APPARITION

1 Du spectre de vitesse Vo... ... Site DÉORDURSDECILEENVDeRRDE PEREE 3,9 3° De l'émission 4640 3,4:

Dans les deux cas, la valeur moyenne pour b est approximativement égale à -—0,5, de sorte que les temps sont inversement proportionnels aux carrés des vitesses à la fois pour le spectre principal et le spectre dont la vitesse est sensiblement double. Ce résultat est légèrement différent de celui de Me Laughlin (1) qui trouve que le taux de l’évolution (7 +) est bien proportionnel à V;, mais proportionnel aussi à V;” et non pas à V;:.

On remarquera dans le tableau précédent que l’apparition de la phase nébulaire donne, pour a et b, des valeurs très différentes des coeflicients, relatifs aux autres apparitions considérées.

24. Structure des émussions. - - Les émissions caractérisent le spectre des novæ à partr du maximum d’éelat. I faut noter qu'à un système d'absorption donné ne correspond pas toujours un système d'émission qui le borde vers le rouge et inversement. Pendant la phase nébulaire, les émussions existent seules. Dans le spectre de Nova Herculis, les raies interdites de O T sont apparues uniquement en émission sans absorptions correspondantes.

Les observations relatées dans les Chapitres précédents permettent de dégager quelques propriétés générales des bandes d'émission.

Elles sont larges pour les novæ rapides comme Nova Aquilæ et Nova Lacertæ, et relativement étroites pour les novæ lentes comme Nova Herculis et Nova Puctoris. Leur largeur est proportionnelle à la longueur d’onde comme lexige la loi de Doppler-Fizeau. Il existe cependant quelques exceptions toujours de peu de durée, en général au voisinage du maximum, où cette largeur peut apparaître momentanément proportionnelle, non pas à À, mais à À?. Le fait s’est produit pour Nova Geminorum le 18 mars 1912, quatre jours après le maximum et pour Nova Pictoris. Dans tous les cas, la loi de proportionnalité s’est trouvée rapidement rétablie. Un phénomène analogue peut se produire pour les systèmes d'absorption. Aucune explication vraiment satisfaisante n’a pu en être donnée jusqu’à maintenant.

Les bandes d'émission, le plus souvent, ne possèdent pas un éclat uniforme : des détails de structure, parfois nombreux et complexes, mais se ramenänt à quelques maxima principaux, apparaissent pendant le premier déclin. Pour Nova Geminorum, le phénomène a lieu deux jours après le maximum d’éclat. Une exception importante est à signaler, celle de Nova Puctoris dont quelques émissions seulement ont montré de très faibles maxima sur leurs bords. Pour une même nova la structure est

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généralement la même pour toutes les émissions, mais l'intensité des maxima peut varier d’une bande à une autre. Fait très remarquable : la structure commune à toutes les bandes persiste pendant toute la durée des observations, commençant pour les raies de l’hydrogène ou les raies métalliques et se continuant dans les raies nébulaires. Un exemple typique est celui de Nova Aquilæ où Pearson retrouve ses maxima deux ans après leur découverte. On pourra revoir les tableaux de mesures reproduits dans le Chapitre TITI. Les intensités relatives des détails de structure ne sont pas invariables, mais leur position dans la bande reste fixe ou ne subit que des déplacements faibles et progressifs.

Pendant la phase oscillatoire, l'intensité relative des différentes parties de chaque émussion est nettement liée aux fluctuations que manifeste l'éclat global de l’étoile. C’est là un cas particulier de la corrélation qui paraît exister entre l'éclat et l’évolution spectrale. J’ai cité plusieurs exemples de cette corrélation : apparitions de nouveaux systèmes d'absorption ou changement dans leur aspect, augmentation brusque de la vitesse, notamment pour Nova Herculis (voir le Chapitre VI). La périodicité de la phase oscllatoire se retrouve dans les variations que subissent les émissions. Pour Nova Geminorum, le maximum violet est renforcé devant le maximum rouge au voisinage de chacun des maxima de lumière. Pour Nova Aquilæ, la partie centrale s’affaiblit périodiquement et les bandes paraissent dédoublées au moment des minima d’éclat.

Dans bien des cas, la structure des émissions observée avec une grande dispersion apparaît fort complexe, et elle peut encore se compliquer par suite du chevauchement des bandes trop voisines, mais, en général, on peut dire cependant qu'une bande est constituée par un corps principal large, surplombant le fond continu et possédant au centre une partie plus brillante, deux fois moins large. Cette partie centrale présente souvent deux maxima, un vers le rouge, l’autre vers le violet, la plupart du temps symétriques par rapport au centre ou à la position normale de la raie, points toujours faiblement éloignés l’un de l’autre. D’autres maxima, comme le maximum 3 de Pearson, pour Nova Aquilæ, peuvent exister en dehors de la partie centrale, dans ce qu’on appelle les ailes de l'émission.

Le cas d’un maximum remplaçant une absorption qui existait antérleurement au même endroit paraît assez fréquent. Dans le spectre de Nova Persei, un maximum important dans la partie violette des bandes, bordé immédiatement vers le rouge d’un faible minimum, est apparu à la fin de 1901, avec une vitesse de -— 650 km/s, passant en quelques

mois à -— 670 km/s. Or au moment du maximum d'éclat, il y avait une absorption déplacée de -— 500 km/s.

Un autre cas particulièrement bien observé et qui a attiré encore plus l’attention sur ce fait, est celui dont J'ai parlé pour Nova Herculis : les énussions de [O I] paraissaient dédoublées par suite de la présence de deux maxima à Æ 280 km/s, celles de Fe IT également. Cette structure persista pour les raies interdites de Fe [T pendant la phase 1 Carinæ quelques mois plus tard, et les maxima violets étaient situés à l’emplacement qu'occupait l’absorption Il lors de sa disparition. Le résultat fut identique pour les raies nébulaires apparues en mai 1935 : elles avaient un maximum à la même place que celui des raies métalliques interdites et par suite à la même place que labsorption IT. Il me semble naturel d'en conclure, comme l’ont pensé certains auteurs, qu’une même enveloppe peut, au cours de son existence, absorber puis émettre diverses radiations suivant la position des parties actives par rapport à la ligne de visée ou des conditions physiques inconnues pouvant apparaître à un moment donné.

25. Interprétation de la structure des émussions. Jets el matière expulsés par les novæ. — On aura résolu un important problème quand on connaîtra avec certitude la cause des maxima qui se trouvent dans les bandes d’émission. Les avis sont très partagés à ce sujet. Pour les uns, comme Whipple et C. Payne Gaposchkin (1), le lien qui existe entre ce phénomène et le dédoublement de certaines novæ n’est pas douteux. Pour les autres la corrélation n’est pas nette.

Stratton a envisagé l’existence de jets de matière émissive. Il n’est pas impossible, en effet, qu’en plus de l'expulsion d’une ou plusieurs enveloppes à partir de l’étoile, certains points de sa surface donnent naissance à de pareils Jets. Le Soleil présente des phénomènes analogues, à une échelle cependant plus petite, et c’est même la considération des mouvements ascendants se produisant au-dessus de la photosphère qui a conduit Evershed et Deslandres à émettre, pour les novæ, l’hypothèse d’une atmosphère en expansion. Par ces phénomènes, j'entends les éruptions chromosphériques que l’étude récente, avec coopération de nombreux observatoires autour du globe, a montré fréquentes surtout au voisinage d’un maximum de l’activité solaire. Le phénomène est soudain et dure quelques minutes, parfois une demi-heure. [Il a été maintes fois suivi au spectrohélioscope ou photographié au spectrohéliographe. En projection sur le disque, il apparaît au sein d’une plage faculaire montrant déjà, en général, une certaine activité, et 1l peut même intéresser la plage entière comme

l’éruption observée à Meudon le 13 octobre 1926. Des observations visuelles anciennes, faites en lumière générale, où des points extrêmements brillants ont été aperçus sur le disque solaire, peuvent s'expliquer par l'apparition d’éruptions exceptionnellement intenses. Vues sur le bord du Soleil, comme le sont les protubérances, elles se présentent nettement comme des jets puissants, principalement composés d'hydrogène et de calerum ionisé, s’élevant avec rapidité au-dessus de la chromosphère. La cinématographie de l’une d’entre elles a même été effectuée par B. Lyot, à l’aide de son coronographe, lors d’une de ses campagnes à Observatoire du Pie du Midi. Ce film très remarquable montre d’une façon saisissante l’éruption qui s'élève, telle une colonne lumineuse, et qui disloque une protubérance se trouvant au-dessus d’elle.

Ne pourrait-on pas imaginer, dans les novæ, quelques-uns de ces jets, beaucoup plus importants que dans le Soleil, et partant avec une vitesse de l’ordre de 1000 km/s, telle qu’on puisse négliger, devant elle, la vitesse de rotation de l’étoile. [ls garderaient une direction sensiblement constante pendant un certain temps ou ne changeant que progressivement comme le font les maxima d’émission auxquels ils donneraient naissance. La matière éJectée de cette manière pourrait même être assez importante pour fournir une condensation donnant à l’étoile aspect d’un astre dédoublé. Nous avons vu que, dans ce cas, la distance des composantes croissait rapidement, mais que les angles de position restaient pratiquement constants pendant plusieurs années (trois ans pour Nova Pictoris et sept ans pour Nova Herculis), ce qui ne contredit pas l’hypothèse de jets.

