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à la grandeur 3,14. Elle remonte alors pendant deux jours pour atteindre, le 3r décembre, la grandeur 2,47.

Depuis cette date jusqu’au 15 janvier 1935, la magnitude reste à peu près stationnaire, à part une faible diminution d’éclat le 10 janvier. Après un minimum d'importance moyenne, le 16 janvier (m — 2,88), survient le maximum secondaire du 18 janvier où l'étoile remonte à la grandeur 2,15. Le 23 janvier, a lieu un faible minimum (m — 2,68). Tout en tenant compte des quelques accidents que je viens d’énumérer, on peut dire que du 27 décembre 1934 au 27 Janvier 1935, l'éclat s’est en somme maintenu à un palier, avec une magnitude moyenne de 2,4 environ.

Dans les jours qui suivent, on enregistre : un minimum important le 30 janvier (m — 3,66) après lequel la courbe remonte, avec des fluctuations, jusqu’aû 6 février (m — 2,64), un faible minimum le 11 (m — 3,04) puis deux minima plus importants les 16 et 21 février, avec les grandeurs 3,47 et 3,56 respectivement.

Le 24 février, la magnitude est encore égale à 2,85 mais la diminution d'éclat va s’accentuer. Du 27 janvier au 27 février le déclin s’était effectué à raison de oM,027 par jour, tandis que dans la période suivante, qui s'étend du 27 février au 1% avril, le taux de déclin prendra une valeur double, oM,05 par jour. Dans cette portion de la courbe de lumière sont à signaler : un minimum le 4 mars (m — 3,39) suivi d’un faible maximum, le 6 mars (m — 3,36), et enfin une chute importante amorcée le 16 qui conduit à un minimum le 20 mars (m — 4,92).

Le 31 mars, l’étoile est de grandeur 4,54 et le 127 avril, de grandeur 4,92. C’est à cette date que l’étoile faiblit très rapidement, pendant tout le mois suivant, jusqu’à un minimum profond, qui a lieu dans les trois premiers jours de mai, avec la magnitude 12,96. L'étoile était à ce moment à plus de onze grandeurs au-dessous de son maximum principal.

Le 3 mai, l'éclat recommence à augmenter rapidement au début, puis de plus en plus lentement. Le 2 Juin, la grandeur 8,75 est atteinte et le 3 juillet, la grandeur 7,29. Au début de septembre, la nova n’était plus que légèrement au-dessous de la visibilité à l’œil nu (m = 6,7 environ).

Depuis cette époque, elle n’a fait que baisser très lentement. D’après W. H. Steavenson (1), en février 1937 elle était de grandeur 8,0, en mars 1938 : 8,5, en décembre 1938 : 0,1 et à la fin de mai 1939 : 9,5. Enfin, d’après Campbell (?), elle atteignait la 10€ grandeur au début de 1940.

PRUEMN #07 1067,0p.10005298, 1008, p. 073: 09, 1939, p. 607. (2) P. À., 48, 1940, p. 267.

4. En résumé, abstraction faite des fluctuations quelquefois assez importantes, je schématiserai la courbe de lumière de Nova Herculis de la manière suivante :

Du 15 au 22 décembre 1934 : montée assez rapide jusqu’au maximum principal.

Du 22 au 27 décembre 1934 : chute d’une grandeur environ après le maximum principal.

Du 27 décembre 1934 au 27 janvier 1935 : palier avec la grandeur 2,4.

Du 27 janvier au 27 février : déclin modéré.

Du 237 février au 1% avril : déclin deux fois plus rapide que celui de la période précédente. |

Du 127 avril au 2 mai : chute très rapide, l'étoile faiblissant de huit grandeurs.

Du 2 mai au début de septembre : montée d’abord assez rapide puis plus lente de six grandeurs.

Du début de septembre 1935 à l’époque actuelle : chute continuelle et très lente. °

Les deux minima les plus importants après celui de mai sont ceux du 30 janvier et du 20 mars 1935. Nous avons vu qu'il existait aussi un maximum secondaire le 18 janvier, inférieur au maximum principal de oM,7 seulement.

La courbe de lumière de Nova Herculis est certainement d’un type très particulier. On a maintes fois souligné sa ressemblance avec celle de Nova Aurigæ 1891, laquelle comporte aussi un minimum profond qui, tout comme celui de Nova Herculis, n’a reçu jusqu’à maintenant aucune explication satisfaisante.

5. Évolution spectrale entre la découverte et le maximum. — Les tout premiers spectres obtenus sur la Nova Herculis ont été décrits par F. J. M. Stratton (1). Le premier en date a été pris au matin du 13 décembre, quelques heures seulement après la découverte. Il est nettement du type B, avec des raies d'absorption bordées, sur leur côté rouge, de bandes d'émission. Les vitesses individuelles des raies d'absorption, de l’ordre de — 1000 km/s, sont assez discordantes. Outre l’hydrogène, reconnu dans la série de Balmer de H, à H,, les éléments suivants Fle, Loart CIIT, NI, OIT et SiIII sont représentés. Le spectre ne contient ni

() Ann. Sol. Phys. Obs. Cambridge, IV, part. IV, 1936.

les raies H et K, mi les raies des autres métaux iomisés qui caractérisent le type A.

