INTRODUCTION

Le présent travail, consacré aux Nopæ, se divise en trois parties.

La première se rapporte à mes observations personnelles faites à l'Observatoire de Meudon, durant les premiers mois de 1935, sur le spectre de Nova Herculis 1934. Une courte description des instruments employés est suivie de l’exposé d’une méthode appliquée à la réduction des clichés. Les résultats sont constitués par les vitesses des divers systèmes d’absorption de ce spectre fort complexe.

Mes premières observations spectroscopiques de cette nova, relatives à la phase qui précède le maximum, se situent au mois de décembre de l’année 1934. Elles ont fait l’objet d’une note préliminaire aux Comptes rendus de l’Académie des Sciences (1).

Mes travaux de mesures et de réductions étaient assez avancés en août 1939. Ils furent alors interrompus par suite de mon départ aux armées. Démobilisé et revenu à l’Observatoire en août 1940, j'ai pu à ce moment reprendre cette étude pour la terminer maintenant.

Nous avons certainement beaucoup à apprendre du phénomène des novæ, Car nous assistons peut-être là à l’évolution normale, tout au moins

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partielle, d’une étoile, considérablement accélérée et ramenée, en somme, à notre échelle de temps. Nous en suivons, en effet, la plupart des phases en quelques années.

La première de ces phases est identique pour toutes : une étoile télescopique, en général légèrement variable, a son éclat multiplié par un facteur de l’ordre de 50 000 à 100000 en quelques jours, voire en quelques heures, sans que nous connaissions exactement la cause de cette brusque discontinuité dans son histoire. Diverses hypothèses ont été suggérées tout d’abord celle de la collision qui a contre elle la très faible probabilité d’un tel événement, en disproportion avec la fréquence des novæ, puis, celle de Seeliger qui suppose l’arrivée rapide de l'étoile dans un nuage de matière ténue existant auparavant, et enfin celle de Milne qui voit dans le phénomène une rupture d’équilibre dont 1l faut chercher le mécanisme dans l’intérieur de l’étoile elle-même. |

Quand ce problème sera élucidé, 1l jettera certainement un grand jour sur notre connaissance de la constitution interne des étoiles ordinaires d’une part et sur la nature des étoiles à spectre anormal, qui s’apparentent aux novæ, d’autre part. Quelques astres, variables ou non, semblent en effet s’être arrêtés à l’un des stades traversés successivement par une nova. C’est le cas des étoiles B à raies d'émission comme y Cassiopeiæ, des étoiles du genre P Cygni, des étoiles de Wolf-Rayet et des noyaux de nébuleuses planétaires. C’est aussi celui de la mystérieuse variable ñ Carinæ.

De plus, on peut espérer avoir du même coup quelque explication sur le phénomène non moins obscur des novæ dites récurrentes, eomme RS Ophiuchi et T Pyxidis qui, à des intervalles irréguliers, manifestent le processus habituellement rencontré dans l’évolution des novæ.

Quoi qu'il en soit du mécanisme qui déclenche le phénomène, on est semble-t-1l d'accord, à l’heure actuelle, pour y voir une véritable explosion des couches externes de l’étoile qui entrent en expansion, tandis que des enveloppes plus ou moins sphériques sont littéralement soufllées par la pression de radiation. Cette interprétation, à laquelle il semble logique de se rallier, explique bien le déplacement vers le violet, des raies. d'absorption ainsi que la grande largeur des bandes d'émission. Nous verrons d’ailleurs que l’éjection de matière, dans la plupart des cas, ne paraît pas se produire symétriquement autour de l’astre central ainsi que le suppose le schéma envisagé.

Ce sont ces considérations générales, jointes à la comparaison de mes propres observations à celles qui ont été obtenues ailleurs, qui m'ont conduit à l'élaboration d’une synthèse de nos connaissances relatives

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à cette catégorie d'étoiles. Tout d’abord la deuxième partie de ce Mémoire comporte une analyse des faits reconnus jusqu’à maintenant et qui m'ont paru les mieux établis. Je me suis adressé, pour cela, aux novæ les mieux étudiées au point de vue spectroscopique, c’est-à-dire : Nova Perset 1901, Nova Geminorum 1912, Nova Aquilæ 1918, Nova Cygni 1920, Nova Pictoris 1925, Nova Herculis 1934 et Nova Lacertæ 1036.

