CHAPITRE V

NOVA PICTORIS 1925.

1. Éclat avant la découverte. -— Nova Pictoris fut découverte par R. Watson, le 25 mai 1925, à Beaufort-West, dans la province du Cap. Elle était de 2€ grandeur environ.

Les clichés de la station d’Arequipa montrent cette nova, depuis 1894, comme une étoile de magnitude photographique 12,75. Il est impossible de s’apercevoir de variations bien nettes dans son éclat avant le 13 avril 1925, c’est-à-dire six semaines avant la découverte, date à laquelle on la retrouve sur une plaque, parvenue brusquement à la 3° grandeur. Elle ne fut pas remarquée à ce moment et la découverte n’eut lieu qu’au matin du 25 mai. D’après Shapley (1), le cliché d’Aréquipa qui précède celui du 13 avril 1925 est du 18 février 1925 et permet d’aflirmer qu’à cette époque l'étoile était inférieure à la 12€ grandeur.

On ignore ce qui a pu arriver d’une part entre le 18 février et le 13 avril, d’autre part entre le 13 avril et le 25 mai. On sait seulement que quatre Jours avant la découverte, W. Reid cherchait visuellement des comètes dans la région où est apparue la nova et ne remarqua rien d’anormal. Cet observateur entraîné pense qu'il n'aurait pas été sans apercevoir un nouvel objet plus brillant que la 6€ grandeur. L'histoire de Nova Pictoris commence donc par une énigme embarrassante. On n’est pas sûr que les maxima enregistrés par la suite n’aient pas été précédés de maxima passés inaperçus. En admettant l'observation négative de Reid, l'étoile avait en effet faibli entre le 13 avril et le 21 mai, après avoir été de 3€ grandeur.

Pourtant on peut remarquer, comme l’a fait S. Jones (?), que le spectre obtenu quelques heures après la découverte, le 25 mai, avait bien les caractères d’un spectre précédant le maximum. De plus, ce spectre ne manifesta que peu de changement entre le 25 mai et le 4 juin, contrairement à ce qui aurait dû se produire dans le cas de variations rapides dans l'éclat, avant le 25 mai.

()H. B:, n°8 823 et 826.

(110.409 7086 box.

OR

2. Courbe de lumière. — Des courbes de lumière visuelles ont été publiées par L. Campbell (1) et par Fr. Pingsdorf (?). Celle de Campbell, reproduite sur la figure 20, va jusqu’au 18 février 1926, et celle de Pingsdort jusqu’au 17 mai de la même année.

R. Watson a estimé la magnitude, le 25 mai, à 2,5. L'étoile est restée sensiblement stationnaire pendant quelques jours et, le 31 mai, commençait la montée plutôt lente vers le maximum considéré comme maximum principal. Il était atteint dans la nuit du 7 au 8 juin, avec la grandeur 1,15 (4 observations), 15 jours après la découverte.

at a T T T 1 Juin 10 50 4 Juil. 10 20 1 Août 10 20 1 Sept, 10 20 1 Oct. 10 20 1 Nov. 10 20

MOVA PICTORIS 1926

Fig. 20. — Courbe de lumière de Nova Pictoris 1925.

La nova se maintenait à ce maximum jusqu’au 11 juin pour décroître ensuite avec des fluctuations dont l’une donnait un faible minimum le 32 juin, avec la grandeur 3,09. Le premier minimum important se produisit le 3o juin avec la magnitude 3,56. Ce fut un minimum plat qui dura environ une semaine.

La courbe remonta alors, avec des fluctuations toujours importantes, jusqu’au maximum secondaire du 28 juillet, à peine plus faible que le maximum principal (m — 1,65). Ce maximum fut immédiatement suivi d’une chute rapide conduisant à un deuxième minimum important qui se place au 4 août, avec la magnitude 3,32. Un troisième maximum, légèrement plus faible que les deux premiers,“eut lieu encore le 10 août, avec une magnitude de 1,86. Comme le maximum précédent, il fut aigu et suivi d’un déclin rapide amenant l'étoile le 13 août à la grandeur 2,72.

À partir de ce moment, la nova faiblit lentement mais avec des fluctuations atteignant une demi-magnitude. Leur aspect est assez irrégulier

() H. B., n°8 835 et 874, 1930.

