PR EAST 5035, D

CORRESP ET T0. Do 200!

(6) Bull. Soc. 7. de Phys., n° 372, 1935, p. 785. (t) Medd. Stockholm, n° 19, 1535.

Suivant en cela l’évolution habituelle des novæ, les premières raies du type B apparurent dans le spectre de Nova Herculis, très faibles au début, vers la fin de janvier 1935, mais le spectre B, existant simultanément avec le spectre cF,, ne fut entièrement établi qu’au mois de

mars. [l constitue les systèmes d'absorption VI et VIIT

9. Raies interdites de O T'en émission. — L’énmussion intense qui borde l'absorption IT contenait, fait rare dans le spectre des novæ, les raies interdites de O I : 6364, 6300 et 5577, analogues aux raies interdites de O III : 5007, 4959, 4363, qui caractérisent le stade nébulaire. Les raies 6364 et 6300 existent dans les nébuleuses; la raie à 5577 n’est autre que la raie verte des aurores polaires. Les systèmes d’absorption qui viennent d’être énumérés ne contiennent aucune raie qui puisse leur correspondre.

D’après R. H. Stoy et À. B. Wyse (1), ces raies ont apparu le 25 décembre, au moment où l’on a découvert les bandes du cyanogène. La raie verte avait déjà été observée dans quelques novæ, notamment dans Nova Geminorum 1912, au début de son évolution. Me Laughlin les signale dans Nova Herculis le 27 décembre. Elles croissent rapidement en intensité et le 5 janvier, il les classe parmui les raies importantes. Elles augmentent encore d'intensité dans le courant de février. N. T. Bobrovmikoff (?) a suivi leur évolution : elles ont une larëeur qui croît lentement au début et plus vite vers la fin, pour atteindre un maximum au mulieu de février. Il y a ensuite décroissance vers un minimum qui se place au nulieu de mars. La dernière mesure, faite le 31 mars, permet de constater un nouvel accroissement.

Elles apparaissent dédoublées par suite de la présence de deux maxima presque également déplacés, lun vers le rouge, l’autre vers le violet, par rapport à la position normale de la raie. La distance de ces maxima va en augmentant jusqu’à une valeur de 12 À. Les émissions du fer ionisé montrent un phénomène analogue, les déplacements des maxima correspondant à des vitesses moyennes de + 280 et -— 280 km/s, cette dernière analogue à la vitesse de l'absorption IT tout à fait à ses débuts.

L'ensemble de ces observations Joint à celle de Strattôn et Beer, qui ont constaté la présence des raies permises de O I dans le spectre d’absorption I au moment du maximum, suggère une certaine abondance d'oxygène neutre dans lPatmosphère de cette nova.

DRPRAM SP LT 2r0S0nN pDAOTr et 103.

(? Contr. Perkins, n° 2, 1935.

10. Phase n Carinæ. -— Les 4 et 6 avril, au début du grand affaiblissement de l'étoile, le spectre s’était considérablement transformé. Il avait perdu ses absorptions et ne consistait plus qu’en raies d'émission fines et bien définies, principalement celles de l’hydrogène et les raies permises et interdites du fer ionisé. Le fond continu avait en même temps considérablement faibli. Les raies les plus intenses étaient avec celles de H : Fe II 4287, 4359, 4414, 4584, 4924 et [O I] 6300. Comme pour Nova Pictoris en octobre 1925, le spectre ressemble très fortement à celui de r Carinæ. On remarque cependant une plus grande intensité des st nissions du titane ionisé dans la nova, notamment pour les raies 3685,

759 et 3761. La raie aurorale [N [IT] 5755 est présente, la raie K et les raies D aussi.

Comme le fait s'était produit pour les raies de [O I}, les bandes d’énussions montrent pendant la phase n Carinæ deux maxima, l’un vers le rouge et l’autre, le plus important, vers le violet, dans une position voisine de celle où se trouvait précisément l’absorption IT. Me Laughlin donne ainsi pour les bandes de l'hydrogène les maxima + 361 et — 339 km}s, le 4 avril et + 382 et —- 367 km}s, le 6 avril.

Adams et Joy ont comparé les maxima violets des raies permuses à ceux des raies interdites. La première catégorie a donné un déplacement moyen de -— 352 km/s et la seconde -—— 392 km/s, soit une différence atteignant 40 km/s. Finalement ce sont les maxima des raies interdites qui sont en accord avec la vitesse de l’absorption IT à sa disparition, à la fin de mars. Merrill a tenté d'expliquer cette différence en supposant que les raies interdites comprennent non seulement l’émission habituelle des raies permises, telle qu’elle se présente dans la théorie de Halm, mais aussi l'émission produite par la partie de l'enveloppe qui est vue en projection sur le disque de l'étoile (fig. 26) et qui ne produit done pas d'absorption à ce moment. Dans ces conditions, il est facile de voir qu'il en résulte une vitesse d'approche plus grande que pour les raies permises. Merrill (1) avait d’ailleurs été conduit à cette conclusion par la comparaison des raies permises du fer ionisé et des raies interdites de loxygène neutre jusqu’en mars 1935, c’est-à-dire avant le stade n Carinæ. Le tableau qui suit donne, d’après cet auteur, de décembre 1934 à mars 1935, la différence de déplacement pour les raies de [O I] et celles de Fe IT, ainsi que la différence des largeurs comprises entre les bords extrêmes, le tout en kilomètres par seconde. Les mesures les plus incertaines sont entre parenthèses.

(Hp 02 on Dir