Cercle méridien

Longtemps seul instrument de position fondamental, le cercle méridien, ou lunette méridienne, est une lunette qui ne balaie que le plan méridien, où la hauteur apparente de la visée se lit avec une grande précision sur un cercle divisé pointé à l’aide de 4, 6 ou 8 microscopes disposés en polygone régulier. Lorsqu’une étoile passe dans ce plan, une détermination simultanée de l’heure sidérale et de la hauteur fournit à la fois ses deux coordonnées équatoriales. L’horloge associée à l’instrument est contrôlée par l’observation d’un certain nombre d’étoiles dites « fondamentales », tandis qu’un mécanisme classique de mesures sur un bain de mercure, des mires et des collimateurs fournissent les constantes de l’instrument (inclinaison et azimut de l’axe, lecture au zénith, collimation), lesquelles entrent dans des corrections aux heures et aux hauteurs brutes observées. On obtient ainsi une précision de 0,02 s en ascension droite et de 0″,3 en déclinaison.

Astrolabe à prisme

Dans cet appareil, on saisit l’astre à son passage par la hauteur apparente de 60° en observant la coïncidence de deux images produites, selon deux trajets différents, à partir du faisceau incident ; comme l’une résulte d’une réflexion et l’autre de deux, le mouvement diurne les fait cheminer en sens contraires, d’où le principe de la technique. La hauteur type est définie entièrement par l’angle du prisme et non par l’orientation exacte de sa face arrière ou de la lunette.

Sous sa forme moderne, réalisée en 1954 par André Danjon (1890-1967), cet appareil a donné des résultats très précis dans plusieurs domaines essentiels : catalogues d’étoiles, mouvement du pôle, inégalités de la rotation terrestre.

Caméra électronique

Vers 1935, André Lallemand (né en 1904) a cherché à utiliser les propriétés des couches photosensibles pour accroître les possibilités des instruments d’observation. Dans sa caméra électronique, la lumière est dirigée vers une photocathode qui émet un flux d’électrons en nombre rigoureusement proportionnel à celui des photons reçus ; ce faisceau est alors focalisé sur une plaque appropriée pour obtenir une image électronique de l’objet. Ce dispositif multiplie la sensibilité par 50 à 100 et permet d’obtenir des images pratiquement instantanées d’étoiles et de planètes. Il s’applique à la détection et à l’étude des astres très faibles (récemment, de certaines radiosources optiques), à l’électronographie des planètes et à la spectrographie fine.

P. M.

➙ Astronomie / Pulsar / Quasar / Radioastronomie.

 A. Danjon et A. Couder, Lunettes et télescopes (Éd. de la Revue d’optique, 1935). / W. A. Hiltner, Stars and Stellar Systems, t. I : Telescopes ; t. II : Astronomical Techniques (Chicago, 1962).