III, apparaît le 30 mars

6. I,, 1, 1, ou I dédoublée, existent déjà le 9 juin. Elles constituent l'absorption principale. Les vitesses sont rapidement croissantes puis stables. 7. II apparaît le 10 juin. Son maximum d'intensité a lieu le 11. Elle est très faible à partir du 16 juin. 8. III semble apparaître dès le 11 juin. Sa vitesse subit de fortes fluctuations. 9, Du 23 au 28 août l'accélération est très forte, la vitesse passe de — 447 à 1101 km/s. La vitesse moyenne — 1200 km/s, correspond aux vitesses observées à partir du 28 août. 10. Multiples composantes de l'hydrogène, à partir du 10 septembre. 11. La transition de I à III a lieu à partir du 5 juin, elle dure pendant les quelques jours du maximum. III disparaît le 18 juillet.

12. La première vitesse moyenne de V : — 320 km/s est valable jusqu’au 8 septembre, la seconde : — 400 km/s est valable après.

II apparaît le 9 juin. V existe jusqu’à la fin des observations. La transition de II à V a lieu le 3 juillet. L'ensemble II, V constitue le système principal.

13. IV est très intense le 20 juin. Elle disparaît le 27. Fortes fluctuations dans la vitesse. 14. IV, a des accélérations modérées. La transition a lieu à partir du 18 juillet. 15. VI est constituée par des composantes multiples de l’hydrogène existant à partir du 26 juillet. 16. La vitesse de VIT croît constamment.

17. I apparaît le soir du 13 décembre, très rapidement décroissante, surtout dans les premiers jours. Elle faiblit à partir du 24 décembre.

18. Absorption principale, intense. Sa vitesse croît lentement avec des fluctuations relativement très faibles. 19. Vitesse sensiblement constante.

20. Absorption faible et diffuse. Fortes fluctuations en vitesse et en intensité. 21. VII ne prend de l’importance qu’en mars 1935. Fluctuations dans la vitesse. 22. La vitesse moyenne à partir du 20 janvier 1935 est de — 680 km/s. Fortes fluctuations. 23. Très intense et large. Souvent dédoublée (IV,, IV;). La vitesse varie autour de la valeur — 8/40 km/s à partir du 24 janvier.

24. Toujours faible et très diffuse. Fortes fluctuations dans la vitesse. Mesures de vitesse discordantes. 25. Faible, mais bien définie. Forte accélération au début. La vitesse subit de fortes variations. 26. Très faible et diffuse. Fortes fluctuations dans la vitesse. 27. La valeur moyenne est valable à partir du 1er juillet. 28. Absorption principale. Rapidement croissante au début. Valeur moyenne valable à partir du 28 juin.

29. Voisine de IT. Valeur moyenne valable à partir du 28 juin. 30. Limitée par plusieurs observateurs au 26 juin. Accélération très forte en juin. Valeur moyenne de la vitesse valable en juillet.

31. Voisine de IV. Très forte accélération en juin. Valeur moyenne de la vitesse valable fin juin, début juillet.

19. Absorption avant le maximum. — Nova Geminorum 1912 et Nova Herculis 1934 nous ont fourni l’exemple d’une absorption, existant avant le maximum, dont la vitesse diminue quand l’étoile augmente d'éclat. Dans le premier cas, la vitesse faiblit à raison d’une centaine de kilomètres par seconde, par Jour; dans le second, où les observations sont nombreuses et précises entre la découverte et le maximum, la chute est encore plus rapide et dépasse 250 km/s par jour, entre le 13 et le 17 décembre 1934. Les métaux ionisés donnent, d’ailleurs, une vitesse un peu plus faible que celle de l’hydrogène.

En général, vers la fin d’un système d’absorption prémaximum, on enregistre une diminution du ralentissement et l’on peut même assister à une augmentation de la vitesse. À ce moment le spectre principal, de vitesse plus élevée, a fait son apparition et l’augmentation en question, quoique pouvant être réelle, est due aussi en partie au mélange des raies avec celles du système primitif.

Dans le cas de Nova Pictoris, l'absorption [ était animée d’une vitesse sensiblement constante, relativement très faible pour une nova. La même remarque s'applique à l’absorption qui lui a fait suite au moment du maximum.

On s’est demandé quelle pouvait être la cause du ralentissement important subi par la première couche de gaz éjectée. Pour H. N. Russell, elle réside dans l’existence d’une force gravitationnelle qui l'emporte sur la pression de radiation, mais pour expliquer de telles accélérations négatives, 1l lui faut supposer, dans le cas de Nova Herculis une masse égale à huit fois et demie, au moins, celle du Soleil. Cette valeur paraît invraisemblable pour une étoile dont la luminosité, avant l'explosion, est aussi faible (M,,, — + 6,0). Stratton (1) a discuté l’hypothèse de Russell et la trouve incompatible avec l’observation. Pour lui, l'enveloppe responsable de l’absorption [I a simplement rencontré un milieu résistant, qui existait déjà au voisinage de l'étoile et qui freine considérablement les gaz en expansion, surtout au début de l’explosion. R. Minkowski (2) a encore appliqué l’hypothèse de Russell au cas de Nova Geminorum 1912 et de Nova Picioris. Il aboutit aussi à des masses bien trop élevées pour des étoiles ordinaires. Il faudrait supposer qu’une prénova est une étoile anormalement lourde. Minkowski a alors suggéré l’existence de forces magnétiques agissant de telle sorte que les variations observées dans la vitesse soient dues à des changements dans la direction du mouvement des particules qui, au début, sont émises radialement.

20. Spectre principal et autres systèmes d'absorption. — Le spectre d'absorption principal, bordé de l’émission vers le rouge, apparaît généralement très peu de temps après le maximum et il dure plus longtemps que tout autre système. Pour les novæ lentes, comme Nova Pictoris et Nova Herculis, il est remarquablement stable, avec une vitesse constante ou lentement croissante. C’est aussi le cas de Nova Geminorum 1912, mais avec des fluctuations de vitesse toutefois plus importantes. Pour Nova

(2) Ap. J., 85, 1937, p. 18.

Cygni 1920, Nova Aquilæ 1918 et Nova Lacertæ 1936, toutes novæ rapides, il en est autrement : pendant les premiers jours, les accélérations sont très fortes. Elles diminuent ensuite et peuvent même s’annuler.

Les autres systèmes, qui peuvent être nombreux pour une même nova, apparaissent souvent dans l’ordre des vitesses croissantes, mais ce n’est pas toujours le cas. Nova Pictoris a montré une absorption VI apparue après une absorption IV de plus grande vitesse. De même, pour Nova Hereulis, les absorptions IX et VII dont la vitesse est plus faible que celle des absorptions III, IV et V surviennent cependant plusieurs semaines après elles. La règle me paraît mieux suivie par les novæ rapides ou très rapides comme Nova Aquilæ et Nova Lacertæ.

Les systèmes de grande vitesse subissent certainement des fluctuations bien plus grandes que les autres. Il est vrai qu'ils ne sont souvent connus que par un petit nombre de raies donnant des vitesses quelquefois discordantes, mais l'effet observé apparaît réel. L’absorption IIT de Nova Aquilæ, les absorptions V et XI de Nova Herculis fournissent des exemples de telles fluctuations. C’est aussi le cas des systèmes [TT, et ITT, de Nova Geminorum et IV, VIet VII, de Nova Puictoris.

Certains systèmes sont du type B. [ls ne s’accompagnent pas toujours d'une émussion. En ce qui concerne le type spectral, l’ordre d'apparition des divers systèmes correspond sensiblement à celui des potentiels d’ionisation croissants. Stratton a cité, à ce sujet, la tendance générale suivante dans la succession des caractères prédominants pour le spectre d’une nova : absorption À, émission À, absorption B et émission B, de telle façon qu’on assiste progressivement au remplacement de l’absorption A par l'absorption B accompagnée elle-même des émissions nébulaires.

21. Rapport des vitesses. — Les différents systèmes d’une même nova ont des vitesses qui paraissent souvent présenter entre elles des rapports simples, un de ces systèmes, par exemple, ayant une vitesse double ou triple de celle d’un autre. Le fait signalé par quelques auteurs dans l’étude particulière de telle ou telle nova, avait besoin d’être précisé numériquement. J’ai tenté de le faire avec le matériel réuni dans le présent travail. Ce matériel est suffisant pour les étoiles suivantes : Nova Geminorum, Nova Pictoris, Nova Herculis et Nova Lacertæ.

Pour la Nova Aquilæ, l'absorption IIT aurait pu être comparée, d’une façon identique, à l’absorption I, si les fluctuations de sa vitesse n’avaient pas été aussi importantes. Quant à l'absorption II, nous avons vu qu’elle n'existait que pendant cinq ou six jours.

Dans ce qui suit, les vitesses sont comparées au même instant.

a. Nova Geminorum 1012. — L’absorption principale, qui est l’absorption II, est dédoublée en II, et I1,. Je désignerai effectivement la vitesse moyenne de ces composantes par II. Même remarque pour l'absorption [TT, considérée comme moyenne de III, et [IT On sait que cette dernière absorption comprend, en plus de quelques raies métalliques et des raies de l’hydrogène, des absorptions du type B. Ces divers systèmes sont donc comparés indépendamment de leur type.

