DEP PASS UP. 36 10923) D

CEMN 19 gr n206:

). Elle

comporte 596 magnitudes mesurées sur des clichés pris à Harvard, Ottawa

la plus complète et la plus homogène est due à H. Shapley

et Zô-Sé. L'auteur en a déduit des indices de couleur par comparaison avec la courbe de lumière visuelle de Campbell. Sont aussi à citer les indices obtenus par Guthnick et Hageler (?), de Berlin-Babelsberg.

La courbe photographique montre des oscillations, à caractère périodique, analogues à celles de la courbe visuelle. L'indice de couleur est resté négatif avec une valeur moyenne de -— 0,3, pendant les cinq premiers mois du déclin. L'étoile est ensuite devenue graduellement plus rouge et, en novembre 1918, l’indice de couleur devenait positif. Tels sont les résultats

généraux de l’étude de Shapley.

7. Avec ses valeurs, J'ai essayé de mettre en évidence des variations possibles de l’indice accompagnant les fluctuations de léclat global pendant la phase oscillatoire. Il paraît difficile de conclure. Si l’on prend, en effet, les indices à moins de deux Jours des maxima, d’une part, et des minima, d'autre part, on obtient, pour le premier ensemble, une valeur

moyenne de — 0,26 et pour le second, de oM,19. Ces deux valeurs sont donc très voisines. C’est encore ce que J'ai trouvé avec les longueurs d’onde effectives de Cambridge (3). La valeur moyenne aux maxima des 3, 15,27 Juillet et 8 août est de À 4311, et celle qui correspond aux minima des 28 juin, 12 Juillet et 15 août,. 2 4325.

Ces résultats n’ont rien qui puisse étonner, si l’on songe que les bandes brillantes se trouvant dans le rouge et dans le violet subissent individuellement des variations d’intensité plus ou moins importantes pendant la phase oscillatoire. Elles influencent différemment et d’une façon imprévisible, les magnitudes visuelles et les magnitudes photographiques, de sorte que les variations de l'indice de couleur peuvent ne rien donner de définitif en ce qui concerne la couleur réelle de l’étoile, soit au moment des maxima, soit au moment des minima. Je ferai remarquer pourtant que certains auteurs d’estimations visuelles ont noté la nova plus blanche aux maxima et plus rouge aux minima ({).

8. Spectre avant l'explosion. — C’est la seule nova dont on connaisse avec certitude le spectre avant l’explosion, ainsi qu'il résulte de examen

MAN 210, 1920,:p. 349.

RÉ MESrRArToN, Hider Astr., VI, 1928, p. 270.

des spectrogrammes d’'Harvard, par Miss Cannon (1). Le spectre de l'étoile qui devait devenir Nova Aquilæ, en 1918, existait plus ou moins bon sur une vingtaine de clichés. Le meilleur, obtenu le 127 juillet 1889, montrait une répartition de la lumière permettant de placer l'étoile très vraisemblablément dans la classe A.

9. Spectre après la découverte, au maximum et pendant le premier déclin. — Le premier spectre, obtenu peu de temps après la découverte, ne montre pas d'émissions bien sensibles, mais, sur un fond continu très intense, des raies d'absorption larges, appartenant à l’hydrogène et aux métaux ionisés. E. Hertzsprung (?) a mis à profit cette absence d'émission pour déduire, comme dans une étoile ordinaire, la température effective à partir de la répartition de l'énergie dans le fond continu. Il a trouvé une température de 73000 pour le 8 juin. A. B. Wyse (Ÿ) estime ce premier spectre de classe Ap et remarque que, dans les 48 heures qui suivirent, il se transforma en un spectre de supergéante, du type « Cygni.

À ce moment, les émissions étaient bien développées. Il résulte d’ailleurs de l’examen des plaques prises à l'Observatoire du Cap, que la première montrant les émissions avec certitude se place 0,6 jour après le maximum. Apparaissent en émission notamment l’hydrogène et le fer 1onisé, ce dernier surtout avec les raies 4924 et 5018. Les émissions D, et D, du sodium sont visibles, sur un cliché du Mont-Wilson, à 0,9 jour du maximum. Les émissions métalliques atteignirent leur maximum d'intensité vers le milieu de juin et faiblirent ensuite graduellement. Les émissions du sodium disparurent à la fin de juin, tandis que celles du fer ionisé persistèrent probablement jusqu’au début du mois d’août 1918.

Les absorptions étaient fortement déplacées, leur vitesse étant de — 1400 km/s le 9 juin. Elles constituent le système [ de Wyse, comprenant les raies de H, Call, Fe II, Till, etc. Les intensités de Fe Il 4924 et 5018 sont très grandes puisqu'elles étaient intermédiaires, le 14 juin, entre H, et H;. Ce système faiblit à parür du.14 juin, mais il a pu être suivi, d’une façon plus ou moins continue, jusqu’au 13 août 1918. Au delà du 50 juin, 1l apparut très souvent dédoublé (composantes I, et I, de Wyse).

Le lendemain du maximum, le 10 juin, une absorption très intense apparut, l’absorptuon If. Elle était plus déplacée que l’absorption I, sa vitesse étant de — 2200 km/s environ au moment de son apparition.

A3 01, 19201 p. 1709, AN 207, 1or8, pi 7 Publ. Lick, 14, part. LI, 1939.

ec DM

Elle comprenait surtout les raies de H, Ca IT et Fe IT. Elle atteignait son maximum dès le 11 juin et disparaissait le 16 juin après avoir fabli sans arrêt.

Enfin, quelques jours après le maximum de l'étoile, un troisième système apparut (absorption III). Il comprenait, outre les raies de l’hydrogène, celles d’un spectre du type B où sont bien représentés : He [, O IT, N IT et N'IIL. Sa vitesse, qui était de — 2700 km/s le 15 juin, croissait très rapidement, mais avec de fortes fluctuations. Il prédomina après la disparition de l’absorption IT et l’affaiblissement de l'absorption [ Après quelques disparitions et réapparitions successives, il s’évanouit définitivement au début du mois d’août 1918.

10. Largeur des émissions. — Les émissions de Nova Aquilæ, à l'encontre des émissions de Nova Püicioris 1925 et de Nova Herculis 1934, furent toujours très larges. C’est ainsi que la largeur des raies de l’hydrogène est restée pratiquement constante pendant au moins cinq mois, avec une valeur moyenne de 55 À pour H:, d’après A. L. Cortie (1). Elle augmente proportionnellement à À comme l’exige la loi de Doppler-Fizeau. Le 15 juin, les largeurs de Hg et H. sont respectivement 59 et 40 À (2). Nous allons voir que les émissions de cette nova ont présenté une structure complexe,

avec une partie centrale plus brillante, susceptible de se dédoubler en deux maxima.

11. Évolution spectrale pendant la phase oscillatoire, apparition du spectre nébulaire. — Au cours de la phase oscillatoire, c’est-à-dire du 24 juin au 7 septembre 1918, le spectre a subi des transformations périodiques qui se manmfestèrent à la fois dans les émissions et dans les divers systèmes d'absorption. |

L’absorption TI, faible comme nous l’avons dit plus haut depuis le 14 juin, disparaît complètement au voisinage des minima de la courbe de lumière, notamment les 28 juin, 12, 22 juillet et 4 août, pour reparaître près des maxima, le maximum d'intensité coïncidant avec le maximum de lumière. Les composantes [, et [, ont suivi une loi analogue. [;, qui était plus faible que [,, disparaissait la première, à l’approche d’un minimum (Wyse). L’absorption IT, comme l'absorption I, était absente aux minima, présente aux maxima et affaiblie, également comme elle, à chaque réapparition.

MEN TO NTOTS, p: 000: BAMEEN. 19 roro pdt.