RÉSUMÉ ET CONCLUSIONS GÉNÉRALES

Ce travail précise et confirme plusieurs points importants relatifs à l'étude des novæ et apporte certains résultats nouveaux susceptibles d’aceroître nos connaissances à leur sujet.

Je les résumerai ainsi :

1. Mesures des vitesses indiquées par les systèmes d'absorption de la Nova Herculis d’après mes observations faites à l'Observatoire de Meudon. — Ces mesures, effectuées sur 54 clichés, confirment l’existence d’au moins neuf de ces systèmes, dont deux sont du type B. Elles confirment aussi que, dans l’absorption principale (absorption IT), les raies de lhydrogène ont une vitesse supérieure à celle des raies métalliques. Je trouve, pour cette différence, une valeur moyenne de 10 km/}s. |

Elles apportent la preuve que la plus forte absorption après l’absorption principale, l’absorption IV, est effectivement dédoublée pour certaines raies de l'hydrogène et du calcium 1onisé. Ce dédoublement, que je constate nettement sur 41 de mes clichés, n’avait été que soupçonné. J’ai proposé d'admettre ensuite que l'absorption désignée par ITT, comme réapparition de l'absorption IIT pouvait être assimilée à la composante que j’ai appelée IV,, laquelle est la composante de plus faible vitesse pour l’absorption LV.

Elles montrent enfin que labsorption VIT paraît exister dès le 3 février 1935, date à laquelle je lui trouve une composante pour la raie K voisine de --5oo km}s.

2. Examen des vitesses des divers systèmes d'absorption pour six novæ. — Le nombre d’observatoires participants se décompose ainsi : Nova Gerninorum 3, Nova Aquilæ 6, Nova Cygni 8, Nova Pictoris 1, Nova Herculis 6 et Nova Lacertæ 10.

J’ai proposé une simplification dans l’ensemble des systèmes du spectre d'absorption de Nova Püictoris. Pour les vitesses de Nova Lacertæ, j'ai conclu à lPexistence très probable de einq systèmes dont je donne les

vitesses moyennes à partir de toutes les observations connues.

Pour l’ensemble des novæ étudiées ici, j’ai confirmé le fait que les vitesses des divers systèmes sont souvent dans un rapport simple : 2 ou 5. J’ai procédé pour cela à l'examen de tous les rapports intéressants au cours de l’évolution de chaque nova et J'ai calculé leur valeur moyenne : la loi n’est qu'approximative, mais ces rapports sont effectivement voisins de valeurs entières. J’ai remarqué, en ce qui concerne Nova Lacertæ, qui a montré de très fortes accélérations, que cette règle ne se vérifie qu’au début du déclin, quand les enveloppes en expansion, responsables des vitesses,

être générale.

sont encore voisines du doyau central. Cette remarque pourrait

Enfin il paraît bien exister une relation empirique entre la durée du déclin pour l'étoile et la vitesse des systèmes d’absorption. Pour la rechercher, j'ai utilisé, non pas une valeur moyenne constante des vitesses de chaque système, mais les valeurs effectives de ces vitesses après une chute de 1, 2 et 3 magnitudes à partir du maximum d’éclat. Trois vitesses

sont à distinguer :

a. celle de l'absorption principale V,;

b. celle de Pabsorption importante, large et diffuse, plus déplacée V,;

c. celle des systèmes encore plus déplacés V,; (absorption IV et V de Nova Lacertæ, V et XI de Nova Herculis, VII de Nova Prctoris, etc).

Pour les deux premières, la règle de Mac Laughlin est entièrement vérifiée ;

je trouve les formules approchées suivantes :

la durée de déclin étant exprimée en jours et les vitesses étant données en kilomètres par séconde. |

Je propose également d'étendre la loi des absorptions principales aux systèmes de plus grande vitesse, car j’aboutis, en effet, à une loi analogue

pour la vitesse V, 10$

lens

Ces règles, auxquelles conduisent les observations seules, n’ont pas encore reçu de justification théorique. à

3. Étude des courbes de lumière. -— J'ai mis en évidence les grandes lignes des variations lumineuses de Nova Herculis avant l'important minimum de mai 1935. Leur comparaison avec les variations de la vitesse de l'absorption principale m'a permis de remarquer qu’un affaiblissement

de l'étoile semblait entraîner une augmentation de la vitesse de cette absorption.

