D'ORDRE

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Fig. 187. — Courbes photométriques de diverses Novæ,

temporaires ou Novæ) : un des exemples les plus;fameux est la Nova de 1572, dans Cassiopée, qui fut aussi brillante que Vénus et annonça, dit-on, la Saint-Barthélemy. Des listes chronologiques ont souvent été publiées : elles ne nous apprennent pas grand'chose et nous les laisserons de côté pour l'instant.

Les faits se présentent presque toujours de même. Là où

(t) J. K. ForaeriNGnam, Monthly Notices, t. LXXIX, 1919, ps, 162.

il ne semblait y avoir aucune étoile, on en voit tout à coup briller une qui atteint en peu de jours un éclat allant parfois jusqu à la visibilité en plein midi, puis décroit par soubresauts pour disparaitre enfin d’ordinaire au bout de quelques mois (fig. 187). C’est ce qui eut lieu par exemple pour les novæ les plus récentes et les mieux étudiées : celles de la Couronne Boréale (1866), du Cygne (1876), du Cocher (1892), de Persée (1901), des Gémeaux (1912), jusqu'à la Nova de l'Aigle (1918) et celle du Cygne de 1920.

On peut se demander si, à la place où apparaît une nova, aucune petite étoile n'existait déjà. La réponse est difficile, car les astres faibles sont rarement catalogués. En tout cas, on ne peut pas dire qu’il y ait un seul exemple authentique d’étoile sûrement nouvelle qui ait surgi dans le Ciel à une époque connue et y soit restée depuis constamment visible. Inversement d’ailleurs, il n’y a pas davantage d'étoiles qui, une fois cataloguées, aient ensuite disparu : celles qu’on cite correspondent en général à des erreurs qu’on retrouve presque toujours quand on prend la peine de les chercher. En fait, dans un certain nombre de cas avérés, on est sûr que la nova, avant de devenir si brillante, existait déjà au même endroit, avec un éclat plus modeste. Aïnsi la Nova de la Couronne Boréale de 1866 était sans doute antérieurement de 5° grandeur, celle de l'Aigle de 1918 avait déjà été photographiée en 1888 (et des centaines de fois depuis) dans différents observatoires (1): elle était alors de grandeur 10,5.

Les « étoiles temporaires » existaient donc sans doute avant leur paroxysme ; elle subsistent après et on peut d'ordinaire les suivre à la funette. Les novæ de ces dernières années sont en général devenues de petites étoiles inférieures à la 13° grandeur et on les voit encore presque toutes (2).

2° FRÉQUENCE ET DISTRIBUTION DES NOVÆ. — Le degré de fréquence du phénomène n'est guère connu que depuis la sur- : veillance continue du Ciel entreprise à Harvard College et

) Harvard College Observatory, Circular n° 208, 198. )

J. Bosier, Les Eloiles Nouvelles, Xevue Générale des Sciences, 20191 0633:

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grâce à laquelle les découvertes de novæ se sontsurtout multi-

pliées. On en aperçoit peut-être chaque année 9 supérieures à la 10° grandeur (1). En tout, depuis le temps des Grecs jusqu'en 1922, 34 novæ authentiques, visibles à l'œil nu,

ont été signalées ; on en {rouve actuellement de semblables 3

ou 4 tous Les 10 ans, sans parler des télescopiques et a fortiori des très petites novæ qu'on découvre constamment dans

les nébuleuses spirales (2).

Les novæ sont en général assez lointaines ; leurs parallaxes, quand on peut les évaluer, sont très faibles et partant leurs grandeurs absolues très grandes : M. Lundmark (3) a trouvé comme moyenne de 22 déterminations une grandeur absolue de — 6,2, sans doute peu éloignée de la vérité.

La distribution des novæ dans le Ciel est extrêmement curieuse. Presque toutes se sont montrées, soit dans la Voie Lactée ou dans ses ramifications (par exemple dans les Nuées de Magellan) soit dans des nébuleuses spirales. Sur 26 novæ bien repérées et visibles à l'œil nu, une seule, celle de 1866 dans la Couronne Boréale, n'appartenait pas à la Voie Lactée. Cette prédilection des novæ pour la Voie Lactée est d’autant plus significative qu'on la retrouve, nous le verrons, chez les autres corps célestes qui leur sont apparentés.

3. SPECTRES DES NOVÆ. — Les spectres des novæ diffèrent d'un cas à l’autre dans les détails; mais, dans l’ensemble, ils se ressemblent tous et leurs vicissitudes sont toujours à peu de chose près les mêmes.

1° La phase de début est difficile à saisir au vol. On sait cependant maintenant que le spectre est à ce moment analogue à celui des étoiles ordinaires : fond continu coupé de raies noires, généralement assez fines et appartenant à des éléments tels que l'Hydrogène ou les métaux les plus habi-

(4) D'après les statistiques de M. S. Baizey à Harvard College, citées par M. K. Luxpuark dans son article « Some facts and suggestions concerning Novæ », Publications of the Astr. Soc. of the Pacific, DAXNV 925" p.111:

(2) Rien que dans la Nébuleuse d’Andromède, on en avait signalé 69 Jusqu'en 1926.

(3) Loc. cit., p. 106.

Cours d'Astronomie. — BosLEr-n1. 39

tuels. On eut la chance d'observer ce spectre dans la Nova de l’Aigle de 1918 : il était du type B,.

2° L'éclat de l'étoile augmentant, le spectre assez banal qui précède fait place à un autre plus caractéristique. Le fond continu s’affaiblit et quelques raies brillantes très larges apparaissent, qui appartiennent à l'Hydrogène surtout, mais aussi à l'Hélium ou au Calcium ou encore au Sodium, au Magnésium., au Fer ... ou à d'autres métaux : ce sont en général des raies renforcées qui se retrouvent dans les étoiles de la série ascendante de Lockyer et de Russell (dans a Gygni par exemple) (4) ainsi que dans la chromosphère solaire. À ces raies brillantes sont accolées, toujours du côté du violet, des raies obscures. Si le principe de Doppler suffit à lui seul — ce qui n’est pas absolument sûr — à expliquer ce phénomène, il montre que nous avons affaire à une couche de gaz relativement froids qui, entourant un astre lumineux, s’en éloignent dans toutes * 7 les directions (2) à la façon d'une onde explos (O) sive (fig. 188). En tout cas les vitesses radiales ainsi trouvées sont formidables : ce sont les | plus fortes qu'on rencontre en Astronomie : Fig. 188. nous avons observé en 1918 (3) dans la Nova de l’Aïgle, une vitesse de 2.300 km. /sec., soit 100 fois supérieure aux vitesses moyennes propres des étoiles. Les raies brillantes de chaque radiation ainsi dédoublée sont généralement décalées vers le rouge : elles ne le sont pas toujours et occupent parfois leur position normale, comme l'exemple de | 27 1918 suffit à le montrer. Les méprises TZ s'expliquent par ce faitquelaraienoire gekigne "Tr est invariablement, elle, à la place que Fig. 189. lui assignent le principe de Doppler ou les autres causes de modifications spectrales (effets de pres-

(1) H. F. Newazz et F. J. M. SrrarTron, Monthly Notices, t. LXXII, 19181560

(2) Ce qui peut tenir à la température très élevée du corpsincandescent.

(3) J. Boszer, Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 166, 1918, p. 1042.