SN 98-1004. D

. der Astr., VII, 1936, p. 674.

HAS SE, LO2T, p. 121.

HAS RIO0T, p.217.

pe)

calcium stellaire, large et très forte, alors qu’elle n’était pas visible distinc-

tement la veille.

6. Spectre après le maximum. — Le 24 février, le spectre s’est complètement transformé : il n’est plus du-type B, mais du type À, avec l’aspect caractéristique des novæ à ce stade : les absorptions intenses de l'hydrogène et des métaux ionisés ont sur leur bord rouge des émissions très fortes.

Ces absorptions sont notées plus larges que les Jours précédents par les observateurs d'Harvard, mais, dès le lendemain, elles sont redevenues plus étroites. Elles se dédoublent à ce moment et leur déplacement vers le violet est considérable.

Le 25 février, le fond continu faiblit déjà par rapport aux émissions. Les raies interstellaires D, et D, de Na I sont présentes sur les clichés de Lick (1). Les bandes brillantes ont un maximum déplacé de quelques angstroms vers le violet.

Dès le début de mars, le spectre se complique, des raies dues à l’hydrogène naissent ou disparaissent tandis que le spectre continu fablit. Le 12 mars, les raies de Balmer sont triples. Chaque composante subit des variations d'intensité indépendamment des autres. C’est ainsi que le 17 mars les composantes extrêmes du système, vers le violet et vers le rouge, ont considérablement faibli, tandis que la composante du milieu est très intense.

La raie K stellaire disparaît presque complètement à la fois en absorption et en émission, alors que la raie fine insterstellaire est toujours visible. Le fait est constaté, dès le 13 mars, sur les clichés de Lick.

La bande complexe de l’azote 1onisé à 4640 apparaît le 15 mars sur les clichés de Pulkowo et de Yerkes.

Campbell et Wright notent la présence d’une émission tout juste visible vers 5015 le 13 et 5005 le 18 mars. Il s’agit peut-être de la raie nébulaire [O IIT] 5007, qui apparaîtrait donc 18 jours après le maximum.

7. Spectre pendant la phase oscillatoire. — La phase oscillatoire s’accompagne de phénomènes spectraux également périodiques. Au moment des minima, apparaît un spectre nébulaire avec affaiblissement ou même disparition du fond continu, provoquant un renforcement des émissions. Aux maxima, c’est le contraire qui a lieu : le fond continu réapparaît et les raies nébulaires s’évanouissent.

Aïnsi au premier minimum important, le 19 mars, le fond continu et

a ——— + ——]———__— {ee

CELMOrB RS "1001.

ne

les raies d’absorption de l'hydrogène ont presque entièrement disparu. Sont présentes les émissions [Ne III] 3869, N IT 4640 et He IT 4686.

Le 12 avril, au lendemain d’un minimum, les raies [O III] 4363 et 3869 sont visibles; 3869 dépasse même H. en intensité. Au contraire, le 13 avril, 4363 n’existe plus. 1

Les émissions paraissent présenter en même temps des variations dans leur structure. Au maximum du 1% avril, Stratton remarque, dans les émissions de l’hydrogène, l’apparition d’un maximum d'intensité vers le bord rouge. Il a disparu le 12 avril sauf pour la raie 4363 où il n’apparaît que très faiblement. Quelques heures plus tard, un cliché d’'Harvard montre ce même maximum fortement accusé.

8. Spectre nébulaire. — A ja fin de la période oscillatoire le spectre nébulaire peut être considéré comme définitivement établi, les émissions nébulaires étant, en eflet, devenues plus fortes que celles de l'hydrogène.

Le 25 juin [O III] 5007 surpasse H3 et, auprès d’elle, une très faible émission doit être la première manifestation de la raie nébulaire [O ITIT] 4950. Dans les spectrogrammes de juillet et août 1901, H, est toujours très intense en émission.

