TABLEAU XXVIII

[O I|— Fer.

DIFFÉRENCE DIFFÉRENCE DATE. CS —— DATE. TU des des des des déplacements. largeurs. déplacements. largeurs, kin/s kms kim;s km/s ICE DE EE 0 0 IBM SRE — 22 (61) D Te — 6 8 NATURE 21 (74) LOSC, 7 —20 16 DOME Tr —90 (52) TR AO — 15 10

L'hypothèse de Merrill n’explique pas tous les faits observés. Le tableau ci-dessus montre en particulier que la différence considérée est nulle le 29 décembre. De leur côté, Adams et Joy pensent que cette différence est due au fait que les portions de l’enveloppe les plus externes, c’està-dire celles qui sont sans doute de plus faible densité, émettraient les raies interdites de préférence aux raies permises. Vers la fin du stade n Carinæ, le phénomène existe toujours et les mêmes auteurs ont trouvé 308 km/s

et pour 19 rales interdites, —- 400 km/s, soit une différence de 32 km/s.

le 15 avril, pour 14 raies permises, une vitesse moyenne de

Stratton (1) a fait durer la phase Carinæ jusqu’au minimum du début de mai. Le 15 avril, Adams et Joy (?) remarquent que les émissions permises de Fe IT sont affaiblies par rapport aux émissions interdites. Les premières disparaissent le 20 avril, mais les dernières, d’après Wyse (%), persistent jusqu’à la fin de ce mois. Un spectre pris le 20 mai au Mont-Wilson montrait que, sur un fond continu extrêmement faible ou peut-être même absent,

toutes les émissions du fer avaient disparu.

11. Débuts du spectre nébulaire. — Les raies nébulaires qui apparaissent les premières sont celles de [O ITT}]. Elles sont présentes le 24 avril et augmentent d'intensité quand létoile a dépassé son minimum, tandis que les émissions de [O I} faiblissent. Apparaissent ensuite [O IT} 3727, [Ne III] 3869, C IT 4267, N TITI 4103-4097 et N TITI 4640, le 18 mai, en même temps que des raies de l’hélium neutre et de l’hélium ionisé.

D’après Adams et Joy, le spectre nébulaire est entièrement établi le 20 mai. B. Vorontsov-Velyaminov (4) a donné une date sensiblement

HEMPEN-090 ;1956, p1973:

WAP I. 84, 1090, p. 4.

ASP AT) 1089, D; 204:

4) Sternberg Astr. Inst. Card, n° 4, 1935.

concordante : le 23 mai. Entre les longueurs d’onde 3800 et 5000 À, il énumère les émissions suivantes. «classées dans Lordre"des intensités décroissantes : 4363, 5007, 4640, H;, Hs, H, et 4959. He IT 4686 est plus faible. Le même observateur (?) décrivant le spectre tel qu'il apparaissait du 19 mai au 3 juin 1935, signale d’autres raies, en particulier la faible raie aurorale [Ne IV] 4724, déjà observée par S. Jones (?) dans Nova Pictoris en 1934 et par Humason (%) dans Nova Perse, et la raie N V 4603 qui se retrouve dans les étoiles du type Wolf-Rayet. D’après J. Dufay et M. Bloch, les raies de [O T} persistent pendant la phase nébulaire mais considérablement affaiblies. +

Comme les émissions du stade n Carinæ, celles du spectre nébulaire, en particulier pour H, [O FT} et NTIT, ont montré des maxima avec dépression au centre. Adams et Joy (4), le 20 mai 1935, trouvent pour le maximum violet de ces émissions un déplacement moyen de — 410 km/s en bon accord avec les déplacements mesurés, les 4 et 15 avril, sur les raies interdites. Leur conclusion est remarquable : les émissions du spectre nébulaire doivent avoir leur origine dans la même enveloppe que les raies interdites d'avril et, d’après ce qui a été dit plus haut au sujet du stade n Carinæ, dans l’enveloppe même qui a donné naissance à l’absorption IT. D. Belorizky (5) a trouvé un peu plus tard, le 10 juin, un déplacement plus faible : — 350 km}s.

12. Évolution du spectre nébulaire. — Bon nombre de documents relatifs à Nova Herculis concernent l’évolution du spectre nébulaire. Me Laughlin l’a décrite jusqu’en août 1936. Le caractère principal en est le renforcement des raies de [O0 [TI] et de [Ne III}, tandis que l’accroissement de He IT 4686 est bien moins marqué et que la bande 4640 reste sensiblement constante. Le maximum d'intensité pour 4363 aurait eu lieu en septembre 1935. Vers avril 1936, elle faiblit et les deux autres raies de [O TTT}, 5007 et 4959, continuent à prendre de l’importance par rapport à elle. La raie aurorale [O 1] 5577, visible encore le 3 juin, était déjà disparue le 14 juillet 1035.

Les émissions subissent en moyenne un déplacement progressif de leur centre vers le rouge, important surtout entre juin et septembre, phéno-

mène qui paraît dû à la fois à une diminution de la vitesse d'approche

7 ph All #020: p.100.

DAMLNN..-9% 094, p.810.

