JO D

Contr. Obs. Lwow Univ., n° 8, 1938.

Bull. Wilno, n° 19, 1937, p. 9.

B. S. À. F., 5o€ année, 1936, p. 538.

il atteint presque une magnitude. À partir de cette date, les observations

sont en trop petit nombre pour donner des conclusions valables. : mer À cos

R. K. Marshall (1) a reconnu l'augmentation d'indice jusqu’à la fin d'août.

4. Évolution spectrale. -— L'évolution spectrale de Nova Lacertæ s’est déroulée normalement, mais avec une rapidité analogue à celle de Nova Aguilæ 1918.

Le 19 juin 1936, le spectre consistait en un fond continu très intense avec de larges raies d'absorption dues à l'hydrogène et aux métaux 1onisés. Les raies D étaient présentes. Les raies interstellaires du calcium et du sodium étaient fines et d’une intensité exceptionnelle, bien plus fortes que dans Nova Herculis. Malgré la largeur des raies, le spectre montre une certaine ressemblance avec celui de x Cygni (cA:). La présence et l'intensité des deux raies Mo IT 4481 et He I 4472 indiqueraient d’après Harper (?), un type moins avancé, tel que le type B$. Me Laughlin a remarqué de faibles raies du carbone, de l’azote et de l’oxygène 1onisés qui lui font adopter le type B.

D’après Harper, l'émission, qui n’apparaît pas d’une façon nette sur les clichés originaux obtenus à cette date, est cependant faiblement décelable, pour l'hydrogène, sur les microphotogrammes. On peut dire que si l'émission existe, elle est certainement très faible jusqu’au matin du 20 juin, sauf peut-être pour H, (Camuchel) et pour Hs (Edwards et Barber). Par contre, le soir du 20 juin, jour du maximum d'éclat, elle est présente déjà large et intense pour l'hydrogène et les métaux 1onisés, et le lendemain tous les observateurs la signalent très forte, le spectre ayant pris tous les caractères de la phase qui suit le maximum. A partir de ce moment, elle augmente d’intensité par rapport au fond continu.

Une des particularités de Nova Lacertæ est d’avoir eu des bandes brillantes très larges et diffuses, difficiles à mesurer avec exactitude et des raies d’absorption elles-mêmes très larges et relativement peu nombreuses. Par exemple, N. T. Bobrovnikoff, pendant la première semaine du déclin, ne comptait que 10 raies d'absorption entre les longueurs d'onde 3930 et 4280 À, alors que dans le même intervalle et à la même phase de son évolution, Nova Herculis en possédait 90.

Il est remarquable que les raies D stellaires soient absentes en absorption le 20 juin, alors que celles de Ca IT sont très fortes. Elles apparaissent, d’après Bobrovnikoff, le lendemain, mais leur émission est très

(DEP Ame AS, 8, 1920 ph alto:

(?) Publ. Victoria, VI, n° 20, sect. 1, 1937.

faible, sinon absente. Nous verrons plus loin que les absorptions, pour cette nova, ont montré des vitesses et des accélérations considérables,

Dès le 22 juin, le fond continu commence à faiblir et cet affaiblissement s’accentue de plus en plus par la suite. Le 24 juin, c’est-à-dire 4 jours après le maximum, ont lieu les premières manifestations nettes du spectre de type B, avec l’apparition de faibles raies d'absorption de He I, C ET, O IT et N IT. Ce résultat est en accord avec une remarque générale émise par Stratton, suivant laquelle l’apparition de l’absorption du type B à côté de celle du type À, peut avoir lieu quelques jours seulement après le maximum, quand l’explosion a une force exceptionnelle, tandis que le plus souvent, pour les novæ moins rapides, il faut attendre plusieurs semaines.

Du 29 juin au 15 juillet, on assiste à la disparition graduelle et finalement totale des absorptions, conduisant à un spectre du type dit « 4640 », avec prédominance des raies brillantes de l’hydrogène et de l’azote 1onisé. Dans cette disparition des absorptions, Popper a remarqué que les raies permises faiblissent à la même vitesse que le fond continu, alors que les raies interdites faiblissent plus lentement, surtout au moment où la phase nébulaire va commencer. Il y a donc, par rapport aux raies de Balmer, renforcement des raies qui témoignent précisément de l’existence d’une enveloppe de plus en plus étendue autour de létoile.