Les bandes brillantes présentent entre elles une grande analogie de structure, caractérisée par la présence d’un maximum important déplacé vers le violet et. bordé immédiatement, vers le rouge, d’un minimum. D’après Stratton ce maximum est à — 670 km/s, de septembre à novembre 1901, alors qu’en février, 1l était à — 650 km/s. Une couche absorbante avec une vitesse très voisine, de — 700 km/s, était signalée à Potsdam, le jour du maximum de la nova.

Quelques émissions sont plus complexes par suite du chevauchement de bandes larges voisines. C’est ainsi que Campbell et Wright décrivent la bande qui s’étend entre 4669 et 4746, avec trois maxima situés respectivement à 4675, 4703 et 4714. Ils y reconnaissent l’existence de trois bandes : He IT 4686, He I 4713, raie permise des nébuleuses et enfin 4925 déjà trouvée dans le spectre de plusieurs nébuleuses planétaires. On a récemment proposé (!) d'identifier cette dernière raie avec une raie interdite de Ne IV.

Les clichés d'Harvard, à la fin d’octobre 1901, prouvent que 4959 est devenue nettement plus brillante que Hs. Le fond continu n’est plus visible que très faiblement et les quatre émissions les plus brillantes du

spectre sont : 3869, 3068 + H., 4363 et 5oo7.

(4) Boyce, Menzer. et C. Payne, P. N. À. S., 19, 1933, p. 58r.

ES

9. Évolution vers un spectre de Wolj-Rayet. — La suite de l’évolution spectrale de Nova Persei a fourni de précieuses indications sur l'état des novæ longtemps après leur explosion. Elle montre, en effet, quelques années plus tard, une transformation graduelle du spectre en un spectre analogue à celui des étoiles de Wolf-Rayet.

La première observation concluante est due à Hartmann (1). Elle se place en 1907, soit six ans après le maximum. Les principales raies 5007 et 4959 avaient disparu et le spectre ressemblait fortement à celui de l'étoile BD + 350 4oor, qui est du type Wolf-Rayet.

W. S. Adams et F. G. Pease (?) ont définitivement confirmé le fait, en 1913 et 1914, par l’examen spectral de quatre anciennes novæ. Les plus éloignées de leur maximum étaient N. Aurigæ 1891 et N. Persei 1901. Pour ces deux novæ, le fond continu du spectre, qui s’était montré à peu près inexistant au moment de la phase nébulaire, avait réapparu et était à nouveau très intense. Quant aux raies nébulaires typiques comme 5007, 4959 et 4363, elles s’étaient complètement évanouies. De plus, Hs, H,, H;, ayant pour ces deux mêmes novæ les intensités respectives 2, 3 et à; estimées dans une certaine échelle arbitraire, la bande 4640 avait dans la même échelle l'intensité 1 tandis que He II 4686, raie caractéristique des étoiles de Wolf Rayet, avait l’intensité 2 dans N. Aurigæ et 5 dans N. Perse.

Remarquons que cette observation fondamentale se place vingt-trois ans après le maximum d’éclat de N. Aurigæ et treize ans après celui de N. Persei. Nous allons voir cependant que deux ans plus tard Barnard découvrait autour de cette dernière étoile une nébulosité en expansion. Je pense que cette nébulosité existait déjà lors de l’observation d’Adams et Pease, mais sans doute dans des conditions physiques telles qu'aucune raie nébulaire ne pouvait être décelée. Le spectre se réduisait, en somme, à celui de l’étoile centrale. J’exposerai d’ailleurs un peu plus loin les résultats récents obtenus au Mont-Wilson, permettant de constater non seulement la présence du spectre de l’étoile centrale tendant effectivement vers un spectre de Wolf-Rayet, mais aussi celle du spectre de la nébuleuse ellemême, avec les raies habituelles des nébuleuses planétaires.

10. Vatesses du spectre d'absorption. — Les mesures sont peu nombreuses. Les vitesses obtenues dans quelques observatoires, notamment à Cambridge, Potsdam, Yerkes et Pulkowo (#), ont été réunies par Stratton (#).

(NEA LTARÉOOS D ET

(a C. ui W., n° 87, 1914.

