré de précision dont ils le croient susceptible. — Les halos ordinaires naissent trop fréquemnieiit dans l'atmosphère pour qu'il soit utile de présenter ici l'énu- mération de ceux qu'on a aperçus à Paris. Ajoutons ([ue les circonstances générales de leur formation sont par- faitement connues et expliquées. Des mesures très-exactes des divers diamètres peuvent seules maintenant avoir quelque intérêt pour le physicien, à moins toutefois que le phénomène ne se fasse remarquer par une forme extraordinaire ou par une intensité inusitée. C'est à ce dernier titre que je rapporterai une observation que Al. Edouard de Saint-Cricq a faite à Creil (département de rOise). Le 20 novembre 1825, vers les onze heures et demie du soir, l'intensité d'un halo lunaire était assez vive poui" qu'on pût discerner les couleurs prismatiques et noter l'ordre dans lequel elles se succédaient; cepen- dant le ciel était très-étoilé. — Le 21 juillet 1826, M. Peytier se trouvant en sta- tion géodésique sur le pic du Midi de Bigorre, h la hau- teur de 2,877 mètres au-dessus du niveau de la mer, \it deux halos autoui' du Soleil. En mesurant leurs rayons à l'aide d'un théodolite, M. Peytier trouva ; Tour le petit 2r 52' Pour le grand ^5 27' Le petit cercle était entier; on ne voyait du grand (jue la partie inférieure. — Dans les instructions rédigées pour le voyage de 682 SUR DIVI£RS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. la Bonite^, l'Académie engageait les officiers de cette ex- pédition à s'assurer, au moyen des instruments très-précis qui leur ont été confiés, si les halos qui se présenteraient à leur observation étaient toujours rigoureusement circu- laires et si Tastre occupait exactement le centre de la courbe. On a prétendu, en elïet, qu'il n'en était pas tou- jours ainsi ; mais comme on est très-exposé à se tromper en pareil cas, quand on observe à l'œil nu, les faits qu'on cite ont besoin d'être \érifiés dans des circonstances qui écartent toutes les causes d'illusion. Les élèves du cours de physique au collège de Cahors ont eu connaissance de cette partie des instructions de l'Académie, et un halo ayant été vu dans leur ville, le 2G mars 1836 et les deux jours suivants, ils ont cher- ché à déterminer la forme de l'anneau intérieur. Faute d'un bon instrument, ils n'ont pu mesurer avec précision le diamètre vertical et le diamètre horizontal de cette couronne, mais ils se sont tous accordés à reconnaître que la figure n'était point elliptique, qu'elle était parfai- tement circulaire. — M. Pentland a observé plusieurs halos lunaires dans le voisinage du cap Horn ; les mesures qu'il a prises au sextant lui ont prouvé que ces halos sont circulaires, alors même qu'à l'œil on les juge fortement elliptiques. La plus grande de ses déterminations est de kQ° et la plus petite de Zi/i".28. M. Pentland attribue la différence de ces me- sures au peu de netteté de la circonférence intérieure du halo. — Un halo solaire, observé à Paris le 2 avril 1838, avait 1. Voir t. IX des Œucrts, p. 45. SUIl DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. G.s3 un diainùtrc vertical de /|3" 0', ainsi qu'il résulte de la moyenne de 7 mesures; le diamètre horizontal inti'-rieur a été trouvé de hli" 3' pour 3 mesures ; l'épaisseur de la zone renflée qui formait deux croissants de chaque côté du halo, lesquels se rejoignaient par leurs pointes vers les deux extrémités du diamètre vertical, était de 3°.l sur le diamètre horizontal. — Le 2G février 1839, la Lune était entourée d'un halo, à Paris, à Chartres et à Marmande. Ainsi, les cir- constances atmosphériques particulières que la production de ce phénomène exige existaient dans une grande éten- due de pays. A Chartres, le halo parut à M. Chastes notablement elliptique; mais aucune mesure ne vint prouver que cette eliipticité existait réellement, qu'elle n'était pas le simple résultat d'une illusion. A Marmande, la Lune paraissait aussi occuper, sur le diamètre vertical du halo, un poiiit situé plus haut (lue le milieu de ce diamètre; et cependant, à l'aide d'un théo- dolite, ]\J. Baumgarten, ingénieur des ponts et chaussées, trouva, pour la distance du centre de la Lune à la limite rouge du cercle intérieur du halo, située dans la verticale de l'astre et au-dessus, 21" 33', 21" 20'; et pour la dis- tance du même centre ù l'extrémité rouge du même dia- mètre vertical, 21" 39', 21" 30', 21" 35'. L'ellipticité n'tîtait donc ({u'apparente. Le halo, à Maj-mande, n'avait pas dans sa limite exté- rieure violette assez de netteté pour qu'on pût mesurer sa largeur totale avec une grande précision. Dans les obser- vations de M. Baumgarten, les valeurs angulaires de la 6Si SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. distance du rouge au violet ont été toutes comprises entre 2" 10' et o" 1\ Le tliermomètre de M. Baumgarten mar- quait + 8° centigrades. 11 était 8 heures du soir quand ce jeune ingénieur mesura le phénomène. — Le o mars 1830, M. Mauvais a observé à l'Obser- vatoire de Paris un halo solaire qu'il avait commencé à apercevoir à 9 heures et demie du matin et qu'il a suivi jusqu'au coucher du Soleil, car le météore n'a jamais cessé entièrement pendant toute la journée; seulement il variait beaucoup d'intensité d'un moment à l'autre. Il se composait seulement du cercle principal. iM. Mauvais a mesuré h piusieui's reprises la distance du centre du Soleil au bord intérieur du halo (qui présentait, mais faible- ment, les couleurs de l'arc-en-ciel), et il a trouvé les mesures suivantes pour le rayon vertical supérieur : "2^.9, 21°.5, 21°.i2, 21°. /i, 21".6. M. Mauvais n'a pas pu s'assurer si le halo était bien cii'culaire, ou s'il était elliptique, car pendant assez long- temjjs il n'était visible que dans sa partie supérieure sur un peu moins de 180% et n'était parfaitement terminé que vers son sommet. 11 s'affaiblissait vers la gauche et s'arrêtait, au contraire, brusquement à la droite. Dans les autres instants de la journée, à 11'' /i5"' par exemple, où le cercle entier a été visible, la partie inférieure du cercle, quoique très-sensible à l'œil, n'était pas assez nettement tranchée pour que l'on pût exacte- ment mesurer sa distance au centre du Soleil. Vers 5 heures du soir, quelques moments avant le coucher du Soleil, le halo était encore visible môme à travers les nuages légers qui voilaient cette partie du ciel. M. Mau- SUR HIVERS PHRNT).Mi:.\KS D'OPTIQUK. f,8-"> vais croit que le météore a graduellement et entière- ment disparu, même à sa partie supérieure, à Finstant oh le Soleil a atteint l'horizon. — Le!2 juin 1839, M. Quetelet a trouvé, à Bruxelles, pour le rayon d'un halo, d'après la nioyeiine de plusieurs mesures, 22° 27'. A midi, époque des observations, le thermomètre extérieur marquait + 1G°.8 centigrades, l'hygromètre de Saussure 70", et le baromètre 756""" 3. — L'n très-beau halo circumsolaire s'est montré à Paris dans la matinée du 22 avril I8/16; il a été observé avec soin par M. Bravais. Le phénomène se composait : i" d'un halo ordinaire (de 22 degrés de rayon) de lueur pâle; le rayon de ce cercle, compté du centre du Soleil jusqu'au bord interne de la lueur, a été trouvé égal à 21° /j6', par la moyenne de deux mesures prises avec un sextant ; 2'' de deux arcs très-lumineux, tangents au halo ordinaire, l'un dans son point de culmination supérieure, l'autre dans son point de culmination inférieure. Les couleurs aperçues dans ces arcs lumineux étaient, du dedans au dehors, le rouge (avec une teinte fauve très-marquée), le jaune, le vert, un bleuâtre très-faible et difficile à distinguer, enfin de la lumièj-e blanche sans limite extérieure assignable. L'arc langent supéiieur se séparait du halo ordinaire à une certaine distance de chaque côté du point de tungence , et ses deux branches, se rabattant vers l'horizon, venaient se raccorder avec les branches correspondantes de l'arc tangent inférieur; l'ensemble des deux arcs tangents formait ainsi inie ellipse circonscrite au halo ordinaire, à petit axe vertical. 686 SUR DIVERS PIlfiXOMÈXES D'OPTÏQUK. et dont le grand axe était sensiblement horizontal. Par deux mesures prises au sextant. Tune sur le rayon orien- tal, l'autre sur le rayon occidental, M. Bravais a trouve p )i;r ce demi-grand axe, compté du cenfrc du Soleil jus- qu'au bord interne de Tellipse, un angle de 27° 16'. Les espaces en forme de croissant, situés entre le halo ordinaire et le halo elliptique circonscrit, étaient occupés par une lumière blanchâtre, moins vive que celle des arcs qui les embrassaient. La partie de l'arc tangent supérieur qui paraissait soudée au halo ordinaire embrassait autour du centre du Soleil lin espace angulaire estimé à 70 degrés, soit 35 de- grés à droite et 35 degrés à gauclie du point de culmi- nation. Pour l'arc inférieur, la tangence apparente comprenait un angle un peu moindre, et que M. Bravais a estimé égal à GO degrés seulement. Aux points où les arcs tangents commençaient à se séparer sensiblement du halo ordinaire, et où les bifurcations se prononçaient, les belles teintes signalées ci-dessus étaient remplacées par de la lumière blanche, beaucoup plus faible, de sorte que, pour un observateur peu attentif, le météore se ré- duisait à un arc horizontal supérieur au Soleil, et à un autre arc pareillement horizontal , mais situé au-dessous de cet astre. La mesure rapportée ci-dessus ("27" 16') ayant été prise à lO*" 32"* du matin, la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon était alors de /lO" k'. On réussit très-bien à expliquer ce phénomène, en ad- mettant qu'une fraction notable des prismes de glace gé- nérateurs du halo avait ses axes disposés horizontalement. SUR DIVRRS PHÉNOMÈNES OPTIQUES. G87 Les prismes à axe horizontal donnent alors naissance aux arcs tangents observes, et l'on trouve fine ces arcs devaient se réunir de manière à former l'ellipse observée. M. Bravais a calculé la valeur théorique du plus grand rayon de l'ellipse, et il l'a trouvé égal à 27" 59'. La petite diirérence entre l'angle observé 27" 16' et l'angle calculé 27° 59' peut provenir en partie de la grandeur du demi- diamètre solaire cj[ue l'on néglige dans le calcul, en partie de la dispersion de la lumière, qui tend aussi à écarter le bord interne du lieu de la clarté maximum; en partie, eniln, des prismes dont l'axe, compris dans le vertical du Soleil, au lieu d'être rigoureusement ho- rizontal, se relève un peu du côté le plus éloigné de l'astre. Le résultat de l'observation paraît donc parfai- tement conform.e à la théorie des arcs tangents, telle qu'elle a été donnée par Thomas Young, et développée ensuite par Brandes et par M. Galle. Le subslratuni sur lequel se peignait le halo était une vapeur blanchâtre qui parfois devenait à peine perceptible sans que les couleurs parussent perdre de leur vivacité. Les observations de M. ]îravais ont été faites au Collège de France, en pré- sence de MM. Quetelet, Regnault et Izarn. — Le 19 avril '18/|9, M. Plantamour a observé à Genève un halo solaire de o'' 5*" à o'' oO'". A 3'' 15'" le Soleil était à une hauteur de 38°. 3 au-dessus de l'horizon ; il était entouré d'un anneau coloré correspondant au halo ordinaire, et dont les couleurs étaient très-vives. Le rayon de ce cercle, mesuré du centre du Soleil au milieu de l'anneau, était, d'après les observations de M. Bruderer, de 22". 4. On apercevait sur les côtés deux segments d'un 688 SUR DIVERS PHÉNOMËXES D'OPTIQUE. second halo concentrique, dont le rayon était à peu près double de celui du premier, mais qui était beaucoup moins brillant. Dans la partie supérieure et intérieure du second halo, on voyait deux arcs colorés tangents, très- brillants aux points de tangence , et se terminant en pointe. Le cercle parhélique était d'un blanc éclatant, et se voyait très-distinctement tout autour de l'horizon, sauf dans le voisinage immédiat du Soleil. Sur ce cercle se trouvaient quatre parhélies, dont deux blancs et deux colorés. Dans ces derniers, le rouge dominait presque exclusivement ; une légère teinte bleuâtre était sensible dans fa partie opposée au Soleil. Leur position a été dé- terminée par M. Bruderer à l'aide d'un cercle azimutal ; il a trouvé, pour les parhélies rouges, la dilVérence en azimut avec le Soleil égale à 31°. 7, et pour les parhélies blancs égale à 121°. /j. — Dans la nuit du 5 au li mai 18û9, vers 1 heure du matin, on voyait autour de la Lune un halo mal dessiné, et deux parasélènes ou fausses lunes, situées sur le halo. L'une d'elles, celle de droite, olTrait, du côté faisant face à la Lune, une teinte rougeâtre bien marquée, et était munie, à l'opposite, d'une queue blanche horizontale de quelques degrés de longueur. Un arc brillant, situé à /lO degrés au-dessus de la Lune, entourait le zénith avec une amplitude azimutale d'environ 100 degrés : ses couleurs étaient bien distinctes; le rouge se trouvait sur le côté convexe , c'est-à-dire faisait face à la Lune. La distance de l'anneau rouge au centre de la Lune a été trouvée égale à /i5° 17' par une paire d'observations croisées prises par M. Bravais avec le cercle de Borda, SLIII DIVEIIS PHÉNOMÈiNES D'OPTIQUE. 