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Il résulte de ces valeurs que l’angle de position est resté pratiquement constant pendant la durée des observations. [Il en est de même de la différence de magnitude Am entre les deux composantes. La distance angulaire varie au contraire notablement. Elle croît linéairement avec le temps à raison de o”,25 environ par an.

En ce qui concerne l’aspect des composantes, nous rappellerons l’observation de Van Biesbræck (#) avec la lunette de Yerkes. Le 5 août 1930, dans des conditions atmosphériques excellentes, les deux composantes, distantes de 1” environ, lui apparurent comme des disques, avec conden-

DL A Pen toi6 4420, n° 399.

CRT T0S 0, pr620 AD J?, 80, 1937, p. 102.

sation centrale, de 0”,4 de diamètre. Les divers observateurs, munis d’instruments suflisamment puissants, ont vu parfaitement l'étoile double, les composantes paraissant piquées par images calmes, mais ils ne signalent pas de nébulosité enrobant le tout, comme dans le cas de Nova Püctoris. J'ai seulement trouvé l'observation de Steavenson (1) faite avec un réflecteur de 52m d’ouverture. II mentionne la nova, le 28 mai 1939, comme une petite nébuleuse ayant un diamètre de 2” environ.

De très récentes photographies annoncées par W. Baade (?), obtenues au Mont-Wilson, avec le télescope de 2,50 d’ouverture, apporteront une contribution importante à ce sujet. Les circonstances actuelles ne permettent pas d’avoir tous les renseignements relatifs à ces photographies. La nova y apparaît comme une nébuleuse annulaire elliptique dont l'épaisseur de l’anneau est au moins égale à la moitié du rayon extérieur. Cet aspect a été confirmé par des spectres pris au prisme-objectif par Humason : les raies N, et N, se présentent en effet, elles aussi, sous la forme d’anneaux elliptiques. Le grand axe de l’ellipse est dirigé suivant l’angle de position trouvé par Kuiper pour l'étoile double. Les longueurs du grand axe et du petit axe sont respectivement de 3”,67 et 2”,95. Enfin les bords intérieurs de l’anneau, aux points où ils sont rencontrés par le grand axe, sont bien plus lumineux que le reste de la nébuleuse. J’ai constaté que ces nodosités brillantes coïncidaient précisément avec les composantes aperçues par les observateurs cités plus haut. Ce fait résulte en effet de l'identité des angles de position du grand axe de l’ellipse actuelle et des composantes de l’étoile double, ainsi que de la distance de ces dernières, calculée pour l’époque présente. En sept ans, ces deux composantes, au taux de 0”,25 par an, se sont en effet écartées de 1”,96. D’autre part, les bords intérieurs de l’anneau sont à une distance sensiblement moitié du diamètre extérieur, soit à 1”,84 l’un de l’autre. On voit que cette valeur est peu différente de la précédente.

D’autres photographies ont été obtenues en lumière rouge, avec des longueurs d’onde voisines de 6500 À. L'aspect est très différent : quatre condensations sont présentes, dont deux sont placées sur le grand axe, à une distance de 3”,16 et les deux autres, les plus intenses, sur le petit axe à une distance de 1”,81. Des spectrogrammes, dus à R. Minkowski, montrent que ces condensations émettent principalement les raies inter-

dites de N IT : 6548 et 6584, qui se retrouvent dans le spectre des nébuleuses planétaires.

(OCRURAME ai HA "0, nb oies:

29. Rates interstellaires et distance. — Les raies interstellaires ont toujours été relativement faibles dans le spectre de Nova ferculis. H et K sont cependant bien visibles, mais les raies du sodium n’ont pas été signalées.

Mec Laughlin, avec 46 mesures, trouve pour H et K une vitesse moyenne de -— 20,3 km/s et E. G. Williams, avec 19 mesures : — 21,4 + 1,6 km/s. Ces valeurs sont en bon accord avec la composante du mouvement solaire dans la direction de la nova dont la grandeur est de -- 19 kms.

D’après Mc Laughlin, la présence de la raie interstellaire d’origine

’à l’autre raie

inconnue de Merrill, à 6284 n’est pas impossible, tant qu généralement plus faible à 5780, elle est 1e1 très incertaine.

L’intensité de la raie K a permis à E. G. Williams (1) d’évaluer la distance de l’étoile à 370 parsecs, ce qui conduit à une parallaxe de 0”,0027. La distance au plan galactique correspondante, 150 parsecs, est très forte pour une nova. Le même auteur (?) a publié un peu plus tard, une formule donnant la distance en fonction de l’intensité. de K, améliorée par une discussion plus approfondie du matériel ayant servi à l’établir. Cette formule donne pour Nova Herculis une parallaxe de 0”,0020.

F. Baldet a trouvé une parallaxe hypothétique analogue : 0”,002. Il a admis une expansion des gaz autour de la nova ayant commencé le 13 décembre 1934. Les composantes séparées de 0”,22 le 24 juillet 1935 sont supposées correspondre à des atomes dont la vitesse est égale à celle du système principal le plus déplacé (absorption IV), soit -— 900 kms.

Vorontsov-Velyaminov a obtenu une autre parallaxe hypothétique en comparant le taux d'augmentation de l’éclat avant le maximum et la vitesse d'expansion. Il trouve ainsi une magnitude absolue au maximum qui paraît trop forte, — 0,3, et une parallaxe égale à 0”,0014.

En résumé on dispose pour Nova Herculis des parallaxes suivantes

Auteur. Méthode. Parallaxe.

E. G. WILLIAMS Raie K interstellaire 0,0027 Id. Id. 0,0020

F. Bacper Hypothétique 0,002 VORONTSOV-VELYAMINOW Id. 0,0014

dont la valeur moyenne est 0”,0020.

CM UN;, 957 1935, p. 573.

P) AD. JS188) 1936; (p: 33r: