Sur un appareil photographique destiné à l'observation des passages de Vénus. (Séance du 12 Septembre 1872)

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  - A. LAUSSEDAT. — DES PASSAGES DE VENUS.
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  - SI. A. LAUSSEDAT,
  - Lieutenant-colonel du génie, Professeur au Conservatoire des arts et métiers de Paris.
  - Sur un appareil photographique destiné à l’observation des passages
  - de Vénus.
  - (Séance du 12 Septembre 1872.)
  - L’appareil que je propose pour observer photographiquement les passages de Yénus sur le disque du soleil, est fondé sur un principe assez connu aujourd’hui, mais dont j’ai le droit de revendiquer la priorité (’) et que je me contenterai d’abord de rappeler en quelques mots.
  - Une lunette fixe et horizontale, dont l’axe optique est dirigé dans le méridien ou dans le premier vertical, reçoit les rayons solaires
  - (>) Voyez les Comptes-Rendus des séances de l'Académie des sciences, t. LI, p. 444 et 994, G liXVl, p. 487, t. LXX, p. S45 à 548 et t. LXXV, p. 565, et la Revue des cours scientifiques,
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  - projetés par un héliostat dans cette direction. L’image du soleil, formée au foyer de l’objectif de la lunette et amplifiée au besoin, au moyen de l’oculaire convenablement réglé, est reçue sur une surface sensible dont le plan coïncide, soit avec le premier vertical, soit avec le méridien, selon la direction donnée à la lunette.
  - J’ai disposé, pour la première fois, un appareil de cette espèce, en Algérie, pour obtenir, avec le concours de M. Aimé Girard, des images photographiques de l’éclipse solaire du 18 juillet 1860, sur lesquelles il fut possible d’effectuer des mesures d’angles de position rapportées, soit au vertical, soit au méridien céleste du centre du soleil, plus exactement, à coup sûr, que si l’on eût fait usage d’une lunette montée équatorialement.
  - Cette expérience, pour ainsi dire improvisée (car nous avions eu quinze jours à peine pour faire les préparatifs de l’expédition en Algérie), ayant été très satisfaisante, j’ai songé depuis longtemps à l’appliquer à l’observation des passages de Yénus, et, dès l’été de 1869, je m’occupai de construire, à mes frais, un petit observatoire destiné à servir à tous les essais que je croyais nécessaires pour perfectionner les différentes parties de l’appareil. Il s’agissait notamment : ,
  - 1° De choisir le meilleur procédé photographique à employer; 2° de reconnaître s’il valait mieux obtenir des images amplifiées au moyen de l’oculaire, comme nous l’avions fait en 1860, en Algérie, et en 1867, en Italie, ou bien employer des objectifs à longs foyers, et avoir ainsi du premier coup des images d’un diamètre assez grand pour pouvoir y mesurer micrométriquement, avec un degré d’exactitude suffisant, les distances du centre de la planète au bord du soleil; 3° d’étudier et d’arrêter le moyen d’enregistrer automatiquement les instants précis auxquels seraient obtenues les images que je crois utile de multiplier autant que possible.
  - Tous ces essais et ceux que des expériences suivies pourraient suggérer devaient être faits sur le disque solaire et sur les principales taches qui s’y seraient rencontrées.
  - Pour étudier dans son sanctuaire la photographie céleste, je m’étais rendu, au commencement de l’été de 1870, en Angleterre, où j’avais visité l’Observatoire héliographique de Kew, et reçu l’hospitalité la plus cordiale chez M. Warren de La Rue, qui avait pris la peine de m’enseigner lui-même ses excellents procédés.
  - J étais à peine rentré de cette excursion, que la guerre éclatait au mois de juillet et m’obligeait à abandonner mes études pour prendre du service.
  - Dès qu’il m’a été possible de me remettre à l’œuvre, j’ai demandé
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  - à MM. Brunner frères de réaliser les moyens mécaniques dont je comptais faire usage pour obtenir les images du soleil à des intervalles de temps réguliers et à des instants parfaitement déterminés.
  - Cette partie de l’appareil est assez avancée, mais les obligations que m’imposent les fonctions que je continue à remplir dans l’armée, m’ont empêché jusqu’à présent d’entreprendre les expériences que je devais commencer dès 1870, et la partie optique est tout entière à étudier.
  - Je vous devais cet exposé de faits pour vous expliquer pourquoi je ne suis pas en état de vous présenter, dès à présent, des épreuves photographiques, et pour vous prier d’excuser ce qu’il y aura nécessairement d’incomplet dans ma communication. Je n’essaierai pas moins de vous donner une idée suffisante de la disposition générale de l’observatoire que j’ai commencé à faire construire, expressément pour y installer les différents instruments qui constituent l’appareil tel que je l’ai projeté et qui pourrait être, qui sera sans doute imité, à quelques modifications près, dans les stations où l’on se proposera de faire des observations photographiques des passages de Vénus.
  - Description de Vobservatoire photographique. — La figure que j’ai préparée (pl>-¥Hr-^g^-4-~ -eh-2) représente cette disposition générale en plan et en élévation.
  - Le premier pilier à gauche porte une petite lunette servant de collimateur C, dont le champ peut être éclairé de nuit au moyen d’une lampe l; vient ensuite la baraque méridienne au centre de laquelle est installé l’instrument des passages M et qui contient, en outre, dans l’un de ses angles, la pendule astronomique P; le pilier construit à droite de la baraque est destiné à supporter l’héliostat H; enfin, à une distance convenable de l’héliostat se trouvent le pilier de la lunette fixe L et la baraque photographique. Entre l’héliostat et la lunette fixe, mais beaucoup plus près de cette dernière, est placé un écran E, mobile le long d’un châssis vertical, indépendant du reste de l’appareil, et seulement réuni à la lunette par une coiffe d’étoffe noire.
  - L’alignement des piliers successifs est, selon le cas, dans la direction du méridien ou dans celle du premier vçrtical. Si le phénomène du passage doit avoir lieu vers le milieu de la journée, on choisit la direction du méridien, et la grande lunette fixe est toujours placée, Par rapport à la baraque méridienne, du côté de la verticale où culmine le soleil ; quand le phénomène arrive le matin ou le soir,
  - . ou aligne les piliers dans la direction du premier vertical, en dispo-
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  - sant celui de la lunette fixe à l’est, de la baraque méridienne, si l’on doit opérer le matin, ou à l’ouest, si l’on doit opérer le soir.
  - Il est inutile, je pense, de justifier la préférence accordée aux quatre positions indiquées pour la lunette fixe, selon les circonstances, ou même le choix que j’ai fait des deux directions du méridien et du premier vertical. Chacun sait que ces deux directions sont celles que l’on détermine le plus sûrement, au moyen d’observations astronomiques, principalement la première.
  - Le cercle méridien que j’ai fait construire pour mes expériences, est muni d’un limbe horizontal sur lequel sont tracés quatre repères à angles droits, pour faciliter l’installation alternative de la lunette des passages, dans le plan du méridien et dans le premier vertical.
  - Longitude et latitude de la station. — Quand on est arrivé à la station qu’on a choisie, par des considérations dont nous n’avons pas à nous occuper ici, il faut, après avoir trouvé un emplacement convenable et s’être orienté avec assez de soin, installer, abriter et régler les instruments, étudier la marche de la pendule et déterminer, avec la plus grande précision possible, la longitude et la latitude géographiques de l’observatoire.
  - Je suppose ces observations préliminaires effectuées (bien que l’on puisse, pour plus d’exactitude, les poursuivre pendant toute la durée du séjour dans la station), et je me borne à ajouter que, pour régler l’axe optique de la lunette fixe horizontalement &t dans le méridien ou dans le premier vertical, j’emploie un grand niveau % et le collimateur C réglé lui-même au moyen du cercle méridien. Je crois cependant devoir encore faire une remarque ; si la lunette fixe est diri ge dans le méridien, un seul collimateur suffit et c’est le cas représenté (jig. 1 et %); mais quand elle est dirigée dans le premier vertical, il serait peut-être bon d’employer deux collimateurs situés, l’un en face de la lunette fixe et l’autre dans le méridien, pour faciliter les changements de direction de la lunette des passages et pour éviter de multiplier outre mesure les observations astronomiques.
  - Obtention des images; marche des rayons lumineux dans l’appareil. — Admettons donc que tous les préparatifs soient terminés et qu’il ne s’agisse plus que de procéder aux expériences photographiques. Voyons d’abord dans quelles conditions on obtiendra les imag'es du soleil.
  - À l’extrémité de la lunette qui est occupée habituellement par l’oculaire, on voit, sur la figure, une petite chambre obscure b qui repose sur le même pilier que la lunette fixe et qui est renfermée dans la baraque photographique. Cette baraque contient, en outre, dans des casiers appliqués sur ses longs côtés, une série de châssis
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  - dans lesquels on peut disposer les plaques sensibilisées, de'quelque nature qu’elles soient. L’un de ces châssis étant placé dans les coulisses du fond.de la petite chambre obscure, réglée de position à la manière ordinaire, c’est-à-dire à l’aide d’un verre dépoli, et le volet qui recouvrait la plaque étant levé, si l’écran E vient à tomber et découvre pendant un instant très court l’objectif de la lunette fixe, les rayons réfléchis à la surface du miroir de l’héliostat atteignent la surface sensible et produisent une image du soleil que l’on peut immédiatement développer et fixer.
  - Je ne crois pas devoir entrer dans les détails relatifs à l’installation et à l’aménagement de la baraque photographique destinée aux manipulations. Je dirai seulement que cette baraque est précédée d’un tambour (fig. 1 et 2); dont la porte est forcément refermée quand on ouvre celle du laboratoire, où la lumière n’entre que tamisée par les verres jaunes qui garnissent les fenêtres (').
  - Le nombre des images à prendre pendant la durée du passage de Vénus pouvant être très considérable, comme nous le verrons plus loin, il est presque superflu de conseiller à ceux qui seront chargés de l’observation, de procéder avec le plus grand ordre et de numéroter les épreuves avec soin. Pour faciliter ces précautions et pour éviter la confusion, des deux casiers préparés pour recevoir les châssis et les plaques, l’un, celui de gauche, par exemple, serait destiné aux plaques à exposer, et celui de droite aux épreuves obtenues.
  - Le diamètre des images dépend naturellement du système optique de l’appareil.
  - Si l’on reçoit directement l’image du soleil qui se forme au foyer d’un objectif, ce diamètre sera assez petit, à moins qu’on n’emploie des objectifs de dimensions exceptionnelles. En désignant par l la longueur focale de l’objectif, le diamètre apparent du soleil étant de 32',5 environ, au commencement de décembre, époque des prochains passages de Vénus, le diamètre de l’image focale sera égal à l X 32',5 sin 1 ' = l X 0,0095 ou à très peu près au centième de la longueur focale de l’objectif.
  - Ainsi, un objectif de 0m16 (6po) d’ouverture et d’un peu plus de 2 mètres de distance focale, comme celui de la lunette représentée sur la figure, donnerait seulement une image de 2 centimètres de diamètre environ.
  - Pour obtenir des images d’un plus grand diamètre, on peut, ou
  - (’) Voir, sur le plan, la disposition des deux portes de la baraque photographique, qui retombent d’elles-mêmes.
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  - bien accroître l’ouverture de l’objectif, ou bien amplifier l’image focale, a l’aide de l’oculaire.
  - Les objectifs d’une grande ouverture et de bonne qualité coûtent très cher, et je ne pouvais pas me permettre de les aborder. Ils exigeraient, d’ailleurs, l’emploi de miroirs d’héliostat d’une grande surface et, par conséquent, très difficiles à construire et h se procurer. Je m’en suis donc tenu à un objectif de 6 pouces, avec l’espoir, néanmoins, d’éclaircir la question, en essayant : 1° d’obtenir l’image directe de 2 centimètres de diamètre, et 2° d’amplifier cette image, au moyen de l’oculaire, jusqu’au diamètre de 6 à 10 centimètres.
  - Je n’examinerai pas ici les objections que l’on fait à l’amplification de l’image au moyen de l’oculaire ; je me contenterai de dire que la
  - (Fig. 8.)
  - meilleure manière, à mon avis, de se rendre compte de la valeur de ces objections serait de faire des expériences variées comme celles que j’avais projetées.
  - La figure 8 peut nous servir à suivre la marche des rayons solaires dans les deux cas de l’image obtenue directement au foyer de la lunette fixe ou de l’image amplifiée, au moyen d’un oculaire construit spécialement et réglé de position, ainsi que la glace dépolie de la petite chambre obscure.
  - Cette figure suppose que l’héliostat a été réglé, de son côté, de manière à ce que le centre de l’image du soleil soit situé sur l’axe optique de la lunette. Alors, 00' étant cet axe optique dirigé horizontalement, MM' le miroir de l’héliostat et S le centre du soleil, admettons que la figure soit construite dans le plan de réflexion du point S et que les deux points a et b soient, par conséquent, les extrémités du diamètre apparent de l’astre situé dans ce plan.
  - Les rayons réfléchis à la surface du miroir MM' entrent dans la lunette, comme s’ils partaient de l’image virtuelle a'b’ symétrique de ab par rapport au plan du miroir; ils forment, au foyer de l’objectif, en a"b", une image réelle inverse de la première. Cette image réelle peut être reçue directement sur une surface sensible, et répond au premier cas indiqué ci-dessus, ou bien, dans le second
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  - cas, les rayons solaires continuent leur route et vont former une seconde image renversée de nouveau en a"T' au foyer conjugué de l’oculaire, où l’on dispose verticalement la plaque sensible sur laquelle se produit l’image en épreuve négative.
  - Il est évident que, dans ce dernier cas, dont je m’occuperai plus particulièrement dans ce qui va suivre, le premier étant d’ailleurs tout aussi simple, les deux renversements successifs produits par l’objectif et par l’oculaire s’annulent, et que l’image a"'b'\ vue par transparence ou en épreuve positive, reste semblable à a’b' ou symétrique de a b.
  - Orientation des taches on du disque de Venus sur les images du soleil. — La mesure micrométrique du centre du disque obscur de Vénus au bord le plus rapproché du soleil, effectuée directement pendant le passage, et l’heure précise à laquelle on opère cette mesure, en chaque station, sont les éléments principaux de l’observation qu’il s’agit de faire, en dehors des instants des contacts. La discussion des nombreuses observations de ce genre que l’on pourra effectuer pendant la durée du passage, permettra, sans doute, de calculer avec une grande précision cette durée, et d’obtenir la trajectoire apparente de la planète sur le disque solaire.
  - Ces résultats semblent devoir être atteints par la méthode photographique plus sûrement et plus complètement que par toute autre, puisque les mesures micrométriques pourront être réitérées autant de fois qu’on le voudra sur les épreuves. D’un autre côté, nous dirons bientôt comment les heures seront enregistrées automatiquement; enfin, la disposition de l’appareil permet encore de déterminer un troisième élément qui n’est point à négliger, et que les lunettes montées équatorialement ne sont pas en état- de procurer aussi rigoureusement, je veux dire Y angle de position du centre de la planète (*).
  - Pour déterminer l’angle de position d’une tache du soleil que nous devions substitue^ dans nos expériences, au disque de Vénus, nous aurions pu prendre, comme nous l’avions fait en Algérie, pour ligne de repère, le diamètre du soleil perpendiculaire au côté horizontal inférieur de la plaque de verre, recouverte de collodion, qui recevait l’image de l’astre. Ce côté était rodé avec soin, et la traverse des châssis sur laquelle il reposait était parfaitement dressée, mais il m’a semblé préférable de recourir à un réticule placé au foyer de
  - (') Comme la trajectoire de Vénus sur le disque du soleil peut être considérée'comme rectiligne et que son mouvement est sensiblement uniforme, cette double condition permettrait de discuter et de comparer entre elles toutes les observations des distances du centre de la planète au bord le plus voisin du soleil, mais la mesure directe de l’angle de position est, à la fois, un élément de vérification et de précision.
