LA BANDE N, EN AOÛT

FENTE A 22-202», FENTE A 112-292, MAXIMA. 1e © ——— rem REMARQUES.

Bord Nord. | Bord Sud. D. Bord Est. | Bord Ouest. D. km/s "t " " " " n

ES SPP ORURE 9 0,68 0,34 1,02 0,64 0,69 JÉARS e) Max. 9 bo er 3 0,32 0,00 0,32 0,19 0,40 0,59 —1296....... 3 0,40 0,42 0,82 0,26 0,24 0,90

SA EU o,14 | o,71 |o0,85 | -o,44 0,64 | 1,08

ne DD ect ) 0,40 1,24 1,064 1,00 1,00 > ,00

D QPE A 10 0,88 1,26 >, 44 1,48 1,40 2,88 Max. Î TD Mit ÿ 1,24 T2 06 > ,49 1,96 1,19 30

SO NE 10 1,46 0,80 ADO 1,96 1,90 3,06 Max. ?

TOP. en 3 0,96 O1 0,77 0,20 0,08 0,28

EE TALO Se ours l 0,04 0,44 0,48

RDOOS cLe 2 —0, 14 0,64 0,90

Le tableau XXIIT donne, à titre d'exemple, d'après Wyse, pour août 1919 et pour la bande importante N, (5007), les distances exprimées

nn

en kilomètres par seconde des maxima d'intensité à la position normale de la raie, ainsi que les distances du bord au centre du spectre, comptées en secondes d’are, perpendiculairement à la dispersion, c’est-à-dire parallèlement à la fente. TI désigne les intensités estimées de 1 à 10 et D les diamètres, sommes des nombres qui figurent dans les deux colonnes précédentes.

Les nombres de ce tableau, quand la fente est dans la position 22-2020, permettent de retrouver la forme en S. Comme l'indique la dernière colonne, on retrouve aussi, à cette époque, les maxima numérotés 1, 2 et 3 par Pearson. Les maxima 1 et 2 étaient déjà présents le 14 Juin 1918 et le maximum 3 existait même le Jour précédent. D’autres maxima moins importants signalés aussi par le même observateur en 1918 figurent encore parmi ceux de ce tableau.

Les mesures identiques, effectuées un an plus tard, en 1920, montrent une extension de la nébuleuse surtout aux extrémités de la raie. C’est ainsi que le diamètre correspondant au maximum 3, qui est de 1”,33 en 1919, quand la fente est dans la position Est-Ouest, passe à 27,97 en 1920. La figure 17, d’après Pearson, représente de forts agrandissements de la région N,N, sur des spectres de l'Observatoire Lick obtenus en 1920.

Aucune hypothèse simple utilisant une expansion ou une rotation ne peut entièrement expliquer la forme particulière des bandes d’émission, trouvée pour Nova Aqguilæ. Si l’on se reporte, par exemple, au schéma de la figure 16, la considération des parties a et b de la bande, provenant des bords de la nébuleuse, fournit une rotation dans un certain sens, tandis que les parties extrêmes c et d, qui proviennent du centre exigent une rotation en sens inverse.

Il est à remarquer que l’angle de position 22-2020 donnant le maximum de sinuosité se trouve être voisin de l’angle 40-2200, où Pease apercut, en septembre 1920, une barre brillante traversant la nébuleuse. Pearson a pensé à la possibilité d'identifier cette barre avec la partie de la nébu-, leuse qui provoque le maximum 3, le plus intense dans les émissions

En mai et en juin 1920, J. H. Moore (1) note assez peu de changement dans les bandes par rapport à l’année précédente, à part la largeur du spectre qui est plus grande et qui indique une extension de l’enveloppe nébulaire. Les parties centrales des émissions paraissent avoir fabli en comparaison des extrémités, mais les maxima sont restés à la même place.