689 à l'' 0'". Cette double observa tion a été répétée à 1'' 10"', en visant à l'anneau jaune verdàtre, et toujours au point de cet anneau le plus rapproché de l'autre; on a obtenu pour distance Ixo" 53'. J.e même jour, h midi, le Soleil était entouré d'un beau halo dont les couleurs étaient sur- tout brillantes dans la partie la plus voisine du zénith. La distance du centre du Soleil ou milieu de l'anneau roux (rouge orangé) a été trouvée égale à 21° [i9' suivant un rayon horizontal. A /i'' 40'" du soir, le halo étant très- alîaibli, M. Bravais a vu paraître, pendant quelques minutes, le même arc circumzénithal qui s'était montré, la nuit précédente, au-dessus de la Lune ; mais il était moins net, et il ne put alors mesurer sa distance à l'astre. Pen- dant tout ce laps de temps, le ciel a été couvert de nuages légers et vaporeux. On sait que l'arc circumzénithal se voit très-rarement dans nos climats, et on ne possède qu'un très-petit nombre de mesures exactes de ce curieux phénomène. — Le halo ordinaire de 22° de rayon se montre très- souvent en Europe, soit autour du Soleil , soit autour de la Lune, toutes les fois que le nuage qui donne nais- sance au phénomène est un cirro-stratus peu épais et assez régulier. Mais les autres cercles sont très -rares dans nos régions tempérées; cette remarque donne du prix aux observations de plusieurs de ces apparences qui ont été faites à Vendôme par ^] . Renou , en février et avril 1850. Le 20 février, à 11 heures du matin, par une tem- pérature de V.S, un vent faible du sud-est et un cirro- stratus léger et homogène venant de la direction ouest- XI. — n. tiU 690 SUR DIVERS PHÉNOMÈNES D'OPTIQUE. nord-ouest, M. Renou vit un halo complet, avec une écliancrure excessivement brillante à la partie su|)érieure, et à droite un parhélie vivement irisé. Vers l'I*" 30"' il y avait deux parhélies; de la partie supérieure du halo partaient deux arcs !")lancs, de 35 à /lO degrés, extérieurs et symétriques ; ils paraissaient appartenir à deux cercles égaux au lialo ordinaire, et dont les centres auraient été situés à quelques degrés à droite et l\ gauche du sien ; ils ont disparu avant raidi, tandis qu'on a vu , avec des interruptions, Tun ou l'autre parhélie jusqu'à 3 heures. Le ^li, à II heures du matin, et jusqu'au coucher de la Luné, M. Renou observa un halo complet, avec deux parasélènes brillants, à longs prolongements horizontaux, et portant en haut une échancrure très-brillante^ analo- gue probablement à celle du 20 février. Mais ce qu'il y avait de plus remarquable, c'était une croix droite, à quatre bras égaux de 6 ou 7 degrés de longueur, dont le centre coïncidait avec celui de la Lune; la largeur de ces bandes, égale à celle de la Lune, diminuait un peu aux extrémités; cette croix avait une lumière plus faible que celle du halo. A 10 heures du malin, apparurent deux parhélies nets et brillants, avec des queues blanches de plusieurs degrés: il n'y avait pas de traces de halo, ni même de cirrus; le ciel était magnifique, la tempéra- ture de 7 degrés, et le vent faible est-nord-est ; tout le reste du jour le ciel a été d'une pureté remarquable, mais les parhélies ont duré peu de temps. Le 1^' avril, à midi, par une température de 16°.7, à travers un cirro-stratus venant de l'ouest, M. Renou observa encoro le halo ordinaire avec deux arcs exté- SUR DIVERS PHÉNOMÈNES DOPTIQUH. nne aussi Tangle que font entre eux les axes optiques dans les cristaux bi-axes et les diamètres des anneaux de la polaiisation chromatique dans ce cas comme dans celui des cristaux à un axe. MEMOIRE SUR LES AFFINITl';S DES CORPS POl R LA LIMIÈRE ET PARTICLLIÈREMENT SUR LKS FORCES RÉFRINGENTES DES DIFFÉRENTS GAZ A peine entré à l'Observatoire de Paris, je devins le collaborateur de M. Biot dans un travail expérimental sur les réfractions des gaz, ({ui fut présenté au Bureau des Longitudes le 6 décembre 1805. Le Mémoire rendant compte de nos recherches, qui étaient la continuation de celles jadis entreprises par Borda , fut rédigé pnr M. Biot, et lu le 26 mars 180G à la Classe des sciences mathématiques et physiques de l'Institut, sous le titre de Mémoire sur les affinités des corps pour la lumière, et particulièrement sur les forces réfringentes des différents gaz; il fut communiqué à la Classe sous les noms de MM. Biot et Arago réunis, et livré à l'impression. Il se passa alors un fait que je rapporterai, parce qu'il peut être invoqué par de jeunes savants qui auraient à régler leur part de collaboration avec d'autres savants déjà membres de l'Académie. 11 y, avait peu de temps que la lecture avait été faite, lorsqu'une épreuve du Mémoire sortie de l'imprimerie me tomba dans les mains. Je ne fus pas peu surpris en ne trouvant plus mon nom sur le titre ; il était bien question dans la première page de AFFINITKS DES CORPS POCR LA H'MIKHR. 703 Vaiili' que j'avais donnée à l'auleur, mais tout se rédui- sait \l\. J'étais très-jeune alors; j'allai porter mes do- léances à MiM. Poisson et Tlienard, qui les trouvèrent ti'ès-légitimes. Ils m'engagèrent à réclamer; mais ils craignaient que je ne misse trop de vivacité dans ma lettre; je souscrivis sans difTiculté à ne formuler mes plaintes que dans des termes très-modéi'és qu'ils me dictèrent eux-mêmes. A la suite de cette réclamation mon nom reparut sur le titre du Mémoire. M. Biot dit ne l'avoir eflacé que pour se conformer aux usages académiques qui. suivant lui, ne permettaient pas que le nom d'un académicien fût accolé à celui d'une personne étrangère à l'Académie dans la collection des Mémoires que publie ce corps savant. J.e Mémoire rédigé par M. Biot a paru, en 1806, dans le tome vu des Mémoires fie la classe des sciences mathé- malifjues et physif/ues de l' Institut impérial. Je reproduirai ici lin extrait de l'analyse que Delambre en a donné dans son histoire des travaux de l'Académie en 1806. « On y trouve d'abord, dit Delambre, le rapport exact des poids du mercure et de l'air pour la température de la glace fondante, 0"'.76 d'élévation dans le baromètre, et pour un air parfaitement sec. Ce rapport est 10,/i6o; d'où l'on conclut pour la température moyenne et la lati- tude de /i5° le coeflicient barométrique qui sert à calculer la hauteur des montagnes, tel que M. Ramond l'a déter- niiné par des observations d'un autre genre. '< La réfraction que la lumière éprouve en passant du vide dans l'air, ou l'accroissement qu'y reçoit le carré de sa vitesse, n'a pas olïert un accord, moins heureux entre 701 AFFIMTKS DKS COUPS POUR l.A LU.MIÏ-HE. les expériences physiques et directes et les observations astronomiques par lesquelles nous avions déterminé cet cet accroissement par ses elTets sur les hauteurs du Soleil et des étoiles. La dlilérence entre les deux résultats n'est que de un dixième de seconde pour la réfraction à la hauteur du pôle à Paris, et le plus grand écart ne passe guère une demi-seconde. « Le pouvoir réfringent des dilïérents gaz, déterminé avec les mêmes moyens, a les mômes droits à notre con- fiance. Celui du gaz hydrogène est plus de six fois et demie aussi grand que celui de l'air atmosphérique, ainsi que M. Laplace l'avait annoncé. « Les rétVactions d'un même gaz sont rigoureusement proportionnelles aux divers degrés de densité de ce gaz. «Des expériences diverses ont prouvé que l'eau en vapeur a le même pouvoir réfringent que l'air atmosphé- rique, à très-peu près, ce f[ui dispense les astronomes d'introduire dans leurs formules de réfraction un coeffi- cient particulier pour tenir compte de l'humidité dénotée par l'hygromètre. « La grande réfraction du diamant porte à croire qu'il est en partie composé d'hydrogène et non pas simplement de carbone pur, ainsi qu'on l'avait cru; car il paraît prouvé par nombre d'expériences que le pouvoir réfrin- gent d'un composé quelconque se forme des pouvoirs réfringents particuliers de ses principes, réunis dans la même proportion suivant laquelle les principes sont com- binés. Seulement la condensation paraît produire un léger accroissement. « La possibilité de déterminer ainsi le pouvoir réfrin- I AFFINITÉS DFS CORPS POUR LA LUMIÈRE. ;oî> gent des cori)s d'après leur composition chimique, fait présumer aux auteurs que Ton pourra, d'après cette com- position, calculer de môme la force dispcrsivc d'un com- posé quelconque lorsqu'on aura le [)ou\oir dispersif de chacun des principes constituants, ce qui ouvre la voie à nombre de recherches intéressantes pour la physique et l'astronomie. « Enfin, il résulte de ces expériences, réunies à celles de plusieurs savants distingués, tels que MM. Cavendisli, Marti, Berlhollet, Davy, Ilumboldt et Gay-Lussac, que la proportion des deux éléments de l'air atmosphérique est la même dans tous les climats, d'oij résulte cette con- séquence extrêmement importante pour l'astronomie, que les mêmes tables de réfraction peuvent servir pour toute la terre, vérité qui paraissait déjà résulter des observa- tions faites en 1736 au cercle polaire et du calcul plus exact des observations faites à Pondichéry par Le Gentil. Borda, pour qui nous avions fait ces calculs, n'avait aucun doute sur ce point; il le supposait dans le grand Mémoire qu'il avait terminé sur cette matière, et qu'il nous a été impossible de retrouver jusqu'ici. On a pu se procurer, du moins, le prisme qu'il avait fait construire tout exprès pour ses expériences; on y a joint comme lui le cercle répétiteur; on a suivi ce que Ton connaissait de son plan qu'on a fort agrandi en étendant à différents gaz les recherches qu'il n'avait faites que sur l'air atmosphé- rique. » En relisant, après un intervalle de près de cinquante années, ce résumé de nos recherches, je ne puis m'era- pêcher de convenir que les conséquences que nous en XL — H. 45 706 AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. avons tirées dopassent un peu ce qu'il était possible d'en légitimement déduire à l'époque où elles ont été faites. Cette remarque concerne surtout ce qui est dit dans le Mé- moire relativement au diamant. En efiet, l'application à l'acide carbonique du principe que le pouvoir réfringent d'un composé est formé des pouvoirs réfringents de ses principes réunis, dans la proportion suivant laquelle ces principes sont combinés, n'autorise pas à conclure de la composition de l'acide carbonique, le pouvoir réfringent du diamant, carbone à l'état solide, mais seulement le pouvoir réfringent du carbone à l'état de vapeur. D'ail- leurs, en 1806, la chimie n'avait pas encore fait des analyses sufTisamment exactes de beaucoup de corps, de telle sorte que les calculs relatifs à ce sujet sont à recom- mencer. Mais ce qui reste du travail que M. Biot et moî avons fait en commun, ce sont les résultats directs d-es expériences, résultats que je placerai ici et que j'ai mul- tipliés plus tard en collaboration avec Petit. Nos expériences ont été faites avec le prisme dont Borda lui-même s'était servi. Ce prisme est formé par un tube de verre très-fort, dont les extrémités taillées en biseau, très-obliquement sur son axe, sont bouchées par deux plans de glaces à faces parallèles. Nous avons me- suré son angle réfringent en observant au cercle répéti- teur les angles formés par les rayons directs et par les rayons réfléchis sur ses faces, lesquels rayons venaient d'un même objet très-éloigné ; nous l'avons trouvé égal à Ml^d^l'^S". Les glaces planes formant ses faces, quoique travaillées avec un soin extrême, avaient une très-petite inclinaison qui produisait en général, sur le rayon lumi- AFFIMTI'S DKS f'.DRPS PDIH \.\ r.l'.MIF.RK. 707 lieux, niic fféviation de ^6".6' dont il a été teniïcompto. f.o prisme, fermé hermétiquement de toutes parts, était surmonté par un baromètre qui communiquait avec poii intérieur et destiné à indiquer la tension de l'air ou des gaz qu'on y introduisait. En outre, le prisme était placé devant la lunette supérieure du cercle et tournait horizon- talement sur lui-même; il présentait ainsi successivement le rayon lumineux dévié des deux côtés opposés de la mire, sur laquelle la lunette inférieure du cercle était constam- ment dirigée à travers l'air. Cette disposition permettait de prendre en peu de temps un grand nombre de fois l'angle du rayon lumineux avec l'axe de la lunette. Nous avions choisi pour mire Tun des paratonnerres de l'Ob- servatoire et nous étions, M. Biot et moi, établis dans une salle du palais du Luxembourg, à 1,308 mètres de dis- tance*. A cet éloignement, la déviation du rayon lumineux dans le vide était si forte que le rayon passait d'une extré- mité à l'autre du fronton de l'Observatoire. 11 est superflu d'ajouter que nous a^ons tenu un compte très-exact des variations du baromètre, du thermomètre et de l'hygro- mètre pendant les observations. Nous avons déterminé nous-mêmes les pesanteurs spécifiques de tous nos gaz avec un plus grand degré de précision que cela n'avait encore été fait jusqu'alors. On sait qu'on appelle puissance réfractive d'un corps la diminution totale du carré de la vitesse ou de la force vive de la lumière passant du vide dans un corps transpa- rent après avoir éprouvé toute l'action de ce corps. 8i /// 1. Voir p. 283 de ce volume. 