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  - l’objectif. Ce réticule serait composé, à la manière ordinaire, de deux fils croisés à angles droits, dont l’un serait vertical et l’autre horizontal. Leur point d’intersection déterminerait l’axe optique de la lunette fixe dont la direction est réglée sur le collimateur C, et l’on réglerait, en outre, l’héliostat, de manière à amener le centre de l’image du soleil en ce point. Le fil vertical tracerait, sur cette image, un diamètre qui, s’il ne passait pas exactement par le centre, n’en fournirait pas moins une ligne de repère au moyen de laquelle, et en faisant la correction nécessaire, on parviendrait à tracer le diamètre vertical de cette image.
  - Il ne faut pas, toutefois, confondre ce diamètre avec celui qui correspond au plan vertical passant par le centre de l’astre; mais je vais montrer comment on peut passer du premier de ces diamètres au second, et ensuite à celui qui correspond au méridien céleste du soleil, c’est-à-dire comment on peut déterminer, sur les images photographiques, les deux points désignés par les astronomes sous les noms de sommet et de nord du soleil.
  - Supposons d’abord que le phénomène ait lieu le matin ou le soir, le $oir, par exemple, et dans une station de l’hémisphère boréal.
  - Soient : C le centre de la sphère céleste ; HPZH' le méridien du lieu de l’observation, P le pôle élevé, Z le zénith, ZCO le premier vertical ; enfin S la position du centre du soleil sur la sphère céleste à un instant déterminé (fig. 9).
  - Remarquons tout d’abord que la ligne CO représente la direction qu’il faut donner à l’axe optique de la lunette, et que la plaque destinée à recevoir l’image du soleil doit être par conséquent placée
  - dans le plan du méridien HPZH’, le côté sensible tourné du côté de l’ouest O. En menant par le point S et par les points P, Z et O des arcs de grands cercles, nous déterminerons trois plans qui sont : le méridien céleste du soleil, le vertical de cet astre et le plan de
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  - .réflexion défini, en effet, par le centre S que l’on considère et par la direction CO du rayon réfléchi. Les traces de ces trois plans, sur le
  - disque du soleil donnent les deux diamètres NN' et Y Y' dont nous (,voulons trouver la position sur l’image photographique, et un troisième diamètre dd' qui, étant situé dans le plan de réflexion SCO, a
  - pour image la trace même dlÇd'l de ce plan dans le méridien HPZH'.
  - - Or, le plan de réflexion et le premier vertical passent tous les .deux f par la ligne CO perpendiculaire au plan du méridien ; par conséquent, CD, qui représente la direction du diamètre dxd[ sur l’image photographique, fait avec la verticale CZ un angle égal à l’angle /dièdre des deux plans ZCO et DCO ou à l’angle sphérique ZOD. Pour trouver cet angle qui déterminera sur l’épreuve la position du / diamètre contenu dans le plan de réflexion par rapport au diamètre
  - vertical, il suffit de résoudre le triangle ZSO dont le côté ZO est de 90° et qui est entièrement déterminé par les éléments connus ou calculés du triangle PZS. En effet, dans ce dernier triangle, on connaît PZ qui est le complément de la latitude du lieu, PS qui est la distance polaire du soleil et l’angle en P qui est l’angle horaire de cet astre correspondant à l'heure vraie du lieu au moment où l’image a été obtenue.
  - On peut donc calculer le côté ZS commun aux deux triangles PZS et OZS et l’angle PZS qui est égal à 90° ± l’angle OZS suivant que le soleil est au sud ou au nord du premier vertical.
  - Mais l’angle ZSO du triangle de même désignation mesure l’inclinaison du diamètre YV' sur le diamètre dd' et détermine par conséquent la direction de YV' sur l’image, quand dvd\ y a été tracé.