J’ai établi, pour Nova Laceriæ 1936, une courbe de lumière en partant de près de 4ooo estimations visuelles, ainsi qu’une courbe de lumière photographique. Leur comparaison m’a donné les indices de couleur.

Un Chapitre consacré aux supernovæ contient un nouveau catalogue avec de nombreuses références bibliographiques, comprenant 36 de ces étoiles. Pour cinq d’entre elles j’ai proposé une valeur de la magnitude absolue au maximum que j’ai obtenue par une méthode d’extrapolation.

La comparaison de toutes les courbes de lumière précise les valeurs du déclin pendant les différentes phases et montre la différence qui existe pour la rapidité de ce déclin entre les novæ et les supernovæ.

4. Étude des indices de couleur. -— Un essai tenté pour mettre en évidence les variations de l’indice de couleur dans Nova Aquilæ, durant la phase oscillatoire ne m’a pas donné de résultat net.

L'établissement de deux séries d’indices de couleur, pour Nova Cygni 1920, à partir de deux courbes photographiques et de la courbe visuelle de Campbell, m'a permis de conclure à un affaiblissement de cet indice au début du déclin, jusqu’à une valeur négative ou voisine de zéro, avec une augmentation lente ultérieure. Les indices de couleur que J'ai obtenus pour Nova Lacertæ 1936 montrent une variation analogue. Je remarque, à ce sujet, que le contraire semble se passer pour les supernovæ : elles paraissent avoir, au début de leur déclin, un indice croissant, mais qui diminue ensuite lentement. Cet indice, au départ, peut être élevé, puisque J'ai trouvé pour la supernova dans IC 4182, sur les 70 premiers Jours, une valeur moyenne de + oM.,8.

Je signale cependant que la loi de variation de l’indice trouvée pour les deux novæ rapides Nova Cygni et Nova Lacertæ n’est pas forcément générale. Elle demande d’autres observations. Il m’a néanmoins paru intéressant de la formuler dès maintenant.

9. Distances et magnitudes absolues. — La discussion de toutes les déterminations de distance que Jai pu recueillir m'a conduit, pour six novæ, à une valeur moyenne de la magnitude absolue au maximum ICRA E

L'emploi de la méthode de la nébuleuse en expansion m’a fourni, pour Nova Cygni 1920, une parallaxe hypothétique de 0”,0023. J’ai encore employé une méthode analogue avec les composantes de Nova Puctoris pour trouver une parallaxe de 0”,0011.

Le catalogue général du Chapitre VIII m'a donné pour magnitude absolue moyenne de 14 supernovæ la valeur — 14,0. La différence moyenne entre la magnitude apparente des supernovæ au maximum et celle de

la nébuleuse a été trouvée égale à + 0M,46, avec 20 de ces étoiles.

6. Recherches sur l’évolution spectrale. — Un des points particuliers étudiés a été l'évaluation de la durée des bandes du cyanogène dans le spectre principal de Nova Herculis d’après toutes les observations. La valeur proposée est de une semaine environ.

Ayant défini la rapidité de l’évolution spectrale des novæ par les intervalles de temps qui séparent le maximum d’éclat des apparitions du spectre de vitesse V,, du spectre de type B, de la bande N TIT 4640 et du spectre nébulaire, je trouve que les quatre apparitions en question se produisent à des intervalles plus ou moins longs, après une chute de magnitude moyenne de 0M,9, 1M,9, 2M,4 et 4M,2 respectivement. Quant à l’intervalle de temps, 1l est, d’une manière approchée, inversement proportionnel au carré des vitesses V, et V,, résultat analogue à celui de Me Laughlin pour V..

Enfin la discussion des observations relatives à la structure des bandes d'émission et à la persistance de cette structure ainsi qu’à la dissymétrie constatée dans les nébuleuses entourant les novæ me paraît en faveur de l'existence de jets expulsés au moment de l’explosion. La considération de ces jets n’exclue d’ailleurs pas celle des enveloppes en expansion. Toutes proportions de vitesse et d’importance gardées, je pense pouvoir les assimiler aux éruptions chromosphériques observées sur notre Soleil. :