708 AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. est l'indice de réfraction lors du passage de la lumière du vide dans un corps, la puissance réfractive de ce corps est }n~ — l ; si p est la densité de ce corps, ce qu'on appelle son pouvoir retnngent absolu est . P Voici les résultats que nos expériences nous ont donnés : Noms des gaz. Valeur de p on de la densité du paz, celle (le l'air atmosphé- rique étant l'unité. Valeurs de W|2 — 1 Valeurs de m^ — 1 ou de la puissance réfractive. ou des pouvoirs ré- fringents relatifs des gaz par rapport à leur (feusité, celle de l'air étant i. Air atmosphérique 1.00000 0.0005891712 1.00000 Oxygène 1.10359 0.000560'20/| 0.86161 Azote 0.96913 0. 000590^)36 1.03/i08 Hydrogène 0.07321 0.000285315 6.6U36 Ammoniaque 0.59669 0,000762369 2.16S51 Acide carbonique 1.51961 0.000899573 1.00Zi76 Hydrogène carburé 0 . 57072 0 . 000703689 2 . 09270 Hydrogène plus carburé que le précédent 0.58825 0.000630300 1.81860 Les résultats des observations faites sur les gaz et sur l'air à différentes pressions sont tels qu'on peut affirnner que la force réfringente est rigoureusement proportion- nelle à la densité, lorsque la température est constante, du moins dans la limite de nos expériences, oia nous avons condensé de l'air jusqu'à la pression de 0"\80. Il ne nous a pas paru que l'état hygrométrique de l'air eût une influence appréciable sur sa force réfringente, de telle sorte que la puissance réfringente de la vapeur doit être considérée comme très-peu différente de celle de l'air sec. Dans les calculs de nos observations, nous avons fait AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 709 usage de la loi de Gay-Lussac relative à l'égalité de dila- tation pour tous les gaz, et nous avons admis que cette dilatation est de 0.00375 de leur volume pour chaque degré du thermomètre centigrade. En 1805, la composition élémentaire des corps n'était par encore connue avec la précision que les chimistes ont apportée depuis cette époque dans toutes leurs analyses. Cependant, nous avons trouvé en général un grand accord entre les résultats des mesures directes des pouvoirs réfrin- gents et ceux fournis par des calculs consistant à multi- plier le pouvoir réfringent de chaque principe par la quantité pondérale de ce principe qui entre dans la combinaison, et à faire la somme des produits, cette somme devant être égale au pouvoir réfringent du com- posé. Cette loi donne les deux équations suivantes : p = PV + P' V -f P"'x"' + 1 = x' + x" -{• x'" -{- si Ton suppose que P est le pouvoir réfringent d'un com- posé, que P', P", P'",.... sont les pouvoirs réfringents de ses principes, et enfm si l'on désigne x', x\ x'" .., les quantités pondérales de chacun des principes consti- tuants. Pour calculer chaque pouvoir réfringent, on élève au carré son indice de réfraction, on retranche l'unité du résultat, on divise le nombre obtenu par la densité du corps à zéro, rapportée à celle de l'air prise pour unité, et par la force réfringente de l'air. Nous avons d'ailleurs trouvé que la densité de l'eau est 773 fois celle de l'air. D'après ces données et ces principes, nous avons cal- 710 AFFINITÉS DKS COHPS POUR LA LUMIÈRE. Cillé de la manière suivante, M. Biot et moi, les pouyp.irs réfringents de divers corps. I. Air. Sa composition étant supposée en yol urnes de : oxygène 0.210, azote 0.78/i, acide carbonique O.OOG, le calcul a donné 0.995077 pour le pouvoir réfringent. II. Ammoniaque. La réfraction observée est maintenant celle qui convient à 0.797 d'azote en poids et 0.203 d'hy- di'ogène. Les expériences de Bcrthollet et de Davy don- naient 0.80 d'azote et 0.20 d'hydrogène. IIL Jùiu. D'après les expériences de Newton et d'après les nôtres, le pouvoir réfringent de l'eau serait 1.7225; le calcul reposant sur la composition suivante de l'eau, donnée par Humboldt et Gay-Lussac : hydro- gène 0.117154, oxygène 0.882958, fournit 1.535G7. IV. Carbone. En admettant que, d'après les expé- riences de Lavoisier, l'acide carbonique contient 0.76 d'oxygène en poids et 0.2/i de carbone, et ayant trouvé 1. 00476 pour le pouvoir réfringent expérimental de l'acide carbonique, nous avons obtenu, M. Biot et moi, 1.4581 pour le pouvoir réfringent du carbone. Si Ton calcule le pouvoir réfringent du diamant d'après les expé- riences de Newton, on le trouve exprimé par 3.1961, celui de l'air étant 1. Le nombre 1.4581 a été seul employé dans les autres calculs qui suivent. Y. /luile d'olive. Lavoisier ayant donné, pour la com- position de l'huile d'olive, 0.21 d'hydrogène en poids et 0.79 de carbone, nous avons calculé que son pouvoir réfringent est 2. 5382 ; les observations de Newton donnent 2.768^. VJ. Alcool. D'après Lavoisier, l'alcool se compose en AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 711 poids de 0.544 d'oxygène, 0.166 d'hydrogène, 0.290 do carbone; on calcule, d'après cela, un pouvoir réfringent égal à 1.9S94, et les expériences de Newton, que nous avons vérifiées, donnent 2.2223. YII. Gomme. Les analyses de Fourcroy et Vauquelin donnant pour la composition de la gomme 0.6538 d'oxy- gène, 0.1154 d'hydrogène et 0.2308 de carbone, on trouve un pouvoir réfringent de 1.6931 ; les expériences de Newton fournissent 1,8826. Tous ces calculs, faits en 1805, devront être recom- mencés maintenant que l'on possède des analyses plus exactes. L'intérêt qui s'attache à l'étude des propriétés optiques des corps m'a d'ailleurs engagé plus tard à tenter d'autres déterminations que j'ai faites avec mon beau- frère, M. Petit. [Le compte rendu des expériences faites par MM. Arago et Petit n'a pas été rédigé. Les résultats obtenus sont ici résumés d'après les registres des observations. La puissance réfractive de chaque gaz est calculée d'après les formules suivantes : 0.76'i + /'X0.00375)j r Pp J _ j p' r ' I. ^ 0. 76 (l+^X 0.00375) J j n R2 2'^? P étant la pression réfractive de Tair = 0.0005891712 ; P' la puissance réfractive du gaz; R la déviation observée, corrigée de la déviation des faces : posi- tive quand le gaz réfracte moins que l'air, négative quand il ré- fracte davantage; a Tangle réfringent du prisme = ià3" 7' 28" ; 2tg^= 5.999; 712 AFFINITES DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. p la pression de l'air corrigée de la dilatation du mercure ; p' la pression du gaz également corrigée de la dilatation du mer- cure; t la température de l'air; V la température du gaz; ' Un degré sexagésimal = 0.015708, le rayon étant pris pour unité. Les nombres fournis par l'expérience sont rapportés ci-dessous tels qu'ils doivent être introduits dans ces for- mules pour le calcul des puissances réfractives. ] I. — Gaz oxyde de carbone. I. D'après 10 observations, faites le 8 février 1813, on a : R = -L 0°.006'29Zi = 0.000098866; p = 0.760295, / = T.h ) ,, ?/ ^ 0.602077, V = 8".3 j '^^^™- ^^^ ^''''- ^'''^'' = ^°'^' d'où P' = 0.00070315129. La densité trouvée étant 0.9678, le pouvoir réfringent rapporté à l'air est 1.233775. II. 25 observations du 12 février ont donné : R = O".00Zj03 = 0.0000633032Zi; p = 0.75312, i =10" ) ,, , , p' = 0.608048, t' = 110.5 1 ^^^^™- ^" '^"'- ^'''^'- = ^"-^ ' croù l" = 0.0007060615. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 1.238244. III. Par 10 observations du 24 septembre, on a : R = — 0". 01559375 = — 0.0002449467; p =0.762068, t =^20"J7 1 , , , ^, „. ^ //= 0.708878, r = 2r.03 \ ^l^^rm. du bar. exter. = 21o.53; d'où P'= 0.000728444. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 1.277498. IV. 16 observations du 14 octobre donnent : R = _ 0".0110875 =— 0.0001741625; p = 0.7292345, t = 13°. 66 ) , p' = 0.6819, t' == 13'.69 ) ^'^^•™' '1" ^'^'- ^^^- = ^3".66 ; d'où P' = 0.000698201. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 1.22446. AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 7IJ V. 14 observations da 16 octobre donnent : R = 0\00i;5fil8 = 0.00002139115; d'où P'= 0.0007013/i5. Pouvoir réfringent rapporté à Pair — 1.22992. VL Par 10 observations du 17 octobre, on a : R = 0".001875 = 0.0000294525; p = 0.747495, t = 14". 1 1 „ , , .. ,,„ - , «^t«,.- j, ,, ^ therra. dubar. exter. =14".7: p' = 0.62041O, t = 14".7 ) d'où P' = 0.0006986995. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 1.225234. Les registres ne disent pas si Pon s'est assuré de la pureté du gaz. IL — Gaz des marais. Le gaz hydrogène carboné des marais, qui a été introduit dans le prisme, et dont la réfraction a été mesurée, était ainsi composé d'après l'analyse que Dulong en a faite : Poiils. Acide carbonique 0. 0241 Azote 0.2930 Hydrogène 0. 1 829 Carbone 0.4998 Total 0.9998 Sa pesanteur spécifique était 0.622051. I. Par 10 observations du 22 octobre 1813, on a : R = — 2' 4". 55 = — 0.000603066; p = 0.752019, / = 18^57; p' = 0.754742, r= 18M3; d'où P' = 0.000802385. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.19. II. Par 10 observations du 6 novembre, on a : R = — 1' 56". 7 = — 0.000565716 ; p = O.lôl, t = 11\4; p' = 0.7411, t' = 1P.4; 7U AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE, d'où P' = 0.000803i39. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.19. III. — Gaz olé fiant. I. Par 10 observations du \!x mars 1813 : R = — 0M17118 = — 0.00183969; p = 0.765033, t = 2°.95 1 ,, d'où P' = 0.0013731713. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.366176. II. Par 10 observations du 23 mars : R = _ 0M189375 = — 0.00186827025; p = 0.765175, t = 100.95 ) ^, ' p- = 0.6976, V = 11".25 j *^'''""- '^'^ ^^''- ^^^^''- = ^""'^ ^ d'où P'= 0.00135366. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.33256. III. Par 10 observations du 27 mars : R = _ 0Mi9006 = — 0.0018693/|6; p = 0.770192, t = 11°. 45 p' = 0.698332, t' = 120.15 d'où P'= 0.0013G011. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.3/j367 IV. Par 15 observations du 15 avril : R =_ 0M167/i6 = — 0.00183385; p = 0.7o592, t = 9°.87 p'= 0.69212, t' = 10" d'Où P'= 0.001.'3398Zi. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.30875. V. Par 10 observations du 26 avril : R = — 00.120756 = — 0.0018967/1; p = 0.751 )0S5, t = 1/10.75 ) ,, ;/ = 0.70/15603, t' = l/i".09 } *^^™- ^" '^^^- ^^^é^'" =^^"'7; d'où P'= 0.001o/i85D/i. Pouvoir réfringent rapporté à l'air = 2.323827. therm. du bar. ext. = 11".65: therm. du bar. extér. = 9o.l7 AFFINITÉS DES COUPS l'UUH LA LUMIÈRE. 715 IV. — Hyrirojène sulfuré, I.e craz a été préparé, le 8 octobre 1815, par M. Despretz, et in- troduit dans le prisme dans le laboratoire de l'École polytechnique. On a fait p isser environ 56 parties du gaz dans un tube où Ton a introduit de la potasse; il n>st resté qu'un volume d'environ un dixième de partie. Avant d'ouvrir lo robinet du prisme, la tension intérieure était de 0.0065; quand Tair des robinets de la cloche a passé dans le prisme, cette tension s'est élevée à 0.025. On a fait les mesures dans la chambre obscure de l'École. On a obtenu, par une moyenne entre 12 observations ; U = — 6"25'= — 0.001866'i8; /.; = 0.762/16, t = 17".6; p'= 0.76534, i'= 17».6; d'où P'= 0.0012786. Pouvoir réfriugent rapporté à rair= 1.8219, La densité étant 1.1912. V. — tapeur de sulfure de carbone. I. Par 16 observations du 11 août 1815 : R = _ 4' 39" = — 0.00135259; /; =QJhll, t = 16".7; p' = 0.26685. l' = 16".7; d'où P'= 0.00301525. II. Par 11 observations du 17 août: R = — 3'7".7 == — 0.00091; p = 0.75653, t = 22°; p'== 0.2265, /' = 22"; d'où P'= 0.00307069. III. Par 10 observations du 18 août : R = — 2' 13" = — 0.000666786 ; p = 0.7569. f =20"; p'= 0.2062, i' = 20»; d'où P'= 0.0030633. IV. Par 15 observations du 8 septembre : R = —5' 19" = — 0.00162535; 716 AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. p = 0.7606, t = 180.63; p' = 0.2663. /' = 18".63; d'où P = 0.00313317. VI. — Vapeur d'éther muriatique. I. Pour 10 observations du 31 août 1815 : R = — 7' 5". 8 = — 0.002287286^; p = 0.7586, t = 2V.85; p'= O.Zi7363, r-= 2Zi''.85; d'où P' = 0.002280Z|08. L'éther munatiijue employé avait été préparé au laboratoire de la Faculté des sciences. Dans le prisme, il y avait une petite quan- tité d'air exerçant une pression de 0"\03. II. Par 10 observations du l'"" septembre : R = — 4' 19". 5 = — 0.001258056; p = 0.7603, t = 25'; ;o'=0.3^l6, t'=iy; d'où P' = 0.00230192. L'air compris dans l'appareil n'avait qu'une tension de 0"\016. VII. — Fapeur cVéther sul/urique. I. Par 10 observations du 1" septembre 1815 : R = — 8'38" =— 0.00251126i; p = 0.7597, t = 25°.2; p'= 0.3651, t' = 25°.2; d'Où P'= 0.003U0M. II. Par 10 observations du 2 septembre matin : R = _ 10'38" = — 0.003093024 ; p = 0.7573, t = 25». 1; //= 0.^163, /'= 25\1; d'où P'= 0. 00311/1073. III. Par 10 observations du 2 septembre soir : R = — 9'o3" = — 0.00287Zi86Zi; p = 0.756/t23, t =25°; p'= 0.39587, /' = 25<'; d'où P'= 0.003135568. AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 7l7 Ces trois séries d'observations ont été faites avec de l'éther pré- paré dans le laboratoire de la Faculté des sciences. IV. Par 15 observations du ti septembre : R = — 8' 52" = — 0.002579136; p = 0.7575, t =2h°; p' = 0.3693, t' = 2/1°; d'où P'= 0.003126687. Y. Par 10 observations faites le 6 septembre : R = — 6' 18" = — 0.00183254 'i; ;, =0.75656, t = 19". 