CHAPITRE IT

NOVA GEMINORUM 191?

4. Courbe de lumière. — La Nova Geminorum a été découverte par Enebo, à Dombaas (Norvège), le 12 mars 1912. Elle était alors de grandeur 4,2. Une courbe de lumière complète a été publiée en 1916 par L. Campbell (1). Elle est représentée par la figure 10.

r ZT - — r Te — T L r r T— r —— : r - 20 1 Avr. 10 20 1 Msi A0 20 1 Juin 10 20 1 Juil, 10 20 1 äoût 10 20 1 Sept. 10 20

NOVA GEMLYORUM 1912

Fig. 10. — Courbe de lumière de Nova Geminorum 1912.

Le 10 mars 1912, un cliché d’'Harvard allant jusqu’à la onzième grandeur ne la montre pas. Par contre, on l’a retrouvée, avec la magnitude 4,5, sur un cliché du même observatoire, pris le 11 mars, 19 heures 30 minutes avant la découverte. En un seul jour, elle avait augmenté de plus de six magnitudes, tandis que dans les heures qui suivirent, l’accroissement d’éclat se faisait plus lentement. La montée rapide était done terminée au moment de la découverte.

ORAN 70 or0; p.Irof.

A Ne

Le 13 mars, elle continua son ascension vers le maximum, atteint dans la nuit du 14 au 15 mars, avec la magnitude 3,57 (22 observations).

La chute fut immédiate et rapide, puisque le 16 mars l'étoile était tombée à la grandeur 5,41. Une légère augmentation l’amenarit à 5,24 le 18 mars et le 21 elle était retombée à 5,48.

2. Phase oscillatoire. — La phase oscillatoire débute une semaine après le maximum par une première oscillation très forte conduisant à un maximum secondaire, avec la grandeur 4,64, atteint le 24 mars et à un minimum, le 27 mars, avec la magnitude de 6,21.

L’amplitude de variation avait donc été de 1,57. Entre le 21 mars et le 15 mai 1912, le déclin moyen fut de 0,08 par jour. L'étoile faiblissait lentement, avec de continuelles fluctuations d’éclat ne dépassant pas la demi-magnitude. J’ai extrait du Mémoire de Campbell les maxima et minima les plus apparents seulement, jusqu’au 15 mai. Les dates sont

en T. M. G. :

Maxima et minima.

Date. mm. Date.

v Mir

1942 Mars 1450... M* 3,6 1 PAVNAIO 0 EE m 6,4

HO Son à m 5 Dessous M 6,1

TO eee M one IH RE m 6,6

DEC on de m 5 RON eee M 6,4

DATES ee MAG 282. m FE

DA R ae m 6,2 MATMEET CEE M 6,6

JO Mec M Sao GRR IR AS m TS

ANS oi Mes Eee m 6,1 1 2 Rae M GE) DROLE M 5e

* Maximum principal. ** Maximum secondaire.

De l'examen de tous les maxima et minima, Stratton (1) a conclu à l'existence d’une période de 3,5 jours en moyenne, mais légèrement plus courte dans la première quinzaine d’avril. Le caractère de périodicité n'est pourtant pas aussi accusé que dans le cas de N. Persei 1901 et de N. Aquilæ 1918.

3. Dernières observations. — La chute moyenne après la phase oscillatoire est très lente, avec de faibles fluctuations. En octobre 1912, la huitième grandeur était atteinte et la neuvième, en mai 1913. A la fin de 1936,

2 , . . « , . . , , Steavenson (?) évaluait la magnitude à 14,7. L'affaiblissement général

(1) Ann. Sol. Phys. Obs. Cambridge, IV, part. 1, 1920. CMS IN, 97 097, /pr622

avait déjà cessé depuis plusieurs années. L’étoile ne montre pas actuellement de variations appréciables.

Une courbe de lumière photographique a été publiée en 1921 par l'Observatoire d'Harvard (1.

4. Évolution spectrale. — Les premiers spectres ont été pris le 13 mars à Michigan et à Harvard. Celui d'Harvard (?) comprend un fond continu, traversé de raies d'absorption, mais sans émissions sensibles.

Au contraire, dans les spectrogrammes du 14 mars, les absorptions de l'hydrogène et du calcium ionisé sont bordées d'émissions. Le spectre est du type &« C Mi (dF;). Curtiss note une certaine ressemblance avec celui de x Aql(A;). Les raies de cette époque constituent le système d'absorption I dans la notation de Stratton, employée par W. H. Wright (®).

De nombreux spectrogrammes ont été obtenus le 15 mars. Le fond continu intense est maintenant coupé de raies d’absorption encore plus nombreuses (absorptions I et II) où l'hydrogène, le calcium, le fer et le titane lonisés sont amplement représentés. Les émissions sont plus larges et plus fortes que le 14, et le spectre est maintenant du type «à Cygru.

On assiste à l’affaiblissement du fond continu dès le 16 mars, tandis que les émissions paraissent renforcées. Elles consistent, d’après Wright, en une partie centrale plus brillante dont la largeur dépasse 20 À, d'intensité presque uniforme, et dont le centre est déplacé vers le rouge. Cette partie centrale est superposée à une émission plus faible et deux fois plus large. Les raies d'absorption se dédoublent à ce moment (absorptions II, et Il;).

Le 18 mars, les bandes d’émission du titane ionisé ont pratiquement disparu, et la majorité de celles qui restent sont dues à H, Ca IT et FelIl (Stratton). La partie centrale prend d’ailleurs une structure plus complexe. [N 11] 5755 et [O 1] 6300 sont estimées d'intensité 1 et 2 dans une échelle allant de 1 à 10, cette dernière valeur correspondant à H, (Wright). La raie D, est visible en émission sans que Wright puisse déceler l’absorption correspondante.

Le 19 mars, est mesurée, pour la première fois, une composante d’absorption plus déplacée que les deux précédentes. C’est l’absorption III. Elle est bien développée le lendemain et s’est enrichie de raies de l’hélium, de l’azote et de l’oxygène ionisés, caractéristiques du type B. Il s'ensuit qu’à ce stade, dans son évolution, le spectre de Nova Geminorum est devenu