Disons tout de suite que si elles montrent entre elles de notables différences et représentent certainement deux ou peut-être plusieurs classes de novæ, 1l serait vain de penser cependant qu’elles ont manifesté toute la série des phénomènes dont de telles étoiles peuvent être le siège.

Il a été fait, à leur sujet, une foule d'observations dont la bibliographie complète comporterait un volume entier. C’est pourquoi je ne pouvais songer à donner toutes les références. Mon travail en indique déjà plus de 300. Elles sont disséminées, la plupart du temps, dans un grand nombre de périodiques, quelquefois sous forme de courtes notes, mais aussi dans d'importants travaux comme ceux de Spencer Jones sur Nova Pictoris, de F.J.M. Stratton sur Nova Geminorum, contenant, ce qui est particulièrement précieux, les listes de raies trouvées sur tous les clichés mesurés, classés par ordre chronologique pour une même nova.

À ce sujet, 1l est à déplorer qu’un grand nombre de spectres obtenus dans divers établissements, n’aient pu être dépouillés, sans doute faute de temps ou de personnel. Signalons toutefois que, dans le but de remédier à cet inconvémient, des tentatives ont été faites pour mettre à la dispcsition des chercheurs, à défaut de listes complètes de raies, des séries de reproductions de spectrogrammes pris dans un grand nombre d’observatoires. C’est ce qu’a fait Stratton (1), en publiant récemment un atlas des spectres de Nova Herculis, dans lequel figurent certains de mes propres spectres. Les circonstances présentes m’ont malheureusement empêché de me procurer cet atlas.

La deuxième partie de mon travail donne donc un résumé détaillé comprenant beaucoup d’observations pour chacune de ces sept novæ. Elles concernent les magnitudes visuelles et photographiques, les indices de couleur et incidemment les températures, les principaux caractères de l’évolution spectrale, les vitesses déduites du déplacement des absorptions, la structure des bandes d'émission, le dédoublement de l'étoile lors de la phase nébulaire quand il s’est effectivement produit ainsi que les diverses déterminations de la distance.

(1) F.J. M. Srrarron et W. H. Manninc, Atlas of spectra of Nova Herculis (Cambridge University Press, Cambridge, 1939).

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Pour Nova Lacertæ 1036, une des dernières venues parmi les novæ brillantes, je n’ai pas trouvé, comme pour les autres, de magnitudes moyennes journalières publiées en même temps que la courbe de lumière correspondante. [1 m’a donc fallu les calculer à partir de plusieurs milliers d'observations comme je l'explique plus loin.

Il m’a paru ensuite utile de dire au moins quelques mots des supernovæ dans un chapitre très court. L’étude de ces étoiles dont la parenté avec les novæ n’est pas douteuse, malgré certaines particularités, est encore à ses débuts. Elle promet d’être fructueuse et elle aura, nous le pensons, une grande importance dans la résolution des problèmes posés par les novæ elles-mêmes.

Les huit chapitres de la seconde partie contiennent outre ces observations, les premiers éléments de la discussion réservée à la dernière partie qui traite donc tout spécialement de l’étude comparative des novæ que je viens d’énumérer, auxquelles j’ai adjoint les supernovæ prises en général.

J’ai d’ailleurs cherché à mettre surtout en valeur ce que l’observation apporte de faits incontestés, sans insister autrement sur les recherches théoriques, qui sont certes de la plus grande importance, mais pour lesquelles de tels faits sont indispensables.

Beaucoup de phénomènes auxquels nous assistons dans l’explosion d’une étoile temporaire restent encore mystérieux. J'espère cependant que le présent travail apportera une contribution à leur connaissance.