2; p' = 0.303, /' = 19-.2; d'où P' = 0.003112852. VI. Par 10 observations faites le 7 septembre : R = 2' 2" = 0.000591; p == 0.7600, t = 18". 6; p' = 0.0874, t'= 18^6; d'où P'= 0.003286/i3. Ces trois dernières séries ont été faites avec de l'éther rectifié par Gay-Lussac. VITL — Cyanogène. I. Par 10 observations faites le 24 septembre 1815 : R = — 7' 21".5=— 0.002140392; p = 0.75052, t = 20'; p = 0.62042, f = 20"; d'où P'= 0.00165111. II. Par 10 observations faites le 25 septembre : R = — 6' 45" = — 0.00196344; p = 0.7546, t =19°; />'= 0.5966, t' = 19"; d'où P'= 0.00163792. Le gaz employé dans ces deu.x séries avait été préparé par Gay- Lussac. [Aprè.s avoir fuit les expériences qui précèdent. 718 AFFINITÉS PFS r.OPvPS POUR LA LUMl(:ilK. M. Arygo s'est encore occupe particulièrement des chan- gements qui pouvaient être produits dans l'indice de refraction de l'air par la présence de la vapeur cfcau, question que n'avaient pas complètement résolue les observations faites en 1805 avec M. Biot. Ces recherches sont indiquées dans le Mémoire sur la méthode des inter- férences applù/iiées à la recherche des indices de réfraction^ qui est inséré dans le t. i" des Mémoires, t. xi des Œuvres, p. 3l!2 à ook. Elles sont également signalées dans une Note de Fresnel (rnèine volume, p. 585). Sur ce sujet, M. Arago a laissé les Notes suivantes qui doivent trouVer place ici.] D'après les expériences que nous avons faites, M. Biot et moi, à des températures comprises entre — J°.5 et + li2''.0 et qui ne s'élèvent pas à moins de 166, la puis- sance réfractive de l'air est de 0.0005891712. Ginquai^te observations ont été faites à 0° ou au-dessous. Aux tem- pératures auxquelles nous avons opéré, la vapeur d'eau ne pouvait avoir d'influence sensible sur les résultats. On déduit de lu, puui' le rapport du sinus d'incidence au sinus de refraction dans le passage du vide dans l'air, i = 1.00029/i5/i, à 0" et à 0"'.76 de pression. Newton avait donné 1.0003125, mais sans indiquer ni la tempé- lature ni la pression correspondante. Pour déterminer l'influence de l'humidité de l'air, j'ai fait, soit avec Fres- nel, soit seul, les expériences suivantes en me servant de mon appareil à interférences composé de deux tubes juxtaposés longs do 1 mètre et traversés par deux rayons de lumière venant d'une source commune. AFFINITfiS DES COnPS POUR LA LUMIKRF. 710 10 octobre 1810. — Le thermomètre marque 18°. 5 cen- tigrades. L'un des tubes est à moitié rempli de chlorure de calcium depuis plusieurs jours. On les place devant le diaphragme. Le tube sec est à droite; le fil corres- pond au milieu des deux bandes du premier ordre. On enlève l'appareil; les bandes ont marché à gauche d'un peu plus des trois quarts de la largeur d'une frange; d'où il résulte que d'abord elles étaient déviées à droite, c'est-à-dire du côté de l'air sec. Une seconde épreuve a donné le même résultat. On répand de l'eau dans un des tuyaux et l'on recom- mence l'expérience. Le fil était au milieu des deux bandes du premier ordre. En enlevant l'appareil les bandes marchaient à gauche d'un intervalle et demi : ce qui montre que d'abord le tube sec les déviait à droite ou de son coté du même intervalle. Le tube a pour longueur l'".008; une ondulation est éffale à 0'".000000577. 'O iU septembre 1817. — La température dans la chambre noire est de :2!2".0 centigrades. Les deux tubes étant remplis d'air sec, le fil passait de 1 en '2 quand on enlevait les tuyaux. Le tube de droite étant saturé d'humidité, le fil, par l'enlèvement des tuyaux, passait de 1 en o. L'effet de l'air humide était donc représenté par l'intervalle compris entre 2 et 3. Puisque les bandes marchaient du côté du tube humide lorsqu'on l'enlevait, il est clair que le tube sec les avait entraînées de son côté ou qu'il réfractait plus que l'autre. 720 AFFINITÉS DES COUPS POUR LA LUMIÈRE. "20 seplembrc 1817. — On se sert de Tappareil de Fortin, il y a dans chaque tube li millimètres d'air. Les bandes sont sur le fil du milieu. Je laisse entrer de l'air dans le tube de gauche de manière que la tension est maintenant 9 millimètres. Je ramène ensuite les bandes sur le fil du milieu. En enlevant alors les tubes elles marchaient vers la droite de deux bandes et demie; mais pour une tension pareille dans les deux tubes, elles mar- chaient dans le même sens de 0.5 bande. 5 millimètres d'air ajoutés à une tension primitive de /i millimètres entraînent donc les bandes de leur côté de 2 bandes; en sorte que dans un mètre d'air à 9 millimètres de tension, un rayon fait deux ondulations de moins que dans un mètre d'air à k millimètres. h octobre 1817. — Dans un des tubes, l'air est à la pression ordinaire de l'atmosphère ; dans l'autre, il y a 11 millimètres de moins. L'interposition des deux tubes déplace les bandes du côlé de l'air dense de 10 bandes environ. Cette appréciation est faite à vue sans le secours du micromètre. Le baromètre extérieur marque 0"'.761. 5 août 1818. — Le tube rempli d'eau est à gauche. On place le fil au miheu de la bande du premier ordre. Quand on enlève le tube, les bandes marchent vers la gauche de une bande et demie; mais elles marchent aussi d'un quart de bande dans le même sens quand on enlève le tube sec ; d'où il résulte que le déplacement des bandes occasionné par l'interposition d'un tube humide ne s'élève qu'à une bande et un quart. La température est de 27° centigrades. 1 AFFINITÉS DKS CORPS POUR LA LUMIÈRE. 721 6 août 1818. — A njidi nous avons placé de nouveau les deux tubes devant le diciphragme. Le fil du micro- mètre a été dirigé sur le milieu de la bande du premier ordre. En enlevant les deux tubes on a vu les bandes marcher vers la gauche de une bande trois quarts. Avant rintroduction de l'eau dans le tube de gauche, on avait l'ait la veille une expérience semblable. L'enlèvement des tubes, quand l'un et l'autre étaient secs, faisait marcher les bandes vers la gauche, dans les expériences d'hier, de un quart de bande; l'clTet de l'humidité répandue dans le tube de gauche ne s'élève donc qu'à une bande et demie. L'eau était restée dans le tube depuis hier ; on en avait ajouté une nouvelle quantité aujourd'hui avant de com- mencer l'expérience. Le thermomètre centigrade dans la chambre obscure marquait 27°. Il est évident, d'après le sens du déplacement des bandes, que l'air humide réfracte moins que l'air sec. 13 août 1818. L'interposition des deux tubes dévie les bandes vers la droite d'une demi-bande. L'un des tubes, celui de droite, renfermait du chlorure de calcium depuis trois jours ; l'autre n'était probablement pas bien sec. On met de l'eau dans ce tube, et aussitôt les bandes marchent du côté opposé ou vers la droite. On ramène le fil du micro- mètre sur le milieu de la bande du premier ordre. L'en- lèvement des tubes est accompagné d'un mouvement des bandes vers la gauche (vers le côté qu'occupait le tube humide) de deux bandes entières. Retranchant un quart de bande pour l'effet des verres, il reste une bande trois XL — II. [i6 722 AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. quarts pour la mesure de l'excès de réfraction d'un mètre d'air sec sur un mètre d'air humide. La température dans la chambre obscure est de 2/t° centigrades. 31 aoiit 1818. — J'ai répété aujourd'hui l'expérience des deux tubes, mais en employant l'appareil de Gambcy. Ici les deux plans de verre ne sont distants que de 3 cen- timètres, et l'état plus ou moins humide de l'air contenu dans chaque tube n'a pu avoir qu'une très-faible influence. Les deux tubes formés par les mêmes verres que j'emploie habituellement ont été placés dans la chambre obscure. Le fil du micromètre a été dirigé sur le milieu de la bande brillante du premier ordre. En enlevant les tubes, les bandes se déplaçaient de un quart de bande vers la gauche. J'ai mis ensuite du chlorure de chaux dans le tube de droite, de l'eau dans le tube de gauche; mais le mouvement des bandes , toujours vers la gauche quand on enlevait les tubes, n'était, comme précédem- ment, que de un quart de bande. 11 ne se précipite donc pas d'humidité sensible sur le verre qui ferme le tube oii l'air est saturé d'humidité. Il résulte de ces expériences que l'indice de réfraction de l'air humide aux basses températures n'est pas au- dessous de 1.0002933; je le trouve égal à 1.0002938. En effet, la valeur d'une ondulation qu'il faut employer pour calculer la situation des bandes intérieures avec mon verre rouge est égale à 0'". 000000623; c'est ellequi corres- pond à la limite commune du rouge et de l'orangé ; ces deux AFFINlTf:5 DES CORPS POUR LA LUMIERE. 723 couleurs sont les seules que mon verre laisse passer. On peut donc dire que dans l'air sec il y a environ 1 , 605,000 ondulations; dans le vide, il y aurait /|7'2 ondulations de plus ou I,(j05,/i7:2. Or, dans un nirtre d'uir humide, il se perd une ondulation et demie ou deux ondulations; on aura donc la vitesse dans l'aii- humide : la vitesse dans l'air sec :: 1,60/1,998 : 1.605,000, ou bien si m' est l'indice de réfraction dans l'air humide, vi' : 1.000:29/i5/t :: ■1,60/1,998 : 1,605,000, d'où m' = 1.00029oo. On voit ainsi comment mon appareil peut être substitué au moyen ordinairement employé pour la détermination de la réfrac- tion. 11 pourrait servir également de baromètre, car j'ai constaté qu'avec un tube de 11 décimètres de longueur, 1 millimètre d'augmentation de pression correspond à une frange et, par conséquent, 0""'^^ .1 à un dixième de frange. On aurait enfin , avec la même facihté, un thermomètre très-sensible, car 1° centigrade correspond à 2.2 franges, et, par suite, OM à 0.22 franges, 0''.05 à 0.11 franges. La chaleur sensible ou theimométrique augmente le pouvoir réfringent des corps. Fait-elle également varier les éléments de la double réfraction dans les cristaux doués de cette propriété? En d'autres termes, le pouvoir réfringent mesuré sur le rayon extraordinaire, dans une direction donnée, est-il le même à toutes les tempéra- tures? bi, comme il est naturel de le croire, la déviation du rayon extraordinaire varie avec le degré du thermo- mètre, il sera curieux de rechercher si cette variation est analogue à celle qu'on observe dans le rayon ordinaire. Youlant publier mes recherches relatives à l'influence de la vapeur d'eau sur les réfractions astronomiques, 724 AFFINITÉS DES CORTS POUR LA LUMIÈRE. j'avais fait disposer un appareil de grandes dispositions pour vérifier mes premiers résultats. Cet aj)pareil se com- posait d'un tube dont la longueur était portée à 10 mètres. Un des rayons interférents traversant le tube, l'autre passe dans l'air extérieur. 11 suffit d'introduire successi- vement dans le tube d'abord de l'air sec et ensuite de l'air humide, pour observer les différences de leurs effets. Comme le déplacement des franges devait être trop con- sidérable avec un tube aussi long pour que la mesure directe des déplacements pût se faire avec une grande exactitude, j'imaginai d'interposer un compensateur formé de lames de verre dont l'inclinaison, variant suivant des angles connus, ramènerait les franges à une même position déterminée par des fils croisés placés au foyer d'un oculaire. (Voir le t. i"' des Mémoires, t. xi des ŒuvreSj, p. 327. ) La perte de ma vue ne me permit pas de faire les expériences que j'avais projetées, et, en 1852, je priai M. Fizeau de vouloir bien se charger de ce soin ; cet ingénieux physicien s'est acquitté de cette mission avec l'exactitude si remarquable qu'il apporte dans tous ses travaux. Yoici la note qu'il m'a remise après l'achèvement des mesures : Le compensateur imaginé par M. Arago pour ce genre de recherches est formé par un arc de cercle divisé, placé horizonta- lement, sur lequel se meuvent deux alidades; chacune de celles-ci porte une glace verticale ayant la forme d'un rectangle, ces deux glaces sont à faces parallèles et ont la même épaisseur. Par le mouvement d'une seule vis, on peut faire tourner à la fois les deux glaces autour d'une ligne verticale passant par le centre du cercle; mais la rotation égale pour les deux glaces a lieu en sens contraire pour chacune d'elles. L'instrument étant au zéro, les glaces sont situées parallèlement et appliquées l'une contre l'autre; eu faisant ¥ AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIERE. 725 mouvoir la vis. elles s'écartent de part et d'autre du zéro de la même quantité qui est Vaugle d'inclinaison. Si Ton suppose un rayon tra- versant normalement les glaces lorsque l'instrument est au zéro, l'angle d'incidence, qui est alors zéro, deviendra égal à /lorsque les glaces auront été inclinées de la quantité /. Le système de ces deux glaces, pouvant s'incliner en sens opposé de quantités égales, jouit de la propriété remarqualjle de retarder le rayon qui les traverse de quantités plus ou moins grandes, suivant le degré d'inclinaison, mais sans produire aucun déplacement final du rayon; les dépla- cements iudividnels dus à chacune des glaces ayant lieu en sens opposés, se neutralisent, en effet, d'une manière complète. Les effets du compensateur se calculent au moyeu de la formule suivante : R = 2 é r m — cos [i — r) cos r R, est la différence de marche ou le retard dû à l'action des glaces; e, l'épaisseur des glaces; 7», l'indice de réfraction du verre; i, Pangle d'incidence ; r, l'angle de réfraction dans le verre. Des glaces de différentes épaisseurs pouvaient être placées sur le compensateur; celles qui ont servi dans les expériences définitives, étant mesurées au sphéroraètre, ont donné e = 2™'"-Zi85. Les glaces avaient été données comme étant en verre de Saint- Gobain dont l'indice de réfraction est. assez constamment, l.