TABLEAU XXVII

CoMPosanTES DE Nova Pictoris.

COMPOSANTES A ET B. COMPOSANTES A ET C. A —— — TT —— DATE. , OBSERVATEUR.

71, ne, Angle. [Distance | uw +Û% Angle. |Distance. | ru A. Be A. ce LAS 2 19282220 001170, 0 0,48 . . VAN DEN Bos.

TO. .20 Sue 0,47 243,7 ; Id.

HODOP OS 73,6 0,83 2201 0,66 J. VoÛTE.

DTDE pou 73,6 0,58 220, 4 0,70 Id.

Poe. DAC 0,8) DOI 0,76 Id.

19307104 > 76,6 0,79 DD, S 0,62 Id.

1081705: 70e 69,8 0,85 8,8=|11,3810 224,8 0,96 8,8 | 12,3 À FINSEN. TOR 75,0 1,12 CCR IEC SIT 1,02 9,0 | 12,7 À Van DEN Bos.

On voit que les angles de position ne révèlent pas de changement certain. Ils sont pratiquement les mêmes en 1929 et en 1931. Les distances angulaires croissent au contraire rapidement, au taux de 0”,2 par an.

Les observateurs ci-dessus ont vu les trois composantes entourées d’une nébulosité qui ne me semble pas avoir été mise en évidence par la photographie. Ainsi Van den Bos aperçoit en 1928, la nébuleuse qui s'étend nettement au delà des composantes B et C, mais en 1930, alors que B se trouvait encore à l’intérieur, C, composante la plus faible, était à l'extérieur ou tout au moins sur le bord. En fait, comme le rapporte Stratton (1, l'étoile, à cette époque, avait l’aspect d’une petite nébuleuse allongée dont-le plus grand diamètre mesurait 1”,5 environ dans la direction 70-2500.

OMS den ASir VII 1936, p. 68r.

14. Distance. — Diverses méthodes ont été utilisées pour déterminer la distance. Celle de l'intensité des raies interstellaires n’a rien donné, ces raies étant restées faibles dans le spectre de cette nova. La méthode spectroscopique, employée par Davidovich, ne paraît pas s'appliquer. Elle fournit une parallaxe de 0”,006, certainement bien trop grande. K. Lundmark (1) a établi une parallaxe spectrale r — 0”,0008.

Une autre parallaxe, due à S. Jones, diffère assez peu de celle que Je donne plus loin. Il a procédé, pour l'obtenir, à des estimations numériques du rayon de l'étoile en expansion, entre l’époque de la découverte et celle du maximum d’éclat. Il utilise la magnitude photographique avant l'explosion, 12,795, les magnitudes visuelles observées entre le 25 mai et le 8 juin, la vitesse linéaire d’expansion déduite de la vitesse des absorptions et enfin le type spectral de l'étoile. Ce type, tel qu’il se présente immédiatement avant le maximum, fournit une température effective de 55002. Les diverses valeurs de la parallaxe trouvées à l’aide de ces grandeurs dépendent de la température T, de létoile avant son explosion. Elles sont toutes très voisines de la valeur finalement adoptée

En prenant, pour T,, une valeur de 65000, qui correspond à une naine du type F;, le rayon R, avant l’explosion est donné par la formule

RMS IRO;

R, désignant le rayon du Soleil.

Au moment du maximum, le rayon devient plus de 200 fois ce qu'il était auparavant | Rom —=281R©;

Avec la parallaxe de S. Jones, on trouve que les composantes de l’étoile multiple s’écartaient au taux annuel de 133 U. A., de sorte qu’en 1931, cinq ans après l’explosion, leur distance atteignait 665 U. A.

15. En admettant pour vitesse d'expansion la vitesse de l'absorption principale au début de 1926, soit 430 km/s et un écartement des compo-

, Re ; santes de 0”,2 par an, j’ai trouvé une parallaxe de o”,oo11.

() Medd. Upsala, n° 30, 1927.