COL AN 2228 "1920, p.37.

ne

maluré une période présumée de 8 jours, rapportée par Stratton (1), s’étendant, au bout de deux mois, à une durée de 13 jours. La pente de ce déclin est très faible. À la fin d’octobre 1925, la magnitude ‘était 4,2 et, à la fin de décembre, 4,7 environ. En 1926, étoile était de grandeur 5,0 et continuait à baisser constamment et toujours très lentement pour atteindre la grandeur 8,5, en 1930, cinq ans après l’explosion. D'après Campbell (2, elle n'avait pas encore rejoint sa magnitude primitive au début de 1940 puisqu'elle était de grandeur 9,8 et continuait à fablir.

Le tableau suivant donne les maxima et minima les plus marquants.

Date. Maxima. Minima.

LOS NET TIR ee ce LUE 30 juin-6 juillet ....... 3,56 DIE Re dé ccutasc 1,09 GOT AOÛT. 0e eur 3592 LOHAOU LEE RAT 1,90

Une telle courbe fait de Nova Pictoris une nova très lente. Elle est caractérisée par une montée progressive vers le maximum principal, par la présence de maxima secondaires à peine plus faibles et enfin par l’extrême lenteur du déclin général, puisque quinze ans après l’explosion l’éclat surpassait encore de trois magnitudes celui de la nova avant sa

découverte.

Évolution spectrale avant le maximum. — La description la plus complète de l’évolution spectrale est certainement celle de Spencer Jones (°) basée sur les observations du Cap et de Johannesburg.

Les premiers spectres ont été pris le 25 mai, ils comprennent un fond continu très intense traversé de fortes absorptions dues à l'hydrogène et aux métaux 1onisés : Fe IT, T1 Il, Sc Il, Cr Il, etc., dont la plupart sont bordées, sur le côté rouge, d'émissions relativement étroites. H, est très intense ainsi que les deux raies du fer ionisé : 4924 et 5018. Le déplacement des absorptions est faible pour une nova. Il ne correspond qu’à une vitesse de — 70 km/s et reste sensiblement constant pendant la montée vers le maximum. À ce stade, le spectre ne subit aucun changement notable et garde les caractères de celui d’une supergéante. P. Davidovich (f) lui trouve une ressemblance frappante avec celui de t, Scorpit, supergéante du type F;, et remarque la finesse des raies de l'hydrogène, extraordinaire pour une nova.

RES IT “4 Astr., VI, 1928, p. 266.

(a) CORRE ES "100 D: 20 (Ua ‘a

nn. Cap., X, part. 9, 1931.

4 Spectre au moment du maximum et pendant le déclin — Du 8 au 10 Juin, pendant le maximum, survient une courte transition où les raies d'absorption s’élargissent vers le violet pour donner finalement un système plus déplacé, à — 300 km/s, comportant un plus grand nombre de raies. Quelques composantes de la première absorption subsistent cependant, mais leur vitesse a subi une légère augmentation.

En même temps, le spectre d'émission se développe. À ses débuts, d’après S. Jones, la largeur des bandes n’était pas strictement proportionnelle à la longueur d’onde comme l'aurait exigé l'effet Doppler, mais trop grande dans la partie rouge. Ce phénomène, analogue à celui trouvé par Wright pour Nova Geminorum, a été, comme pour cette étoile, de très faible durée,

Pendant le déclin, de juin 1925 à mars 1926, le déplacement moyen des centres des bandes à été de 12 km/s vers le rouge, par rapport à la position normale. Ces bandes sont restées relativement étroites, comme elles l’étaient avant le maximum d’éclat, avec une largeur de 12 À environ pour H.. Pendant toute la durée des observations, elles ont montré une répartition d'intensité uniforme, à part quelques-unes d’entre elles présentant de faibles maxima sur leur bord.

Quelques jours après le maximum, un troisième spectre d’absorption fait son apparition. Îl est constitué par des raies larges et diffuses de l'hydrogène, animées d’une vitesse supérieure à — 1000 km/s. C’est l'absorption IV de S. Jones, qui durera jusqu’au minimum de la fin de juin. Vers le 20 Juin, le fond continu commence à faiblir et les émissions paraissent renforcées. Les émissions de l’hélium, apparues précédemment avec quelques absorptions d’atomes neutres, augmentent d'intensité à ce moment. Elles ne tardent pas à faiblir au voisinage du minimum du 29 juin et sont à peine visibles le 11 juillet (S. Jones).

Durant le minimum important qui s'étend du 30 juin au 6 juillet, le spectre d’absorption principal, voisin de — 300 km/s, se transforme et acquiert des raies encore plus fines. Pendant la montée vers le maximum du 28 Juillet, Le fond continu reprend une certaine intensité.

Au cours de la période qui suit les maxima secondaires, c’est-à-dire pendant le mois d'août, le spectre d'absorption dévient très complexe, en particulier pour l'hydrogène.

Le 29 août, par exemple, les observations du Cap donnent en plus du spectre principal déplacé de — 323 km/s, deux composantes de plus grandes vitesses; — 732 et — 993 km/s et deux autres moins déplacées, à — 459 et — 616 km}/s. Ces diverses composantes subissent des changements rapides. Elles varient à la fois de vitesse, de largeur et d'intensité.

À ce point de l’évolution spectrale, les absorptions et le fond continu

faiblissent d’une manière continuelle et le spectre se transforme peu à peu en un spectre d'émission pure. À parür de novembre, il ne reste plus que le spectre d'absorption principal, très affaibli, et le spectre le plus déplacé, à — 1200 km/s, formé de raies de l’hydrogène et de l’hélium, celles de ce dernier élément gagnant en importance par rapport aux premières. Le déplacement de ce dernier système augmente Jusqu'à sa disparition, à la fin de janvier 1926, la vitesse atteignant — 1600 km}s.

5. Phase n Carinæ. —— A partir d'octobre 1925, le spectre d'émission, qui comprenait déjà les raies de l’hydrogène et du fer ionisé, s’enrichit de nouvelles raies qui ont été identifiées avec les raies interdites de ce dernier élément et qu’on peut retrouver dans le spectre particulier de l'étoile n Carinæ. On a donc donné le nom de stade Carinæ à cette phase de l’évolution spectrale, dont l’existence a été reconnue pour Nova Aurigæ 1891 (D. Gill) et Nova Herculis 1934.

Les observations relatives à Nova Pictoris ont été discutées par P. Davidovich (1) et J. Lunt (?). D’après le premier, la similitude avec n Carinæ atteint son maximum en décembre 1925. Elle consiste principalement dans l’origine commune des bandes brillantes, mais les largeurs et les intensités relatives sont différentes. Les raies de [Fe IT! signalées par ces auteurs : 4244, 4277, 4287, 4359, 4414, 4416, sont toutes très importantes à ce stade dans Nova Herculis où Mc Laughlin leur assigne une intensité voisine de 10, quand H, a l'intensité 30 et H3 l’intensité 15. Comme pour Nova Herculis, les raies pernuses de Fe IT faiblirent avant les raies interdites.

6. Spectre nébulaire. — Le premier indice de spectre nébulaire se manifeste en Janvier 1926, sept mois et demi après le maximum, avec l'apparition de la raie 4363, entre le 18 et le 22 janvier, et de [N III] 3869, entre le 18 et le 20 janvier. Une faible raie des nébuleuses planétaires, à 4658, avait été pourtant signalée un mois auparavant, entre le 18 et le 21 décembre 1925. Edlen l’a récemment identifiée avec une raie interdite de Fe TIT. Quant aux raies nébulaires typiques, N, et No, qui, d’après S. Jones, n’ont jamais été des raies prédominantes dans le spectre de Nova Pictoris, elles n'apparaissent qu'entre le 2 et le 10 février 1926. La raie de O TT, 3759 apparaît entre le 10 février et le 20 mars et le spectre nébulaire n’est bien développé qu’au début de mars.

Les émissions de l’hélium neutre à 4026, 4472, 4713, 5876, 6677, qui

figurent parmi les raies faibles ou moyennes des nébuleuses planétaires

[voir la liste de H. D. Curtiss (1)| sont présentes en décembre 1925 et Janvier 1926, les deux premières devenant importantes en mars.

La bande complexe à 4640 n’apparaît que le 15 mars. L'arrivée de He IT 4686 s’est produite d’une manière très brusque : elle était invisible le 13, tandis que le 15 mars elle était devenue, d’après Wright (?) et Davidovich (), l'émission la plus intense de tout le spectre. À lencontre de la plupart des autres novæ, ces deux raies ne sont apparues qu'après les premières raies nébulaires.