ô/i'i; cependant, il a paru plus sûr de déterminer directement l'indice de réfraction de ces glaces afin de s'assurer que le verre dont elles sont formées n'appartiendrait pas à quelque variété de verre moins réfrin- gent, ce qui pourrait avoir lieu'. 4. Pour dtterniiner lindice de réfraction des glaces minces comme celles dont il est ici question, on a fait usage irtin proi édé tiè>-?ini|»!e et qui est cepetulaiit susceptible d'exac- titude. Si l'on place près d'une règle divisée une glace à faces parallèles, de manière que le bord de la ^lace se termine à la moitié des traits qui marquent les divisions, ou verra les divisions à la fois à tr:ivi-rs la glace et directement ; la moitié de la hauteur des traits sera vue directement, l'anirc moitié à travers la glace. Si celle-ci est placée normalement à la direction du rayon visuel, les deux moitiés du trait vers lequel on vise se correi'ponilent exactement ; si la glace est inclinée sur le rayon visuel, il n'en sera plus de même, la moitié du trait vu à travers la glace sera déplacé par l'elTet de la réfraction, et ne correspondra plus à l'autre moitié vue directement ; mais en inclinant convenablement la glace on pourra faire que ce déplacement soit précisément égal à 1, 9, 3, etc., divisions, de sorte que ce soit 726 AFFINITÉS DES COUPS POUR LA LUMIÈRE. La valeur trouvée est 1.5/i; elle diffère si peu de la précédente, que les résultats calculés avec Tune ou avec l'autre de ces valeurs ne présentent que des différences tout à fait négligeables. 1/anglc d'incidence i est égal ù, Tangle d'inclinaison des lames, qui se lit sur Tinstrument. , . . sin i L'angle r se déduit de l'indice m par la relation, sni r = • Lorsque le tube est rempli d'air sec, on trouve une certaine valeur de l'angle i correspondante à l'inclinaison des lames nécessaire pour amener le milieu de la frange centrale sur le point d'entre- croisement des fils ; on en déduit par la forniuK; la différence de marche R. Si l'on substitue de l'air humide ù l'air sec, on a une autre valeur de l'angle /, d'où l'on déduit une différence de marche correspon- dante R'. La, différence entre ces deux quantités R' — R = a est précisé- ment la différence des effets de l'air sec et de l'air humide. En divisant cette quantité par la longueur d'ondulation des rayons jaunes X = O"""'-. 000589 on a— = nombre de franges déplacées. Après avoir indiqué l'usage du compensateur et le moyen d'en calculer les effets, il convient d'ajouter quelques mots sur les auttres parties de l'appareil et sur la manière dont les opérations ont été faites. Une fente verticale, suivie d'une lentille cylindrique, était placée devant la flamme d'une lampe; la ligne brillante qui se formait au foyer de la lentille était la source de lumière. A une distance de cinq mètres, il y avait un olyectif à long foyer sur lequel était appliqué un écran percé de deux fentes; celles-ci séparaient, dans la lumière incidente, deux raj-ons qui, rendus convergents par l'effet de l'objectif, allaient concourir à une distance de 11 mètres en don- nant naissance aux franges d'interférence. la |re, 2'", S*" des (livisioir; voisines qui, vue à Iravcrs la glace, vienne coïncider avec le prolongement du trait vu directement. L'observation étant faite au inoyen d'un cercle divisé qui permette de mesurer l'angle dont la glace doit être inclinée pour produire un déplacement de n divisions, on calcule l'indice de réfraction aa moyen de la formule suivante : langf — langH 1 : — r]. n est le nombre de divisions supposées des niillimélres ; e est lepaisscar de la lame en millimètres. AFFINITÉS DES CORPS POUR LA LUMIERE. 727 Le tube, long do 10 ^1^^trGf!, Citait placé devant une dos fontes de manière à f^tro, librement parcouru dans toute sa longueur par un des rayons. En sortant du tubo, le rayon traversait les lamos du compensateur. Tufin, au point de concours des deux rayons se trouvait un oculaire muni de fils croisés au moyen duquel on obser- vait d'une manière préci.se la position des franges. Le tube était fermé par des glaces; pour compenser l'effet qui devait résulter de leur action propre, les glaces avaient été taillées de manière à dépasser les extrémités du tube du côté du rayon qui devait tra- verser l'air extérieur, en sorte que les deux rayons avaient à tra- verser les mêmes épaisseurs de verre. Les glaces du compensateur étant au zéro, c'est-à-dire perpendi- culaires au rayon, exerçaient une action propre considérable, qui était également compensée par une autre glace placée sur le trajet du second rayon ; en inclinant plus ou moins cette dernière glace, on pouvait toujours, sans déranger le compensateur, amener la frange centrale sur le point de croisement des fils. Pour introduire dans le tube de l'air sec ou humide, on opérait de la manière suivante : Pour l'air sec, on faisait le vide dans le tube, puis on faisait ren- trer de l'air desséché par des tubes renfermant de la pierre ponce imprégnée d'acide sulfurique. On répétait cette opération plusieurs fois et jusqu'à ce que l'on n'observât plus de changement dans la position des franges. Pour l'air humide, on s'est servi de deux moyens différents: tantôt l'on faisait le vide comme précédemment et l'on faisait rentrer do l'air saturé d'humidité par son passage à travers des tubes renfer- mant des fragments d'épongé mouillée. Dans ce cas, pour éviter l'abaissement de température produit par l'évaporation de l'eau, le premier tube dans lequel l'air pénétrait était maintenu à quelques dergés au-dessus de la température ambiante. On remplissait ainsi le tube avec de l'air humide plusieurs fois jusqu'à ce qu'une nou- velle introduction d'air humide ne produisît plus de changement dans la position des franges. On a ésalemont procédé en déterminant dans le tube un courant d'air humide lent et longtemps prolongé. Les deux moyens ont donné sensiblement les mêmes résultats; mais le premier a l'avan- tage de produire le maximum d'humidité dans un temps bien plus court. Deux thermomètres en contact avec le tube faisaient connaître sa température. L'intérieur du tube était toujours en communication avec l'air 7!8 AFFINITES DES COHPS rOUR LA LUMif.RE. extérieur, de sorte que les pressions étaient les mêmes i l'intérieur et au dehors. Il n'y a pas à tenir compte do la liautour du baromètre qui, du reste, a été peu différente de la hauteur normale pendant les expé- riences. l/appareil était disposé à TObservatoin^ dans la salle de la Méri- dienne dont la température ne varie que trés-lentenient'. Voici maintenant les résultats obtenus. Deux déterminations ont été faites au mois de février 1852 à des jours différents et à des températures très-voisines de 6". Tempéraluro. Inclinai.'îon des fçlaces jwur l'air sec. Inclinaison des glaces pour l'air humide. — ou nombre de franges déplacées. 6.3 0° 3° 32' 5.6 5.9 0 * 3 37 5.9 Les deux valeurs ci-dessus, ramenées à la même température en leur faisant subir une correction tiès-petite fondée sur la propor- tionnalité des déplacements aux densités de la vapeur d'eau, donnent la moyenne : 5.72 franges pour le déplacement correspon- dant à la température de 6°; et le sens de ce déplacement indique que l'air humide est moins réfringent que l'air sec. C'est pour simplifier les calculs que l'on s'est arrangé de manière h ce que l'angle i fût égal à zéro pour l'air sec, ce qui était facile en inclinant d'une manière convenable la glace supplémentaire placée sur le trajet de l'autre rayon. Deux autres déterminations ont été faites dans la saison chaude, au mois de juin, à des jours différents et à des tempéralures très- cuisines de 17°. En voici les résultats : 4. On pourrait rrainilre que dans ces expériein'cs l'air humide se trntivnnt en contact avec les glaces ne donnât lieu sur la surface du verre à une précipitation d'eau liquide, en qiianlilé sufflisaiiie pour pmdulre un dc[ilacemenl propre des franges. Si cet effet s'était produit, il aurait ('le en sens contraire de celui rie l'air humide, et I observation aurait donné des nombres iiop faibles. Mais il est facile de .s'assurer par le calcul que la couclie d'eau liquide qui pour- rait produire un effet sensible devrait avoir une épaissenr qui la rendrait immédiatement, visible à la surface du verre. Pour donner lieu à un déplacement de 1/4 de frange, l'épaisseur devrait être telle que les couleurs des lames minces apparaîtraient à la surface, ce qui n'avait pas lieu. Au reste, M. Arago s'était déjà assuré par une épreuve directe que cet effet ne se (irortnisait pas dans ses premières expériences. Une épreuve à peu prés semblable a montré qu'il en est de même avec le nouvel appareil. Il n'y a donc pas d'effet sensible pro- duit par l'humidité déposée sur les surfaces d« verre. I AFFINITES DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 729 Inclinaison I'"^li°fi'«" i ou nombre TemuériUire des L'iaces des places x l'air sec. l'air lininide. franges déplacées. 17.2 0» 5°10' 12.0 17.1 0 5 3 11.6 Ces deux valeurs, réduites ù la même température, donnent pour moyenne 11.71 franges pour la température de 17°. On voit que le nombre de franges déplacées croît rapidement avec la température, comme cela devait être si le déplacement était proportionnel i\ la quantité de vapeur d'eau mêlée à l'air; et c'est, en effet, ce quia lieu. La tension de la vapeur d'eau étant, d'après les expériences récentes de M. Regnault : 6.998 à 6» et lZi./i21 à 17°, l(>s den.sités de la vapeur ù ces deux températures sont dans le rapport : 16.Zi21 (1 + 67.) _ 6.9'J3(l+i7st, a. étant le coefficient de dilatation des gaz. Si le déplacement est proportionnel ù la quantité de vapeur d'eau, il suffira de multiplier le nombre de franges 5.72 trouvé pour 6" par le rapport 1.98, pour retrouver le nombre de franges observées pour 17". En effectuant le calcul, on trouve 11.3; l'ob-servation a donné 11.7. La différence est inférieure aux erreurs possibles de l'ob.scrvation. Il résulte de là que le déplacement des franges est sensiblement proportionnel à la densité de la vapeur d'eau qui existe dans l'air aux différentes températures. Les expériences ne se rapportent qu'à l'air saturé de vapeur d'eau, mais les lois connues du mélange des gaz et des vapeurs ne permettent pas de douter que le même prin- cipe ne s'applique à l'air incomplètement saturé ou présentant une fraction de saturation plus faible que l'unité. Le principe que l'on vient de reconnaître permet de déduire des expériences précédentes les effets de la vapeur d'eau pour diffé- rentes températures, et d'en conclure les valeurs comparatives de l'indice de réfraction de l'air sec et de l'air humide. Pour ces calculs, on a réuni les valeurs des U déterninations et on les a rapportées à 17°, ce qui donne, pour le déplacement à cette température, « = 11.525, c'est la valeur moyenne des obesrvations supposées faites à la température de î7'. Or, d étant la densité de la vapeur à 17", pour une autre ten,})érature à laquelle la densité de la vapeur sera a on aura — = -y- . 730 AFFINITÉS DES COHPS POUR LA LUMIÈRE. Les calcul a été fait pour des températures croissant de 5 en 5 degrés de 0" ù ZiO". limites entre lesquelles la connaissance des effets de la vapeur d'eau peut être utile dans l'application. Température. Valrurs de n nu nomhros dp fran?es qui seraient itéplacées par l'air humide renlermé dans un tube de 10 mètres. Oo 3.90 5 5.65 10 7.5i 15 10.22 20 13.76 25 18.32 30 2/1.13 35 31.Zi7 àO ZjO.66 De ces valeurs, il est facile de déduire l'indice de réfraction de l'air humide pour différentes températures. En effet, ?ns et ?wi étant les indices de l'air sec et de l'air humide, L la longueur du tube, a la différence de marche, on a, d'après la théorie des interférences : A = L f 771 — ni ] ' ,< h Or, les valeurs do m renfermées dans le tableau précédent donnent chacune une valeur de la différence de marche A = nX X était la longueur d'ondulation. On a donc, en éliminant A : ni m = m — — — /( .s L ce qui donne l'indice de l'air humide en fonction de l'indice de l'air sec et du nombre de franges déplacées. L'indice de réfraction de l'air sec pour les différentes tempéra- tures et pour la pression nortnale se déduit de l'indice à 0" qui est égal à 1. 0002965, d'après les observations de MM. Biot et Arago, en tenant compte de la dilatation de l'air aux différentes températures. Le tableau suivant renferme le résultat de ces calculs ; il donne AFFLMTl-S DES CORPS POUR LA LUMIÈRE. 