Certaines émissions, comme He II 4686, particulières aux étoiles de

(®) P, 4: 852 P,, 32, r920, p. 232 et 33, 1921, p. 218.

re

Wolf-Rayet, sont directement superposées au fond continu qui provient de l'étoile centrale, ce qui semble indiquer nettement que la nébuleuse laisse un noyau du type Wolf-Rayet. Enfin le même auteur a signalé, en 1920 et en 1921, une zone d’affaiblissement qui s'étend le long de la partie centrale du spectre, séparant les émissions en deux parties par une bande sombre parallèle à la dispersion, et cela quelle que soit l’orientation

Nord Sud LS | * a ra Lo r— LE a O S& in Z == f ; Est Ouest

LS

Fig. 17. — Bandes N, et N, dans le spectre de Nova Aquilæ 1918. (Observatoire Lick.)

En haut, cliché du 27 mai 1920, angle de position 2020. En bas, cliché du 17 juin 1920, angle de position 1120.

de la fente du spectrographe. Cet affaiblissement est particulièrement bien visible pour les maxima 1 et 2 de Pearson. Il est peut-être dû, comme l’a suggéré Stratton, à l’existence réelle d’un espace sombre, séparant le noyau de l'enveloppe nébulaire qui s’en éloigne.

Certains maxima, en 1919 et encore mieux en 1920, paraissent montrer des signes de torsion que Pearson a propesé d'expliquer par un effet Doppler traduisant une rotation locale de la portion de nébuleuse qui

produit ces maxima. La vitesse de cette rotation reste d’ailleurs faible devant la vitesse d’expansion de l’ensemble.

Les dimensions de la nébuleuse, en lumière monochromatique, ont aussi été étudiées, comme on le fait habituellement, au moyen du prismeobjectif. Wright a trouvé de cette manière que les bandes N, et N, sont émises par tout le disque et donnent, à la fin de Juillet 1919, un diamètre voisin de 2”, tandis que l’autre bande de [O TITI] 4363, donnait comme Hs un diamètre plus petit, malgré l'identité des vitesses radiales d'expansion fournies par ces diverses bandes. Ce résultat s'explique difficilement. Il n’a pas été confirmé par des observations faites au Mont-Wilson (1) quelques années plus tard, en 1928 et en 1930. À cette époque, les disques nébulaires de N,, N, et Hy avaient les mêmes dimensions.

En 1926, aucune enveloppe n’était décelable visuellement. La nébulosité était donc très faible, et dans le spectre ne figuraient plus que de très légères traces des émissions nébulaires, d’après Aiïtken et Menzel (?. He IT 4686, par contre, était bien visible. C’est aussi ce que remarquent Hubble et Duncan ($) qui ont trouvé N, et N, extrêmement faibles, la plus grande partie de la lumière provenant de He IT 4686 qui est la bande la plus intense et des raies de hydrogène. Le spectre s’acheminait done, de plus en plus, vers le type Wolf-Rayet. Nous avons vu qu’à ce moment, la photographie permettait encore d’enregistrer, avec des poses suffisamment longues, la nébuleuse sur un diamètre d'environ 16” (tableau XXIT).

Les dernières observations ont été faites à Lick, par Wyse, en 1937. Le spectre provenait alors uniquement de l’étoile centrale, la nébuleuse ayant disparu. Sur le fond continu, qui n’est coupé d’aucune absorption, on note les émissions suivantes : 4686, H,, 4649, H; et Hs. Quelques autres émussions, dont 4640, semblent apparaître à la limite de visibilité. Wyse a proposé d'identifier la bande à 4649 avec le triplet C IIT 4647, 4650, 4651, qu’on retrouve dans le spectre des étoiles de Wolf-Rayet de la série du carbone. Cette émission était la plus large du spectre, les quatre autres ayant une largeur moyenne correspondant à une vitesse de 420 km}s.

On peut donc dire que les dernières observations de la Nova Aquilæ, effectuées près de vingt ans après l’explosion, conduisent, comme dans le cas de Nova Aurigæ 1891 et Nova Perser 1901, à un spectre qui s'apparente nettement à celui des étoiles de Wolf-Rayet ou des noyaux de nébuleuses planétaires.

(PA, 38,"1930, p: 598.

CPAS RP 08 "1026. pr 301.

PA p J:.66, 1927, p- 59: