contenir des glaces de 6 pouces de côté, dimension que Warren de la Rue trouve convenable.
« L’oculaire est fixé sur la boîte A (fig. 104) dans laquelle glisse une lame B à la partie inférieure de laquelle s’attache un ressort a dont on fait varier la puissance suivant la vitesse que l’on désire donner à l’obturateur B. Un bras D à poulie sert de soutien au fil bc (fig. 103) qu’on brûle ou qu’on détache à un moment convenable.
« La figure 105 montre l’intérieur de l’obturateur. L’anneau ADBC représente l’espace qui existe entre le tube à crémaillère E (fig. 104) et le tube B (fig. 103). L’espace blanc indique l’ouverture du tube E (fig. 104).
« La lame glissante KE porte une seconde lame intermédiaire I dont on peut faire varier la longueur, afin de régler très-exactement la course de l’obturateur KE, qui porte d’ailleurs une rainure à sa partie supérieure dans laquelle s’engage une vis non représentée sur la figure. L’obturateur est donc sollicité par un ressort retenu par un cordon, et empêché de faire une course égale à sa longueur par une vis qui s’engage dans une rainure. Voilà donc la description de l’instrument dont nous devons maintenant décrire l’usage.
« Disons tout d’abord que l’objectif est beaucoup trop grand et qu’on peut le réduire à la moitié de son diamètre, ce qui permet encore une pose très-courte (1/20e à 1/30e de seconde). Mais on a donné à cet objectif cette dimension, afin de pouvoir s’en servir pendant les éclipses de soleil.
« Cet instrument étant destiné à reproduire le soleil d’heure en heure ou à des moments quelconques, il suffit pour cela de l’ajuster (à l’aide des cercles divisés de la monture équatoriale et des positions fournies par les catalogues) et de s’en servir comme d’un appareil photographique ordinaire, sans avoir recours au mouvement d’horlogerie qui n’est destiné à opérer que pendant les éclipses. La mise au point doit nécessairement se faire une fois pour toutes et se vérifier de temps à autre[1]. »
Le soleil examiné au télescope, avec un grossissement d’une puissance moyenne, et des verres colorés qui en atténuent la lumière trop vive, présente l’aspect d’un disque, parsemé de taches plus ou moins nombreuses, et qui changent lentement de place. Ces taches sont sombres. Outre ces taches sombres, il en est de lumineuses, que l’on a nommés facules (de facula, torche), Avec un grossissement plus puissant, on a remarqué que la surface du soleil est rugueuse comme la peau d’une orange.
La figure 106 que nous empruntons à l’ouvrage de M. Monckhoven, représente une tache du soleil, obtenue au moyen de la photographie, par M. Nasmyth, physicien anglais. M. Monckhoven a fait graver cette figure d’après un dessin fait par M. Nasmyth. « Elle peut servir, dit M. Monckhoven, à ceux qui cherchent à perfectionner les moyens de reproduire photographiquement cet astre, car les épreuves solaires que l’on a obtenues jusqu’ici, sont loin d’en atteindre la beauté et l’exactitude[2]. »
L’éclipse totale du soleil du mois de juillet 1851 et celle du 18 juillet 1860, ont fourni une preuve intéressante du secours que la photographie peut apporter à l’étude des phénomènes astronomiques. Un grand nombre d’opérateurs fixèrent sur une plaque collodionnée, les différentes phases de l’éclipse de 1851. L’une des épreuves les plus remarquables en ce genre, obtenue à Rome, en moins d’une seconde par le P. Secchi, au moyen d’une lunette astronomique, fut mise sous les yeux de l’Académie des sciences de Paris. Ses dimensions étaient considérables ; les bords du disque de la lune s’y trouvaient nettement accusés. En présentant cette épreuve à l’Académie, M. Faye fit remarquer que de semblables reproductions de l’image solaire par les moyens photographiques, pourraient rendre de grands services à l’astronomie. Obtenues par séries, à des intervalles de temps égaux, elles permettraient, selon ce savant académicien, de calculer le diamètre de l’astre autour duquel gravite notre système planétaire, aussi bien que la position exacte des taches qu’il présente, et sur la nature desquelles tant de discussions se sont élevées. Il serait facile d’avoir dans les cabinets d’astronomie des images du soleil prises dans toutes les saisons ; on pourrait ainsi, ajoute M. Faye, déterminer plus exactement qu’on ne l’a fait