131 les indices do Talr sec et de l'air saturé de vapeur d'eau sous la pression normale et pour des températures croissant de 5 en 5 dt^grés de 0° à ûO". Le calcul a également été fait pour ta, température de 100 degrés, ce qui permet de fixer d'une manière très-probable l'indice de la vapeur d'eau. Tableau des ro/eiirs de l'indice de réfraction pour l'air sec et pour l'air saturé de rapeiir d'eau, à différentes températures et sous la ^}res".v/o« normale de 0'".760. m, ou indice de réfraction de l'air humide. 1.00029Zi3 1.0002889 1.0002837 1.0002786 1.0007327 1.0002687 1.00026^0 1.0002592 1. 0002545 Tapeur d'eau. 1.0001877 Pour les températures intermédiaires, des parties proportionnelles donnent avec une exactitude suffisante, entre 0° et iO", les valeurs des indices correspondants. On peut également déduire de ce tableau l'indice de l'air incom- plètement saturé d'humidité et pour des hauteurs quelconques du baromètre : pour cela, il faut prendre d'abord les indices de l'air sec et de l'air humide correspondants à la température de l'air; la dif- férence d = m.^ — »î/,, étant multipliée par la fraction de saturation, donne d' = d— qui représente la différence entre l'indice de l'air sec et celui de l'air incomplètement saturé. Cette différence ne dépend que de la quantité de vapeur d'eau; elle est la même pour toutes les hauteurs du baromètre. Pour une hauteur quelconque, il suflira donc de calculer l'indice de l'air sec par la méthode ordinatre, en tenant compte de la pression, et d'en retrancher la quantité d', pour avoir l'indice de l'air incomplètement saturé de vapeur d'eau. m oa indice Température. de réfraction de Pair sec. C 1.00029/i5 5 1.0002892 10 1.00028Zil 15 1.0002792 20 1.00027Ù4 25 1.0002698 30 1.0002(i5/i 35 1.0002611 ÛO 1.0002569 100 1.0002155 732 AFFINITÉS DFS CORPS POUR LA LUMIÈRE. On voit que le tableau prt^cédent donne les moj'ens de déter- miner l'indice de réfraction de Tair en tenant compte de la présence de la vapeur d'eau, et dans toutes les circonstances de température et de pression qui pourront-se présenter dans Tapplication. Pour mieux apprécier les changements de réfraction dus à la vapeur d'eau, on peut les comparer aux effets d'un changement dans la température de l'air : à la température de 12° et sous la pres- sion normale, l'iulluence de la vapeur d'eau à satiu'ation dans l'air est équivalente à l'elFet qui serait produit par un accroissement de 1/2 degré, c'est-à-dire que l'indice de l'air humide à 12" est le même que celui de l'air sec à 12". 5. A la température de 22", la présence de la vapeur d'eau produit un effet équivalent à un accroissement de 1" ; à la température de 30°, l'effet est équivalent à en accroissement de 1".6; pour 35", on trouve 2". 3, tandis que pour 0° on trouve moins de 0".2. [L'étude des variations du pouvoir réfringent de Teau, de l'alcool, de l'éther et du verre, commencée parM.Arago, avec la même méthode des interférences, lui a encore donné les résultats suivants consignés sur ses registres.] Eau. i" centigrade de différence entre la température de l'eau dans les deux tubes occasionne un déplacement de k franges, même vers le maximum de densité. On aperçoit les effets de — de degré. Compression de l'eau. Dans un tube d'un mètre de long, une compression de 1 atmosphère a donné un dé- placement de 30 franges ; de — d'atmosphère, une frange; de -J- d'atmosphère 0.1 frange. L'alcool et i'éther donnent deux et trois fois ce résultat. Compression du verre. Une compression de 1 atmo- sphère donne un déplacement de 1.5 frange ; j^ d'atmo- sphère un dcplacemenl de 0.15 frange. SUR LES POUVOIPxS DISPERSIFS Dans le courant du mois d'août 1830, M. Cauchy fit deux envois à l'Académie. Le premier, composé de trois cahiers in-li" imprimés à Prague, fut présenté le 15 a où ; le second arriva le 29, il consistait en une brochure in-8° autographiée. Dans cette même séance du 29, des exem- plaires des cahiers déjà reçus quatorze jours auparavant (mais cette fois envoyés en présent à divers physiciens) se trouvaient mêlés aux articles de la correspondance académique. En les feuilletant pendant la séance, je lus à la page 185 : « Jusqu'à présent on n'a pu découvnr dans les gaz aucune trace de la dispersion des couleurs. » Ces lignes, suivant moi, renfermaient une erreur de fait capitale. Après m'être assuré que l'erreur n'était pas rectifiée dans le Mémoire autographié du 29, je crus nécessaire d'en faire mention. J'insérai la Note suivante dans le compte rendu de la séance : « A l'occasion d'un nouveau Mémoire de M. Cauchy sur la théorie de la lumière, présenté aujourd'hui à l'Acadé- mie, M. Arago croit devoir signaler une erreur de fait dans laquelle l'auteur est tombé au sujet de la dispersion des substances gazeuses. M. Cauchy suppose cette dis- 734 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. persion nulle. M. Ai'cigodit, au contraire, qu'elle est sensible et qu'il l'a mesurée pour un bon nombre de gaz simples et composés. Dans une prochaine séance M. Arago fera connaître tous ses résultats. » En essayant ainsi de détourner M. Cauchy de persister dans la peine qu'il se donnait pour déduire de sa savante théorie une conséquence que l'observation démentait de tout point, je croyais avoir droit à des remercîments : loin de là, M. Cauchy s'est montré otlensé et il a fait insérer à ce sujet une lettre dans le compte rendu de la séance du 3 octobre. Je me vois donc obligé d'examiner les griefs de mon confrère et de replacer la question dans son vrai jour. M. Cauchy a dit que les gaz ne dispersent pas la lu- mière, mais à l'en croire, ce ne serait pas dans le Mémoire présenté le 29 août; l'assertion se trouverait seulement dans un Mémoire plus ancien (celui du 15 du même mois); dans le Mémoire du 29, déclare M. Cauchy, «il n'est nullement question de gaz qui dispersent ou ne dis- persent pas la lumière, et le mot même de gaz ou de suhslance gazeuse ne s'y trouve nulle part! » Je pourrais assurément passer condamnation sur une critique dont le but est de prouver que ce serait le 15 et non le 29 août qu'il aurait dii présenter son observa- tion ; mais cela môme il peut ne pas le concéder, puisque le 29 des exemplaires des premiers Mémoires étaient placés sur le bureau de l'Académie ; puisque d'ailleurs, quoi que M. Cauchy en dise par une inconcevable inad- vertance, la supposition qu'il existe des milieux qui ne dispersent pas la lumière est formellement exprimée SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. 735 dans le passage ci -joint du Mémoire autogrophic du 29 août : «Les nouveaux paragraphes (dont M. Cauchy annonce une prochaine pubhcalion) auront principalement pour objet... les lois de la propagation de la lumière dans le vide et dans les milieux qui ne dispersent pas la lumière, telles que je les ai données dans les Nouveaux exercices (p. o5).« Dans les Nouveaux exercices, c'est aux gaz que la théorie est appliquée ; le mot gaz se trouve donc dans le passage qu'on vient de lire, aussi clairement que s'il y était écrit en toutes lettres. M. Cauchy n'aurait pas d'ail- leurs l'imprudence d'avancer qu'il existe des milieux solides ou liquides doués de la propriété de réfracter éga- lement les rayons de diverses couleurs. Or, si des trois états, solide, liquide, gazeux, sous lesquels les corps se présentent à nous, on élimine ies deux premiers , il reste le troisième, l'état gazeux, pour le seul dont le savant géomètre ait pu vouloir parler dans le Mémoire du '29 août. M. Cauchy, au reste, n'entend en aucune manière rétracter sa première assertion ; il tenait seulement à l'avoir émise le 15 et non le 29 août 183G ; elle lui paraît si peu contestable qu'il n'hésite pas à réformer la Note, assurément non équivoque, que j'ai insérée le 29 août dans le Compte rendu, et qui est reproduite plus haut. «Ce que M. Arago aura dit, s'écrie-t-il, c'est que jus- qu'à ce jour les physiciens n'avaient point observé la dis- persion dans les gaz. » Je déclare ne pouvoir accepter 7.U SUR Lî?S POUVOIRS DiSPEnSIFS. cette rectification; et en ellct, la dispersion de l'atmo- sphère terrestre a été aperçue En 1748 par Boiiguer; En 1701 par Lemoiniicr; En 1779 par Dollond; En 1783, en 1785 et en 1805 par Herschel. Mes propres mesures remontent au mois de septembre 1812. Enfin, en 1815, M. Stophen Lee lut à la Société royale de Londres et publia dans les Transactions philo- sophiques un Mémoire intitulé : Sur la foire dispersive de Vatmospherc et ses effets sur les observations astronomi- ques. «Personne, dit M. Cauchy, ne s'étonnera que je n'aie pas parlé des observations de M. Arago, plusieurs mois avant qu'elles fussent publiées et peut-être même entre- prises. » A l'insinuation peu bienveillante que ce passage ren- ferme je réponds par deux faits : les mesures que j'ai faites de la force dispersive de l'atmosphère datent de 1812; elles furent citées, quelque temps après cette époque, par M. Lindenau dans le Journal astronomique de Gotha. Quant aux mesures de la dispersion des gaz et des vapeurs que j'avais exécutées avec M. Petit, mon beau-frère, elles remontent à 1815 ; on en trouve une analyse détaillée dans le premier article du premier cahier du premier volume des Annales de chimie et de physi.jue, publié en février 1810 M J'aurais donc peut- 1. Voir t. I" des Mémoires, t. X des Œuvres, p. 123 à 132. 1 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. 73? être le droit de remplacer le dernier paragraphe guil- lemetté de M. Cauchy par le suivant , où quelques expressions seules sont changées : «Tout le monde s'étonnera que M. Cauchy n'ait pas connu les observations de M. Arago vingt ans après qu'elles avaient été publiées. » Cette polémique dans laquelle je regrette extrêmement d'avoir été entrahié, ne m'empêchera pas, au surplus, de faire les vœux les plus sincères pour le succès de la très-dilïicile recherche dans laquelle M. Cauchy est en- gagé ; et si les mesures nombreuses et délicates que je voulais soumettre à l'Académie peuvent être utiles à mon savant confrère, je m'empresserai de les lui adresser, même avant la rédaction du Mémoire que je prépare. [Le Mémoire annoncé par M. Arago n'a pas été ré- digé. Mais le dépouillement des registres d'observa- tion a permis de réunir ci -dessous les résultats des expériences, ] DISPERSION DE l'aTMOSPHÈRE 9 mai 1811. — A 12'' 50'" de temps sidéral la bordure rouge du bord inférieur réel de la Lune était encore bien \isible avec le grossissement de 200 fois (1'" lunette de Lerebours). Le bord supérieur réel (inférieur apparent) ne présentait alors que de très-légères traces de bleu verdàtre. Avec le grossissement de 90 fois la bordure rouge était presque invisible; quant au bord inférieur on ne voyait pas la moindre nuance de couleurs. Xî. - II. Ii7 738 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. Mars, que j'ai examiné un instant après, était teint dans si)n bord supérieur apparent d'un ruuge très-vil", tandis que le bord inleiieur, au contraire, était bleu itité- rieurenient et violet extérieurement , ccttvi dernière cou- leur étant d'ailleurs un peu Caiblc. 8 scpleiitbre 1812. — J'ai examiné peu de temps avant son coucher le Soleil avec la lunette de l'Empereur. J^es bords supérieur et inférieur apparents de cet astre étaient teints de couleurs fort sensibles; savoir, le premier de rouge jaunâtre, le second de bleu violacé. Pour faire disparaître ces couleurs j'ai placé devant l'oculaire des prismes de divers angles et de cro\A n-giass, l'un carré et le second circulaire. A C" Zi"" de ma montre, le prisme carré de crown est trop petit, puis(iu"on voit encore un pc de rouge supé- rieur apparent du Soleil et une couleur verdâtre dans le bord inférieur. A G*" 10"' le prisme carré, plus le prisme rond, forment peut-être un angle trop fort, qui non-seulement détruit les couleurs, mais qui en fait naître en sens contraire. A 6"' 12"' le prisme carré seul est beaucoup trop faible. A G** l/i-"' le prisme carré, plus le prisme rond, me semblent compenser bien exactement la dispersion de l'atmosphère. Ma montre retarde de 6"' sur le temps vrai. Le prisme carré placé devant la lunette d'un cercle a dévié la mire de 8" kl' 34" environ ; le prisme rond de k" 32' 42" envii-on. La face de sortie des rayons était appliquée sur l'objectif de la lunette ; celle-ci était armée d'un grossissement de 88 fois. SUR LES rOUVOIRS DISPliRSIFS. 739 [La méthode suivie dans les treize expériences sui- vantes n'est pas décrite ; mais il résulte évidemment, des détails donnés ci-dessus et des observations et des calculs entièrement exécutés de la main de M. Arago, que con- tiennent les registres, que l'illustre physicien a cherché iheure de Tachromatisme du bord inférieur de l'appareil du Soleil, lorsque devant la lunette il plaçait soit un grand 'prisme déviant la lumière de 10' 55", soit un petit prisme déviant de 5' liO". Le calcul de la hauteur exacte du point du Soleil visé lui donnait ensuite la valeur de la réfraction atmosphérique. Le tableau suivant résume l'ensemble des observations et des résultats.] Prismes employés. U sept. 4812 granl prisme 46 — 22 liov. 24 fevr. 1813 4 mars n — avril id. id. pctil prisme grand prisme petit prisme id. grainl prisme peiii piisme id. id. id. id. Heures de l'acliro- matisme temps Trai. 5 55 4 34 5 2 3 45 4 40 5 8 4 50 6 58 7 U 7 30 Angle horaire du SoleU en temps. 