CHAPITRE TI

NON PERS ErTEMNIONE

Dans ce qui précède je ne m’en suis tenu qu’à mes observations personnelles. Les différentes phases de l’évolution de Nova Herculis telles que nous pouvons les déduire de toutes les observations publiées seront exposées dans le Chapitre VI.

Je vais maintenant, dans ce qui suit, faire un exposé critique résumant non seulement l’état de nos connaissances sur les principales novæ de ce siècle, dans l’ordre où elles nous ont apparu, mais aussi en les complétant par des recherches personnelles sur des points particuliers.

A. Éclat avant la découverte. — Nova Persei fut découverte par le Rév. T. D. Anderson, le 21 février 1901, alors qu’elle était de grandeur 2,7. La collection des photographies prises à Harvard avant cette date permet d'affirmer qu'il s'agissait d’une étoïle déjà variable avec les magnitudes suivantes : en 1894: 13,35; :1800.:, 13,65; 1897 : 13,60 et.en 1809..::12,8.

Le 19 février 1901 elle était encore de magnitude 12,8 et 27 heures avant la découverte d’Anderson elle ne figurait pas sur un cliché allant jusqu’à le onzième grandeur. L'augmentation d’éclat a donc été extrèmement rapide.

2. Courbe de lumière. — Les observations visuelles ont été réunies et discutées à l’observatoire d'Harvard. Il en est résulté une courbe de lumière complète qui s'étend sur plus d’un an (1). Cette courbe, fort curieuse, est représentée par la figure 7.

PU 4}; 48, r003, p.39:

Le maximum d'éclat était atteint le 23 février, deux jours après la découverte, avec une magnitude de 0,19 (35 observations). La chute suivit immédiatement, très rapide, au taux de oM,40 par jour. Elle amenait l'étoile le 27 février à la grandeur 1,78. Dans les neuf jours qui suivirent, le déclin était plus lent. Il s’effectua au taux moyen de 0®,15 par Jour.

7 et Le T T T T T = ne se Le Tr T + — — —- | 1 Murs 10 20 1 Avril 10 20 1 Kai 10 20 1 Juin 10 20 1 Juil, 10 20 1 Août 10 20 1 Sept

NOVA PERSEI 1901 A 4

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Fig. 7. — Courbe de lumière de Nova Persei 1901.

Le 8 mars, la magnitude était de 3,13 et des fluctuations faibles, mais cependant sensibles, se faisaient sentir pendant l’affaiblissement qui dura jusqu’au 18 mars.

3. Phase oscillatoire. — C’est à ce moment que commençait une série de fortes variations d’éclat constituant ce qu’on a appelé la phase oscillatoire. Une chute brutale de plus d’une magnitude conduisait le 19 mars à un premier minimum et les oscillations allaient ensuite en se succédant.

Elles s'étendent sur une centaine de jours et présentent un caractère nettement périodique, à part quelques irrégularités survenues, d’une part, entre le 28 mars et le 1% avril et, d’autre part, entre le 12 et le 21 jun. Elles prennent fin le 27 juin, l'étoile étant alors descendue lentement à la magnitude 5,89. La pente générale pendant la phase oscillatoire ne correspond donc qu’à une chute de oM,02 par jour.

Avant le 28 mars on compte 4 maxima et 3 minima. L’amplitude moyenne est de 1%,4 et la période de 2,8 jours. La durée d’un minimum au maximum suivant est sensiblement la même que la chute qui suit ce maximum. Elle est donc de 1,4 jour. Du 1% -avril au 12 juin, on

note 17 maxima et 16 minima. La période s’est allongée, elle est de 4,5 jours.

tt ie

La montée dans une oscillation dure 2,0 Jours en moyenne et la descente est légèrement plus longue puisqu’elle dure 2,4 jours. L’amplitude moyenne est de 1,5, c’est-à-dire sensiblement la même qu’au début.

4. Observations finales. — La phase oscillatoire a été suivie d’une chute très lente et continuelle, à certains moments cependant plus accentuée d’après les observations de E. E. Barnard (1). Revenue peu à peu à sa magnitude primitive, l'étoile a gardé son caractère de variabilité. C’est ce que prouvent les observations publiées chaque année par W. H. Steavenson et B. M. Peek dans les Monthly Notices. Elles nous apprennent, par exemple, que du 7 juillet 1932 au 18 avril 1933, l'étoile oscilla entre 12,37 et 13,82, avec une amplitude maximum de 1M,51 (?).

Cette amplitude est variable : de juillet 1933 à avril 1934, elle est de 1,05 (%) et, plus récemment, d’août 1938 à avril 1939, elle se rédusait à 0,72, l'étoile oscillant entre les magnitudes 12,22 et 12,94 (4). Les changements d’éclat eux-mêmes sont d’ailleurs parfaitement irréguliers puisqu’une variation de oM,6 en 24 heures a été observée (5).

Je signalerai qu'une courbe a été construite avec les magnitudes photographiques d’'Harvard (5).

5. Évolution spectrale. Spectre avant le maximum et au moment du maximum. — Le premier spectre de Nova Persei a été obtenu le 22 février 1901, à la veille du maximum. Il comporte un fond continu très intense, coupé de nombreuses raies d’absorption. Quelques-unes seulement ont des bords rouges très faiblement brillants. Les émissions ne sont donc pas nettement appréciables. Constatation importante ce spectre est du type B. Il comprend, en plus des raies de la série de Balmer, celles de Mg IT, He [, Si IT, O IT et C IT, toutes familières dans les étoiles de ce type.

Le 23 février Vogel et Hartmann (7) ne trouvent pas d'émission sensible. Ils constatent la présence des raies stationnaires fines et intenses du calcium interstellaire.

Un cliché pris quelques heures après à Harvard (8) montre la raie K du

je

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AND AP.184,11022;, :p.1164.