A astronomia photographica

- - oZ {?c~t ^ ei- v
  - A
  - PHOTOGRAPHICA
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- - A ASTRONOMIA
  - PHOTOGRAPHICA
  - DISSEHTAÇAQ
  - POE
  - ERNESTO DE VASCONCELLOS
  - Segundo tenente da armada, engenlieiro hydrographe) habilitado
  - ILXSlâOA
  - TYPOGRAPHIA DA VIUVA SOITSA NEVËS
  - 6», Rua da Atalaia, 69
  - 1884
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- - o es collier cite titulo, -para servir de tljema cl nossa dissertaçào, tivemos em vista affastar-nos de assumptcs, cjue se encontram perfeitamente tratados nos compendios de que versa a materia liâa na cadeira, a que temos a })onra de ser candidates.
  - astronomia pfyotograpfyica, pareceu-nos um estudo quasi inteiramente novo entre nos. j^iao temos noticia de obra alquma em especial sobre esta materia, e por isso julqamos de alquma utilidade apresental-a à consideraçao do competentusimo jury, perante o quai lpavemos de com-parecer. d)xalâ os nossos esforços possam coroar os nossos desejos, relevando~se~nos as faltas na linquaqem.
  - Ô audo-ï.
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- - ERRATAS
  - Pag. lin. onde se lê leia-se
  - 18 4.a pertende pretende
  - » 16.a regoa régua
  - 19 9.a cre- cres-
  - » 10.a scente cento
  - 21 26.a pertendia pretendia
  - 24 4.a especifia especifica
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- - HVÏ3ICE
  - PAG.
  - A astronomia photographia......................................................... 1
  - Photographia solar............................................................... ^
  - » lunar.................................................................... 12
  - o estellar................................................................. 15
  - » * nebular........................................................... 19
  - » cometaria................................*............................. 22
  - Eclipses......................................................................... 24
  - Passagens de Venus................................................................ 34
  - Photographia da chromosphera...................................................... 47
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- - A ASTROÜiOMIA PH0TOGRAPHICA
  - A photographia, tendo très qualidades dominantes, como a fidelidade na reproducçâo, a facilidade no seu emprego e a rapidez na impressâo, nâo podia passar desapercebida â scien-cia, sempre prompta a lançar mâo de todos os recursos que a possam auxiliar nas suas incessantes investigaçôes. Por isso a aslronomia nâo descurou da arte de Daguerre ao ver que um dos seus mais illustres cultores, o sabio Arago, fazia photogra-phar o satellite da terra que brilhava n’um ceu puro e limpido, deixando assim provado que os raios lunares actuavam sobre o iodeto de prata.
  - Era o primeiro passo da astronomia photographica.
  - Dado elle, outras tentativas se lhe seguiram. Em 1845, Fizeau e Foucault obteem, pelo daguérreotypo, uma imagem do sol que chegou a ser reproduzida em gravura. Ginco annos mais tarde, William Bond, astçonomo americano, pelo mesmo pro-cesso, apresenta bellas imagens da lua e das estrellas Véga e Castor, e o Padre Vico ensaia photographar a nebulosa de Orion. Em 1851, o padre Sécchi em Roma, e Berkowski em
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  - Koenigsberg, fazem experiencias tendentes a photographar o éclipsé do sol que leve logar a 28 de julho do mesmo anno. Por esta epoca, estando jâ bem conhecidos os processos de Fox Talbot, o creador da photographia sobre papel, mr. Warren de la Rue começou em Londres os seus trabalhos de photographia celeste, pondo de parle o daguérreotypo, que exigia muito maior tempo de exposiçâo; conseguindo assim ser um dos astronomes que primeiro chegou aos mais bellos resultados da photographia astronomica, como ao diante veremos. Mas, deixando de parte a historia, enlremos na questâo que nos pro-pozemos tratar.
  - A astronomia photographia pôde dividir-se em dois gru-pos dislinctos. No primeiro trata-se da representaçâo da superficie dos corpos celestes, como o sol, a lua, os planetas e os grupos estellares. No segundo estudam-se certos phenomenos, cuja duraçâo é lâo curta, ou o aspecto tâo mudavel que é im-possivel ou incommodo de os desenhar; taes sâo os éclipsés, as manchas do sol, as passagens dos planetas pelo disco solar, as occultaçôes dos planetas pela lua, as passagens dos astros pelo-meridiano para a determinaçâo da hora absoluta e ainda a reproducçâo do spectro solar corn todos os seus raios.
  - Para o estudo de qualquer d’estes dois grupos servem-se os astronomos de telescopios transformados em apparelhos pho-tographicos a que Warren de la Ruedeu o nome de—photohé-liographos dos quaes vamos dar uma idéa gérai, na impossibili-dade de podermos apresentar uma boa gravura.
  - O telescopio photographico nâo é mais do que um telescopio ordinario a que se tirou a ocular, collocando-se em seu logar um systema inteiramente analogo â parte posterior de uma ca-mara photographia, isto é, um tubo conlendo na parte onde es-taria a ocular uma peça de vidro despolido que se pdde retirar, depois de ter mettido em foco, para se subslituir pela chapa sensivel.
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  - Para pôr em foco, o tubo pode mover-se por meio de uma cremalheira que faz aproximar ou affastar a chapa de vidro des-polido alé que a imagem n’ella formada seja nitida.
  - O lelescopio assim disposto deve por causa do movimento diurno ser montado equatorialmente. Para este fim o supporte do apparelho é ligado a um movimento de relojoaria que, por uma combinaçâo especial, faz variar a direcçâo do tubo do oculo por forma a que qualquer aslro esteja sempre no campo de visâo e na mesma posiçâo relativa. Vejamos como se obtem esta disposiçâo para o que sera preciso fazer uma descripçâo gérai da forma de montagem d estes instruments.
  - Sobre um pilar inabalavel cuja face superior é cortada obli-quamente, de maneira a fazer com o horisonte um angulo egual â latitude do logar, assenta um leito metallico que supporta em dois pontos o eixo horario ou polar do instrument que, es-tando no piano do meridiano e sendo parallelo â face superior do pilar, é como o seu nome indica, constantemente dirigido para os polos. Inlimamente ligado ao eixo horario e fazendo angulo recto com elle, esta um tubo metallico no interior do quai se revolve o eixo de declinaçâo a cuja extremidade ô te-lescopio esta ligado orthogonalmente.
  - Por esta disposiçâo se observa que o telescopio pode ser le-vado a qualquer posiçâo perpendicular ao eixo de declinaçâo o quai tem no outro extremo um circulo graduado, o circulo de declinaçâo, que é lido por meio de nonios, permittindo assim a leitura da declinaçâo do ponto do ceu a que o telescopio visa, ao mesmo tempo que o angulo horario d’esse ponto é indicado no circulo horario da extremidade inferior do eixo polar.
  - Como se vê este modo de montagem permitte que o telescopio possa seguir um astro no seu movimento diurno desde o moment que, tendo ajustado o circulo de declinaçâo na posiçâo correspondent â declinaçâo do astro, nos possamos mover o eixo polar. Assim, o movimento do astro sendo uniforme,
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  - obriga-se o instrumente) a seguil-o automaticamente por meio de um relogio, o quai por uma engrenagem especial faz mover um parafuso sem fim que actua sobre a circumferencia do cir-culo horario e por conseguinte sobre o eixo polar.
  - Era um movimento de relojoaria d’este genero quemovia o photoheliographo de Warren de la Rue que a sociedade real de Londres fez installar no observatorio de Kew para a obser-vaçâo do sol. Este instrument que ainda funcciona, tendo sido modificado por Dallmeyer em 1872, nâo é mais do que um équatorial munido de um movimento de relojoaria, como acima dissemos, e cuja objectiva achromatisada para os raios chimicos tem lm,50 de foco e dâ imagens do sol de 15 millimetros de diametro que um systema ocular augmenta até lhe dar 30 cen-timetros, indo esta nova imagem assim obtida, impressionar a chapa sensivel collocada n’uma camara escura na extremidade do systema ocular.
  - Posto isto, enlremos na
  - Photographia, solar
  - Mr. Warren de la Rue, o mais ardente propugnador da photographia solar, propunha em 1857 a sociedade astrono-mica o seguir o projecto de John Herschel, que havia antes aventado a idéa de fazer diariamente photographar o sol afim de por esta forma obter, sobre a formaçâo, duraçâo e movimento das manchas, noçôes mais précisas e mais complétas do que aquellas a que se havia chegado desenhando laboriosamente os detalhes de eslructura, observados directamenle por meio de uma luneta munida de vidros corados. Este processo que ne-cessariamente dévia trazer inexactidôes veio a photographia re-medial-o, porque n’este caso temos a certesa que a copia é ma-themalicamenle exacta, pois é a luz que se encarrega, ella mes-
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  - ma, conduzida pela mâo do homem, de fazer o desenho sobre o collodion, mostrando todos os accidentes da superficie solar.
  - A proposta de mr. de la Rue foi votada pelo conselho d’a-quella sociedade que a fez pôr em execuçâo no observatorio de Kew pertencente ao mesmo tempo a sociedade real de Londres, a associaçâo britannica para o adiantamento das scien-cias e que é tambem o observatorio meteorologico central da Inglaterra. Effectivamente estabelecido n’elle o photoheliogra-pho começou-se immediatamente a trabalhar e conseguiu-se fazer as célébrés sériés de observaçôes que o mundo inteiro tem admirado.
  - Em dez annos, de 1862 a 1872, fizeram-se sob a direcçâo dos srs. Warren de la Rue, Balfour Stewart e Benjamin Lœwy, 2778 photographias do sol obtidas em 1721 dias de observa-çâo.
  - Este decenio de observaçôes, feitas a ex pensas do proprio de la Rue, que é um dos maiores fabricantes de papel em toda a Inglaterra, veio trazer uma notavel mudança sobre a idéa da formaçâo das manchas solares. Sabia-se pelas observaçôes pro-seguidas durante seculos que o sol era theatro de mudanças incessantes. As manchas appareciam e desappareciam e estas apparencias eram attribuidas a orificios profundos que se for-mavam no meio das nuvens luminosas que cercavam o nucleo solido.
  - Presentemente os esludos recentes tem raostrado que as di-mensôes das manchas do sol e a sua maior ou menor frequen-cia variam em periodos determinados, connexos corn os pheno-menos magneticos do globo.
  - A photographia é portanto aqui de um valioso auxilio; ella dâ instantaneamente a imagem da superficie do sol, das suas manchas, da sua grandesa e do seu numéro, de forma que, fa-zendo dia a dia estas photographias, nos podemos d’um golpe
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  - de visla abranger os aspectos successivos da superficie solar lendo n’esta especie de espelho, como diz Vogel, a historia fiel do corpo central do nosso systema planetario.
  - O telescopio disposto para a photographia das manchas do sol deve ter um apparelho para amplificar a imagem como in-dica a figura
  - O apendice A que é o amplificador contém uma pequena lente L que pro-jecta sobre a plaça de vidro despolido P a imagem ampiificada da primeira imagem do sol — S, produzida pela grande lente 0.