Les observations de l'étoile affaiblie ont été poursuivies au Cap et à Johannesburg avec une dispersion plus petite et des prisimes-objectifs en 1928, au début de 1929 et de 1931. Réunies par $S. Jones, elles conduisent aux résultats suivants : En 1928, le spectre s’approchat du type Wolf- Ravyet, avec un faible fond continu et des émissions intenses. Celles de l’hélium neutre ont considérablement faibli et 4686 est au contraire très forte. [N IT] 5755, présente en 1926, a disparu tandis qu’une émission voisine, à 0723, aperçue seulement le 7 septembre 1926, est devenue intense. Edlen l’a identifiée avec une raie interdite de Fe VII En octobre 1928, existe une très forte raie à 6087, surpassant les raies de l'hydrogène et égalant presque la raie 4686. Elle était déjà présente en avril 1928, mais incomparablement plus faible.

Dans les dernières phases étudiées, en 1931-1932, six ans après explosion, les raies N, et N, s'étaient évanouies. Le spectre montrait des émissions principalement dans la région de longueur d’onde supérieure à 4800. Elles sont au nombre de 15. B. Edlen (4) vient d’en proposer l'identification avec des raies interdites de Fe VI, Fe VIT et Ca V.

7. Vaitesses des raies d'absorption. — La principale source de vitesses pour les raies d’absorption est l’important travail de Spencer Jones. Il fournit les vitesses, jusqu’en mars 1926, avec le spectrographe à quatre prismes de l'Observatoire du Cap. Je suivrai ses notations pour désigner les différents systèmes d’absorption.

Au moment de la découverte, 1l n'existait, comme il a été dit plus haut, qu’un de ces systèmes faiblement déplacé, puis le spectre s’est compliqué à partir du premier déclin. S. Jones a dénombré huit séries d’absorptions, mais quelques-unes paraissent des survivances d’autres systèmes ayant existé auparavant, de sorte que, pour simplifier, je les ai groupées comme

(1) H. der Astr., VII, 1936, p. 548.

CPE S NP. 081020. 293.

ENEBn01089)

(#) Act. Scient. et Ind., n° 895, p. 64, Hermann, 1941.

telles, mais il ne faut pas oublier, toutefois, qu'entre la fin de juillet et celle de septembre 1925, le spectre s’est révélé vraiment très complexe.

8. Absorptions I et III. -— L’absorption [ est le système de type cFs du début, dont S. Jones souligne la ressemblance avec le spectre de ce Aurigæ. Sa vitesse est faible et sensiblement constante, de l’ordre de — 70 km/s. On a pu la suivre Jusqu'au 5 Juin. Après une très courte transition, pendant laquelle les raies deviennent diffuses et se dédoublent plus ou moins, apparaît, le 9 juin, l'absorption désignée par ITT qui semble bien prolonger l'absorption [, mais avec une vitesse légèrement supérieure.

Les raies de l'hydrogène ont une vitesse moindre que celle des autres

raies. La moyenne de l’ensemble se maintient au voisinage de — 100 kms. Ce système, plutôt faible à l'exception des raies de lhydrogène et du calcium ionisé, disparut le 18 juillet 1925 au moment où l'éclat de l’étoile augmentait vers le premier maximum secondaire. La période de tran-

sition entre [ et [TI a coïncidé avec le maximum principal de la nova.

9. Absorptions Il et V.— Elles constituent le spectre principal après le maximum. On les suit sans interruption, jusqu’en mars 1926, au moment où disparaissent les raies d’absorption.

L’absorption IT débuta le 9 juin, déplacée de — 285 km/s. Sa vitesse commença par croître de 30 km/s pendant la première semaine et eile se maintient ensuite constante autour de — 320 km/s. Elle est plus riche que l'absorption [ en raies d’atomes neutres et de basse température. À la fin de juin, elle faiblit et ses raies deviennent très diffuses quand brusquement apparaissent, au début de juillet, des raies de l'hydrogène et du calcium 1onisé très fines et intenses, mais animées de la même vitesse. Il s'agissait de l’absorption V.

