A. CLALDE 11 L. DKIEXCOURT 



L'ASTROLABE A PRISME 



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l'éclairage du champ plus facile. Comme l'angle 

 que mesure le prisme, lorsqu'on le fail pivoter 

 devant la lunette autour d'un axe perpendiculaire 

 au plan bissecteur de l'angle A, passe par un 

 maximum lorsque l'arète est normale à l'axe 

 optique, ce réglage n'exige pas une grande préci- 

 sion. Néanmoins, on l'effectue aussi exactement que 

 possible : on a alors une bande de 2', 5, de part et 

 d'autre de la verticale du centre du champ, dans 

 laquelle on peut amener les images à coïncider 

 sans avoir à craindre d'erreur appréciable. 



§ 4. — Mise en station de l'instrument. 

 Procédé d'observation. 



L'instrument peut servir à déterminer la lati- 

 tude et l'heure en tous les points où une station au 

 théodolite est possible; il ne réclame même pas un 

 sol aussi stable. Sa mise en station est lout à fait 

 analogue, sauf qu'il y a deux nivellements à faire 

 au lieu d'un. La préparation du bain de mer- 

 cure demande un peu de soin. 11 est particulière- 

 ment avantageux, pour obtenir un amortissement 

 énergique, d'avoir un méiiiscfiie concave; il faut 

 pour cela que la cuvette soit bien amalgamée et que 

 la surface du bain reste un peu au-dessous des 

 bords de la cuvette. Lorsque la surface est conve- 

 nablement nettoyée, on met l'abri en place. On 

 oriente la lunette par rapport au bain de manière 

 que le prisme, vu par réflexion dans le bain, occupe 

 le milieu de l'ouverture : c'est sa position normale. 

 On la repère sur le cercle azimutal de l'astrolabe 

 qu'on met à zéro II ne reste alors, pour achever la 

 mise en station, qu'à orienter le cercle azimutal du 

 support ou cercle de calage. Cette orientation s'ob- 

 tient d'abord approximativement à l'aide de la 

 boussole: on la parfait en observant une étoile 

 brillante dont on connaît l'azimut au moment 

 de son passage au cercle de hauteur. Toutes ces 

 opérations sont très rapides et ne demandent que 

 quelques minutes. 



Pour observer une étoile dont on a calculé 

 d'avance l'azimut de passage Z, on fait tourner le 

 plateau du support jusqu'à ce que son index 

 marque la division Z sur le cercle de calage. L'ins- 

 trument est ainsi orienté, c'est-à-dire que les deux 

 images doivent se présenter dans le champ avant 

 l'instant de leur conjonction si l'azimut est exact. 

 L'observation consiste, comme avec le sextant et 

 l'horizon artificiel, à amener les images directe et 

 réfléchie à passer, dans la partie centrale du champ, 

 non pas précisément l'une sur l'autre, mais l'une à 

 côté de l'autre, juste assez près pour que les images 

 restent distinctes, et à noter l'instant où elles se 

 trouvent à la même hauteur. On se sert pour cela 

 de la vis calante de l'astrolabe à prisme située à 

 droite de l'observateur. Grâce à l'indépendance des 



deux axes du support et de l'astrolabe à prisme, 

 cette manœuvre ne provoque aucune oscillation à 

 la surface du bain ; elle peut donc être faite jusqu'au 

 moment de l'observation sans qu'on ait à craindre 

 de troubler l'image réfléchie. C'est là un grand 

 avantage, car de la distance à laquelle on fait passer 

 les deux images lune de l'autre dépend en grande 

 partie la précision de l'observation. La lunette 

 restant horizontale, l'observateur peut s'asseoir et 

 suivre ainsi commodément la marche des images 

 en hauteur, ce qui contribue à augmenter encore 

 cette précision. 



L'opération de calage et l'observation d'une étoile 

 à marche rapide (étoile horaire) ne demandent pas 

 plus d'une minute. Avec une liste de calages assez 

 complète, on peut, en une heure, par temps clair, 

 observer trente à quarante étoiles convenablement 

 réparties dans les différentes directions azimutales. 

 La vitesse d'observation est ainsi ([uadruple de celle 

 qu'on peut atteindre avec le théodolite. 



§ o. — Catalogues d'étoiles. 

 Préparation des observations. 



Lorsque le ciel est clair, l'instrument décrit 

 ci-dessus permet d'observer facilement les étoiles 

 de septième grandeur. Le nombre des étoiles 

 fournies par les catalogues en deçà de cette limite 

 entre des parallèles distants de 60°, nombre qui 

 représente celui des étoiles observables en un point 

 du parallèle moyen, est considérable lorsque ce 

 point est voisin de l'équaleur; il diminue au fur et 

 à mesure qu'on s'en écarte, mais reste encore très 

 grand lorsque la latitude du lieu d'observation est 

 inférieure à 60°; au delà seulement, il commence à 

 diminuer rapidement jusqu'à devenir nul aux 

 pôles. Il suffit, même dans les régions polaires, 

 pour l'aire le point sur la sphère céleste dans le 

 temps durant lequel les variations de marche d'un 

 bon compteur de temps peuvent être considérées 

 comme négligeables. 



Toutefois, si l'on prenait au hasard dans les 

 étoiles observables, on s'exposerait à de longues, 

 pénibles et souvent infructueuses recherches dans 

 les catalogues pour trouver les positions exactes. 

 D'autre part, si l'on ne dispose pas d'autre cata- 

 logue que celui des étoiles fondamentales de 

 Nevi'comb, on peut se trouver gêné, à de certaines 

 heures, par la pénurie d'étoiles, dans l'hémisphère 

 sud principalement. Il était donc indispensable, 

 pour rendre l'usage de l'instrument pratique à 

 toutes les latitudes, d'avoir uu catalogue réunissant 

 toutes les étoiles jusqu'à la septième grandeur 

 inclusivement, dont les mouvements propres 

 paraissent déterminés avec assez d'exactitude. Pour 

 l'obtenir, nous nous sommes adressés à un astro- 

 nome de l'Observatoire de Paris, M. J. Bossert, 