Cette hypothèse n’a pas la prétention d'expliquer tout ce qui se produit dans l’évolution des novæ. Elle paraît avoir contre elle lexception déjà citée de Nova Pictoris, laquelle est devenue triple sans qu'il soit survenu d'importants maxima dans les émissions, et cela malgré l'importance relative des composantes qui présentent une faible différence de magnitude avec l’étoile principale (2M,5 pour la composante B et 3M,5 pour C). On peut cependant lever la difficulté en imaginant, dans ce cas, une éjection latérale, c’est-à-dire perpendiculaire à la ligne de visée. Au contraire la spectrophotométrie des émissions de Nova Aquilæ a conduit C. Payne- Gaposchkin non seulement à des masses éjectées latéralement, mais à une masse principale se dirigeant vers nous tandis qu’une autre masse s’en éloignait.

Je remarquerai et insisterai sur le fait que l'explosion de jets est caractéristique d’une expansion dissymétrique, et la dissymétrie dans l’éjection paraît bien être la règle, l’image d’une enveloppe sphérique s’éloignant de l'étoile n'étant qu’une simplification. Ainsi, pour Nova Persei, nous

avons vu que les photographies révèlent une nébulosité très dissymétrique dont le spectre s’interprète assez bien si l’on suppose une masse lumineuse s’éloignant de l’observateur et une plus faible qui s’en approche (fig. 9). La nébuleuse autour de Nova Aquilæ est apparue circulaire avec l’étoile parfaitement au centre, mais le disque nébulaire n'avait pas un éclat uniforme ainsi que l’ont montré les observations de Pease et de Hubble et Duncan. Le premier a vu une barre brillante traversant le disque et les seconds ont remarqué un renforcement d'éclat au bord. D'autre part la forme bizarre des raies nébulaires dans les spectres de Lick, quand la fente du spectrographe est dans l'angle de position 2020, pourrait s'expliquer, d’après Pearson, en supposant que les maxima 1 et 3 sont dus à des jets situés dans un plan passant par cette position, l’un étant situé au-dessus de la ligne de visée et l’autre au-dessous. L'interprétation des autres détails à l’aide de jets se heurte cependant à de sérieuses difficultés. Dans le cas de Nova Cygni 1920, je n’ai pas connaissance d’une dissymétrie signalée dans la nébulosité découverte un an après l’explosion, mais pour Nova Pictoris une telle nébulosité a été observée visuellement. Elle était allongée. Le résultat est analogue pour Nova Herculis paraissant elliptique, sur les photographies, et de forme annulaire avec des condensations

lumineuses.

26. Comme on le voit par tous ces exemples, que l’on suppose l'existence d’enveloppes ou de jets ou des deux à la fois, ce qui me paraît le plus probable, 1l y a certainement de la matière en expansion autour des novæ. Sa présence explique les raies d’absorption et les bandes d'émission, et elle est rendue tangible par les nébulosités vues ou photographiées. Sur des sept novæ étudiées ici, cinq ont manifesté le phénomène et deux d’entre elles ont montré un dédoublement. Le taux d’expansion est uniforme bien qu’un ralentissement soit possible pour Nova Perser. Comme ce taux dépend non seulement de la vitesse linéaire, mais aussi de la distance, j'ai effectué la comparaison pour les cinq novæ en question en les ramenant toutes à 10 parsecs. À cette distance, le taux moyen pour les novæ rapides : Nova Perse, Nova Aquilæ et Nova Cygni est de 29” par an, tandis que pour les novæ lentes : Nova Pictoris et Nova Herculis, il n’est que de 13”, deux fois moindre.

Que deviennent ces nébuleuses avec le temps ? La quantité de matière mise en jeu devant la masse totale de l’étoile étant faible sans doute, au bout de quelques années, elles se dissipent et le spectre de létoile s’achemine vers le stade Wolf-Rayet. Pour les supernovæ on a évidemment

peu d’espoir, étant donné leur distance, de savoir ce qu’elles deviennent.

On connaît cependant, semble-t-il, deux de ces supernovæ qui ont éclaté dans notre galaxie. Celle de 1592, la nova de Tycho-Brahé, n’a rien laissé qu'on puisse apercevoir malgré de minutieuses recherches, mais si la nébuleuse du Crabe, encore actuellement en expansion avec la vitesse considérable de 1300 km}/s, est effectivement le reste d’une supernova, ainsi qu'il y a tout lieu de le croire, la catastrophe a dû certainement avoir une tout autre importance que celle des novæ ordinaires, puisqu'elle s’est accompagnée de l’éjection d’une quantité de matière telle qu’elle est encore visible au bout de 900 ans.