Un second cliché pris 12 heures après, le 13 décembre, confirmé par un autre pris le 14, montre que le spectre s’est complètement transformé durant ce court intervalle de temps. [Il est maintenant du type À, analogue à celui de « Cygni par ses raies d’absorption où figurent celles de Ca FT, Meg IT, T1 et Fe IT. Le fond continu et la raie Mg IT 4481 sont très intenses. En outre ce spectre montre très fortement, en absorption, les raies de oxygène neutre. Me Laughlin cite O 1 3947, 4368, 5330 et 6157. Le carbone neutre est également présent. Les raies D sont visibles mais faiblement.

Durant la montée vers le maximum d’éclat, les émissions diminuent progressivement de largeur et la vitesse donnée par le spectre d'absorption (absorption 1) diminue rapidement. Le 21 décembre, Me Laughlin, avec l’ensemble des raies présentes à ce moment, souligne l’analogie du spectre avec le type F$. Le jour du maximum, les émissions ont presque entiè-

rement disparu.

6. Spectre après le maximum. -— Pendant le déclin qui suit immédiatement le maximum, l’absorption présente jusqu'alors, l’absorption F, s’évanouit rapidement tandis qu’un autre système apparaît, l'absorption IT. Ces deux absorptions sont certainement différentes. Elles existent d’ailleurs simultanément quelques Jours, comme le prouvent les observations de Merrill (1) et de Stratton. Le premier les à reconnues en même temps pour les raies D du 24 au 30 décembre, avec indication de Pabsorptüon Il dès le 21. Le second, sur la copie d’un cliché obtenu à Lick le 24, a pu mesurer 22 raies de l’absorption Let 37 raies de labsorptuon LE, ces dernières étant encore faibles. Après la disparition de l’absorption [, le système IT devient rapidement prédominant. [Il est accompagné de très fortes émissions. C’est à ce stade de l’évolution spectrale que sont apparues les bandes d’absorption du cyanogène.

7. Bandes du cyanogène. — Elles sont associées à absorption IT dont les raies métalliques présentent un déplacement analogue. On a pu identifier avec certitude les bandes dont les têtes sont à 4216, 3883 et 3590. Elles sont signalées le 24 décembre, au moment d’une chute d'éclat. O. C. Wilson et P. W. Merrill (?) ont noté l'importance de la bande à 3883 du 24 au 28 décembre. Sur un cliché du 31 décembre, elle apparaît encore

CAMION; 00.568, CORPS ARS "47,103, pe ba.

mais très affaiblie. La bande à 4216 était moins intense. R: EH: Stoy et A. B. Wyse (1) ont observé les bandes du cyanogène le 25 décembre au matin avec une grande intensité. Elles étaient également très fortes au soir du 25 et au matin du 26 décembre. D’après Sandford (?), leur maximum d'intensité a dû coïncider avec le minimum d’éclat du 26 décembre. Paraissant confirmer cette opinion, est à noter l’observation de J. Dufay et M. Bloch (3) qui ont trouvé un affaiblissement des bandes le 27 décembre, au moment où l'éclat remontait après avoir franchi ce minimum. Ces bandes associées, d’après B. Lindblad et Y. Ohman (?), à celles de Swan à 4737 et 4383 À, ot momentanément au spectre les caractères du type R.

Leur existence fut de courte durée. J. Dufay et M. Bloch signalent leur disparition le 30 décembre. Stoy et Wyse les considèrent inobservables à la même date. Elles ont existé cependant encore pendant quelques jours, mais très affaiblies comme l’a montré l’Atlas de Stratton dont nous avons parlé plus haut. Ce résultat est en accord avec ceux de D. Barbier et D. Chalonge qui ont reconnu les têtes à 3883 et 3590 nettement visibles sur des plaques des 30 et 31 décembre, très faibles le 2 janvier et presque indiscernables le 5 janvier 1935.

Il me semble donc, d’après l’ensemble de ces observations, qu’on puisse admettre une durée d’une semaine environ pour l’existence des bandes du cyanogène dans Nova Herculis. Nous avons vu une observation analogue de Wyse pour Nova Aquilæ 1918. K. Lundmark a identifié les mêmes bandes dans le spectre de Nova Aquilæ 1919, mais au moins deux ans après le maximum.

8. Systèmes d'absorption jusqu'en avril 1935. — L’absorption IL est l’absorption principale du spectre qui persiste Jusqu'à la disparition des raies d'absorption. Nous avons vu, dans la première partie de ce travail, que d’autres absorptions plus déplacées avaient existé. Nous les discuterons plus loin.

C’est ainsi que vers le milieu de janvier apparaissent les absorptions III et IV accompagnées d'émissions plus faibles que celles qui correspondent à l'absorption IT. Les absorptions V, VIT, IX et XI particulières à l’hydrogène et aux raies métalliques font leur apparition un peu plus tard, de la deuxième quinzaine de janvier au début d'avril.