REMARQUES

Très bon.

Bon, faible.

Assez bon. Médiocre.

Bon.

Médiocre.

Assez bon.

Faible.

Médiocre.

Assez bon.

Médiocre.

Bon.

Faible.

Bon.

Médiocre.

Bon.

Faible.

Médiocre.

Faible.

Assez bon.

Médiocre.

Bon.

Faible.

Très bon.

Médiocre, faible.

Très bon.

Assez bon.

Très bon.

Très étroit.

Bon.

Faible.

Médiocre.

Faible.

Bon.

Très faible.

Très bon.

Bon.

Très bon.

Assez bon.

Très bon. Faible.

LISTE DES OBSERVATIONS (suite et fin).

DURÉE DATE effective

1934-35 T. U. de la pose

en minules.

- ÉTOILE INSTRUMENT. de PLAQUE. REMARQUES.

comparaison.

Mars 13,09 55 I a Cyg. EF Très bon.

13,09 06 II a Gyg. F 3on.

13,14 25 [ a Cyg. F Très bon.

13,14 25 IT , l'a Cyg. IA Médiocre.

13/17 17 . 15) Très bon.

15,09 50 Il a Cyg. F Bon.

143* 15,09 50 IT a Cyg. F Assez bon.

144* OV LS 22 I a Cyg. F Très bon.

145 19110 22 IT a Cyg. [el Faible.

146* 16,07 36 l a Cyg. F Très bon.

447* 16,07 36 (ll a Cyg. F Faible.

148* 16,12 55 I a Cyg. F Très bon.

149* 16,12 60 IT a Cyg. EF Assez bon.

150 19,05 50 l a Cyg. F Faible.

151$ 25,99 60 l a Cyg. EF Bon.

152* 25,99 60 IT a Cyg. 1ÿ Bon.

153 26,05 30 I F Très bon.

154 26,05 30 IT F Faible.

155* DO 120 I a Cyg. 1 Très bon.

156* 27,01 120 IT a Cyg. E Bon.

157 29,03 50 1l F Etroit, médiocre. 158 29,03 50 IT F Médiocre.

159* 30,00 100 I a Cyg. Ja Bon.

160* 30,00 100 IX a Cyg. 1 Bon.

Sur les 160 clichés obtenus, 74 ont été mesurés à partir du 12 janvier 1935. J'ai choisi les meilleurs parmi ceux qui portaient le spectre de comparaison de à Cygni, étoile aux raies fines (type cA), et pour ne pas avoir trop de discontinuités, j'ai utilisé quelques clichés un peu moins bons. Les autres clichés, non mesurés, ont été examinés pour contrôler les variations du spectre.

Les spectres qui ont environ trois quarts de millimètre de largeur sont constitués par 10 ou 13 spectres filiformes et parallèles accolés. Chacun des spectres élémentaires était obtenu en maintenant l'étoile fixe pendant un certain temps, fonction de la magnitude, à la croisée des fils du micromètre. Je passais ensuite au spectre élémentaire suivant en déplaçant légèrement l’image de l’étoile en ascension droite avec le moteur de rappel. Immédiatement après l'observation je prenais de la même manière le spectre de &« Cygni, qui placé à une très faible distance du premier, servait de spectre de comparaison.

L'ensemble des deux prismes-objectifs, aussi bien calorifugés que possible avec du feutre et de la ouatine, protégés par un tube antibuée, est représenté par la figure 1.

Fig. 1. — Table équatoriale Eichens de l'Observatoire de Meudon, portant les deux prismes-objectifs.

Les paue utilisées sont presque exclusivement des Fulgur Guille-

minot, mais j'ai aussi employé quelquefois les Super-Opta de la maison Lumière.

EE | es

2. Méthode de réduction des spectres. Vitesses provisoires. -— J'ai passé chaque spectre de la nova et le spectre de comparaison correspondant au microphotomètre enregistreur de Moll de l'Observatoire, à pile thermoélectrique, avec un agrandissement voisin de 50.

La figure 2 reproduit un de ces enregistrements. On voit qu'il porte un système d’abscisses permettant de repérer les raies avec précision. Les lectures ont été faites sur ces enregistrements, avec une réglette finement divisée, portant une loupe grossissant six fois.

Hi K T0: LM ELIIS 406051 SR RE EN En PR O R E ITS ra Re

{ SET | 4 fi AS PEN Clan CAL NI HERO RES RER LD) LUS, Es Le

n' | | | is 7: a . — = -- + À — — — | } À | 4 VE | $ de Cl Ut om es Lie + Rd sd RE

HA SraE

Fig. 2. — Microphotogramme avec systèmes de coordonnées.

Tracé du haut : « Cygni. Tracé du bas : Nova Herculis.

La vis micrométrique assurant la liaison entre le porte-plaque du microphotomètre et le tambour enregistreur est garantie à 1 &: près et des essais préalables m'ont permis de vérifier qu'il en était bien ainsi. On a donc la précision voulue quand on fait les mesures sur les microphotogrammes. Le procédé comporte moins de fatigue que l’examen direct des clichés à la machine à mesurer. Mais surtout, à condition d’interpréter correctement les microphotogrammes, on sait bien mieux ce qu’on mesure.

Les pointés sur les raies de la nova ont été effectués au milieu de la largeur moyenne de la partie la plus dense, ce qui permet de tenir compte de leur dissymétrie.

Trois raies principales connues du spectre de & Cygni, supposées bien choisies dans l’échelle des longueurs d’onde, ont permis d’établir une

relation de la forme (42 (1) À = do + Fer a, b et À désignant des constantes valables pour un même cliché et L la

lecture correspondant à la raie de longueur d’onde À.

Les longueurs d’onde des autres raies connues, comparées aux longueurs d'onde calculées par cette formule, m'ont fourni des écarts avec lesquels

j'ai construit, pour chaque cliché, une courbe de correction.

L'application de la formule (1) et de cette courbe de correction au spectre de la nova n’a ensuite donné la longueur d’onde de ses raies. La relation de Doppler-Fizeau permet facilement d’en déduire les vitesses. Il a fallu évidemment tenir compte de la vitesse radiale de & Cygni, qui a été prise égale à + 4 km/s, d’après le dernier catalogue de Lick. La vitesse de la Terre sur son orbite étant calculée pour chaque observation, on corrige de ce mouvement pour obtenir des vitesses rapportées au Soleil. Ces premières valeurs ont été considérées comme valeurs provisoires.