(8) Publ. AIRES A PE EE

(4) Ann. Sol. De Obs. DT IV, part Ch #r020

Le jour du maximum la vitesse était dé — 700 km/s. Du 24 février au 15 mars 1001, H4 et H, fournissent des vitesses allant de — 1300 à — 1800 km/s. Celles de H3 sont d’ailleurs plus grandes et celles des raies métalliques sont en bon accord avec les vitesses de H,.

Plusieurs observateurs ont noté le dédoublement des raies d'absorption. Nova Persei n’a donc sans doute pas échappé à la règle suivant laquelle les novæ, à un certain moment de leur histoire, possèdent un spectre complexe de l’hydrogène avec des raies multiples.

Enfin toute une série de raies d'absorption fines ont été signalées. Stratton les identifie avec celles d’un spectre du type « Cygni non déplacé et ne pense pas qu'il s’agisse de raies purement interstellaires. D’après lu, leur origine serait peut-être à trouver dans l’existence d’une masse gazeuse extérieure ayant perdu son accélération propre et gardant la vitesse de l'étoile. Nous verrons qu’un phénomène analogue s’est produit pour N. Geminorum 1912.

11. Nébulosités autour de Nova Persei. — La Nova Perser a présenté deux phénomènes bien distincts concernant l'existence de nébulosités dans son voisinage.

Une première auréole lumineuse fut signalée au mois d’août 19o1. Il s'agissait, comme Kapteyn l’a suggéré le premier, de la propagation de la lumière émise lors de l’explosion, à travers une nébuleuse obscure, qui existait auparavant, mais qui était restée invisible jusqu'alors. Cette auréole s’étendait avec une extrême rapidité autour de la nova.

La nébuleuse proprement dite, formée par les gaz expulsés de l'étoile, ne fut découverte que quinze ans plus tard.

12. Nébulosité de 1901-1902. — Les faits observés se résument ainsi : un cliché obtenu le 19 août 1901 à l'Observatoire de Juvisy, par C. Flammarion et E. M. Antoniadi, montrait une nébulosité circulaire entourant l'image de l'étoile. Il s’agissait en réalité d’une auréole optique causée par les aberrations chromatiques de l'instrument employé. La vérification de ce point conduisit M. Wolf à la découverte d’arcs lumineux irréguliers et fins, incontestablement réels, dont la présence était d’ailleurs vérifiée peu de temps après, le 20 septembre 1901, par Ritchey (1) à l’Observatoire Yerkes. La figure 8 reproduit un dessin obtenu à partir de la photographie de Ritchey.

En outre, des clichés pris deux mois plus tard par le même et par Perrine

An 1%"10071,-p. 107.

montrèrent, pour certains de ces ares, un accroissement de He atte1gnant 1’,5, ce qui correspond à 10’ par an environ. La nova étant, sans aucun doute, un astre fort éloigné, une vitesse apparente d’une telle importance devait provenir d’une vitesse linéaire d'expansion certalnement énorme. C’est pourquoi, nous l’avons dit, Kapteyn avança lhypothèse de la propagation au travers d’un nuage obscur, comme il en existe

An DE 1 LE :

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Si.

Fig. 8 — Nébulosité éclairée autour de Nova Persei 1901.

Dessin de G. Ritchey d’après son négatif pris à VYerkes, le 20 septembre 1901 (pose 3h5om),

dans la Voie Lactée, du flux lumineux intense émis soudainement au moment de l’explosion.

Les filaments lumineux des photographies précédentes ont été suivis jusqu'en 1902. En février de cette année, les points brillants extrêmes étaient déjà rendus à 17° de l'étoile (1). Ils furent photographiés pour la dernière fois en novembre 1902 par Perrine, qui en obtint même le spectre avec une pose de 54 heures. Chose remarquable, vérifiant l’idée de Kapteyn,

() Ritchey. Ap. J., 15, 1902, p. 129.

Pt: DE

ce spectre rappelle, non pas le spectre nébulaire, mais celui de la nova lorsqu'elle atteignit son maximum d’éclat.

Perrine (1) a, d’autre part, recherché les premières manifestations du phénomène, par l’examen des clichés de l'Observatoire Lick pris avant ceux de Ritchey, et 1l a trouvé les premiers points lumineux sur une photographie obtenue le 29 mars 1901, c’est-à-dire un mois après le maximum. On les aperçoit déjà à 5” de l’étoile, ce qui suppose une vitesse apparente de propagation encore bien supérieure à celle que donnaient les clichés de septembre.

Le fait a été expliqué tout récemment par P. Couderc (?). Il a montré que la vitesse observée pouvait, en effet, être égale à plusieurs fois celle de la lumière. Il explique du même coup le désaccord manifeste existant entre la parallaxe qu'avait trouvée Kapteyn en utilisant la vitesse de la lumière et celle qu’on a déduite de la nébuleuse en expansion proprement dite. Kapteyn (*) avait donné o”,o11, valeur qui paraissait vérifiée par la parallaxe trigonométrique, telle qu’elle est publiée dans le Catalogue de Schlesinger : r — + 0”,o11 Æ 0,003. En réalité, il est difficile de faire état de la parallaxe de Schlesinger. Elle est la moyenne des mesures discordantes de six observatoires variant de — 0”,007 (Yerkes) à + 0”,034 (Paris). Quant à la parallaxe la plus sûre, utilisant la nébuleuse découverte en 1916, elle est dix fois plus faible que celle de Kapteyn. P. Couderc a étudié les lois de propagation des auréoles lumineuses dans les cas généraux pratiquement les plus intéressants, ceux en particulier où la nova occupe le centre d’une sphère remplie par la nébulosité et où cette nébulosité est étalée suivant un plan perpendiculaire à la ligne de visée ou faisant avec elle un angle «. Ce dernier schéma paraît convenir à la Nova Perseu. À l'instant t, le lieu des points atteints par la lumière est un paraboloïde de révolution ayant l'étoile pour foyer et notre direction pour axe. Il coupe le plan de la nébulosité suivant un cercle dont le centre, par suite de l’inclinaison de ce plan, ne coïncide pas avec la nova. C’est en effet ce qu’on a constaté. Si l’on désigne par b la distance de la nova au point où la ligne de visée rencontre le plan nébulaire et par 0 la distance qui nous sépare de l’astre, les distances angulaires © des deux points lumineux respectivement le plus éloigné et le plus proche de l’étoile sont données par la formule simple suivante :

HEAR AM15 1902,.p:.137 (?) Ann. d'Astroph., 2° année, 1939, p. 271 et C. R., t. 208, 1939, p. 1275. PPAMN-UISGT0O1, De 201.

THÈSE CH, BERTAUD. b

On a adopté pour unité de temps l’année, et pour unité de longueur année-lumière; { reste petit devant b.

La vitesse de propagation donnée par

CORUEURE: . tanga

dt 50) VEr (]

est donc très grande, en bon accord avec l'observation.

En adoptant une distance de 2000 années-lumière, correspondant à la parallaxe déduite, comme nous allons le voir, de la nébuleuse en expansion, les formules précédentes permettent de calculer les valeurs de «

5 d : ; et de b, si l’on mesure w et “ sur les photographies. Couderc aboutit aux

résultats suivants : Le plan nébulaire paraît passer entre nous et la nova. Il est incliné de 45° environ sur la ligne de visée, qui le couperait à 46 annéeslumière de l’étoile. Une telle représentation est évidemment schématique. La distribution réelle de la matière nébulaire semble bien correspondre à des nappes minces très étendues dont l’épaisseur ne doit pas dépasser une fraction d’année-lumière. Ce sont leurs intersections avec le paraboloïde d’éclairement qui apparaissent sous la forme de filaments étroits, enregistrés par les photographies, et tels qu’on peut les voir sur la figure 8.

13. Nébuleuse en expansion. — Beaucoup plus petite que la précédente, elle fut découverte visuellement par E.-E. Barnard en décembre 1916. Elle était alors constituée par un faible anneau, dont le rayon augmentait de 0”,4 par an. Il atteignait 5” environ en 1919. Une partie de cet anneau s’étendait à une plus grande distance vers le Sud-Ouest de la position de l’étoile, manifestation d’une certaine dissymétrie.