J’ai résumé les résultats dans le tableau suivant, désignant le rapport étudié, le nombre N d’observations, la valeur moyenne R du rapport

ainsi que l’écart quadratique moyen correspondant e. m.

Rapport. N. R, e. m. Rapport. NS R. e. m.

IT III Te rec e 15 1,84 0,12 A 4 1,70 0,18 TE É III TRE 10 1,85 0,19 TEE 3 1,84 0,19 II | 5296000 5 2,03 0.11

Qu HE Pl MÉTL ELL

1 ï insi 48 sont donc voisins d es rapports ainsi que ÿ sont donc voisins de 2.

b. Nova Pictoris 1925. — La question apparaît plus complexe pour Nova Puictoris. Les raies de l’hydrogène se sont divisées en de nombreuses composantes, un peu plus d’un mois après le maximum principal. Nous avons vu cependant, en étudiant l’évolution spectrale, qu’il y avait une certaine possibilité, ainsi que le suggérait S. Jones, de considérer l’absorptüon III comme suite de l’absorption I et l'absorption V comme suite de l'absorption IT. Je désignerai les deux systèmes ainsi définis par les notations Î[, III et II, V.

J’ai également réuni l’absorption IV, de $S. Jones à l’une des principales composantes de l’absorption VI qui paraît en être une survivance, et enfin l’absorption VIT avec la composante de plus grande vitesse de la même absorption VI. J’ai signalé les réserves à faire concernant ces rapprochements. Les deux nouveaux systèmes seront désignés respectivement par [V,, VI et VI, VIL On sait enfin qu'il existe une autre absorption de vitesse élevée, l'absorption IV qui a duré deux semaines et disparaît quand survient l’absorption VI. Elle subit de fortes fluctuations.

IT, V constitue l’absorption principale. Elle dure pendant toutes les observations tandis que l’absorption IIT disparaît dès le 18 juillet 1925.

Les résultats sont les suivants

Rapport. N. R. 8. m. Rapport. N. R. e.m.

} AS it CS CO UOEC S10 3 13 0, 14 Tree SE ALU MT 31 2,96 0,21 IVS VI IV TT, Re ÉPES 29 2,21 0,20 TR de A 10 3,60 0,26

On voit que l'absorption IV n’est pas dans un rapport simple avec l'absorption principale. Le premier rapport a une valeur voisine de 3 et le second de 2, mais ils sont un peu plus élevés. Les 31 observations du troisième rapport s'arrêtent au 10 décembre 1925. Elles donnent une valeur voisine de 3, avec un écart moyen assez fort. À partir de cette date, par suite de la forte accélération manifestée par l’absorption VIT, ce rapport quitte la valeur 3 pour augmenter jusqu’à 3,8 vers la fin des observations.

c. Nova Herculis 1934. — La Nova Herculis possède aussi un spectre fort complexe, ce qui paraît de règle pour les novæ lentes. Elle fournit cependant quelques valeurs intéressantes. Nous savons que l’absorption III

est voisine de IV, mais distincte. Quand j'ai considéré la moyenne de leur IT + IV

vitesse, je l’ai désignée par L’absorption III disparaît dès le

début de mars tandis que IV dure encore pendant tout ce mois.

ae : $ LITE IM - Voici ce que la comparaison des systèmes : II, III, IV, PES AA ER

VII, VIII, IX et XI m'a fourni comme rapports :

Rapport, N. R. 6. m. Rapport. N. R. e. m.

IA + w TT tete sers ele ietele 65 DE ne) VII la et ssfaieie 29 1,92 0,16 LIT + IV XI

F Aie 33 2,06 0,12 HR 12 1,93 0,08

V N VIII TN RE 44 2,91 0,21 DAS »7 2.10 0,18 I pipi es etes « ce 29 2,74 0,28

IV ] Le rapport x S écarte done notablement de 2. C’est le rapport se

; 3 4; M qui en est très voisin. Le rapport & a une valeur proche de 3 et les deux suivants sont très voisins de 2. Même résultat pour le rapport des deux absorptions de type B : VI et VIII.

d. Nova Lacertæ 1936. — Pour cette nova un fait nouveau s’introduit : tous les systèmes ont au début des accélérations considérables. Il est done

intéressant de voir si la règle s'applique à ce cas. Nous avons vu que les

grandes accélérations existent depuis le maximum de l'étoile jusqu’à la date du 28 juin 1936. Elles diminuent ensuite fortement jusqu’à s’annuler et même changer de signe.

J’ai distingué l'absorption I, de plus faible vitesse, les absorptions IT