  - A amplificaçâo, se bem que diminua a intensidade da imagem optica produzida pela grande lente, o que para o sol nâo tem grande inconveniente, é com-tudo de muita utilidade para o estudo das manchas, das faculas e das granu-laçôes solares como vamos vêr.
  - Mr. Janssen, illustrado director do observatorio de Meudon, começou em 1875, com a luneta que tinha sido construida debaixo da sua direcçâo para descrever a passagem de Venus, os es-ludos de photographia solar e demons-trou que, em determinadas circumstan-cias, a imagem photographica do sol pôde revelar phenomenos que escapam â observaçâo directa e assim chegou â descoberta do que elle chama a rêde
  - photospherica.
  - Com effeito, as primeiras tentativas feitas em Kewpara obter photographicamente as granulaçôes ou grâos de arroz que co-
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  - brem a superficie do sol, e de que a vista pôde apenas entrever a existencia por causa da intensidade da luz solar, foram sem resultado porquanto eram clichés photographicos de pequenas dimensôes que nâo nos offereciam nada de novo sobre estas agglomeraçôes mysteriosas.
  - Mr. Janssen, procurando quaes as causas d’este insuccesso da photographia solar, demonstrou que ellas provinham de um phenomeno de irradiaçâo que produz, em photographia, um alargamento da imagem dos pontos luminosos, tanto mais con-sideravel quanto maior é o tempo de exposiçâo. Ora o diametro medio das granulaçôes da photosphera régula por um segundo de arco; comprehende-se portanto que mesmo uma fraca irradiaçâo basta para tornar em uma luz confusa todos os deta-lhes dos seus contornos. Se nos enlâo conseguirmos augmentai* o diametro das imagens, diminuindo ao mesmo tempo a duraçâo da pose, teremos reduzido muito os effeitos da irradiaçâo, os detalhes distinguir-se-hâo mais facilmente, e as im-perfeiçôes da eamada sensivel terâo menos importancia, visto operar-se em uma escala maior. Foi o que fez mr. Janssen, empregando poses excessivamente curtas, que elle référé pelo calculo a avaliaçâo fixa de uma exposiçâo feita direclamente â luz solar, sem passar pelos meios réfringentes, levando em conta a amplificaçâo desejada. Esta exposiçâo assim calculada 1
  - é de — do segundo. Corn esta rapidez elle consegue retrair a
  - acçâo dos diversos raios do spectro, reduzindo-os quasi a um grupo monochromalico de raios azul-violela que sâo limilados pela raia G, e obtem por esta forma uma grande nilidez da imagem a quai deixa ver todas essas granulaçôes espheroidaes da photosphera incessantemente agitadas por movimentos muito rapidos.
  - Em uma prova de amplificaçâo consideravel (2m,75 para diametro do disco) que, devido â graciosa obsequiosidade do sr.
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  - Capello, illustre director do observatorio do infante D. Luiz, foi posta a nossa disposiçâo, nos vemos, ou para melhor dizer, pe-netramos na estruetura das manchas e das granulaçôes da pho-tosphera, que é assim dividida em uma multidâo de compartimentes, de multipliées contornos arredondados ou polygonaes, cujas dimensôes sâo extremamente variaveis. Nos intervallos que separam estas figuras, os grâos sâo nitidos, bem determi-nados, se bem que hajam certas partes que sâo menos visiveis do que outras; o que é talvez devido as correntes ascendentes de hydrogeneo que vêem mislurar as nuvens photosphericas que formam as granulaçôes comparaveis aos cirrus da nossa ath-mosphera.
  - Vejamos porém o que o proprio mr. Janssen diz fallando das suas observaçôes:
  - As photographias mostram que a superficie solar é coberta de uma fina granulaçâo, de formas, grupamentos e dimensôes muito variadas. Estas figuras sâo circulares ou ellipticas mais ou menos alongadas, porém sâo destruidas muitas vezes. A granulaçâo nâo apresenla a primeira vista uma differente constitui-çâo das regiôes polares, mas é este um estudo ainda a fazer. O poder illuminante dos differentes elementos tomados separa-damente varia muito, pareee ser situado em variadas profundi-dades da camada photospberica; os mais luminosos, aquelles que mais contribuem para a illuminaçâo da photosphera, oc-cupam uma porçâo limilada da superficie solar.
  - E sobre as transformaçôes das granulaçôes que elle tem estudado muito particularmente, référé :
  - Eu jâ me pude certifieur de que os grâos photosphericos teern apenas uma existencia ephemera, porque se transformam rapidamente, e de que os pontos onde as correntes ascendentes do hydrogeneo vêem agital-os mudam tambem.
  - Para demonstrar isto tem tirado a curtos intervallos photographias da mesma regiâo do sol, das quaes nos tivemos oc-
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- - casiâo de vêr duas feitas com 57m de intervallo, que effecti-vamente mostram aquellas transformaçôes.
  - Jâ dissemos que era pelas poses rapidas / ' que mr. Janssen obtinha os seus bons resul-tados de photographia solar, e vamos agora descrever como para isso se procédé no ob-servatorio de Meudon a cargo d’aquelle se-nhor.
  - O photobeliographo de Meudon foi espe-cialmente construido por mr. Prazmouski, de Paris. Temuma objectiva de cinco pollegadas de diametro e uma ocular de reversâo, dando lima imagem direcla na chapa sensivel. O chercheur projecta uma imagem sobre um disco de vidro despolido, pela observaçào da quai o operador pode avaliar o instante exacto em que deve soltar a mola da corrediça do obturador, afim de dar a impressâô instanta-nea a plaça sensivel. Como do systema do obturador dépende principalmente o exito da operaçâo vamos dar uma idéa gérai da sua construcçâo, que sera tanto aproximada quan-to o possivel sem o auxilio de uma boa gra~ vura. Devendo notar-se que eu chamo obturador ao apparelho para regular o tempo da acçào luminosa.
  - A, chapa tendo o apparelho movel B CB, que gira entre os rodetes r, r, r, r.
  - B, B, parte movel contendo a fenda D.
  - C, pequena plaça obedecendo ao parafuso V que serve para regular a abertura da fenda.
  - P, parafuso de ajustamento do fio.
  - f, fio para manter tensas as molas motoras da parte movel.
  - £5. *
  - G
  - td
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  - DIAGRAMMA DO APPARELHO
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- - iO
  - É este apparelho, representado pelo nosso diagramma, que se introduz no corpo da luneta collocado no foco da objectiva de maneira que a imagem real do sol dada por aquella lente se forme no centro da abertura circular praticada na platina do apparelho. E claro que, se houvesse apenas esta platina, os raios da imagem real atravessariam a abertura, cairiam sobre a ocu-lar e iriam formar a imagem ampliflcada do sol sobre a chapa impressionavel. Mas para o evitar existe a peça movel B CB, que gira entre os rodetes r, r, r, r. Na lamina que forma esta peça movel esta praticada uma lenda ou janella, que pode abrir-semais ou menos, por meio de uma outra pequena lamina que obedece ao parafuso V. A parte movel B C B termina por uma haste que tem um gancho /, ao quai se prende um fio que se segura pelo parafuso P. A figura suppôe as molas em espiral tensas por meio do fio. Se cortarmos este, as molas pela sua elasti-cidade arrastam comsigo a peça movel que gira entre os rodetes. A janella, passa entâo por diante do orificio circular da chapa fixa e permitte aos raios luminosos das differentes partes da imagem real de a atravessarem successivamente indo assim impressionar a plaça sensivel, por forma que ficam gra-dualmente photographados.
  - A regularidade do movimento da janella é muito importante. Mr. Janssen obtem-a por uma disposiçâo que apenas faz actuar as molas para dar impulsâo â parte movel, obrigando a sua acçâo a acabar desde que a imagem principia a formar-se. E em virtude da velocidade adquirida que a peça movel se desloca e o seu movimento é uniforme durante o pouco tempo da
  - acçâo luminosa que pode ser regulada para do segundo.
  - O tempo da exposiçâo é medido por um diapasâo. Para islo serve uma pequena chapa de vidro obscurecido pelo negro de fumo, a quai se colloca na parte movel do apparelho que a faz marchar emquanto que um estylete do diapasâo vibrante é
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  - posto em contacta com o vidro. A linha ondalada que résulta d’este contacta dâ os elementos para obier por um calculo simples a velocidade da peça movel.
  - Seja x a duraçâo da pose, que nos queremos conhecer, c o comprimento da ondülaçâo marcada pelo estylete, l a largura da janella ou fenda e»o numéro de vibraçôes do estylete por segundo; sera
  - c. I
  - X = —-
  - n
  - O x é referido a luz solar directa, isto é, a luz do sol que nâo fosse nem concentrada nem enfraquecida.
  - Afim de obter a exacta posiçâo do eixo do sol sobre a chapa sensivel, o instante da exposiçâo é notado por um chro-nometro, e a inclinaçâo d’aquella é observada com um clino-metro antes de se tirar para fora da camara.
  - Tal é o processo seguido por mr. Janssen para obter as suas optimas photographias, para as quaes prépara expressa-mente as pelliculas sensiveis, com todos os rigores de um excellente chimico, porque elle sabe muito bem que os menores defeitos sâo implacavelmente revelados.
  - Com todas estas precauçôes se tem conseguido o estudo detalhado da rêde photospherica, que a observaçâo directa nâo podia fazer, porque as fortes amplificaçôes restringiam muito o campo das lunetas. Ao contrario elle faz-se perfeitamente sobre uma prova photographia com o auxilio de uma lupa que abranja uma certa extensâo da imagem. Yê-se enlâo que as partes de granulaçâo distincta indicam as correntes que cir-cumscrevem os espaços em que os grâos desapparecem; e entre aquellas notam-se pontos negros nos quaes a camada photospherica deve ter uma espessura muito fraca.
  - Entre nos tambem tem sido emprehendido o estudo da photographia solar, contribuindo portanto os nossos astronomes com as suas observaçôes para se augmentarem os dados, sempre
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  - preciosos, que vâo fornecer o seu contingente para os altos estu-dos das manchas solares nas suas relaçôes com os phenome-nos magneticos do globo, e para os trabalhos concernentes â verificaçâo dos movimentos e transformaçôes das mesmas manchas como peculio para a physica solar.
  - Foi depois do éclipsé solar em dezembro de 1870 que no observatorio do infante i). Luiz começou o sr. Capello com estes estudos, para o que empregou um telescopio paralactico, com objectiva de Merz, de 11,7 centimetros de diamctro e 2 métros de distancia focal, tendo movimento de relojoaria. Ao tubo do oculo do telescopio adaptou-se uma camara escura de construcçâo apropriada. Empregando-se um amplificador de duas lentes formaram-se imagens do sol de 90 a 98 millime-tros de diametro, e empregando as objectivas do oculo, de mais força, obtiveram-se imagens directas das manchas, cuja gran-desa corresponde â imagem do sol com 80 centimetros de dia-melro.
  - Photographia limai*
  - A lua, pela sua proximidade da terra, convida-nos espe-cialmente aos estudos photographicos, se bem que por causa da rapidez do seu movimento, ella offereça bastantes obstacu-los â boa execuçâo. Apesar d'isto o padre Sécchi, Warren de la Rue, Rutherfurt, Grubb e outros astronomes teem-se dis-tinguido pelas bellas provas photographias d’este astro. Mr. Faye, apresentando â academia das sciencias de Paris algumas photographias da lua feitas por Rutherfurt, em New-York, ex-prime-se d’este modo :
  - «Estas provas, marcas salientes dos progressos que a photographia astronomica tem feito nos Estados Unidos, foram ob-tidas por meio de uma luneta de 13 pollegadas inglezas de abertura, achromatisada especialmente para os raios chimicos.
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  - 0 negativo, de 4 pollegadas de diametro approximadamente, forneceu uma prova positiva de egual grandesa; foi este posi-tivo que se submetteu em seguida a um apparelho amplificador â luz solar convergente, fornecida por uma forte objectiva. A exposiçâo dos clichés originaes variou de um quarto de segundo para a lua cheia a dois segundos no primeiro ou ultimo quarto. A lunela photographica movia-se durante o tempo de exposiçâo por meio de um movimento de relojoaria de grande precisâo. »
  - A estas palavras de mr. Faye accrescentaremos nos mais alguma cousa para bem mostrar os cuidados empregados por mr. Rutherfurt para a boa execuçâo dos sens importantes tra-balhos de photographia astronomica.
  - A sua luneta photographica, que nâo é mais do que um équatorial de 13 pollegadas de abertura, como acima se disse, dévia, para o fim a que se desiinava, ter uma objectiva achro-matisada, nâo para a luz ordinaria, mas para os raios photo-genicos. Para realisar isto podemos servir-nos de diversos meios, um dos quaes consiste em fabricar a objectiva â ma-neira ordinaria corn duas lentes de flint e de crown-glass, mas de forma a calcular a curvatura d’estas lentes para se obter o achromatismo para os raios azues e violeta, os uni-cos importantes em photographia. Como este systema tinha o inconveniente de tornar o équatorial improprio para as observaçôes directas, mr. Rutherfurt imaginou um novo processo. Começa por construir uma objectiva de duas lentes achromatieas para o olho, depois junta-lhe pelo lado exterior, contra o crown, uma terceira lente de densidade e curvatura taes que o systema das très fique achromalico para os raios chimicos. Como a terceira ^ente diminue muito a distancia focal o tubo da luneta pôde encurtar-se. Este methodo tem a grande vantagem de tornar o équatorial apto para as observaçôes directas, tirando-lhe a terceira lente.
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  - A lua, tendo uma intensidade lnminosa muito mais fraca que o sol, as suas imagens sâo obtidas direetamenle no foco da objectiva, e como entâo ellas sejam muito pequenas amplificam se por meio de uma lente achromatica que as augmenta cinco ve-zes. Esta lente é construida por forma que nâo altéra as imagens. Foi assim que mr. Rutherfurt pôde obter as bellas photographias da lua, as quaes apenas tem sido egualadas pelas forne-cidas pelo monumental telescopio Grubb do observatorio de Melbourne, de que passamos a dar uma idéa gérai. O espe-lho tem lm,20 de diametro e 30 pés de foco, o seu peso, com-prehendendo a armaçâo, anda por 2:000 kilogrammas. O tubo é protegido por uma grade principalmente composta de barras de aço reunidas por solidos anneis de ferro. Como as partes moveis da armaçâo pesam bastante, ha um apparelho especial que, tornando os movimentos mais doces, quasi annula o attricto. Este telescopio, apesar das suas grandes proporçôes, é facilimo de manejar e duas pessoas podem, em quarenta e cinco segun-dos, fazel-o girar sobre os dois arcos polares e de declinaçâo.
  - As provas photographicas d’este instrumente, na athmos-phera serena da Australia, teem mostrado mais uma vez quai a sua importancia para o estudo da geologia lunar. N’ellas se vêem as grandes linhas luminosas, especie de fendas dese-nhando arcos de circulo maximo, cruzando-se segundo angu-los que é possivel medir approximadamente. Os cireos, as cra-teras e as menores fossas circulares, que a lua apresenta em tâo grande numéro, sâo representadas com mais fidelidade que os relevos de uma carta topographica. E assim, fixando sobre a banca de trabalho uma d’estas imagens da lua, nos podemos fa-zer tranquillamente estudos serios de selenographia e depois, pela comparaçâo de varias imagens feitas em épocas afastadas, de-cidir, se sobre a superficie lunar sobrevêm ainda algumas mu-danças, ou se a força activa dosseus vulcôes estâeompletamente acabada. A expressâo de vulcôes, nâo sendo muito rigorosa
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  - para exprimir os pontos luminosos que se destacavam nas re-giôes da lua invadidas pela sombra, tem continuado a ser em-pregada principalmente depois que dois observadores inglezes, mrs. Webb e Birt, assignalaram alguns fados dos quaes se po-dia inferir, eomo disse Elie de Beaumont, que a vida geologica existe ainda no interior do globo lunar. Estes fados deduzidos principalmente da comparaçâo das cartas da lua feitas em differentes épocas por Schrœter, Beer e Mædler, podiam effectiva-mente provar o que avançou Beaumont, mas emquanto a nos, é mais possivel que isto seja devido a imperfeiçôes de de-senho do que â actividade das forças lunares. Todavia em 1877 um observador, mr. Klein diz ter descoberto no mar dos va-pores, regiâo bem explorada, uma cratera larga e profunda. Provarâ isto que ha actividade na vida lunar?
  - Serâo effeitos de illuminaçâo que produzem estas mudan-ças de aspecto?
  - E o que a photographia nos ha de dizer no decurso dos annos principalmente, se os observatorios de astronomia phy-sica, munidos de bons instrumentes concertarem, por meio dos congressos scientificos, em tomar bellas photographias da lua em intervalles periodicos do anno.
  - A photographia dos planetas tem tambem como a da lua bastante interesse no que respeita â vida geologica do nosso systema solar nas suas relaçôes corn as mudanças de aspecto das faxas ou bandas de Jupiter, das manchas e canaes de Marte, etc.
  - Photographia estellar
  - Nâo é sô a photographia solar e lunar que presta servi-ços â astronomia, um outro mais importante é ella chamada a prestar, quando se trata de reproduzir as constellaçôes, e de fixar as posiçôes relati vas das estrellas.
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  - Estes estudos sâo da mais alta importancia em astronomia principalmente quando se trata do movimento proprio das es-trellas fixas que, pôde dizer-se, é agora apenas começado. As suas observaçôes astronomicas sâo mui delicadas, por isso mesmo que se destinam a descobrir, em poucos annos, variasses da posiçâo de estrellas reputadas fixas. A lentidâo corn que estes movimentos sâo reconbecidos, comparada eom os milhares de milhôes de estrellas, pôde facilmente dar idéa do tempo preciso para as geraçôes vindouras completarem as leis d’esses mesmos movimentos.
  - Por effeito da enorme distancia a que as estrellas estâo da terra, nos nâo poderiamos sobre esta procurar um afastamento tal, que permittisse fazer variar o aspecto das constellaçôes fixas. No emtanlo a terra, na sua revoluçâo annual em volia do sol, passa, de seis em seis mezes, por pontos oppostos da sua orbi-ta, cuja distancia diamétral é de trinta milhôes de myriametros. E n’estas posiçôes que se tem podido medjr, pelos meios astro-nomicos mais delicados, a posiçâo relativa de algumas estrellas. Para notar as mudanças de posiçâo relativa e do movimento proprio das estrellas, é preciso seguir durante seculos a observaçâo das mais proximas; e para calcular a distancia a terra é necessario confrontar a volta periodica annual d’essas mudanças. E’ entâo. que a determinaçâo photographia d’estas posiçôes se torna de um valioso auxilio no estudo de qualquer dos dois problemas.
  - Mr. Rutherfurt, querendo contribué para a soluçâo d’elles, tem utilisado o seu telescopio, de que jâ fallamos, para o estudo dos principaes grupos de estrellas.
  - Vejamos como elle procédé.
  - O apparelho sendo dirigido para a conslellaçâo que se prétende estudar, tendo posto em marcha o relogio que o move por, forma a seguir rigorosamente o movimento diurno, traz-se a imagem ao foco, e em seguida faz-se uma primeira prova so-
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  - bre o collodium hamido. Para esta prova a exposiçâo, que é variavel com as circumstancias atmosphericas, poucas vezes passa além de quatro minutos, o que é o bastante para que as estrellas de décima grandesa dêem uma imagem, que nâo é mais do que um pequeno ponto negro sobre a chapa; como entâo séria muito difïicil distinguir esses pontos das imperfei-çôes da chapa, mr. Rutherfurt serve-se do seguinte artifi-cio, que consiste em deslocar um pouco o telescopio no fîm da primeira exposiçâo, deixando-o em seguida mover para obter uma segunda imagem sobre a mesma plaça. Cada estrella fica portanto representada duas vezes, e, como o afastamento relativo das de cada grupo nâo muda, é facil dislinguil-as das manchas da chapa.
  - Resta determinar uma quantidade importante, e vem a ser, o valor angular do instrumento, isto é, o numéro de segundos do arco, que représenta um millimetro sobre a prova photographia. Para isto faz-se parar o movimento de relojoaria; o telescopio fica portanto immovel, e as estrellas que proseguem no seu movimento, veem representar-se sobre a chapa, nâo como um ponto, mas como um traço continue. Esta estria, que é muito importante para determinar sobre a chapa a direcçâo éste-oeste, serve ao mesmo tempo de medida do movimento angular, pela seguinte forma: toma-se o comprimento exacto do traço durante um intervallo de tempo, um minuto por exemplo, e d’aqui se passa para o arco, que o astro percorreu durante o mesmo tempo. Esta operaçâo repete-se afim de evitar quaesquer enganos.
  - Por este processo mr. Rutherfurt tem chegado a tomar em uma so noite uma dezena de clichés de um mesmo grupo de estrellas, e a obter assim pela photographia a sua carta exacta, que pela observaçâo directa levaria muitas vezes mais de um anno a concluir. A photographia das Pléiades nâo tem menos de 75 estrellas, isto é, mais 22 do que as determinadas por
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  - Bessel. As cartas do Perseo, das estrellas proximas da 61.a do Gisne e outras, leem sido construidas d’esta forma, pelo sa-bio observador americano.
  - Para organisar um catalogo do grupo, que se pertende es-tudar, é preciso em seguida medir as distancias relativas de to-das as estrellas sobre as proprias provas. Para isso, mr. Ruther-furt emprega um apparelho de sua invençâo, e que foi ad-optado pela commissâo americana da passagem de Venus. A chapa photographica é fixa sobre um circulo dividido, illumi-nado pela parte inferior, e collocado horisontalmente. Por ci-ma esta um systema de dois rails fixos, sobre os quaes roda um carrete, que porta dois microscopios de um poder ampli-ficador egual a 50 vezes: um, ao centro, visa sobre a photographia, e possue simplesmente dois fios cruzados; o outre, munido de um micrometro reticulado, permette apontar sobre uma regoa de vidro graduada e presa a um poste fîxo ao lado dos rails.