Des photographies directes et des spectrogrammes ont pu être obtenus en 1934 et 1935 avec les instruments puissants du Mont-Wilson. Les faits suivants se sont alors trouvés confirmés : l'étoile n’est pas au centre de la nébuleuse, laquelle s’étend en éventail vers le Sud-Ouest, comme l'avait signalé Barnard et depuis 1917, dates des premières photographies du Mont-Wilson, il y a bien eu une expansion au taux annuel de 0”4.

La figure 9 (1) représente, au-dessous d’une photographie directe, un spectre pris par M. L. Humason (?), avec un spectrographe dont la fente traversait la masse nébulaire principale du Nord au Sud en passant par l'étoile, comme un trait l’indique sur la photographie.

(1) H. der Astr., VII, 1936, p. 683.

(?) PAUS-P., 46, 1934, p. 529 et P, Am À, S, 8, 1990. D

Ta

Dans ce spectre, on distingue nettement un fond continu intense avec des émissions qui ne dépassent pas l’image de l’étoile et d’autres qui s’étendent au contraire sur la nébuleuse entière. La première partie, qui “provient surtout de l’étoile, comprend les émissions de l’hydrogène et la bande à 4686, avec 16 À de large. C’est la bande typique des noyaux de nébuleuse planétaire. Quant à la nébuleuse proprement dite, elle donne,

Fig. 9. — a. Nébulosité entourant N. Persei 1901, en décembre 1934; b. Spectre de cette nébulosité. (D'après M. L. Humason.)

outre les raies de l'hydrogène les émissions suivantes : 3727, 3869, 3968, 4363, 4472, 4722, 4959 et 5007, toutes avec une forme très particulière dont nous allons voir l’interprétation par Humason.

En premier lieu elles sont de même longueur. Leur bord extrême vers le Sud donne 18”,5 pour rayon de la partie principale de l’enveloppe. Or le taux annuel d’expansion de 0”,4 combiné à ce résultat, conduit, pour février 1901, à une valeur de 5” environ et non pas à un rayon nul. Il faut done admettre que la vitesse d’expansion, plus forte au début, a diminué par la suite, ou bien que le taux d’accroissement du rayon était

Are

en réalité supérieur à 0”,4 par an, les photographies n’ayant pas donné le diamètre effectivement atteint, en raison de leur extrême faiblesse au bord.

Ces raies nébulaires sont en outre dédoublées. Les deux parties se réunissent au bord Sud et s’écartent au maximum dans le voisinage de l'étoile. La composante violette est bien plus faible que la composante rouge. Elle s’affaiblit déjà considérablement à mi-chemin entre le bord de la nébuleuse et la nova. Les vitesses maxima fournies par ces composantes sont — 1400 et + 1050 km/s. Au bord, où elles sont confondues, la vitesse commune est de + 7 km/s. L’explication la plus simple de cet aspect consiste à admettre que la masse en expansion la plus importante s’éloigne de nous, avec une vitesse radiale inférieure à celle d’une autre masse plus faible qui vient dans notre direction. On voit donc que l’expansion est fortement dissymétrique et l’on a des raisons de penser qu'il en était de même de l’éruption causée par l’explosion de 1901.

Humason admet une vitesse linéaire moyenne de 1200 km/s. Elle conduit à une augmentation annuelle du rayon égale à 0”,4, si l’on adopte la distance de 630 parsecs. D’où la parallaxe hypothétique de 0”,00158. En 1933, le rayon de l’enveloppe devait être de 12 000 U. A., l’accroissement étant de 252 U. A. par an.

Spencer Jones, en utilisant la largeur des bandes Dé en juillet et août 1901, aboutit à une vitesse du même ordre et, par conséquent, à une parallaxe voisine, rt — 0”,00218.

14. Distance. — Le tableau qui suit résume les diverses parallaxes obtenues pour cette nova, avec indication de la méthode employée.