  - Enfin, dans le calcul du triangle PZS, on obtient l’angle en S en même temps que l’angle en Z, ou bien l’angle des deux diamètres VV', NN', ce qui permet de rapporter immédiatement sur l’image la direction de ce dernier.
  - Nous ne proposons pas, bien entendu, de tracer effectivement toutes ces lignes sur les épreuves que nous conserverions, au contraire, parfaitement intactes ; les opérations graphiques qui se réduiraient, en définitive, à mener deux diamètres, le diamètre . vertical et celui qui détermine le point nord du disque solaire,
  - . seraient remplacés par des mouvements, angulaires des plaques fixées successivement sur un micromètre circulaire approprié à cette destination.
  - ; , Il importerait, d’ailleurs, dans les opérations tant numériques que mécaniques, d’avoir égard au sens dans lequel doit se compter chacun des angles calculés, mais je ne crois pas devoir insister sur
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  - ce point, qui n’embarrasserait pas les astronomes chargés d’effectuer les mesures et de faire les réductions (’).
  - Je pourrais sans doute me dispenser aussi d’examiner le cas où le phénomène du passage de Vénus se produisant au milieu de la journée, la lunette fixe doit être dirigée dans le méridien ; aussi, me contenterai-je d’en dire quelques mots.
  - L’axe optique de la lunette se confondant alors avec la méridienne CH (fig. 10), le plan de l’image est à son tour dans le premier vertical, et le grand cercle HSH' est le plan de réflexion du centre du soleil. La trace d^d\ de ce plan sur celui de l’image fait avec le diamètre yy% un angle égal à l’angle dièdre H du triangle sphérique ZSH, dans lequel on connaît ZH = 90°, ZS complément de la hauteur du soleil et SZH azimut de cet astre au moment où l’image a été* obtenue. L’angle ZSH de ce triangle ou son supplément est en outre égal à l’angle du diamètre dyd\ de l’image avec le diamètre qui détermine le sommet du disque du soleil.
  - Z
  - (Fig. 10.;
  - Enfin, le triangle PZS dont on connaît les trois côtés (colatitude du lieu, distance zénithale du soleil, distance polaire de cet astre), permet de calculer l’angle du méridien céleste et du vertical du soleil, d’où l’on déduit le point nord ou sud de l’astre. Le point nord ou le point sud étant trouvé sur chacune des images, l’angle de position d’une tache solaire ou, pour revenir à l’objet principal dont nous nous occupons, celui, du centre du disque obscur de Vénus et la distance du même point au bord le plus voisin de l’image du soleil, complément de la distance de ce point au centre de cette image, seraient les coordonnées polaires au moyen desquelles on déterminerait, graphiquement ou par le calcul, la trajectoire du disque de la planète sur celui du soleil et, par suite, la durée du passage, durée
  - (’) Voir la Notice sur le sidérostat dans la Revue des cours scientifiques du 21 mai 1868-
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  - déduite de la comparaison des positions du disque de Vénus relevées sur deux épreuves photographiques et des temps correspondants, pourvu que ces temps soient assez distants l’un de l’autre.
  - Heures et nombre des observations. — Pour obtenir les heures des observations avec tout le degré de précision nécessaire, chaque épreuve photographique est obtenue au moyen de la chute d’un écran, déterminée par un courant électrique, dont l’action est réglée par la pendule astronomique, de minute en minute. L’état et la marche de la pendule étant parfaitement connus, par des observations méridiennes journalières faites avant le jour du passage et continuées encore après cette époque, on peut arriver aisément, croyons-nous, à garantir l’exactitude des heures pour chaque épreuve, à un dixième de seconde près, en temps absolu du lieu de l’observation. Quant au nombre des observations, on sait que, dans les stations favorisées où l’on pourra observer le passage depuis l’entrée jusqu’à la sortie de la planète, la durée du phénomène atteindra et dépassera même quatre heures. A raison d’une épreuve par minute, on pourra donc obtenir jusqu’à près de 250 épreuves dont la discussion permettra, sans doute, de déterminer la durée du phénomène avec une extrême précision.