  - Para medir a distancia de duas estrellas, dispôe-se a photographia de forma que a linha, que as une, coïncida corn a deseri-pta pelo ponto de cruzamento dos fios do primeiro microscopio, quando o fizermos mover ao longo dos rails; em seguida leva-se o mesmo microscopio sobre as duas estrellas, e, com o segundo, lê-se na escala fixa o numéro de divisées inteiras correspon-dente; emquanto que as fracçôes se avaliam com o micrometro d’este microscopio. A differença das duas leituras dâ a distancia procurada com uma exactidâo, que dépende do cuidado com que foi feila, e estudada a escala de vidro. A pratica tem moslrado
  - que se pdde por este processo approximar até —- do millimètre.
  - O astronomo americano Henrique Draper, a quem a photographia sidéral deve tambem grandes serviços, fez construis debaixo da sua direcçâo, um lelescopio newtoniano que, foi de-
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  - pois estabelecido altazimuthalmente, e cujo espelho em vidro tera a forma de um paraboloide de revoluçâo.
  - As qualidades opticas do espelho sâo de um magnifico ef-feito, e taes que elle sépara perfeitamente a y2 deÀndromeda, e mostra, de um modo notavel, as côres das componentes, o com-panheiro mysterioso de Sirius, e a sexta componenle da 0 de Orion, os discos dos satellites de Jupiter, as manchas brilhantes e obscuras de Venus, as irregularidades do conlorno, e o enfraquecimento da luz ao longo da parte interna do seu cres-scente, tudo é perfeitamente mostrado por este telescopio ex-cepcional.
  - Mr. Draper tem corn o seu telescopio obtido imagens da lua com lm,50 de diametro, e algumas manchas de sol egual-mente bellas.
  - O desenvolvimento que tem tido nos ultimos annos os pro-cessos photographicos instantaneos, concorreu para o grande adiantamento da photographia sidéral em diversos obser-vatorios do mundo, e é de esperar que os catalogos de estrellas entrem brevemente n’um periodo de rectifîcaçâo importante.
  - Sâo notaveis os trabalhos de Zencker para o estudo da tra-jectoria das estrellas cadenles, e apesar de nâo terem dado bons resultados, pela pouca luz que estas estrellas emittem durante a sua curta àppariçâo, estamos certos, que hoje, se forem de novo emprehendidos, darâo, com o auxilio das chapas de gelatino-brometo de prata extra-sensiveis e extra-rapidas, melhores e mais satisfatorios resultados.
  - Photographia nebular
  - A idéa de tomar photographias das nebulosas, para legar ao futuro termos seguros de comparaçâo n’este ramo de estudo da astronomia physica, é hoje proximo de realisar-se, depois dos
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  - admiraveis progressos feitos nas snbstancias impressionaveis a secco, corno a gelatino-brometo de prata, que é extremamente sensivel e rapida, como jâ tivemos occasiâo de dizer.
  - As imagens da nebulosa de Orion, aquella que maistem merecido a attençào dos astrophotographos, sâo na maior parte de formas differentes, devido certamente a facilidade com que se obtem primeiro a imagem photographica das parles mais bri-lhantes, deixando na penumbra as mais ou menos escuras, se-gundo o tempo de exposiçâo, sensibilidâde da atmosphera, o outras causas.
  - Mr. Janssen, fazendo com um telescopio de 0m,50 de diamètre e lm,60 de distancia focal, très photographias da nebulosa de Orion, correspondentes a poses de 5, 10 e 15 minutes, obteve imagens de aspectos differentes; e foi levado a concluir que, se nos quizermos servir da photographia para base de com-paraçôes exactas, é preciso que as condiçôes opticas e photogra-phicas sejam rigorosamente defmidas. Essas condiçôes sâo :
  - 1. a Potencia optica do instrumento.
  - 2. a Tempo da aeçào luminosa.
  - 3. a Grau de sensibilidâde das chapas.
  - 4. a Transparencia da atmosphera para os raios activos.
  - As duas primeiras podem se obter mais facilmente do que
  - as ultimas, que maior difîiculdade offereeem.
  - Nâo admira pois, com todas estas circumstancias tâo va-riaveis, se nâo possa obter imagens perfeitamente identicas, para mais tarde os astronomos poderem reconheccr, se tem ha-vido ou nâo mudança na estructura do astre.
  - E portanto indispensavel, que as photographias das nebu-losas sejam acompanhadas de uma especie de testemunha, que exprima a résultante das condiçôes em que a imagem foi oblida.
  - Uma estrella dâ sobre a chapa photographica, collocada no foco do telescopio, um ponto negro ou obscuro, mais ou menos regular, que pelas suas fracas dimensôes nâo pôde
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  - servir a nenhuma medida photometrica; mas se pozermos a chapa um pouco além do foco, obtemos entâo um pequeno circulo de cor uniforme (se a luneta é boa) e do quai se pode comparar o grau de opacidade corn os circulos da mesma ori-gem. E preciso ter cuidado em regular a acçâo luminosa por forma que a tinta do circulo nào seja muito carregada e correspondu aos instantes, em que a luz produz as maiores variaçôes possiveis, corn o augmento do tempo da sua acçâo. Estes grâus de opacidade podem ser comparados pelos processos photo-metricos, mas devem tratar apenas de mostrar so a egualdade das tintas, a fim de evitar o emprego de tabellas, dando as variaçôes de opacidade em funcçâo da intensidade luminosa. O diametro do circulo mede se directamente, ou melhor pelo co-nhecimento do angulo de abertura do instrumento e da distancia da chapa ao foco.
  - O grau de opacidade d’estes circulos estellares é influen-ciado, nào so pelo tempo da acçâo da luz, mas tambem pelas condiçôes de sensibilidade das chapas, transparencia da at-mosphera, e outras, que podem ser consideradas como uma résultante de todos estes factores, e constituerai a testemunha que se buscava.
  - Se portanto uma photographia nebular fôr acompanhada de cinco ou seis d’estes circulos estellares, obtidos exactamente nas mesmas circumstancias, que a nebuîosa, elles permittirâo aos observadores futuros collocarem-se em condiçôes équivalentes para o resultado final, como se pertendia.
  - E este o principio indicado por mr. Janssen, mas carece ainda de estudos aturados para poder ser estabelecido definiti-vamente como methodo scientifico. Entretanto, diga-se de pas-sagem que mr. Janssen terri-o empregado na photographia das nebulosas por meio da gelatina submettida a poses de cinco minutos, e dando resultados perfeitamente comparaveis.
  - Ultimamente o astronomo inglez, mr. Common, conseguiu
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- - obter uma boa photographia da nebulosa de Orion, empregando um telescopio de 91 centimetros de diametro, e expondo durante 37 minutos a chapa sensivel â luz d’aquelle astro.
  - Mr. Draper, dos Estados Unidos, tem tambem obtido boas photographias d’esta mesma nebulosa, a mais importante de to-das depois da Via lactea.
  - A photographia nebular esta reservada talvez a soluçâo do problema da constituiçâo do Uni verso, isto é, saber se existem nebulosas nâo resoluveis, compostas de uma materia cosmica unica, sem pontos de condensaçâo.
  - Photographia cometaria
  - A proposito da appariçâo de um cometa dizia mr. Warren de la Rue, ha alguns annos, que era para lastimar que a photographia nâo fosse applicada a este ramo da astronomia, por-que estava certo que a sciencia muito ganharia corn este modo de observaçâo. A difficuldade estava porém na pouca sensibili-dade relativa das chapas impressionaveis. Mas a chimica soube triumphar d estes obstaculos pelo emprego do gelatino-brometo de prata, e hoje pode dizer-se que o methodo photographico, posto ao serviço das observaçôes celesles, coroarâ o edificio da astronomia physica moderna.
  - Mr. Janssen, illustrado director do observatorio de Meudon, vencendo todas as difficuldades, poude photographar o grande cometa B 1881 no dia 1 de julho, servindo-se de um telescopio de 0m,50 de abertura e lm,60 de distancia focal; instru-mento que denominou extra-luminoso.
  - As chapas eram as de gelatino-brometo de prala extra-sen-siveis, e foram reveladas, e fixada a imagem na obscuridade compléta. O tempo de acçâo luminosa foi de 30 minutos, o que nâo é muito, se attendermos â fraca luz dos cometas.
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- - Durante a exposiçâo tomaram-se todas as preeauçôes para corrigir o movimento diurno, e dispoz-se a operaçâo para ob-ter todos os detalhes da cauda, de forma que o nucleo esteve exposto por mais tempo, e tomou maiores dimensôes.
  - Os raios rectilineos, que a photographia apresenta, sâo uma verdadeira revelaçâo, e mostram que o movimento do instrumente seguiu perfeitamente o do astro. Além d’isto a photographia apresenta tambem algumas estrellas, que nâo figuram em atlas algum.
  - O grande cometa de 1882 veio dar oeeasiâo a novos tra-balhos de photographia cometaria.
  - Mr. D. Gill, do observatorio do Cabo da Boa Esperança, conseguiu photographal o em excellentes clichés, de que enviou â Academia das sciencias de Paris algumas provas.
  - Serviu-se para isso de uma objectiva ordinaria de Ross, de 117 millimetros de abertura e de 297 millimetros de distancia focal. Esta objectiva, com a sua camara, foi reunida ao contra-peso do eixo de declinaçâo de um équatorial de Grubb. O movimento communicado ao eixo de declinaçâo fazia mover tambem o tubo da luneta e a camara photographia.
  - A imagem do nucleo do cometa era mantida, sobre o cru-zamento dos fios do micrometro da luneta, durante a exposiçâo, por meio de um bem combinado movimento de relojoaria e de reclame em ascençâo recta e declinaçâo. Os tempos de aeçâo luminosa variaram, segundo as circumstancias, entre 30 e 140 minutos.
  - As photographias assim obtidas mostram tambem grande numéro de estrellas atravez a cauda do cometa, o que vem con-firmar a nossa opiniâo, de que ém pouco poderemos ter cartas estellares feitas pelo methodo photographico.
  - A photographia dos cometas, permittindo ver as estrellas atravez da cauda e proximo do nucleo, dâ-nos um meio de comparar o brilho d’estas, e de podermos, pelas medidas pho-
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- - tometricas, achar quai a relaçâo entre a intensidade da luz co-metar e a das estrellas. D’esta maneira chegaremos a especifi-car um cometa pela intensidade do seu irradiamento photogra-phico, como se especifia a intensidade luminosa das estrellas.
  - A precisâo das imagens obtidas pelos srs. Janssen e Gill révéla detalhes de estructura, que escapam as lunetas mais po-derosas. Yê-se por exemplo, o grau de rapidez com que a luz decresce, a partir do nucleo, e pode-se mesmo medir a intensidade d’esta luz.
  - Com o estudo da photographia cometaria temos terminado a primeira parte da nossa dissertaçâo, e vamos portanto entrar na segunda, que se occuparâ dos phenomenos inslantaneos.
  - Eclipses
  - Os éclipsés, como se sabe, pertencem em astronomia âquella ordem de phenomenos, quesechamam inslantaneos; a sua dura-çâo pôde ser para um éclipsé do sol de algumas horas, mas a obscuridade total nunca excede 8 minutos, sendo até muito mais curta, que é o caso gérai.