Cette transformation coïncide avec le minimum plat qui dure du 30 juin au 7 juillet. Les deux systèmes ici considérés ayant la même vitesse, il semble possible de considérer Pabsorption V comme due à la même enveloppe que l'absorption IT. Cette enveloppe aurait, à la fin de juin, subi des transformations physiques ayant complètement changé le caractère des raies.

La vitesse est restée ensuite constante jusqu’au 3 septembre, date à laquelle paraît s’amorcer une accélération faible, mais qui devient rapidement très importante entre le 8 et le ro septembre. Le 15 septembre la vitesse était passée de — 325 à — 395 km/s. Sur la courbe de lumière, aucun accident remarquable ne correspond à cette brusque accélération.

La vitesse se maintint aux environs de -— 4oo km/s d'octobre 1925 à

janvier 1926. Elle augmente ensuite très lentement jusqu’à la fin des observations. Le 12 mars elle était de — 440 kms.

Lunt a proposé d'admettre que le système IT-V intéressait une couche en expansion, de moins en moins dense et déjà suflisamment éloignée de l'enveloppe centrale pour que la vitesse conserve une valeur presque

constante. La faible densité expliquerait la finesse des raies.

10. Absorption IV. — Elle consiste en quelques raies de lhydrogène et du fer 1onisé larges et diffuses. Elle ‘est très intense vers le 20 juin, mais elle s’affablit et disparaît dès le 25 Juin. Sa vitesse était élevée, de l’ordre de -— 1100 km/s et fortement variable, puisqu'elle oscilla entre — 988 et — 1227 kms.

Ce système, qui eut une existence éphémère, ne peut se rattacher à aucune autre absorptuon. [l dure pendant le premier déclin, du maximum

principal au premier minimum important de la fin de juin.

11. Autres systèmes d'absorption. — $S. Jones a distingué encore plusieurs absorptions qu'il numérote IV,, VI et VIT.

L’absorption IV, comprenait des composantes pour les raies de l’hydrogène. On la suit du 3 au 18 juillet, sa vitesse restant voisine de — 635 kms.

L’absorption VI eut de nombreuses composantes dont deux plus importantes par leur durée, qui débutent toutes les deux le 31 juillet. L'une d'elles part de — 659 km/s. Je pense qu’on pourrait la considérer comme une suite de IV,. L'autre, qui comprend surtout des raies de l'hydrogène, présente le maximum de déplacement parmi les composantes de l’absorption VI. Elle commence à — 920 km/s et croît jusqu’à la fin de septembre, où elle est voisine de -— 1100 km/s. Je pense également qu'il est possible de rattacher à cette composante de VI, l'absorption VIT qui débute un mois après, avec une. vitesse de — 1157 km/s. Des mesures intermédiaires donnent, au milieu d'octobre, des vitesses de — 935 et — 1095 kms.

Notons toutefois que l'absorption VIT comprend en plus de hydrogène et avec la même vitesse, un fort spectre de lhélium neutre, qui n'existait pas dans l'absorption VI. De même, l’absorption IV, ne contient pas certaines raies métalliques, comme la raie Fe IT 4233, qui sont très importantes dans lPabsorption VI.

Ces différences étant signalées, nous aurions deux systèmes d'absorption : le premier, constitué par IV, et sa survivance, s’étendrait du 3 juillet au 17 octobre, de — 637 à — 810 km}/s, et l’autre, formé de la composante la plus déplacée de l'absorption VI et de sa suite, absorption VIT, irait du 31 juillet 1925 au 30 Janvier 1926, de -— 920 à -— 1611 kms.

12. Principaux systèmes et tableau des vitesses. — Le tableau XXVI donne les vitesses classées, d’après ce qui précède, suivant les cinq systèmes

suivants :

19 absorptions I et ITT;

29 absorptions [IT et V;

30 absorption IV;

4° absorption IV, et une composante de labsorption VI;

50 composante la plus déplacée de l'absorption VI et absorption VIT.

1 Juin 1 Juil, 1 Août 1 Sept. 1 Oct. 1 Nov. 1 Déc.1925 1 Janv. 1 Fév. 1 Mars 1926

Fig. 21. — Nova Pictoris 1925. Vitesses des absorptions.

L'absorption VII comprend les raies de l'hydrogène avec émissions correspondantes et des raies de l’hélium, mais sans émissions. Elle est