  - Ici se bornent les renseignements que je suis en mesure de vous donner sur un appareil resté à l’état de projet ou du moins inachevé, par suite de circonstances indépendantes de ma volonté. En déterminant, pendant l’été de 1869, la longitude et la latitude de la station que j’avais choisie pour y installer mon observatoire photographique (’) ; en préparant, dès le commencement de 1870, les différentes parties de l’appareil, je pensais m’y être pris assez longtemps à l’avance pour avoir achevé en temps utile tous les essais, toutes les expériences nécessaires. Trois étés, trois saisons favorables se sont écoulées depuis cette époque, sans qu’il m’ait été possible d’entreprendre ces expériences ; s’il m’était permis de les mettre en train et de les poursuivre avant notre prochaine session, je me ferais un devoir de vous entretenir de nouveau, et de vous faire connaître les résultats auxquels je serais parvenu.
  - Dans tous les cas, permettez-moi de vous faire remarquer que la méthode d’observation que je propose, que j’ai proposée dans les premiers mois de l’anné 1870, dans une lettre publiée par M. Faye, dans les Comptes-Rendus des séances de l’Académie des sciences, que cette méthode, dis-je, a pour caractère essentiel la suppression de l'observateur pendant la période critique, c’est-à-dire pendant la durée du pas-
  - (U A Vseure, près Moulins (Allier).
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  - •sage. C’est dans l’installation de l’appareil, dans les observations .méridiennes journalières et dans les expériences faites à l’avance sur des taches solaires, aux heures analogues à celles où le passage aura lieu, que l’astronome chargé de recueillir des épreuves photographiques devra apporter tout le soin et toute l’attention possibles. La situation nouvelle que les événements m’ont faite, ne me permet -pas d’espérer que je pourrai prendre une part active à l’observation du passage de Vénus, mais je m’estimerais heureux d’avoir pu contribuer, pour si peu que ce fût, à aider ceux qui doivent entreprendre dé longs et pénibles voyages pour mesurer la parallaxe du soleil, en indiquant une méthode qui me paraît destinée à donner des résultats d’une grande précision.
  - ni. a. million
  - Ancien élève de l'École polytechnique.
  - B(e l’opinion que les forteresses sont inutiles et même nuisibles.
  - (Séance du 12 Septembre 1872.)
  - Messieurs,
  - Mon intention n’était pas d’élever la voix dans cette session; absorbé par les exigences nombreuses du service, je n’avais pas eu le temps de prépareXuuelques travaux commencés pour vous les .exposer; mais c e r tain e s ren dan ces venant du dehors m’ont décidé à vous présenter, en quelquesmots, une réponse aux attaques dont les places fortes sont trop souventJ’objet. Je ne vous détaillerai pas le rôle utile, indispensable même,\m’elles jouent dans les guerres défensives, et aussi dans les guerreàsoffensives ; il faudrait faire un traité de l’art de la guerre. Je me contfenterai d’étudier les critiques dont elles ont été et sont encore 1‘objet, un vous demandant votre indulgence pour une note préparée bien à la nâte.
  - Voici ce que j’écrivais, il y a quelques années^à ce sujet (*).:
  - «............................................. .\................ .
  - » Les objections que l’on fait généralement contre leKplaces fortes sont les suivantes : Elles coûtent fort cher à bâtir d’abord, puis ensuite à entretenir, et leur résistance n’est nullement en rapport avec les dépenses qu’elles occasionnent. Cependant, une fois tombées au pouvoir de l’ennemi, elles lui créent un lieu de dépôt, une baàet
  - (') Traité de fortification. — Des places fortes, p. ,204.
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  - Gi-a-vé par Erka.rd,i2/E..Du|1uaj-lromn. /
  - A.LAU5SEMT._ APPAREIL PHOTOGRAPHIQUE DESTINE A L'OBSERVATION DES PASSADES DE VENDS.
  - Imp. Moiïroccp '
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