  - Trazemos aqui esta questâo para fazer notar quanto deve ser calculada deantemûo uma observaçâo photographica de qual-quer éclipsé do sol. E preciso n’este curto espaço de tempo ob-ter mais de uma prova, quantas mais melhor: os observadores teem de estar com toda a presença de espirito e com a firme cer-tesa de tudo quanto teem a fazer. Trata-se de explorar todo o contorno do disco solar escondido pela lua, de notar a forma e a posiçâo das protuberancias, de determinar a grandesa da co-rôa, e de observar os contactos, que marcam o começo e o fim do phenomeno.
  - Jâ fallâmos das primeiras tentativas para photographar os éclipsés, e vamos agora referir que Berkowsky em 1851, no
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- - observatorio de Kœnigsberg conseguiu, servindo-se do célébré heliometro de Bessel, lomar um daguerreotypo do éclipsé total do sol, que teve logar n’aquelle anno. As protuberancias, esses jactos de luz côr de rosa que se lançam além do disco ob-scurecido do sol, eram perfeitamente visiveis n’aquella primeira prova.
  - Mr. Faye, vendo que a tentativa de Berkowsky tinha dado bons resultados, resolveu fazer photographar, sob sua direcçâo e no atelier do oculista Porro, o éclipsé do sol, de 15 de maio de 1858. Para isto serviu-se de uma luneta de 0m,52 de aber-tura e 15m de distancia focal, preferindo a objectiva de longo foco, que imprime sobre a chapa sensivel uma imagem relati-vamente grande (a obtida foi de 0m,14) sem amplificaçâo ul-terior, ao systema geralmente seguido das' objectivas de curto foco, dando uma pequena imagem focal, que depois se ampli-fica para ir actuar sobre o cliché.
  - Diz mr. Faye que os telescopios de longo foco sâo mais difficeis de manobrar, mas que esta desvantagem fica eom-pensada por nâo ser précisa a amplificaçâo, que altéra as imagens.
  - Os aperfeiçoamentos introduzidos nos methodos photogra-phicos por Janssen, Rutherfurt e outros, teem evitado as lune-tas de longo foco, como jâ tivemos occasiâo de vêr.
  - As medidas micrometricas feitas nas provas obtidas por mr. Faye, mostraram a precisâo, que o metbodo photographico pôde attingir.
  - Ficou portanto provado ser este methodo de uma grande vantagem e auxilio para a observaçâo dos éclipsés, podendo até substiluir os systemas de observaçâo directa empregados an-teriormente. E de entâo para câ, sempre que as ephemerides an-nunciam um éclipsé total do sol, os governos organisam custo-sas expediçôes afîm da observaçâo do phenomeno poder uti-lisar â sciencia. N’estas observaçôes o methodo photographico
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  - tem sempre uma parte importante, chegando mesmo a ser o unico empregado, como vamos vêr.
  - Foi para a observaçâo do éclipsé do sol, a 14 de agosto de 1868, que os governos da Allemanha do Norte e da Inglaterra organisaram as primeiras expediçôes pholographicas.
  - A Allemanha enviou para Aden a sua commissâo composta dos drs. Fritsch, Zencker, Tiele e o professor Vogel; e a Inglaterra mandou a sua para Guntoor na India. A expediçâo al-lemâ, devendo reproduzir photographicamente o éclipsé total, serviu-se de uma lente aplanetica de seis pollegadas e de seis pés de distancia focal, tendo o foco optico em coincidencia com o foco chimico, e dando uma imagem do sol com um diametro egual a très quartos de pollegada. O châssis, tendo um duplo compartimento, permittia fazer ao mesmo tempo duas provas photographicas sobre a mesma plaça sensivel. O telescopio para seguir o movimento do sol e da lua era munido de um bem or-ganisado movimento de relojoaria, que acompanhava perfeita-mente o curso d’aquelles astros. Além d’isto havia-se, em um supporte separado, posto a tampa da objectiva do telescopio, a quai tinha sido reunida a este por intermedio de um involucro elastico, a fim de evitar qualquer oscillaçâo ao instrumente no acto de fazer a exposiçâo luminosa.
  - Em Aden o éclipsé durou très minutos; e, como era preciso fazer durante este pequeno intervallo o maior numéro possivel de photographias, os observadores tinham préviamente feito varios ensaios da manobra do instrumento, e distribuido entre si as differentes occupaçôes da sua tarefa.
  - O éclipsé total começou as 6 horas e 20 minutos. A pri-meira chapa sensivel recebeu uma exposiçâo de 10 segundos; e, revelada pelo sal de ferro, mostrou, do lado do bordo es-curo do sol, uma sérié de pequenas proeminencias, e do outro apresentava uma ponta notavel. A segunda chapa, submettida â operaçâo do desenvolvimento apenas revelou uma imagem
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  - muito fraca, porque na occasiâo de ser exposta uma nuvem se lhe antepoz, de maneira que a acçâo luminosa quasi foi nulla. A terceira deu uma imagem concordante com a primeira.
  - Aden foi um dos primeiros pontos em que se observou o éclipsé. Em Guntoor começou uma hora mais tarde, e as photographias tiradas pela expediçâo ingleza mostraram as pro-tuberancias de uma forma differente das de Aden. Este resul-tado nâo é para admirar em consequencia das observaçôes feitas simullaneamente por Janssen, as quaes provam que as protuherancias nâo sâo corpos solidos, mas se deformam continuamente como as nuvens, por isso mesmo que sâo con-stituidas por materias gazosas, como o mostrou a an'alyse es-pectral, em que a luz d’ellas produzia raias claras no espec-troscopio. Determinada a posiçâo das raias com todo o rigor, reconheceu Janssen que a substancia gazosa era o hydrogenio incandescente.
  - Por este modo ficou resolvido pela photographia o pro-blema da naturesa das protuherancias.
  - Mais tarde Janssen e Lockyer, estudando o hordo do disco solar, descobriram as protuherancias collocando a fenda do espe-ctroscopio junto do mesmo bordo, mostrando assim nâo ser précisa a observaçâo de um éclipsé do sol para se verem aquellas.
  - De entâo para câ a sua naturesa variavel tem sido posta em evidencia. Zollner de Leipzig notou, durante uma observaçâo de alguns minutos, que as proeminencias solares se eleva-vam subitamente chegando até algumas a destacarem-se da base.
  - Schellen, na sua «Spectralanalyse», ediçâo de Wester-mann de Brunswick, mostra algumas photographias do éclipsé de 1868. N’ellas se vêem perfeitamente as protuherancias, entre as quaes uma extraordinaria, cujo comprimento deveria andar por 120:000 kilometros: algumas d’ellas apresentam differentes inclinaçôes, similhantes as chammas de um incendio sob a acçâo do vento.
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  - Os factos referidos trouxeram a photographia astronomica mais um novo triumpho, que lhe veio augmentar os creditos, e ao mesmo tempo, fazer corn que ella fosse mais largamente em-pregada na observaçâo dos éclipsés totaes do sol. A America do norte prépara entâo uma verdadeira cruzada de observado-res photographos para reproduzirem a imagem do éclipsé total do sol de 7 de agosto de 1869.
  - Estes observadores, em numéro de cem, munidos de trinta telescopios photographicos, foram distribuidos principalmente no Estado de Iowa, onde o éclipsé era observavel, e obtiveram duzentas e setenta e nove boas provas do éclipsé que deixaram perfeitamente confîrmada, e fora de toda a duvida, a naturesa das protuberancias.
  - Whipple de Shelbyville, que observava o éclipsé no Kentucky, tomou n’esta occasiâo uma bella photographia da corôa, que cercava o sol, como uma auréola de luz esbranquiçada, sub-mettendo a chapa sensivel a uma exposiçâo de 42 segundos, emquanto que para as protuberancias, que tem luz muito mais intensa, bastaram apenas 5 segundos.
  - A observaçâo da corôa tem certamente chamado a atten-çâo dos astronomos; e varias expediçôes, corn este exclusivo fim, teem sido emprehendidas.
  - Uma das primeiras foi a enviada a Gatania pela Inglaterra, por occasiâo do éclipsé do sol, em 22 de setembro de 1870, da quai faziam parte Lockyer e Vogel; infelizmente o mau estado do tempo nâo permittiu a observaçâo photographica da corôa; apenas a secçâo de Syracuza poude tirar uma prova, que nâo deixou satisfeitos os observadores.
  - Como as circumstancias, em que sâo feitos taes estudos, sâo muito falliveis e raras, porque se nâo pôde dispôr do tempo nem dos éclipsés â vontade dos observadores, começaram os astronomos a pensar nos meios de obter photographias directas da corôa. Foi Zenger, professor do instituto polytechnico de
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  - Praga, um dos primeiros que chegou a obtel-as sem auxilio do espectroscopio. Para isso elle depoz sobre a plaça sensivel, au* tes de a submelter a uma pose rapida, uma soluçâo de acido py-rogalhico e citrato de prata, e empregou ao mesmo tempo uma pellicula absorvendo todos os raios de que é composta a luz da corôa e das protuberancias.
  - Estudando ao espectroscopio aschapas obtidas por esta forma, herr Zenger, poude certifîcar-se da observaçâo das raias ea-racteristicas da corôa e das protuberancias, que por este facto ap-parecem brancas nas provas negativas. A corôa é menos pronun-ciada e ligeiramente esbranquiçada, o que prova que a luz coro-nal é muito distincta das da chromosphera e protuberancias.
  - Herr Zenger, que.tem ultimamente modificado apreparaçâo das suas substancias impressionaveis, pela forma que abaixo indicaremos, vendo que a camara photographica é, como disse de la Rue, uma retina a que nada escapa, pensou que ella da-ria oplimos resultados para a previsâo do tempo, por isso que pôde registar todos os accidentes que parecem manifestar-se em torno do disco solar. Corn este fîm empregou plaças sensiveis de collodion em emulsâo de brometo de prata e chlorophylîa-das pela addiçâo de uma soluçâo etherea.
  - Para terminar este incidente diremos, ainda de passagem, que durante uma tempestade em que o ceu estava descoberto, herr Zenger, observou n’uma photographia do sol tomada n’esta occasiâo, phenomenos intéressantes, que merecem uma descrip-çâo, ainda que resumida. O disco do astro estava cercado de zonas bem nitidas, de forma elliptica que apresentavam sobre a prova negativa uma côr branca de neve. Este phenomeno sô ces-sou no fim da tempestade. Depois d’isto herr Zenger notou que estas apparencias teem logar sempre, antes e durante as trovoadas: ellas indicam a sua proximidade corn uma antece-dencia de 12 a 24 horas, isto é, primeiro que o barometro, ou a agulha magnetica o tenham mostrado.
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  - Vejamos porém como tem procedido recentemente herr Zen-ger para obter a photographia da corôa solar e da chromo-sphera. Emprega um photoheliographo construido expressameate por Browning, e serve-se, como substancia sensivel de chloro-phylla em soluçâo etherea, que prépara da seguinte maneira; trata primeiro pelo ether sulfurico a hortelâ-pimenta dessecada, e obtem um liquido verde-escuro que reduz, pela evaporaçâo do ether, a uma materia sêcca, friavel, escura, e aromatica, con-lendo o oleo ethereo de hortelâ. Tratando entâo esta substancia pela benzina, pelo alcool puro e pela parafina, sépara très ma-terias corantes, a saber: a chlorophylla verde, a cyanophylla azul-indigo, e a xanthophylla amarello-avermelhada. Gada uma d’estas substancias tem o seu espectro particular d’absorçâo, porém reunidas absorvem quasi todas as partes do espectro solar. D’esta maneira, e servindo-se d’estas materias como pellicula, herr Zenger tem chegado, com um ceu puro e sem nebulosida-des, a representar a corôa solar algumas vezes, de côres ver-melha ou amarellada.