4'» Oin 4 44 5 9 5 31 5 6 Baro- mètre. 0.7638 0.7387 0.7630 0.7630 0.7770 0.7660 0.7600 54 0 0.7650 Thermo- mètre. 21O.0 23 .0 0 .0 3 .8 6 .9 1 .0 6 .0 18 .5 43 .5 Réfrac- tion atmo- sphé- rique . 16' T' U 2 15 31 7 34 15 33 6 50 7 52 13 54 7 6 7 6 7 20 6 46 6 57 Rapports des pouvoirs dispersifs comparés de l'air et du crowQ- glass. 10:14.7 10:12.8 10:14.5 10:13.3 10.14.2 10:12.1 10:13 1 10:12.7 10:12 5 10:12.5 10:12.9 10:11.9 10:12.3 Rapport moyen du pouvoir dispersif de l'almosphère ou pouvoir dispersif du crowo-glag 10:13.04 [Le pouvoir dispersif de l'air atmosphérique a été encore déterminé par M. Arago en se servant de la mé- thode sur laquelle est fondé le diosporamètre de Rochon. Cette même méthode a été appliquée par MM. Arago et 740 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. Petit à la dctennination des pouvoirs dispersifs de la vapeur de sulfure de carbone, du cyanogène, du gaz hydrogène sulfuré. Les conclusions générales du travail sont données dans le Mémoire du 11 décembre 1815 sur les puissances réfractives et dispcrsives (voir t. i" des Mémoires, t. x des Œuvres , p. 1:23) ; ici sont repro- duits les détails des expériences. Trois prismes de crown ont été employés pour être placés devant le prisme de Borda dont l'angle est de 1/13" 7 28'' : le premier dévie de 5' 40", le second de 10' 55'', le troisième, qui est mobile, de :25'. ] I. — AIR ATMOSPHÉRIQUE Temj)érature du 23 septembre 1815. Les couleurs que produit le prisme vide, lorsque les faces sont à droite, sont du rouge à gauche et du bleu à droite en apparence. Faces du prisme à gauche. Le prisme de 5'ûO" est trop fort; les prismes de 10' 55" et de 5' ZiO" adossés en sens contraire, ce qui équivaut à un prisme de 5' 15" dépassent encore. On interpose le prisme mobile, à 280% un peu de rouge à gauche, à 70'^ un pen de rouge à gauche, à 270°, rouge à droite visible. à 80", un peu de rouge ù droite, à 275", un peu de rouge à droite, à 75", peut-être du rouge à gau- che, à 277", achromatisme. à 76", achromatisme. Faces du prisme à droite. La différence des prismes de 10' 55" et de 5' 40" est trop forte à 255°, rouge visible à di'oite. à 85", rouge visible à gauche, à 260», peutètredurougeùdroite. à 95", rouge à droite. à 265". peut-être du rouge à gau- à 90", peut-être du rouge ù gau- che, che. à 262" achromatisme. à 92", achromatisme. SUR LES POUVOIRS niSPERSIFS. 741 A la fin des observations répronvctte marquait 0™.009,' la tempé- rature de l'air (Hait 18"; le baromètre extiVieur marquait 0.7-'iS2 et son thermomètre 19". C'est dans cet état qu'on a mesuré la dévia- tion du vide. Trois observations, donnent pour double déviation 9' 0", 8' 51", 8'5i". On réduit la tension intérieure à 0'".002, et on trouve, dans trois observations, pour la double déviation 9' 30", 9' 20", 9' 18". On laisse rentrer l'air, afin de mesurer la déviation des faces. L'éprouvette indique une pression de 0.7^92, la température étant 17". 2; le baromètre extérieur marque 0.7'i81, son thermomètre indiquant 17'\8. Quatre observations donnent pour la double dévia- tions do faces l'3G', 1', 62", l'ii5", l'i6".5. On fait de nouveau le vide; on laisse rentrer l'air et l'on ferme ensuite le robinet du prisme. Trois observations donnent par la double déviation des faces : l'li2", l'Zi2", l'i2". L'éprouvette marquait 0.7^83, la température étant de 17<'.7; le baromètre extérieur indiquait 0.7Zi81 et son thermomètre 18°. IL — V.\PEl"R DE SULFURE DE CARBONE 1". Expériences du 13 septembre 1815. La tension de la vapeur soumise à l'expérience était 0.2885, sa tem- pérature 25". 3. Le liaromètre extérieure marquait 0.75775 et son thermomètre 23".5. On s'est servi dans les observations d'un petit télescope. Faces du prisme à gauche. Le prisme de crown réfractant 10' 55" ne suffit pas pour achro- matiser. La somme des prismes réfractant, l'un 10' 55", et l'autre 5' 40", ne suffit pas encore. On interpose alors le prisme mobile de crown réfractant 25', on lui fait parcourir les différentes parties du liml)e sur lequel il tourne et on observe : 742 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. à 1 90'' rouge i\ droite visible. à 200", encore du rouge à droite. à 210", encore un peu. à 215", achromatisme. à 220", un peu de rouge à gauche. à 230", rouge à gauclie visible. à 150", rouge à droite vis^ible. t\ 160", encore du ronge à droite. à 135", encore un peu. à 130", achromatisme. à 125", unpeuderougciligauche. à 120", rouge à gauche visible. Faces du prisme h droite. La somme des prismes de 10' 55" et de 5' /|0" ne suffit pas tout à fait. On interpose le prisme mobile i\ 20", rouge i\ gauche visible. à 25 \ encore un peu. à 30", achromatisme. à 35", un peu de rouge ù, droite. à ZiO", rouge à droite visible. à, 330", un peu de rouge Cl gauche, à 325", encore un tant soit peu. c\ 320", achromatisme, à 315", très-peu de couleurs, à 310", un peu de rouge à droite. 2" Expériences du Ik septembre. La tension de !a vapeur marquée par l'éprouvette était 0.27/i9, et sa température 26". Le baromètre extérieur marquait 0.7563 et son thermomètre 25". On s'est encore servi du même télescope que dans les observations précédentes; on avait placé devant la partie infé- rieure de son ouverture un petit diaphragme, afin d'être assuré qu'on observait toujours par la même partie de l'oculaire. La somme des prismes de 10' 55" et de 5' 60" no suffit pas, mais paraît assez rapprochée. Faces du prisme à gauche. à 150", rouge visible à droite. à IZiO", encore un peu. à 135", très-près, mais pas encore. ;i 130", achromatisme. à 120", un peu de rouge à gauche. à 110", rouge visible à gauche. à 200", un peu de rouge adroite. c\ 210", encore un peu. à 215", très-près, maispasencore. ù 220", achromatisme. à, 230", un peude rouge à gauche. •d 2/i0", rouge visible à gauche. Faces du prisme ii droite. à 325", un peu de rouge à gauche. à 320", encore un tant soit peu. à 315", achromatisme, à 310", peut-êtreduroiigeàdroite. à 300", un peu de rouge à droite. à 25", un peu de rouge h gauche, à 30", peut-être encore un peu. ù 35", achromatisme, à 60", un peu de rouge à droite, à 50", rouge visible ù, droite. SUR LES POUVOIRS DISPERSII'S. 743 3" Expériences du 15 septembre. La tPn<;lon de la vapeur marqu(';e par léprouvette est 0 2790. et la temiv^ratiire 26" 3. lie baromètre extérieur marqu'^ 0 7555, etsoa tlionnotn<^tr'^ 2'r. On a empioy»^ pour cette série d'observatioas une lunette achromatique de Lerebours. Faces du prisme à gauche (on interpose le prisme mobile). à 200°. rouge visible i\ droite, à 210'\ très-près, mais pas encore, à 215", achromatisme. à 220". très-peu de rouïe à gauche, à 230", rouge visible ù gauche. à lûO", rouge visible à droite. à 135", encore un peu. à 130". très-peu, peut-être dé- pa.ssé. à 125", un peu de rouge à gauche, à 120", rouge visible à gauche. Faces du prisme à droite. à 25°, un peu de rouse à gauche, à 30", très-peu, mais pas encore, à 35", extrêmement près, à ZiO". peut-être dénossé. à 330". rouge visible à gauche, à 325", encore du rouge à gauche, à 315", encore un peu. à 310", extrêmement près. à 50", rouge visible à droite. à 300", rouge à droite. IIL — CYAXOGÈXE. 1" E périences du 2i septembre 1815. La tension du -^az est de 0.6285, sa température étant 19", 8. Le baromètre extérie" marque 0.75265 et son thermonjètre 20".7. Faces du pr' -. '■:■ droite (on emploie le prisme mobile.) à 50", rouge faible à gauche. à 310", un peu de rouge à gauche. à 60°, très- près, un peu de rouge à 300°, peut - être du rouge à à droite. gauche. à 6.5". rouge faible à droite. à 290", un peu de rouge à droite, à 55", peut- être du rouge à à 295", achromatisme. gauche. Faces du pri.sme à gauche. à 120". un peu de i ige à droite, à 210". rouge à droite, à 115", encore un p u. à 260". rouge à gauche. 74i SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. à liO<^, très-près, peut-être dé- Le temps était si obscur qu'on passé. n'a pas pu continuer, à 105", rouge à gauche. 2° Expériences du 25 septembre. La tension marquée par l'éprouvette est de 0.6001; la tempéra- ture est de 19". 2. Le baromètre extérieur indique 0.7572 et son thermomètre 19". i. On s'est servi de la lunette de Lerebours. Faces du prisme à gauche. Le prisme réfractant 10'55" paraît achromatiser presque exacte- ment ; peut-être est-il un tant soit peu trop fort. On emploie le prisme mobile. i\ 110", très-près, peut-être du à 230% rouge à droite faible. rouge à droite, à 115", rouge à droite plus sensible à 235", rouge à droite très-faible, ù 120", rougeà droite très-sensible à 2i0", très-près, à 100", rouge à gauche bien sen- à 238", achromatisme. sible. à 105", très-près, un pou de rouge à 250", rouge à gauche. à gauche, à 109", achromatisme. à 2Zi5", encore un peu de rouge ù gauche. Afin de connaître l'influence des bords de l'oculaire, on a fait les observations suivantes : à 125", rouge k droite dans le centre; bord apparent de gauche achromatique, à 98", rouge à gauche dans le centre; bord apparent de droite achromatique, à 225", rouge à droite dans le centre; bord apparent de gauche achromatique, à 250", rouge à gauche dans le centre ; bord apparent de droite achromatique. Faces du prisme à droite. Le prisme de 10'55" paraît achromatiser exactement. On emploie le prisme mobile. SUR LES POUVOIRS DISPEIISIFS. 74u à 57" 30', bien peu de rouée à à 300^ rouge à gaucho. gauclie. à 55", rouge à gauche sensible, à 295", peut être encore du rouge à gauche. à 60", achromatisme. à 290", très-près. à 65", rouge à droite. à 285". rouge faible à droite, à 62", bien près, peut-être du à 280", rouge à droite visible. rouge à droite. à 75° et à 278°, rouge à droite dans le centre; bord apparent de gauche achromatique, à iô" et à 303", rouge à gauche dans le centre; bord apparent de droite achromatique. IV. — HYDROGÈNE SULFURÉ 1° Expériences du l*""" octobre 1815. La tension marquée par réprouvette est 0.7269, la température étant 18". 7. Le baromètre extérieure marque 0.7521 et son thermo- mètre 18". i. Le prisme réfractant 10' 55" est sensiblement trop faible et la somme des prismes de 10 55' et de 5' iO" sensiblement trop forte, soit qu'on observe les faces à gauche ou à droite. Faces du prisme à gauclie (on se sert du prisme mobile de 25'). à 105°, rouge sensible ù gauche, à 2Zi5', rouge sensible à gauclie. à 115°, encore un peu. à 2Î|0", encore un peu. à 120°, peut-ètredu rouge adroite, à 235", peut-être du rouge ù droite. à 125", rouge sensible à droite. à 230", rouge sensible ù droite. à 117" 30', achromatisme. à 237" 30', achromatisme. à 130° et à 225", rouge îi droite dans le centre; bord apparent de gauche achromatique, à 105" et à 50", rouge à gauche dans le centre ; bord apparent de droite achromatique. Faces du prisme à droite. à i5", rouge à gauche. à 305°, rouge sensible à gauche. à 50", encore un peu. à 300", très-près, peut-être rouge à gauche. 746 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. :\ 55", peut-être du rouge à droite. i\ 295", tn^'s-près peut-être, rouge à droite. à 60", rouge visil)le îi droite. îi 290", rouge visible à droite, à 52" 30', achromatisme. ii 297° 30', acliromatisme. i\ 65 "et à 285'\ rouge à droite dans le centre; bord apparent de gauche achromati(|uc. à 33" et à 310". rouge à gauche dans le centre; bord apparent de droite achromatique. 2" Expériences du 8 octobre. • La tension marquée par Téprouvette est 0.7/i350, la température étant 17".7. Le baromètre extérieur indique 0.7632 et son thermo- mètre 17". 8. Faces du prisme à droite. Le prisme de 10'55" n'achromatise pas tout à fait, mais approche. La somme des prismes de 10' 55" et de 5' est trop forte; les cou- leurs qu'on aperçoit alors sont un peu plus vives que celles qui sortaient en sens contraire en employant le prisme de 10'55". On emploie le prisme mobile de 25'. à 60", un tant soit peu de rouge à 305", un tant soit peu de rouge à droite. à gauche, à 65", rouge sensible à droite. à 300", peut-être encore du rouge à gauche, à 55", couleurs insensibles. à 295", peut-être du rouge à droite. à 50", peut-être du ronge à gau- à 290", du rouge à droite. che, à Zi5", rouge sensible à gauche, à 297", achromatisme. à ZiO", rouge à gauche dans le centre; bord apparent de droite achromatique. à 70", rouge à droite dans le centre; bord de droite coloré faible- ment en rouge. à 65", rouge à droite dans le centre ; bord de gauche à peu près achromatique. Faces du prisme à gauche. La somme des prismes de 10' 55" et de 5' ZiO" fait passer le rouge à SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. 747 droite dans le centre; mais sur le bord de pauehe on voit du rouge à droite. I.e prisme de 10'55" laisse dans le centre le rouge i\ gauche; sur le bord à droite on voit du rouge i\ droite. à 115". très -près, peut-être du i\ 225", un peu de rouge à droite. du rouge à gauche. à 120". peut-être du rouge à droite. à 110', rouge h gauche. à 125", rouge i\ droite, à 118", achromatisme. il 230", encore un peu. à 235", peut-être du rouge à gauche. à 2Z|0", du rouge k gauche, à 233", achromatisme. 