D’après Edwards et Barber, la large bande d’émission à 4640 À serait apparue le 3 juillet. Elle est certainement présente le 7, tandis que He IT 4686 n’apparaît que le 24 juillet. Harper la signale pour la première fois dès le 24 juin. Le 2 juillet 1l lui trouve une intensité intermédiaire entre celles de Hg et de H,. A la fin du mois elle était devenue très importante.

5. Phase nébulaire. — Me Laughlin a noté les premières traces de radiations nébulaires dès le 11 juillet. La raie 5007, d’après Harper, paraît exister le 15 juillet et 4363 est définitivement présente le 21 juillet. La troisième raie de [O III}, 4959 n’est visible que plus tard. D’autres observateurs ont signalé ces raies à des dates antérieures : Wyse (1) note 5007 le 10 juillet et la trouve considérablement renforcée le 13, Edwards et Barber la font apparaître le 11 juillet, peut-être en même temps que 4363, laquelle serait bien visible dès le 16. J

Malgré ces quelques divergences, il est possible d’évaluer la rapidité du développement de cette nova. Elle est plus grande que pour Nova Geminorum 1912 et Nova Cygni 1920, mais plus faible que pour Nova

DORA A7S EP) 28; 1930, ps.234.

Aquilæ 1918, comme le montre Harper dans le tableau suivant, qui donne les dates d'apparition de certaines bandes à partir du maximum, pour

cette dernière nova et pour Nova Lacertæ.

Nombre de jours écoulés entre le mazimum et la date d'apparition.

Bande. N. Lacertæ 1936. N. Aquilæ 1918.

4640 5 jours 4 jours 5007 D'ICAI20 0) 17 43635 DORE) LORS 4959 DO 0) I8 «

Certains auteurs, pour la Nova Aquilæ et pour les trois dernières bandes, ont même donné un intervalle de 11 jours seulement, au lieu de 17 et 18 Jours.

Les raies nébulaires de Nova Laceritæ étaient toutes devenues très importantes au début du mois d’août, moins de deux mois après le maximum.

6. Structure des émissions. -— Les émissions sont, comme nous l’avons dit, très larges. Edwards et Barber ont mesuré entre le 22 juin et le 2 juillet, pour He, H, et H;, des largeurs moyennes respectives de 46, 42 et 38 À. Ces largeurs vont d’ailleurs en augmentant, puisqu’un peu plus tard, le 15 juillet, Harper trouve pour Hg : 65 À.

Les centres se déplacent d’une façon progressive vers le violet, ce qui paraît indiquer une vitesse d'approche croissante de la partie qui émet dans l’atmosphère de létoile. Bobrovnikoff trouve ainsi une vitesse de -—20km/s pour les émissions du fer ionisé du 22 au 25 juin, de — 67 km/s pour les raies interdites de O III le 2 août et de — 119 et 214 km/s, pour les raies de N III, dans la première quinzaine de septembre 1936.

Comme pour d’autres novæ, les bandes brillantes de Nova Lacertæ ont eu une structure particulière qui persista pendant le stade nébulaire. Un affaiblissement marqué, en leur milieu, existe en effet à partir du 22 juin. Ces minima vers le centre ne peuvent s'expliquer par la présence de raies d'absorption déplacées. En particulier leur position a subi de légers changements arrivés simultanément pour plusieurs de ces bandes. En accord avec ce résultat, Bobrovnikoff, opérant avec une grande dispersion, signale dans la partie visible du spectre, que les émissions comportent deux maxima sur les bords, avec une dépression au centre occupée toutefois par une légère émission. Pour H;, raie prépondérante dans cette partie du spectre, la structure était encore plus compliquée : l'émission était coupée d’une vingtaine d’absorptions placées à peu près symétriquement par rapport à la position normale de la raie.

7. Vitesses des absorpuons. - - J’ai reporté sur un graphique (fig. 25) toutes les vitesses que j'ai trouvé publiées jusqu’à maintenant. L'examen de ce graphique m'a conduit à envisager cinq systèmes d’absorptions que je désignerai par les numéros de [I à V, dans l’ordre des vitesses croissantes. Les absorptions IT et IIT sont très voisines, mais cependant séparées dans nombre de cas, notamment à parti du 29 juin. Il en est de même des absorptions IV et V. J. F. Heard a abouti à une conclusion analogue lui faisant également distinguer cinq systèmes. indépendants.

Le tableau XL donne les vitesses mesurées pour dix observateurs, classées de cette mamière. Celles qui n’ont pu trouver place dans un des systèmes considérés figurent dans la colonne intitulée : Autres vitesses. Enfin la dernière colonne donne les références numérotées de 1 à 10

comme suit :