  - Um halo solar foi tambem obtido por este processo.
  - Como se deve notar, este methodo convenientemente vul-garisado poderâ prestar grandes serviços ao estudo da phy-sica do sol, por isso que permitte seguir diariamente todas as phases da luz coronal e chromospherica.
  - Mas, voltando â photographia dos éclipsés, de-que nos ha-viamos affastado um pouco, vamos continuar a ver como se tem procedido para resolver o problema da corôa solar, nâo menos intéressante que o das protuberancias. A corôa solar é um dos caractères mais notaveis de um éclipsé total do sol. E como que uma auréola luminosa de filamentos brilhantes, ou de feixes de luz pérola, em que o globo lunar parece envolvido, e d’onde se destacam, ainda mais brilhantes, as proeminencias côr de rosa, que chammejam no meio da corôa como verdadeiros carbun-çulos,
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  - A forma da corôa nâo se pdde bem définir, mas parece ter uma tendencia para affectar a de um quadrilatero, ou d’uma estrella de quatro raios; no entanto, na maior parte dos casos, esta forma é muito modificada pelos jactos anormaes, que par-tem de varios pontos.
  - E muito difficil fazer um estudo succinlo da corôa por causa do seu caracter especial; urna ligeira differença no grau de vi-sibilidade da atmosphera, nas condiçôes visuaes do observa-dor ou na maneira de representar o que se vê, tanto basta para que dois observadores, um ao lado do outro, representem diffe-rentemente o pbenomeno que estudamos. Citemos um facto.
  - Em 1878, por occasiâo do éclipsé total do sol, foi obser-vada a corôa por Young e outros membros da missâo america-na, parte d’estes observadores representaram-a principalmente no sentido leste-oeste, emquanto que outros figuraram-a na di-recçâo norte-sul. Foram as photographias que vieram demons-trar ser a sua principal extensâo ao longo da linha leste-oeste, mas que na linha dos polos solares, havia muitos jactos bem definidos, porém mais curtos e menos brilhantes.
  - Isto prova que as conclusses occulares devem ser dadas com toda a réserva. A photographia sera naturalmente a me-Ihor teslemunha a invocar.
  - Àssim as photographias dos éclipsés de 1870 e 1871 sâo tudo quanlo ha de melhor como manifestantes da corôa.
  - Isto pelo que respeita a representaçâo da forma da corôa: quanto a sua naturesa, resta indagar, seella é um phenomeno do sol, ou da lua, ou da nossa atmosphera, ou se é um simples efïeilo d’optica. '
  - Differentes astronomos explicavam o caso segundo as suas opiniôes mais ou menos variaveis, até que em 1869 o professor Harkness e Young descobriram, independentemente um do outro, que o spectro da corôa é caracterisado por uma raia bri-lhante na parte verde — raia 1474 da carta do spectro so-
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  - lar de Kirchhoff. A existeneia d’esta raia mostra a presença de um gaz incandescente que nâo pode estar senâo nas proximi-dades do sol. Todavia algumas duvidas se levantaram ; mas uma nova prova veio confirmar a naturesa da corôa.
  - Essa confirmaçâo deu-a a photographia pelas imagens do éclipsé de 1871, em que duas estaçôes de observaçâo na India e Ceylâo, affastadas muitas centenas de milhas, mostraram exactamente os mesmos detalhes na forma e na estructura da corôa; estas photographias, consideradas por si mesmas, bastam para demonstrar que os principaes caractères do phenomeno sâo independentes da nossa atmosphera, e dos accidentes da superficie da lua.
  - Provado que a corôa résidé no sol, ella deve ter uma im-portancia cosmica de bastante valor para a astronomia physica, e é portanto preciso saber por que alteraçôes passa.
  - Por isso é este um phenomeno, que sempre se estuda com toda a altençâo durante os éclipsés, e ainda ultimamente as naçôes mais cultas organisaram expediçôes para a observaçâo d’aquelle que teve logar a 6 de maio de 1883.
  - A missâo franceza, dirigida por mr. Janssen, e a quai se juntaram o sr. Tachini, director do observatorio de Roma e herr Palisa, do de Vienna, era composta de mr. Trouvelot, astro-nomo adjunto do observatorio de Meudon, mr. Pasteur, photo-grapho, e um adjudante. O seu programma era aproveitar o éclipsé para tentar resolver certas questôes sobre a constituiçâo do sol, e sobre a existeneia dos planetas intra-mercuriaes.
  - O logar de observaçâo escolhido foi a ilha Garolina, onde tambem se dévia reunir a missâo americana dirigida por mr. Holden.
  - Quanto ao material photographico a expediçâo tinha feito dispor um pé paralactico com um eixo horario de dois métros de comprido, contendo uma forte e larga platafôrma, sobre a quai estavam fixos os apparelhos seguintes;
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  - Uma grande camara com uma objectiva Darlot de 8 polle-gadas, abrangendo um campo de 20° sobre 25°, correspon-dente aos clichés de O”",40 x 0m,50 e destinada a photographia da corôa e dos planetas intra-mercuriaes.
  - Uma segunda camara com uma objectiva de 6 pollegadas, abrangendo um campo de 26° sobre 35°, correspondente aos clichés de 0ffi, 30 x 0m,40.
  - Um apparelho de Steinheil para o estudo da corôa.
  - Além d'isto havia mais um segundo apparelho paralactico contendo très camaras com objectivas muito luminosas, desti-nadas â determinaçâo dos limites da corôa empregando plaças muito sensiveis.
  - Era a primeira vez que se applicava a photographia â pes-quisa dos planetas intra-mercuriaes, e os resultados obtidos por esta forma, foram completamente de accordo com as observa-çôes directas, as quaes levaram aquelles astronomos a uma con-clusâo negativa relativamente â existencia dos referidos pla netas.
  - As photographias da corôa mostraram que ella era mais extensa do que aquillo que se poderia suppôr examinando-a por meio do telescopio.
  - Depois da observaçâo d’este éclipsé, mr. Huggins, propoz um methodo para photographar a corôa solar, fundado em que apresentando esta, uma multiplicidade de variantes d illumina-çâo, muito difïicil a representar correctamente, por outros meios que nâo sejam os devidos â photographia, era possivel, por uma exposiçâo mais demorada, obter diariamente a imagem verda-deira da corôa servindo-se de um telescopio newtoniano.
  - O capitâo Abney, combinando cuidadosamente as chapas photographicas de mr. Huggins, com as que tinham sido obti-das durante o éclipsé de 17 de maio de 1882 no Egypto, che-gou â conclusâo, que o novo methodo concordava plenamente com os resultados obtidos pelos éclipsés solares.
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  - Como temos visto, herr Zenger havia jâ feito estudos ten-dentes a photographar diariamente a corôa solar, e mr. Huggins, chegando ao mesmo resultado por outro processo differente, veio lançar nova luz na importantissima questâo do es-tudo da constituiçâo physica do sol.
  - Nas condiçôes favoraveis do nosso clima era de grande al-cance poderem ser emprehendidos taes estudos, que de certo seriam de uma grande vantagem para os progressos da astro» nomia.
  - Passag’ens de Venus
  - A observaçâo da passagem de Venus pelo disco do sol em 1874, veiu dar logar a uma grandiosa applicaçâo da photographia a astronomia.
  - Como se sabe, foi Halley quem, tomando uma idéa emit-tida por J. Gregory em 1663, declarou em 1677 que a dura-çâo de uma passagem de Mercurio ou de Venus, obtida em dois logares differentes, podia servir para determinar a parallaxe do sol, e, por conseguinte, a distancia d’este astro a terra.
  - Para calcular as distancias dos corpos celestes â terra, to-ma-se para base o diametro da orbita terrestre; o que équivale a suppôr que se lhe conhece exactamente o eomprimento que, em numéros redondos, anda por 30 milhôes de myriametros. Mas, sem entrai1 em grandes detalhes mathemalicos, vejamos como é que a photographia pôde auxiliar o estudo da parallaxe solar.
  - Supponhamos a terra em T, Venus em F e o sol em S.
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  - Um observador collocado em A verâ o planeta por baixo do centro do sol em a, emquanto que o que estiver em B ob-serval-o-ha em b, acima do mesmo centro. Ora os dois triangu-los A V B e a V b sào similhantes, e portanto dâo as seguintes relaçôes:
  - a b a V VS
  - AB AV ~ VT
  - Ora se o diametro do sol nos apparece debaixo de um an-gulo de 30 minutos proximamente, e se o imaginarmos divi-dido em 30 partes eguaes, representando cada uma um minu-to, nos teremos que o angulo S A a sera dado pelo numéro de partes comprehendidas entre a e S; o mesmo acontecerâ para o angulo S B b. Se notarmos entâo que
  - s'a B — s7a = a'AB
  - acharemos meio de resolver o triangulo para ter a distancia F T.
  - Vejamos agora como obter F S.
  - A terceira lei de Kepler permittirâ deduzir este valor. Seja B a duraçâo da revoluçâo da terra, r a de Venus, D a distancia da terra ao sol e d a distancia de Venus ao sol. Teremos
  - fi2 D3
  - r2 rf3
  - extrahindo a raiz cubica 1
  - 3
  - v/r2 o
  - ou
  - * 8 b 8
  - __ Fr2 D — d
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  - Ora D — d é VT que nos achamos com se obtinha, falta-nos d, que sendo o quarto termo d’esta proporçâo, ficarâ assim determinado.
  - Eis em que se résumé o methodo para a determinaçâo da parallaxe, e procuremos agora como a photographia pode favo-recer a resoluçâo do problema.
  - Venus, apparecendo como um ponto negro sobre a superficie do sol, desloca-se constantemente sobre este, por causa do movimento da terra, e do seu movimento proprio. E difficil portante tomar simultaneamente, em dois pontes do globo, a medi-da da posiçâo de Venus sobre o sol. Por isso mesmo se re-correu â photographia que permitte medir, sobre as provas, a distancia da projecçâo de Venus ao centro fixo do sol, a quai séria dada, em a nossa figura, por um dos angulos S A a ou S B b.
  - E claro que esta medida pode entâo fazer-se com todo o so-cego e a qualquer hora. Pelo contrario, qualquer operaçào d’este genero, feita no proprio momento de dar-se o phenomeno, Iraz necessariamente comsigo inexactidôes que nâo se evitam facil-mente.
  - A idéa da applicaçâo da photographia as passagens de Venus parece ser dévida a mr. Paye, que primeiro a propoz para substituir o methodo da determinaçâo directa do instante dos contactes. Este methodo, devido a Halley, linha os inconvenantes do ligamento ou gota negra, que nâo deixava precisar bem quai o instante dos contactes, além dos outros contratempos devidos as ondulaçôes da superficie solar e da atmosphera.
  - Mr. Paye foi portante de opiniâo que, para a passagem de Venus em 1874, a photographia dévia ser tomada como primeiro modo de observaçâo. O methodo photographia foi por este motivo empregado pela França. A America partilhou da mesma opiniâo, e os inglezes e allemâes tambem o empregaram, mas nâo em primeiro logar.
  - Nâo foi porém seguido um processo uniforme para a ob-
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  - servaçâo, o que nâo admira, se attendermos â grande divergen-cia de opiniôes, que sempre se manifesta em discussôes d’esta naturesa, onde todos se empenham em que as suas idéas pre-valeçam. Bom foi que assim succedesse para melhor se poder ajuizar sobre quai era o systema, que daria resultados mais sa-tisfatorios.
  - Como disse mr. Newcomb, sabio astronomo americano, dois processos se podem seguir. Um consiste em photographar o momento preciso dos contactos de Venus corn o sol; o ou-tro fixa a posiçâo relativa dos centros do planeta e do sol durante a passagem.
  - Quanto ao primeiro, que bem pode chamar-se o processo europeu, o proprio Newcomb o condemnou, fundado nas dif-ficuldades da observaçâo directa dos contactos, e nos recentes estudos da physica solar, que nos conduzem a admittir a pho-tosphera como sujeita a mudanças de nivel, necessariamente prejudicadoras da exactidâo dos resultados, deduzidos da observaçâo dos contactos do planeta corn o sol. Por isso elle propoz, para se obterem proficuos trabalhos photographicos, as seguin-tes condiçôes:
  - 1. ° Obter imagens do sol, com Venus sobre o seu disco, de uma especie tal, que os pontos das chapas photographias, deduzidos dos contornos d’essas imagens, e que correspondem aos centros dos dois discos, possam ser determinados com um alto grau de precisâo.
  - 2. ° A distancia linear entre esses pontos, sendo determi-nada, em millimetros ou outras unidades de extensâo, pelo em-prego de micrometros, ter um meio preciso de eliminar a distancia angular â quai corresponde essa distancia linear, ou co-nhecer o valor de 1 millimetro em segundos d’arco sobre cada ponto da chapa photographica e em qualquer direcçâo.
  - 3. ° Determinar sobre a chapa uma linha de referencia fixa permittindo deduzir o angulo de posiçâo dos dois centros, rela-
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  - tivamente ao circulo de declinaçâo passando pelo centro do sol.
  - Firmados n’estes principes, os americanos, poderam obter muito melhores resultados do que aquelles a que as naçôes europêas chegaram ; porque effectivamente o processo devido a mr. Newcomb é, sem duvida alguma, mais rigoroso e mais elegante, do que o baseado em tomar magnifîcas provas photographias do sol, bem nitidas e bem definidas, quando este astro nâo tem, como disse mr. Rutherfurt, disco bem limitado, e que no seu estado mais favoravel é um objecto irregular, sempre agitado â superficie, e inteiramente incapaz, por este facto, de servir a medidas de precisâo em quaesquer pontos da circnmferencia do seu contorno. Além d’isto, se attendermos a que todas as mediçôes de parallaxe se referem sempre ao centro dos astros, teremos mostrado uma vantagem immediata do me-thodo americano.
  - E para corroborar esta opiniâo vamos apresentar a de uma aulhoridade insuspeita, a do professor Proctor, no momento de comparar o methodo adoptado pelos seus compatriotas in-glezes, com o dos americanos, por occasiâo da passagem de Venus pelo disco solar em 1874.
  - «Na questâo a mais importante do methodo para applicar a photographia, os astronomos inglezes e americanos tomaram caminhos differentes. Eu ponho de parte, como particular aos nossos projectos, o emprego do apparelho girante de Janssen para determinar com exactidâo os contactos interiores, e fallo somente dos methodos para photographar os progressos da passagem. Os astronomos inglezes e europeus tiveram cuidado em obter provas do sol mui nitidas e bem definidas, calculando que estas provas indicariam a verdadeira posiçâo de Venus sobre o sol. Os americanos (e os astronomos da expediçâo de lord Lin-dsay) encarregaram-se de tomar provas que dâo a verdadeira distancia dos centros do sol e de Venus, independentemente
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  - d’uma exactidâo especial da nitidez dos limbos dos dois discos. Parece-me, considerando a questâo sob o seu ponto de vista mathematico, que os astronomos americanos tendem a demons-trar (empregando os cuidados do trabalho photographico dado por de la Rue e outros partidarios dos apparelhos europeus) que o resultado das melhores provas photographicas possiveis, obtidas pelo methodo europeu, nâo pode dar a parallaxe mes-mo corn um tào pequeno erro provavel, como o que affecta as determinaçôes jâ achadas. Se nos consideramos o seu piano gérai e o seu arranjo nos detalhes, os americanos mostraram-se bem avisados e bastante habeis. »
  - E’ o que referia mr. Proctor depois da passagem de 1874, e parece-nos ter com isto mostrado a vantagem do methodo americano sobre o europeu. No entanto julgamos opportuno exarar as opiniôes mantidas por differentes astronomos durante a discussâo havida antes d’aquella passagem, e os diversos sys-temas de observaçâo photographia.
  - Mr. Janssen, suppondo que o melhor methodo a seguir era tomar, no momento em que o contacto esta proximo, uma sérié de photographias em curtos intervallos, e regulares de maneira que esse contacto fique necessariamente comprehendido na sérié, imaginou o seu apparelho girante denominado rewolver photographico, do quai passamos a dar uma idéa.
  - A chapa sensivel tem a forma de um disco; fixa-se a um prato dentado, podendo girar em torno de um eixo parallelo ao do lelescopio, que dâ a imagem do sol. O disco fica portanto descentralisado mas por modo que as imagens se vâo formai* junto da circumferencia. Diante d’este disco, um outro fixo faz de diaphragma, e contém uma fenda ou janella situada em frente do eixo do oculo de‘maneira a limitai* a impressào photographia a porçâo da imagem solar, em que o contacto deve produzir-se. O prato circular, que porta a plaça sensivel, é dentado e posto em relaçâo com um pequeno apparelho d’escape,
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  - commandado por uma corrente electrica. Em cada segundo, o pendulo de um relogio interrompe a corrente, e o prato gira o valor angular de um dente, trazendo em frente da fenda uma porçâo ainda nâo impressionada da chapa sensivel, que recebe uma nova imagem do bordo solar. Se o disco tiver, por exempta, 100 dentes, a chapa pôde receber 100 imagens do refe-rido bordo.
  - Para empregar este instrumento, n’uma observaçâo photo-graphica da passagem de Venus, deve-se começar a operar minuta e meio antes do instante presumivel do contacta (instante que o spectroscopio pôde indicar para o primeiro contacta externo) afim de obter a sérié relativa â primeira parte do phe-nomeno. Entâo substitue-se a plaça sensivel por outra desti-nada a reproduzir a segunda phase, e assim por diante até ao segundo contacta externo.
  - Fixadas as imagens sobre as respectivas chapas examinam-se com um microscopio para se reconhecer quai a prova que représenta o contacta, cuio instante é dado pela ordem da photographia que na sérié indicar a sua imagem.
  - O tempo de exposiçâo é regulado por meio de uma lin-gueta melallica onde existe uma fenda variavel, que faz de alvo ante a janella do disco obturador, e que, por uma disposiçâo mecanica especial, a descobre durante a fracçâo de segundo avaliada pelos ensaios preliminares.
  - O rewolver photographico foi empregado em 1874 por mr. d’Almeida na missâo do Japâo, dirigida por mr. Janssen, mas nâo deu os resultados, que o seu inventor esperava, talvez por se terem tomado photographias no momento em que o contacta parecendo geometrico, realmente o nâo era, como mostraram depois as imagens do bordo solar, tomadas sobre uma chapa de quarenta e sete photographias.
  - Mr. Rulherfurt escrevendo ao conlra-almirante Sands, présidente da commissâo americana, que organisou a observaçâo
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- - de 1874, dâ uma descripçâo da forma do instrument, que elle considéra como devendo ser adoptado para pholographar a pas-sagem deVenus. Compôe-se do seguinte: uma objectiva achro-matica, de 15 centimetros de abertura e de l,m78 de distancia focal, contida em uma cellula permittindo applicar por diante d’essa objectiva uma lente de flint-glass d’uma curvatura tal, que possa diminuir 25 centimetros na distancia focal propria a photographia.
  - Em um ponto convenante, entre as duas distancias l.m78 e l,m 53, esta uma lente amplificadora construida de tal sorte que a imagem normal do sol, obtida no seu foco principal, attinge o diametro de 51 millimetros â distancia de l,m 78 da objectiva. A camara escura e o oculo formam um sô tubo ; a braçadeira e o parafuso focalisante estâo collocados junto â objectiva no extremo do tubo, afim de simplificar todas as outras disposiçôes. Quanto â determinaçâo do valor angular d’um espaço qualquer sobre a imagem amplificada, elle procédé da seguinte forma:
  - Colloca na posiçâo da chapa, que recebe a imagem amplificada, uma plaça de vidro de faces parallelas sobre a quai esta gravado um reticulo de linhas norte e sul, estas linhas distam entre si 1res segundos de tempo équatorial. Depois fixa solidamente a luneta junto do meridiano, e, por meio de um chronographo, détermina a passagem de muitas estrellas por todas as linhas do reticulo, observando-as atravez de uma ocular de Ramsden.
  - A comparaçâo d’estas passagens corn os intervallos medi-dos entre as linhas darâ, nâo somente o valor angular d’um espaço da plaça, mas tambem uma indicaçâo da distorçâo pro-duzida pelo effeito da collimaçâo da mesma plaça, da objectiva e da lente amplificante.
  - Mr. Rutherfurt propôe ainda, para determinar o valor angular d’uma distancia linear sobre a plaça, pholographar um
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  - objecto conhecido a uma distancia tambem conhecida, se ope-rarmos de dia ; ou de duas luzes electricas, se fôr de noute; ou emfim d’um grupo de estrellas, taes como as Pléiades, cujas distancias angulares tenham sido anteriormente calculadas, de-duzindo por esta forma o valor linear por uma medida micro-metrica tomada sobre a photographia.
  - Relativamente a exactidâo das medidas tomadas sobre as provas photographicas, uma das questôes mais importantes do methodo, levantou-se discussâo entre os astronomos; por ser naturalmente este um ponto que o dévia merecer, como me-receu, toda a sua attençâo, e n’elle residir a grande difficul-dade da determinaçâo précisa da escala das provas, isto é, do numéro de segundos d’arco, correspondente ao comprimento de um cenlimetro sobre um piano.
  - Mr. Newcomb, por exemplo, faz notar que, se um erro commettido n’uma medida linear sobre a plaça affectasse a parallaxe apenas na relaçâo d’este erro para a distancia inteira medida, a determinaçâo do valor angular de 1 millimelro sobre a chapa photographia nâo offereceria grandes difîiulda-des; mas a distancia dos centros, que é a quantidade rectilinea a medir, sendo pelo menos cincoenta vezes maior que o effeito medio da parallaxe nas differentes estaçôes, deve comprehen-der-se que um erro na distancia medida, em uma certa relaçâo, influirâ na parallaxe em uma relaçâo cincoenta vezes maior. E, calculando, pelas medidas feitas sobre as photographias do éclipsé de 1869, o erro provavel accidentai da determinaçâo das distancias dos centros em uma sô prova ne-gativa, pensa que nâo excederâ meio segundo. Quanto ao valor angular de uma distancia qualquer, tomada na chapa photographia, diz que elle é egual ao do angulo subtenso por essa distancia âquella a que se acha o centro optico da objectiva.