3" Expériences du 20 octobre. La tension marquée par Téprouvette est 0.6800, la température étant 20". 6. On n'a pas observé le baromètre. On s'est servi dans ces observations du petit télescope; sans l'in- terposition d'aucun prisme, l'oculaire de cet instrument fait voir un peu de rouge à droite, d'où il suit qu'il faut, dans l'observation des faces à gauche, employer pour l'achromatisme un prisme d'un plus petit angle que dans celle des faces ù droite. C'est ce que Tex- périence a confirmé. Faces du prisme à droite. Le rouge est à droite. Le prisme de 10'55" ne suffît pas; il laisse le rouge à droite. La somme des prismes de 10' 55" et de 5' ZjO" ap- proche beaucoup, mais fait passer le rouge à gauche. Ilpst probable que la moyenne ne sera pas éloignée et produira l'achromatisme. On interpose le prisme mobile. à 30", rouge sensible à gauche, à 320", rouge très-sensible à plus que n'en produit la somme gauche. des prismes de 10'55"et de b'IxO". à /lO", encore un peu de rouge à à, 310", encore un peu. gauche. à 65", très-près, mais pas encore. à 50', achromatisme. à 60", un peu de rouge à droite, mais très-peu. à 70", rouge visible à droite plus que n'en laisait le prisme de 10' 55". à 305°, encore un peu. à 300", achromatisme. i\ 290", rouge à droite assez sen- sit)lo. à 280", rouge ù droite très-sen- s!l)le. 748 SUR LES POUVOIRS DISPERSIFS. Faces du prisme à gauche. Le rouge est ;\ gauche. On interpose le prisme mobile. à 120". rouge à droite. ii 220", rouge très -sensible i\ droite. à i30", rouge à droite très-sensi- à 230", encore du rouge adroite. bie. à 115", un pou de rouge ii droite. i\ 2'i0", peut être encore du rouge à droite. h 110", achromatisme. à 2i5", peut-être déjà du rouge à gauche. h 100", un peu de rouge à gauche, à 255", rouge à gauche, à 90", rouge sensible ù gauche. à 260", rouge très - sensible ù gauche. [Il y a lieu, pour compléter ces Notes sur les pouvoirs dispersifs, de rappeler que M. Arago a indiqué (t. iv des Notices sciontipques, t. yii des Œuvres, p. hh^) un pro- cédé particulier pour déterminer les pouvoirs dispersifs comparatifs de toutes sortes de substances. Ce procédé consiste dans l'emploi d'un verre bleu placé devant l'ocu- laire, et à l'aide duquel on aperçoit très-distinctement des raies noires qui limitent les spectres de manière à rendre les observations exactes et comparables. ] FIN DU TOME SECOND DES MEMOIRES SCIENTIFIQUES TOME ONZIÈME DES OEUVRES TABLE DES MATIERES DU TOME ONZIÈME TOME SECOND DES 3IÉJI0IRES SCIENTIFIQUES Pages. Vitesse du sox. — Résultats des expéi'iences faites en 1822, par ordre du Bureau dos Longitudes, pour la détermi- nation de la vitesse du son dans Tatmosphère 1 Forces élastiques de l'air et de la vapeur. — Exposé des recherches faites en collaboration avec M. Dulong, de 1825 i\ 1829, par ordre de TAcadéniie des sciences, pour déterminer les forces élastiques de la vapeur d'eau h de hautes températures 13 Mesure de la Méridienne de France 54 Mémoire sur les cercles répétiteurs 115 Sur la latitude de Paris 138 Sur les observations des longitudes et des latitudes géo- désiques. — Application de la télégraphie électrique au perfectionnement de la carte de France. — Emploi des cercles répétiteurs, des théodolites, des secteurs zéni- thaux , des lunettes zénithales. — Erreurs des observa- tions i/|0 Sur l'attraction des montagnes lZt9 Sur les opérations géodésiques exécutées en Italie par les ingénieurs géographes français 165 Sur les observations du pendule faites pendant le premier voyage du capitaine Parry 170 7o0 TABLl- DES MATIERES. Pages. Sur les étoiles multiples 181 Sur la i'Aii\i.i..\xe de la 61' nu Cvcine 201 Sur l'inventeur du micromètre oculaire 205 Sur quelques instruments et observations astronomiques.. 210 Sur de nouveaux moyens d'éclairer les fils des réticules et des niicroiuètres 219 Sur un micromètre a douule réfraction 223 Sur l'obliquité de l'écliptioue et Texlstonce d'une colliuia- tion individuelle 227 Mémoire sur un moyen très-simple do s'affranchir des erreurs personnelles dans les observations des passages des astres au méridien 233 MÉMOIRE SUR MARS 2Z|5 CHAPITRE PREMIER. — Inti'oduction , . 2Zl5 chapitre II. — Historique des recherches faites sur la forme et la constitution physique de Mars 2/j9 CHAPITRE III. — Mesure de l'aplatissement de Mars 252 CHAPITRE IV. — Constitutiou physique de Mars 257 CHAPITRE V. — Mesures des diamètres de Mars faites avec la lunette prismatique de Rochon 266 CHAPITRE VI. — Mesures des diamètres de Mars faites avec le micromètre oculaire à grossissement variable de M. Arago 289 CHAPITRE VII. — Observations des taches de Mars 290 DE L'INFLUENCE DES LUNETTES SUR LES LMAGES 305 CHAPITRE PREMIER. — Inti'oduction 305 CHAPITRE II. — Ma lunette n'altérait pas la forme des objets 307 CHAPITRE III. — Y avait-il dans ma lunette des effets sen- sibles provenant des aberrations de sphéricité, de ré- frangibilité et de l'irradiation V 307 TABI.K DRS MATIEllES. 751 rages. CHAPITRE IV. — L'iiitcusiié de la lumière exerce-t-elle une influence sur le diamètre des disques? 309 CHAPITRE V. — L'éclat d'un astrt! inilue-l-il sur les valeurs des diamètres ? 309 CHAPITRE VI. — De ractiou des diaphrag-ines sur la gran- deur des images 311 SLR le TRAITÉ DE M. BrEWSTER RELATIF ALX INSTRUMENTS... 319 Slr l'irradiation 335 SiR CNE CHAMBRE OBSCURE et uu inicroscopc périscopi(jue. . . 337 Mesures du diamètre de Mercure 3^2 Mesures du diamètre de Vénus 3Zi6 Observations de Jupiter et de ses satellites 35i Mesures de Saturne et de son anneau 390 Mesures d'Uranus 1x27 Sur une étoile paraissant se mouvoir d'un mouvement PROPRE Zl29 SUR LES TACHES SOLAIRES /iSl I. Considérations sur les taches solaires /i31 II. Observations des taches du Soleil faites de 1822 à 1830 /,35 m. Rapport sur un mémoire de M. Laugier, relatif aux taches du .Soleil /i60 SUR LES COMÈTES /,66 I. Sur la découverte de la périodicité de la Comète d'Encke Zi66 H. Sur la Comète de 1759 ou de Halley Zi73 m. Critique de quelques hypotliè.ses sur la chaleur des Comètes et sur la nature de leur queue 505 IV. Sur la direction de la queue des Comètes 508 m TABLE DES MATIÈRES. Pages. V. Polarisation de la lumière des Comètes.— Observations de la brillante Comète de 1819 509 VI. Comète de 1816 52ù VII. Comètes de 1822 525 VIII. Comète de 1823 528 IX. Comète du mois de juillet 182i 530 X. Troisième Comète de 18^0 531 XI. Comète de 18 '4 2 533 XII. Grande Comète de 1863 536 XIII. Double noyau de la Comète de six ans trois quarts dite Comète de Gambart 560 SUR LES ÉTOILES FILANTES 569 I. Météore de \Vorthing 569 IL Météore de Cambridge 570 III. Météore de Richemond 571 IV. Météore de Rhodes 571 V. Météore du 16 août 1822 572 VI. Météore de la Martinique 572 VII. Météores lumineux observés en 182/i 573 VIII. Météores lumineux de 1825 574 IX. Sur des Météores lumineux observés sur le Soleil et pendant une éclipse 575 X. Sur les mouvements des étoiles filantes 578 XL Rapport entre les nombres des étoiles filantes d'août et de septembre 579 XIL Étoiles filantes de la nuit du 12 au 13 novembre 1836. 579 XIII. Étoiles filantes de la nuit du 10 au 11 août 1837 587 XIV. Étoiles filantes du milieu de novembre 1837 589 XV. Sur les étoiles filantes périodiques du mois d'août 592 XVI. Sur les mouvements de précession des équinoxes 595 XVIÎ. Rapport sur une Note de M. Edouard Biot, relative aux étoiles filantes 597 TABLK UI'S MA MÈRES. 753 Pages. SlR LES VARIATIO.NS DE LA TEMPÉRATURE A DIVERSES PROFON- DELRS AU- DESSOLS DU SOL 599 Sur L'ÉgiATtUR magnétique 609 Observatio.ns d'électricité atmosphérique 619 Observations sur l'état électrique de l'air à Pari? en 1829, 1830 et 1837 62ii Notes diverses sur rélectricité 63'i I. Les corps des hommes et des animaux frappés de la foudre se putréfient-ils lentement ? 635 il. Cas de guérison par la foudre 635 m. Paralysie produite et guérie par la foudre 636 IV. Électricité des corps animés 637 V. Corps inflammables traversés par la foudre sans pro- duction d'incendie 637 VI. Incendies causés par la foudre qui ne se manifestent qu'après de Ioul's intervalles 638 VII. Coup de foudre dans un champ de chardons 638 VIII. Les coups de tonnerre aigrissent-ils le vin, la bière, le lait? 639 IX. Électricité des liquides 639 X. Les nuages sont-ils plusélectrisés en hiver qu'en été ? 639 XI. Sur la couleur de l'étincelle 6i0 XII. Questions diverses 6^0 XIII. Phénomène présenté par un lac 6^1 XIV. Exemple de choc en retour 6^1 XV. Grêle contenant un noyau pierreux. . . . , 6liU X\I. Les paratonnerres ne préservent pas de la grêle. . .. 6It6 XVII. Des influences des aurores boréales sur les mouve- ments de l'aiguille aimantée 6^9 XVllI. Les brouillards secs n'ont aucune action sur l'aiguille aimantée 651 De quelques phé.nomè.nes curieux 654 1. Sur une disposition remarquable des nuages 654 XL— II. 48 754 TAIU.K DKS M ATI EH ES. Pages. "11. Sur l'état de ratniosphère près des cascades 65Zi m. Sur lefe cercles des fées 656 IV. Sur un pronostic météorologique observé aux îles Shetland 656 Y. Sonorité de Tair 657 VI. Détonations extraordinaires dans File de Méléda 057 Vil. Sur les Ijruits souterrains qu on entend à Nakous 660 VllI. Tempête k Wardoeliuus 661 Sur les dépressions de l'horizon de la mer 662 Sur divers phénomènes d'optique 671 I. Soleil bleu 671 II. Phénomène atmosphérique 673 III. Sur la disposition singulière qu'affecte quelquefois la lumière atmosphérique au lever ou au coucher du Soleil 67/j IV Arcs-en-ciel extraordinaires 675 V. Halos solaires et lunaires 677 VI . Sur le nombre des couleurs primitives 692 Vil. Remarques sur les effets que le fluide qui humecte la cornée peut produire sur les observations astrono- miques 69Zi VI 11. De l'importance d'un instrument propre à la mesure des propriétés optiques des corps 700 Mémoire sur les affinités des corps pour la lumière et parti- culièrement sur les forces réfringentes des différents gaz. 702 SlR les pouvoirs DISPERSIFS 733 I. Dispersion de l'atmosphère 737 II. Vapeur de sulfure de carbone 761 III. Cyanogène 7A3 IV. Hj'drogène sulfuré 765 FIN DE LA TABLE DES MATIERES DU TOME ONZIEME TABLE DES FIGURES 1 Mode d'assemblage des tubes de verre dans l'appareil do MM. Diilong et Arago, pour la vérification de la loi do Mariette 21 2 Mode d'attache des tubes de verre à Tarljre vertical ser- vant de support (coupe verticale) 22 3 Mode d'attache des tubes de verre à l'arbre vertical ser- vant de support (plan) 22 U Vue générale de l'appareil de MM. Dulong et Arago, pour la vérification de la loi de Mariette (coupe verticale). . . . 23 5 Vue en perspective du mode de suspension destiné à empê- cher les tubes inférieurs d'être comprimés par les tubes supérieurs 26 6 Ajustage du tube manoniétrique dans le conduit communi- quant avec la pompe de compression 26 7 .Micromètre destiné à mesurer les différences de niveau du mercure dans le grand tube vertical et dans le tube ma- nométrique 30 8 Appareil de .MM. Dulong et Arago. pour la détermination de la force élastique de la vapeur (vue en perspective) 36 9 Appareil de MM. Dulong et Arago, pour la détermination de la force élastique de la vapeur d'eau (coupe verticale) . . 37 10 Disposition du thermomètre destiné à donner la tempéra- ture de la vapeur d'eau /:i3 11 Prolongement de la mesure de la méridienne de France jus(|u'au.\ îles Baléares, par M.M. Biot et Arago 57 12 Taches de Mars observées le 13 juillet 1813, par M. Arago. 293 13 Taches de Mars observées le 21 juillet 1813, par .M. Arago. 29Zi H Taches de Mars observées le 18 août 1813, par M. Arago. 297 15 Aspect de Mars le 19 août 1813 297 IG Aspect de Mars le 20 août 1813 298 TSfi r.MUJ-: DKS KUiUUES. Fig. Pages. 17 Aspect de Mars le 23 aoiU 1813 298 18 Aspect de Mars le 2/i août 1813 299 19 Taches de Mars observées le 20 octobre 1815, par M. Arago . 301 20 Taches de Mars observées le 26 octobre 1815, par M. Arago. 302 21 Mesure de la distance du bord supérieur de la bande supé- rieure de Jupiter au bord inférieur de la planète (appa- rences) 361 22 Mesure de la distance du bord supérieur do la bande infé- rieure de Jupiter au bord inférieur de la i)hinète (appa- rences) 362 23 Mesure de la distance du bord inférieur de la bande infé- rieure de Jupiter au bord supérieur de la planète (appa- rences) 363 24 Mesure de la distance du bord inférieur de la bande supé- rieure de Jupiter au bord supérieur de la planète (appa- rences) 366 25 Apparences des bandes de Jupiter le 17 novembre 1810, dans une lunette renversant les objets 365 26 Configuration des satellites de Saturne le 13 février 1822 , à 8" 30'" de temps vrai 1x22 27 Aspect de Saturne dans la lunette de M. Cauchoix, le 31 janvier 182/i 623 28 Aspect de Saturne dans la lunette de Lerebours, le 12 juin 1833 U2lx 29 Aspect de Saturne dans une lunette qui renverse les objets, le là septembre 1862 625 30 Dispersion d'un faisceau de lumière à travers un prisme de tlint-glass 693 FIN DE LA TABLK DF.S FIGURES l'AKlS. — IJIPUIMEKIE DK J, CLAYK, KUB SAINT-BKNOIT, r Q 113 A? 135^ 1. 11 Arago, Dominique François Jean Oeuvres complètes 1 PLEASE DO NOT REMOVE CARDS OR SLIPS FROM THIS POCKET UNIVERSITY OF TORONTO LIBRARY