CRPAANSP., 46,-r994; p.220; # HO, 1020/AD UT 204-085 p: Tor,

du maximum violet et à un renforcement de lPintensité pour le maximum rouge. Ce mouvement, d’après Adams et Joy, se ralentit d’ailleurs à la fin de l’année 1935, à partir de novembre, ce que les mêmes observateurs attribuent: au fait que le mouvement d'expansion autour de l'étoile était devenu pratiquement uniforme.

La variation des intensités relatives des émissions a également été étudiée par J. Dufay et M. Bloch (1) jusqu’en juillet 1936. Ts ont signalé dans le spectre (?) la présence du doublet [0 [1} 3726, 3729 et d’une autre raie aurorale, la raie [N IT) 5755. Leurs conclusions s'accordent en moyenne avec celles de Mc Laughlin. La bande 4363 est au début la plus importante de tout le spectre, puis 5007 et 4959 augmentent progressivement par rapport à elle; 5007 lui devient égale et la dépasse vers la fin de septembre 1935, tandis qu’en janvier 1936, c’est la raie 4959 qui la dépasse à son tour. Le phénomène traduit sans doute, d’après les mêmes observateurs, une diminution générale de l’intensité absolue de ces trois

raies, 4363 faiblissant plus rapidement que les deux autres.

13. Dédoublement des émissions. — Dans le courant de 1936, la dépression au centre des bandes 5007 et 4959 était tellement accentuée qu’elles apparaissaient dédoublées. Le fait a été remarqué par D. Belorizky () au milieu d'octobre. Ce dédoublement n’existe pas pour la troisième raie interdite 4363. Elle n’est pas visible non plus pour les raies de l'hydrogène. Le phénomène a été confirmé par Stratton () qui a mesuré les deux maxima, où, si l’on préfère, les deux composantes à + 246 et — 340 km}/s, le maximum violet étant le plus intense. Quant à la raie 4363, elle ne montre qu'un maximum, déplacé de — 13 kms.

Or nous verrons plus loin que dès le milieu de 1935 la Nova Herculis est apparue visuellement dédoublée et comme brisée en deux parties par son explosion. Il est naturel de se demander s’il n’y a pas de relation entre ce phénomène et la présence de maxima dans les bandes d’émission. La question qui se pose ici sera discutée dans la conclusion à la lumière des documents apportés par l’observation des autres novæ.

14. Observations spectrales récentes. — De récentes observations effectuées par P. Swings et Struve (5) montrent que la Nova Herculis n’a pas encore

Bull. Soc. franç. Phys., n° 383, 1936, p. 275$. CtR,=204 1937, p. 413.

terminé sa phase nébulaire. Elles ont cependant mis en évidence un faible fond continu dont le maximum est à la longueur d’onde 4150 et qui doit provenir d’un noyau très chaud excitant la radiation nébulaire comme” dans les nébuleuses planétaires. Dans le spectre d'émission, une proportion de 95 pour 100 de la lumière se retrouve dans les raies de [O TIT,. Les principaux éléments représentés sont : FH, HeT, He FT, N TT, NTI, O IT et, avec des raies plus faibles, C IT, CTIT et C IV. Des raies interdites de Ne TITI, NIT, OT, SIT er Ne V sont également présentes. Les bandes d'émission consistent en deux composantes symétriques et, sur quelques bons clichés, apparaît même une composante centrale. Les vitesses respectives de ces composantes sont + 267, — 31 et 270 km/s. Ces valeurs sont analogues à celles qu'avait trouvées Stratton (1), pour la raie 5007, le 17 août 1939 : + 240, — 5o et — 280 km/s. On peut illustrer la persistance des détails dans la structure des émissions en rappelant des résultats dus à Beer et qui se rapportent aux bandes de [O ITT}, quatre ans plus tôt, au mois d'août 1935 : +1276, — 60 et 299 km}s:

Tout récemment encore des recherches ont été entreprises dans le but d'identifier certaines raies d’origine inconnue trouvées dans le spectre nébulaire des novæ avec des raies interdites du fer plusieurs fois ionisé. Elles trouvent aussi leur application dans les nébuleuses planétaires, dans certaines variables et dans l’étude de la couronne solaire.

La base théorique permettant le calcul des niveaux métastables et des longueurs d’onde relatives aux transitions interdites réside dans les travaux de Bowen et d’Edlen. En ce qui concerne les raies du fer 1onisé, qui nous intéressent seules ici, elles ont été mises en évidence pour la première fois dans la nébuleuse planétaire NGC 7027 par Bowen et Wyse (?). Des émissions attribuées à [Fe V] et [Fe VI] y apparaissent en effet très faiblement. Un peu plus tard des raies du spectre de RY Scuti ont été identifiées avec certaines raies de [Fe ITT] par Edlen et Swings. Enfin, Bowen et Edlen () ont retrouvé des raies de [Fe VIT] dans le spectre de Nova Pictoris. J'ai rappelé les identifications d’Edlen à propos de cette étoile.

La première tentative sur ce même sujet, relative au spectre nébulaire de Nova Herculis est due à D. M. Popper (). Il à ainsi identifié les raies

d’origine inconnue les plus intenses avec [Fe VI! 5147 et 5177, et d’autres

NEA AS NP; 50 10 pen

(°) Nat., 143, 1939, p. 374.