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IV. Les courbes tournent et en même temps se raccourcissent trajectoire de l'oscillation est donc tropique; et l'on voit bien la distinction à faire entre le mouvement sur la courbe tropique, lequel a le sens que nous venons de dire, et le pivotement de la courbe ou giration, qui affecte le sens inverse, celui de la marche des étoiles.

V. Les dimensions relevées pour la giration sont inégales à l'Est ab = 16 mm, à l'Ouest ef = 20 mm. Il y a de plus une différence de forme entre les deux pointes : à l'Est la pointe est nette; à l'Ouest il y a un rebroussement de stylet, rebroussement qui se traduit souvent par des taches d'encre. Inégalité et nuances de forme concordent avec notre théorie.

Le stylet de toile, en effet, se tient légèrement en arrière du prolongement du fil du pendule par rapport au sens du mouvement prédominant de ce fil. Or au début de chaque battement l'ellipticité se manifeste pour ainsi dire seule elle croît jusqu'au droit de la verticale, puis décroît jusqu'à zéro. La giration, elle, partant de zéro, accumule ses effets, toujours dans le même sens jusqu'à la fin du battement, de telle sorte que, pour faibles que soient ces effets comparativement, ils prédominent tout de même à l'extrémité du battement, où l'ellipticité s'annule. Nous avons vu, d'ailleurs, que, bien que dans l'ensemble de l'oscillation la giration ait le sens négatif, elle n'a véritablement ce sens que dans la partie Nord de la trajectoire du pendule, et que dans la partie Sud, prise isolément, la giration serait positive. Dès lors toute l'écriture de la planche s'explique.

En arrivant à la pointe Est par la courbe Sud le stylet est guidé dans le sens positif, et quand il repart sur la courbe Nord, il ne cesse d'être guidé dans le même sens : le trait est donc net des deux côtés, étant seulement ralenti sur la pointe. En arrivant à la pointe Ouest, au contraire, le stylet est guidé dans le sens négatif : il devra repartir dans le sens positi, il s'arrête donc et se retourne sur place, déposant son encre, dans laquelle il s'empâte; il repart ensuite vivement, pour rattraper le temps perdu, et la première tangente de son parcours semble s'incliner à 45o sur la trajectoire Nord, qu'il vient de quitter.

10. La théorie nous a encore indiqué le sens sinistrorsum pour la giration, quand le pendule bat Nord-Sud, et l'existence d'une position. intermédiaire de giration nulle. Ces deux résultats ont été observés, en effet, par M. d'Oliveira, à Rio-Janeiro, par latitude de 22° 54'. Ils n'ont pas été constatés de même ailleurs. Mais la théorie a supposé une composition des mouvements libre, et la pratique ne réalise pas cette condition. Les pendules sont attachés à un point fixe la composition du mouvement pendulaire avec le mouvement terrestre est par là gênée (*), et elle l'est plus ou moins selon les cas et selon les circon

(*) Nous en avons fait la remarque en traitant de l'ellipticité (Mémoire de Dijon).

stances. Parmi celles-ci il y a lieu de prendre en considération surtout la masse du pendule, l'élasticité du fil et peut-être sa longueur, et enfin la latitude.

Nous poursuivons l'étude du mouvement pendulaire gêné.

M. L. MONTANGERAND,

Astronome adjoint à l'Observatoire, Toulouse.

SUGGESTIONS SUR LA CARTE PHOTOGRAPHIQUE INTERNATIONALE DU CIEL ET IDÉES NOUVELLES POUR LA DÉCOUVERTE DES ÉTOILES VARIABLES.

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27 Mars.

Au Congrès de l'Association française (Session de Toulouse 1910), j'ai eu l'honneur de présenter une Communication sur la Carte photographique du Ciel et de signaler quelques résultats nouveaux à attendre de l'étude des clichés, faits dans certaines conditions indiquées, de cette grande entreprise internationale.

Je désirerais, au Congrès actuel, communiquer quelques idées nouvelles, applicables à l'emploi de ces clichés de la Carte internationale ou à d'autres sujets de Photographie astronomique.

Pour la clarté de l'exposé je rappelle brièvement que les clichés de la Carte comportent trois poses d'égale durée (30 minutes chacune) formant des images disposées en triangle équilatéral de de millimètre de côté (dimension actuellement adoptée).

Parmi les recherches à poursuivre sur ces clichés, je voudrais insister sur la mesure des étoiles doubles ou multiples. On sait que l'on appelle étoile double un couple d'étoiles retenues l'une près de l'autre par l'attraction universelle et qui sont en mouvement relatif. Les étoiles multiples sont des groupes d'au moins trois étoiles ayant entre elles des dépendances mécaniques. Les étoiles multiples d'un degré très élevé sont les amas.

