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miroir LL, vont peindre à son foyer G une image ren-versée RH de l’objet au-delà de laquelle ils deviennentde nouveau divergens. Reçus par le petit miroir EF,ces rayons sont réfléchis convergens vers les oculaires,et devenus encore plus convergens par leur passage autravers de l’oculaire MN , ils vont dessiner en ZZ uneimage en sens contraire de la première KH ; c’est cettedernière image qui, placée par la disposition des verresau foyer du second oculaire SS, devient l’objet immé-diat de la vision.

L’amplification de ce télescope est égale au carré dela distance focale du grand miroir, divisé par le pro-duit des distances focales du petit miroir et de l’ocu-laire

La plus grande difficulté à vaincre pour obtenir debous télescopes de réflexion est la construction des mi-roirs métalliques dont la courbe doit être d’une exac-titude rigoureuse et le poli d’une excessive perfection.Ces miroirs sont faits d’après Hadley, avec un alliagede deux parties de cuivre, d’une de laiton et d’uned’étain. Passcmant composait les siens de 20 parties decuivre , 9 d’étain et 8 d’arsenic. Ou les polit avecl’éméri et la potée d’étain. De toutes les compositions,celle qui est la plus blanche, la plus dure et qui réfléchitle mieux la lumière est un alliage de 3 a parties de cui-Vr e, i 5 d’étain, une de laiton, une d’argent et uned’arsenic. Mais elle n’est pas bonne pour les très-grandsmiroirs, parce qu’elle est trop cassante. Les miroirs deplatine sont supérieurs à tous les autres.

Les télescopes de réflexion doivent à Herschell un de-gré de perfection incomparable avec tout ce qu’on avaitfait avant lui. Lorsqu’il commença de s’occuper de laconstruction de ces instrumens , on n’en faisait pasdont l’amplification pût surpasser 4oo fois le diamètrede l’objet; il obtint promptement une amplificationdouble , triple et quadruple de celle-ci , et parvintmême à construire un télescope newtonien de y piedsqui grossissait 2000 fois. Le plus remarquable des instru-mens construits par Herschell est son grand télescopedont le roi d’Angleterre voulut supporter tous les frais;nous l’avons représenté dans la PI. 20, fig. 5 , tirée desTransactions philosophiques , de 1795, où il y en a“ne description de 65 pages avec 19 planches. On voitdans notre figure le massif circulaire 1,1,1 , sur lequeltourne la machine sur 24 rouleaux , 12 intérieurs et 12exte rieurs, par le moyen de deux cabestans ; ce massif a44 pieds de diamètre et 3 de fondation. Le pied forméd e 4 échelles de 49 pieds qui supportent les mouflespar le moyen desquels on élève le tube A ; la place de1 observateur en C près de l’oculaire du télescope ; E et® deux chambres de 12 pieds qui contiennent le pen-dule et le petit mouvement; vers la chambre E , lesertes ; il y en a pour monter la galerie B, pour avancer

la culasse ouest le miroir, pour monter le télescope etpour le tourner. La culasse avance sur deux demi-cer-cles de fer et deux crémaillères. La machine entièretourne sur un axe au centre. Tout est énorme danscette machine, le miroir a 4 pieds d’ouverture et pèse1955 livres poids de marc. Elle est placée à Slough,dans une cour de t 6 o pieds.

Cette immense entreprise fut commencée à la fin de1785, et teiminée au commencement de 1787. Mais ce11e fut que le 27 août 1789 qu’Herschell fut entière-ment satisfait de son instrument ; le lendemain 28 ildécouvrit un sixième sat -llite de Saturne . Ce télescopen’a qu’un seul miroir, et l’oculaire est disposé de ma-nière à s’appliquer immédiatement à la première imagefocale. Son pouvoir d’amplification augmente de plusde 6000 fois le diamètre apparent des objets.

Ce serait peut-être ici le lieu d’examiner les avantageset les inconvéniens des divers télescopes dont nous ve-nons de parler, mais ces details s’écartent de notre plaoet d’ailleurs la place nous manque. Il a été questiondans d’autres articles des lunettes achromatiques. {Voy.Achromatique.)

TEMPS. Intuition pure et invariable qui accompa-gne toutes nos intuitions des objets tant externes qu’in-ternes, et sans laquelle ces intuitions ne seraient pas pos-sibles. ( Voy . Philos, des Math. , i5.)

Le temps se mesure, en astronomie , par les mouve-mens appareils du soleil ; la révolution diurne de cetastre, ou la partie du temps écoulée entre deux de sespassages consécutifs au méridien, forme le jour ; sa ré-volution périodique, ouïe nombre des jours qui s’écou-lent entre l’instant où il occupe un point quelconquede l’écliptique, et celui où il est de retour au mêmepoint, après avoir parcouru l’écliptique entier, formeVannée . (f'oy. Annee et Calendrier.)

On distingue le temps en temps civil et en temps as-tronomique. L’usage des astronomes était jadis de pla-cer le commencement du jour au moment du pass gedu soleil au méridien , de sorte que le jour dit astrono-mique se compte d’un midi à l'autre, mais cet usage estmaintenant abandonné, et le commencement dujoure-tgénéralement fixé à minuit.

Le temps astronomique se distingue en temps solairevrai et moyen , et en temps sydéral. Le temps solairevrai est celui qu’on mesure par la révolution diurne dusoleil, il se compte donc en jours solaires vrais qui sontinégaux entre eux ; le temps solaire moyen est celuiqu’on mesure par une révolution diurne du soleil d ,utla durée est moyenne entre les plus grandes et les pluspetites révolutions diurnes de cet astre; il se compteainsi en jours solaires moyens égaux eutie eux. Le temps