A. CLAUDE El L. DRIKNCOURT 



L'ASTROLABE A PRISME 



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aurait une précision double pour les étoiles à 

 vitesse zénithale suffisamment lente, c'est-à-dire 

 • pour les circomméridiennes. Mais l'absence de 

 réticule permettait d'aller plus loin encore dans 

 celle voie. Dans les lunettes à réticule, le grossisse- 

 ment de l'oculaire est très limité : on ne peut l'aug- 

 menter sans augmenter en même temps le diamètre 

 apparent des lils et sans diminuer dans le même 

 rapport la précision des pointés. On est donc 

 obligé, pour augmenter le grossissement de la 

 lunette, d'employer des objectifs à foyers de plus 

 en plus longs. C'est ainsi qu'on est conduit à 

 mettre dans les instruments ces longues lunettes 

 qui, entre aulres défauts, ont celui d'être très 

 encombrantes et peu transportables. 



Il n'en est pas tout à fait de même pour les 

 lunettes sans réticule. Quel que soit le type d'ocu- 

 laire employé, son grossissement n'a alors d'autre 

 limite que celle à partir de laquelle les images 

 cessent de paraître fines. Or, le diamètre apparent 

 sous lequel on voit l'image d'une étoile à travers 

 l'oculaire dépend du diamètre de l'image réelle 

 fournie par l'objectif et du grossissement propre 

 de l'oculaire. On sait que le passage des rayons 

 lumineux dans l'objectif donne naissance à des phé- 

 nomènes de diffraction en vertu desquels l'image 

 d'une étoile, au lieu de se réduire à un point, est 

 une tache brillante estompée sur les bords et 

 entourée d'anneaux concentriques alternativement 

 clairs et obscurs; l'éclat des anneaux lumineux 

 est sensiblement plus faible que celui de la tache 

 centrale et va en diminuant progressivement. Pour 

 une distance focale principale donnée, l'éclat de la 

 tache centrale est inversement proportionnel à la 

 surface libre de l'objectif; son diamètre est d'au- 

 tant plus étroit et les anneaux plus resserrés que 

 l'ouverture efficace de l'objectif est plus grande. 

 On peut donc, en augmentant dans une certaine 

 mesure le rapport de l'ouverture de l'objectif à sa 

 distance focale, accroître la finesse des images 

 réelles. D'autre part, comme il n'y a pas de réticule 

 à rendre visible, on observe dans un champ sombre, 

 ce qui permet d'apercevoir des étoiles d'éclat beau- 

 coup plus faible que si le champ était éclairé. Avec 

 les lunettes à réticule, il n'y a pas intérêt à obser- 

 ver des étoiles au delà d'une certaine grandeur, 

 car elles disparaissent sous les fils et leur pointé 

 est moins précis. Au contraire, lorsque le champ 

 est sombre, on recherche de préférence les étoiles 

 de faible éclat, qui donnent des images fines, plus 

 favorables à la précision de l'observation que les 

 images trop éclatantes. Or, cette finesse vient de 

 ce que seule la partie la plus brillante de la tache 

 centrale est visible : ce noyau ayant un diamètre 

 très faible, on peut le regarder avec un oculaire 

 d'un grossissement notablement plus fort que celui 



des lunettes à réticule sans que, pour cela, il cesse 

 de paraître fin; et son éclat n'est guère diminué, 

 car le légei- agrandissement produit par l'augmen- 

 tation de grossissement est compensé en partie 

 par l'extinction plus complète des bords estompés 

 et des cercles de dilTraction. 



Ainsi, en adoptant le mode d'observation au 

 sextant et à l'horizon artificiel, on avait la possi- 

 bilité d'employer des lunettes d'un grossissement 

 équivalent à ceux des lunettes de petits cercles 

 méridiens et même d'instruments d'observatoires, 

 tout en restant très portatives. 



Avec d'aussi forts grossissements, on ne pouvait 

 songer à conserver le système des miroirs du sex- 

 tant comme appareil de mesure. Leur monture est 

 très défectueuse; lorsqu'ils sont en place, ils sont 

 toujours plus ou moins déformés, assez même 

 quelquefois pour donner des images troubles ou 

 allongées. Mais ce qu'on peut reprocher surtout à 

 l'appareil de mesure du sextant, c'est de ne pas 

 présenter des garanties suffisantes d'invariabilité 

 quand l'alidade est Cwée sur un point du limbe. On 

 peut bien admettre, comme nous l'avons fait plus 

 haut, que, au degré de précision que comporte le 

 grossissement de la lunette, l'angle des miroirs 

 reste constant tant que le sextant est tenu vertica- 

 lement dans la même position. Avec des grossis- 

 sements dix et vingt fois plus forts, les mouve- 

 ments relatifs des miroirs, presque inévitables avec 

 une liaison aussi précaire, ne devaient plus être 

 considérés comme négligeables. Il était donc indis- 

 pensable de remplacer les miroirs par un système 

 de faces réllêchissantes absolument solidaires, par- 

 faitement planes et le restant suffisamment, une 

 fois l'appareil placé dans sa monture, pour sup- 

 porter de forts grossissements. 



Le prisme équiangle se présentait naturellement. 

 On connaît la propriété suivante qui fait de ca 

 prisme un instrument de mesure : 



Deux raj'Oiis lumineux LI, L'I', qui pénètrent 

 dans le prisme normalement aux arêtes par deux 

 faces différentes AB, AC, et sortent parallèlement 

 par la 3° face BC après s'circ réllécliis chncnn sur 

 la lace d'entrée de fautre, font entre eux un angle 

 L\L' égala ISO". 



La figure 1 ci-après suppose qu'il s'agit de rayons 

 monochromatiques. Mais la proiiriété subsiste évi- 

 demment avec la lumière blanclie, chacune des 

 radiations émergentes étant symétrique comme 

 direction de celle du rayon incident par rapport à 

 la normale à la face réfiéchissante, puisque les 

 angles A, B, C sont égaux; seulement, si le rayon 

 incident n'est pas normal à la face de pénétration, 

 les diverses radiations sont séparées à la sortie. 

 Cela n'a aucun inconvénient dans le cas qui nous 

 occupe : les faisceaux émergents, étant reçus dans 