  - E necessario medir entâo corn todo o rigor a distancia en-
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  - tre as faces anteriores cta chapa e da objectiva, tomando nota das temperaturas do métro, e das chapas sensiveis.
  - Um objecto tambem importante na observaçâo das passa-gens é a determinaçâo exacta da hora de Greenwich, em que se toma cada uma das provas. Esta hora pôde ser obtida corn
  - rigor, porque o tempo da acçâo luminosa nâo excede a
  - do segundo, e, para as imagens' instantaneas, nos podemos to-mar conta no momento em que se ouve o ruido secco da cor-rediça do obturador batendo contra o ponto de espera, notando entâo a hora do relogio referida a esta pancada; porque ella é apenas affastada do instante da formaçâo da imagem, de uma insignificante fracçào de segundo de tempo, de que alias nos podemos ter conhecimento prévio.
  - Para tornar comparaveis as provas photographias feitas em logares differentes é preciso attender a orientaçâo das chapas sensiveis, para o que mr. Laussedat1 propoz collocar-se fixa a luneta, mantida n’uma posiçâo horisonlal, e de, por meio de um helioslato, enviar para ella a luz do sol. Disposta assim a luneta determina-se-lhe a orientaçâo, pondo-a na direcçâo do meridiano, ao mesmo tempo que nos asseguramos, pelo em-prego de um nivel, da horisontalidade de um dos bordos da chapa impressionavel.
  - Este systema habilmente imaginado pelo sabio professor a que nos estamos referindo, e jâ por elle empregado em Argel durante a observaçâo do éclipsé do sol em 1860, tem a grande vantagem de se prestar a fazer a photographia em tamanho natural, sem intervençâo de lentes amplificadoras ; para o que se precisaria de uma objectiva de trinta ou qüarenta pés de
  - 1 Mr. Laussedat sabio professor de Geodesia na Escola Polytechnica e actualmente director do conservatorio das artes e officios de Paris, tem-nos feito a honra de se corresponder comnosco sobre assuraptos de photopographia e por isso aproveitamos esta occasiào para publicamente lhe agradecermos as suas valiosas indicaçoes.
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  - distancia focal, que nâo séria muito facil de dirigir para o sol. Attendendo a esta circumstancia o apparelho de mr. Laussedat, foi adoptado pelos francezes e americanos com pequenas alte-raçôes.
  - Os francezes serviram-se de espelhos de vidro communs, e fizeram as suas provas com as imagens do diametro de duas pollegadas e meia, pelo daguerreotypo, sobre plaças de cobre prateado, afim de nâo correrem o risco da contracçâo do collo-dion. Os americanos, sem se importarem com as contracçôes do collodion, que pelas experiencias de Rutherfurt, Paschen e Huggins, esta provado nâo se darem nas plaças bem prepara-das, serviram-se do processo humido ordinario para as suas provas photographias, cujas imagens tinham o diametro de quatro pollegadas. Em frente da plaça sensivel, â distancia de x/s de pollegada, estava collocado um recticulo ou ehapa de vidro dividida em quadrados, e entre esta e a chapa sensivel havia-se suspendido um fio de prata fino, sustentando uma es phera de chumbo. E claro que a prova definitiva ficava qua-driculada e continha a imagem do fio de prumo, que dava a direcçâo da vertical.
  - A luneta photographica era, como dissemos, collocada em linha com um instrumente meridiano, e a sua direcçâo determi-nada com o maximo rigor. Conhecida tambem a hora exacta, e a direcçâo da vertical para cada prova, é facil achar escru-pulosamente a orientaçâo da photographia.
  - Obtida uma prova, por este processo, resta medil-a, isto é, determinar para cada photographia a direcçâo e a distancia do centro do sol ao centro do planeta. Ora, como a imagem nunca é perfeitamente circular, e vem sempre um pouco deformada, por causa da refraeçâo atmospherica, é difficil encontrar a ver-dadeira posiçâo do centro do sol em relaçâo aos quadrados do reticulo, e so se pôde obter por calculos complicados e medi-das feitas com um apparelho microseopico em um grande
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  - numéro de pontos escolhidos sobre a circumferencia da imagem.
  - Para occorrer aos inconvenientes da deformaçâo das imagens, mr. Warren de la Rue propoz o photographar uma es-cala apropriada, dividida em partes eguaes, collocada a uma ou duas milhas de distancia do heliographo. Obter-se-hia assim uma imagem, na quai as partes eguaes da escala occupariam, se a alteraçâo houvesse tido logar, comprimentos differentes. Me-dindo entâo estas distancias por meio de um micrometro, pode-riamos tomar conhecimento da deformaçâo photographica.
  - Tendo passado em revista todos os requisitos mais importantes, a que é necessario attender para o bom resul-tado da applicaçâo de quaesquer dos processos photographicos, nas passagens de Venus sobre o diseo do sol, resta fallar das conclusôes a que se chegou em relaçâo a passagem de 1874, mas pouco se poderâ dizer, porque verdadeiramente pouco ainda se sabe; todavia o que esta bem averiguado é que se deve preferir a imagem focal directa a imagem amplifîcada por uma ocular, e que é melhor supprimir os espellios que prejudicam a nitidez das imagens.
  - ûutros resullados importantes da observaçâo, tirados do exame das photographias, sâo, por exemplo, o da confirma-çâo da existencia de uma atmosphera em Venus, e o da de-ducçâo das leis astrophotographicas de mr. Angot.
  - Mr. Angot, reconheceu que as imagens obtidas sobre as plaças Daguerre eram affectadas da influencia da diffracçâo instrumental, e portanto precisavam de correcçôes analogas as da observaçâo directa. Levado entâo a estudos experimentaes, (sobre dois rectangulos illuminados separados por uma faxa ob-scura) com respeito a influencia da intensidade luminosa e sua variaçâo, e â differença das dimensôes entre as imagens geome-metrica e real, chegou as leis seguintes :
  - I. Lei da intensidade.—Fazendo variar apenas a intensi-
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  - dade e deixando constante o tempo de exposiçâo, obtennseima-gens tanlo maiores quanto maior for a intensidade.
  - II. Lei da acçâo luminosa.— Tornando variavel a acçâo da luz sobre uma chapa exposta, e deixando constante a intensidade, obtemos resultados analogos aos da lei anterior, mas nâo identicos.
  - III. Lei da abertura das objectivas.—Para a verifîcar re-duz-se a metade a abertura da objectiva, e quadruplica-se a intensidade luminosa, afim de que o brilho da imagem fique o o mesmo na parte em que a intensidade é constante ; a dura-çâo de exposiçâo é entâo egual nos dois casos. Corn estas precauçôes, o raciocinio mostra que, se considerarmos um ponto em que a acçâo luminosa esta n uma relaçâo determinada corn a intensidade do centro da imagem, a distancia d’este ponto ao bordo geometrico deve variar em rasâo inversa da abertura.
  - D’este estudo résulta que as medidas astronomicas feitas sobre as chapas photographicas precisam, para serem compa-raveis, de correcçôes tiradas das leis acima indicadas.
  - A passagem de Venus em 1874 foi, pode dizer-se, como que um ensaio para a de 1882, como disse Dumas, nâo deve portanto admirar que o resultado final das medidas photographicas tenha sido discordante. O que se obleve na passegem de 1882 poderâ decidir da sorte do methodo photographico, como fundamento da determinaçâo da parallaxe. Os primeiros relatorios apresentados mostram que se empregou em larga es-cala a plaça secca de gelatino-brometo de prata a quai permit-tiu tirar uma grande copia de photographias em gérai muito nitidas e de contornos bem determinados.
  - Parece por conseguinte que em relaçâo a França foi se-guida a opiniâo de mr. Faye que dizia, na academia das scien-cias de Paris, a proposito da ultima passagem deVenus, «que sem despresar o methodo dos contactos preconisado por Hal-
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  - ley, se dévia empregar a photographia em mais larga escala do que se havia feito em 1874, usando sobre tudo da instantanei-dade empregada em Meudon»; e fazendo algumas apreciaçôes sobre os rnelbodos empregados, apresentou o seguinte quadro dos valores obtidos para a parallaxe solar.
  - Methodos geometricos................. 8,82
  - Methodos mecanicos................... 8,83
  - Methodos physicos.................... 8,813
  - Pronunciando-se pelo methodo physico, porque diz ter uma approximaçâo avaliada em —do segundo.
  - Sem querermos entrar na apreciaçâo d’estes methodos para o que nos fallam dados e conhecimentos, diremos to-davia e modestamente, que se nos afigura tambem o methodo physico preferivel, nâo so porque no quadro nos mostra um valor intermedio, mas porque elle é independente dos erros pessoaes e da acçâo nervosa dos observadores.
  - Por ultimo, partilhando a opiniâo de mr. Airy, illustre
  - director do observatorio de Greenwich, desejaramos ver que em relaçâo as observaçôes photographicas d’esta ultima passa-gem, se seguisse a forma de centralisaçâo, em um so grande grupo, de todas as provas tornadas perfeitamente comparaveis pelo estudo das suas orientâmes.
  - Nâo queremos terminai’ o nosso trabalho sem apresentar uma idéa gérai do methodo de Loekyer e Seabroke para obser-var a chromosphera solar. Consiste elle em photographar dia-riamente uma fenda circular, em forma de anel, coincindindo corn a imagem da chromosphera.
  - Para isso a imagem do sol é projectada sobre um diaphragma que tem no meio um disco circular, de diametro egual ao da referida imagem, de sorte que a luz do astro é interçe-
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  - ptada e a da chromosphera pode passai*, indo représentai*-se no ponto occupado pela fenda do spectroscopio e pode ser en-tâo vista na ocular.
  - As disposiçôes photographicas consistem em um grande spectroscopio de Steinheil, cuja fenda ordinaria é substituida pela do anel.
  - Um feixe solar é dirigido pelo eixo do collimador pormeio de um heliostato, e a imagem do sol projectada, por uma objectiva de 3 pollegadas e 3A de diametro, sobre a fenda do anel.
  - Uma/tente régula a grandesa da imagem que pode ser re-cebida na chapa sensivel corn o tamanho que se desejar.
  - Eis muito resumidamente exposto o methodo de Lockyer que melhor cabimento teria tido em outro logar.
  - Galileo e Newton, fundando a optica astronomica, deram origem aos magnificos telescopios de que os observatorios dis-pôem ; e, comparando os progressos feitos até hoje, nos mal podemos imaginar as maravilhas a que os vindouros chegarâo. A photographia, nâo achando limites a sensibilidade das cha-pas impressionaveis, como disse um astronomo contemporaneo, acompanharâ decerto a astronomia, revelando ao mundo sub-lunar os mais pequenos detalhes da vida cosmologica dos glo-bos, que povoam os espaços eelesles.
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