Or, la mesure des couples, groupes ou amas, sur les clichés de la Carte obtenus à plusieurs années d'intervalle, permettrait de savoir si les objets ainsi mesurés sont des ensembles purement optiques, le rapprochement étant produit par la perspective, ou sont véritablement des systèmes mécaniques et physiques. Il y a donc lieu de recommander l'étude à ce point de vue des clichés de la Carte. Cette étude n'est pas jusqu'ici systématiquement poursuivie dans les Observatoires.

A Toulouse, nous avons compris depuis longtemps l'intérêt de cette

recherche, car j'avais organisé, il y a plusieurs années déjà, sous la direction de M. B. BAILLAUD, ce service spécial de mesures qui a donné jusqu'ici de fort intéressants résultats. J'avais d'abord essayé la mesure par coordonnées polaires longueur de la droite joignant les composantes et angle de position; mais, après de minutieuses comparaisons, j'ai adopté le mode de mesure par coordonnées rectilignes en usage pour les clichés du Catalogue, clichés allusionnés dans ma Note aux Comptes rendus de l'Académie des Sciences de 1910.

Pour compléter, en attendant des Communications ultérieures, cette suggestion sur les clichés de la Carte, je désirerais dire quelques mots sur la reproduction de ces clichés, et conseiller un procédé pratique, rapide et capable de donner de promptes découvertes sidérales.

J'indique que les clichés, portant un quadrillage servant de repère et appelé réseau, sont agrandis deux fois en diamètre pour donner un positif sur verre et, par une série d'opérations techniques très délicates, des épreuves et cartes définitives sur papier. En corrigeant ce positif et les épreuves successives, par comparaison avec le cliché original, on fait disparaître les taches ou défauts qui pourraient gêner la lecture et l'examen de la Carte une fois publiée et donner lieu à des méprises dans l'identification des vraies images stellaires.

Cette comparaison s'effectue habituellement de la manière suivante : l'original et la reproduction à corriger sont placés l'un à côté de l'autre et la correction se fait avec l'aide d'une loupe que l'on porte successivement sur les deux pièces comparées. Or, ce procédé est assez pénible et demande beaucoup de temps.

Pour obvier à ces inconvénients, j'ai proposé, il y a une quinzaine d'années, d'utiliser l'appareil de physique appelé chambre claire dont on connaît le principe: par l'emploi combiné d'une lentille et d'un prisme à réflexion totale on peut superposer les images de deux objets identiques juxtaposés. Si donc on prend une lentille grossissant deux fois on pourra recouvrir mutuellement le cliché, vu grossi, et les épreuves qui en sont tirées, comme je l'ai dit plus haut. J'ai fait de nombreux essais pour la mise en œuvre de cet appareil; mais l'installation matérielle dont j'ai pu disposer n'ayant jamais été complète, malgré mon désir, je n'ai pu aboutir à tous les résultats attendus et qui sont précieux.

On comprend, en effet, que l'application de la chambre claire rendrait la correction des reproductions consécutives de l'original de la Carte tout à fait aisée et sûre en supprimant le doute sur l'identité des images stellaires et en permettant une comparaison rapide. En outre, en prenant la précaution de remplacer la lentille par une glace à faces parallèles ne donnant pas de grossissement, il serait facile de superposer deux originaux faits à un intervalle de plusieurs années par exemple, et constater, par une comparaison essentiellement commode et précise, s'il y a déplacement des étoiles photographiées ou intervention d'astres mobiles ou nouveaux, non communs aux deux clichés confrontés. On pourrait con

clure ainsi de nombreux mouvements propres stellaires ou la découverte de corps célestes inconnus. Sans que j'insiste davantage, la fécondité de cette utilisation de la chambre claire se reconnaît immédiatement.

Comme on vient de le voir, l'étude appropriée des clichés de la Carte du Ciel, peut conduire à d'importants résultats, auxquels il faut ajouter, avec tant d'autres encore imprévus, ceux que j'avais signalés au Congrès de 1910. Parmi ces derniers, je rappelle ceux qui se rapportent aux étoiles variables. Pour la découverte de ces étoiles on peut recourir à des clichés obtenus dans d'autres conditions que celles requises pour la Carte, avec, par exemple, une seule pose au lieu de trois.

Ainsi, une région du Ciel étant soupçonnée de compter des variables ou une étoile suspectée de variabilité, on peut, pour remplacer les recherches visuelles ou photométriques habituelles, faire un cliché sur cette région ou cette étoile en déréglant l'horlogerie qui entraîne l'Instrument photographique, c'est-à-dire en donnant à cet appareil une marche différente de la vitesse du mouvement diurne. Le cliché placé dans son châssis étant abandonné, c'est-à-dire posant sans conduite de la part de l'observateur, les étoiles seront représentées sur la plaque une fois développée par des images allongées ou traînées. Ces trainées seront d'autant plus longues que la pose l'aura été davantage; ce qui sera facile dans les longues nuits. d'hiver où l'on peut, dans nos climats, par exemple au moment du solstice, poser au moins 12 heures. Et cela sans fatigue, ni même présence continuelle de l'astronome, puisque celui-ci n'a pas à guider l'instrument. Le cliché développé montrera à l'examen si certaines traînées sont d'intensité inégale; dans ce cas on aura affaire à des étoiles variables. En été comme en hiver, on pourra toujours exposer au moins 6 heures, de 3 heures avant à 3 heures après le méridien, surtout pour des étoiles hautes en déclinaison. Car il faut évidemment éviter le voisinage de l'horizon, ce voisinage apportant une altération dans l'éclat des astres photographiés, donc des modifications étrangères dans l'intensité des traînées.

Pour des étoiles circompolaires voisines du pôle on pourra, puisqu'on reste toujours loin de l'horizon, avoir facilement, surtout en hiver, des expositions de plus de 12 heures. L'examen des clichés devra alors sûrement donner des résultats.

Pour les variables de période dépassant 12 heures, ce qui est le cas général, on pourra faire des expositions sur la même plaque à quelques jours d'intervalle, en ayant soin, par un petit déplacement de la plaque ou de l'instrument lui-même, de placer sur la gélatine les traînées successives des mêmes étoiles, voisines les unes des autres, ce voisinage devant permettre la comparaison des intensités des traînées correspondantes et faciliter ainsi, la reconnaissance des étoiles qui ont varié d'éclat dans l'intervalle des soirées de pose. On devrait étudier à ce point de vue les clichés existants portant des traînées circulaires autour du pôle.

C'est par un procédé comparable que j'ai personnellement vérifié la variation d'éclat de la planète Éros, variation constatée à l'opposition de 1900-1901, et déterminé la période de variabilité (Voir C. R. Ac. Sc., du 11 mars 1901). Alors il n'avait pas été nécessaire de dérégler l'horlogerie; il me suffisait de suivre avec l'instrument sur une étoile quelconque comme guide; la planète, ayant un mouvement propre qui la fait se déplacer devant les étoiles ordinaires, avait marqué sur mes clichés des trainées de longueur très appréciable au bout de 3 heures. J'ai pu ainsi reconnaitre pour la période de variation de cette curieuse planète la durée de 2 heures 38 minutes vérifiée par les déterminations ultérieures d'autres astronomes.

On peut aussi trouver des variables de la manière suivante : on met la plaque photographique dans son châssis à une position sensiblement extra-focale et l'on guide l'instrument. Alors, les images, au lieu d'être rondes et bien piquées, réduites à une tache noire et compacte, sont des cercles étalés et de teinte grise de diamètres appréciables et, d'ailleurs, agrandissables à volonté. Il faudrait alors mettre sur la même plaque, avec un intervalle de temps convenable, des images étalées d'une même étoile, en voisinage, et examiner comparativement les intensités du gris des images correspondantes.

Cette extra-focalité (produisant les cercles stellaires de JANSSEN) est une pratique déjà couramment employée actuellement pour comparer photométriquement deux étoiles différentes, mais je ne crois pas qu'elle ait été encore appliquée pour la comparaison des images rendues voisines d'une même étoile avec un certain temps d'intervalle, donc pour la recherche systématique des étoiles variables.

Toujours dans ce dernier ordre d'idées je voudrais, pour terminer cette Communication, signaler un moyen certain d'étudier rapidement les Amas d'étoiles. Étant donné ce que l'on sait de la cause de variation d'éclat de certaines étoiles [Algol (3 Persée), entre autres, est fortement soupçonnée d'être dans ce cas], cause qui résiderait dans l'existence d'un astre relativement obscur près de l'étoile visible et passant périodiquement, dans un mouvement orbital, devant l'étoile principale qui ainsi varierait d'éclat assez rapidement, on comprend aisément que dans un amas d'étoiles, surtout un amas très riche en composantes, qui alors sont à des états bien divers d'éclat, il y ait souvent des passages de corps les uns devant les autres, donc de fréquents phénomènes de variation photométrique d'un grand nombre d'étoiles composantes. C'est ainsi qu'on a trouvé quelques amas très fournis comprenant de nombreuses variables; exemple d'après M. PICKERING, l'amas M.30 contiendrait sur 900 étoiles examinées, 132 variables.

Je n'ai pu savoir, malgré mes recherches bibliographiques, par quelle voie, photométrie directe ou photographie, on a pu reconnaitre ces variables d'Amas. Mais je propose de faire cette recherche de la manière suivante on photographiera l'amas étudié avec des plaques de sensi