TABLEAU XLI

VITESSES MOYENNES

(V en km}/s.)

He I I] [1] IV V AU) 1950 Nuinero tre 885 1149 2070 eee 500 1179 DOS Et 585 1160 1392 DLRO EE 1350 D'ASIESR 706 1437 1600 2790 3100 DOPALE 1635 2965 DEMAPES TE 789 1400 1734 2995 3150 Don Tee: 1900 3235 DOS Te 984 1727 1885 3184 3335 PARAIT 1931 2100 3301 3480 DÉC TEt ee 1840 2295 DÉATE GaS ET 1933 2240 3406 3602 DID SEE 1350 2420 DS ed. 1362 2435 2645 , 3500 3710 2e 1775 2454 2683 200 Te 1673 2461 \ Soie 2540 JE Rene 2002 2496 2831 15025 2555 De 2064 2529 2779 3595 ao 2126 D 2765 4,4 2161 2599 SAR 2154 2583 ORAN ee 2105 2562 2001 Se os à 2078 2538 2597 3415 Ge boc 3582 IN AE re 3777 Roc 3731 \ o 9. Absorpuon II. — Elle a été observée pendant presque toute la durée

du spectre d'absorption, du jour de la découverte au 7 juillet. Les seuls Jours où je n'ai pas trouvé de mesure sont les 26 et 27 juin.

Elle débute le 19 juin avec une vitesse de -— 885 km/s qui augmente sans cesse Jusqu'au 4 juillet où elle atteint -— 2600 km/s. Comme pour l'absorption [, la vitesse paraît ensuite en légère diminution, et le 7 elle est égale à — 2534 km/s. Au début, jusqu’au 26 juin, sa vitesse croît encore plus rapidement que celle de l’absorption [, l'accélération moyenne étant de 185 km/s par jour. Elle dépasse même 200 km/s par jour au moment du maximum d'éclat. Cette accélération diminue à partir

du 28 juin pour s’annuler vers le 4 juillet.

L’absorption II est remarquable par ses raies plus fines que celles des autres systèmes. Elle constitue le spectre principal et comprend les rales de H et de Ca II. Le 20 juin elle est plus intense que l’absorption E. Adams (1) et ses collaborateurs signalent que la finesse de ses raies augmente graduellement vers le 28 juin, et que le 2 juillet elle permet d'excellentes mesures. À cette même date, Harper la trouve très intense, avec des raies de 1 à 2 À de largeur seulement. Le 5 ses raies sont toujours étroites et bien mesurables. D’après Me Laughlin elle aurait laissé des traces jusqu’au 11 juillet, mais à partir du 7, elle est trop faible pour la mesure des vitesses.

10. Absorption IIT. — L’absorption LIT est voisine de l'absorption Il, mais je la crois cependant distincte dans une vingtaine de cas, en me basant sur les observations de Heard, les 19, 20, 29 juin, 1, 2, 3, 6, 7 juillet, de Me Laughlin les 20, 21, 22, 23, 24, 25 juin, de Bobrovnikoff, les 20, 22, 23, 25, 28 juin et de Wyse, le 3 juillet. Harper signale &ussi le 25 juin et le 2 juillet un dédoublement de l’absorption IT que je pense certainement dû à la présence de l’absorption TIT.

Me Laughlin la note faible le 20 juin, importante le lendemain et de type cF,, ses composantes pour les raies de l’hydrogène restant intenses jusqu’au 6 juillet. Le même observateur en a relevé des traces Jjusqu’au 11 Juillet, mais, comme l’absorption IT, elle cesse d’être nettement mesurable à partir du 7.

Au début de son existence, ses raies sont souvent mélangées à celles de l'absorption [IT avec laquelle cependant elle présente une différence moyenne de vitesse de 150 km/s. Son accélération est sensiblement la même que celle de l'absorption IT jusqu’au 28 juin, mais elle diminue ensuite bien moins vite, de sorte qu’à partir du 29 juin, les deux systèmes sont nettement séparés, comme l’avait signalé Wyse. Le 7 juillet, dernier jour où elle a été mesurée, la vitesse atteignait — 2957 km/s, surpassant de plus de 400 km/s celle de l’absorpüuon IT.

Les systèmes qui suivent, désignés par IV et V, ont été animés de vitesses comparables à celles de l’absorption III de Nova Aquilæ 1918. Ce sont les plus grandes vitesses enregistrées dans les novæ.

11. Absorption IV. — Elle est constituée par un spectre intense de l'hydrogène et du calcium ionisé auquel se sont ajoutées des raies appartenant au type B. Apparue le 21 juin, avec une vitesse de -— 2700 km/s,

(EPA OS NP 28 0980 pen,

elle est fréquemment mesurée jusqu’au 26 juin, date à laquelle elle possède une vitesse de -— 3406 km/s. Pendant ces cinq jours, elle a done subi une accélération de 150 km/s par jour.

Des observations ultérieures semblent concerner des survivances de ce système. Il paraît en être ainsi d’une composante de I, mesurée par Bobrovnikoff le 28 juin à -—3500 km/s et des vitesses de -— 3595 et — 3415 km/s mesurées par Harper les 2 et 7 juillet respectivement. Enfin le 9 juillet, les observations de Harper et de Heard concordent pour donner une vitesse de -— 3582 km/s qui pourrait aussi être rattachée à ce système. De plus l’accélération qui est très forte du 21 au 23 juin, diminue ensuite, de telle sorte que la courbe représentative de la vitesse supposée prolongée jusqu’au 9 juillet, passerait par le point qui correspond aux observations de Harper et de Heard (fig. 25). Ces remarques formulées, nous constaterons toutefois que la plupart des observateurs limitent l'absorption IV au 26 juin.

12. Absorpuüon V. — Cette absorption, qui comprend principalement des raies de l’hydrogène, est très voisine de l’absorption IV avec laquelle elle est souvent mélangée. Elle paraît pourtant exister distincte d’après les observations de Me Laughlin des 22, 23, 24, 25 et 26 juin. De même Harper note, le 25 juin, des traces de dédoublement pour l’absorption IV qui peuvent correspondre à l’absorption V.

Ce système disparaît le 26 juin, mais peut-être existe-t-1l une réapparition les 11 et 12 juillet d’après les observations faites au Mont-Wilson et à l’Observatoire Dunlap qui fournissent des vitesses supérieures à — 3700 km/s. [ peut d’ailleurs aussi bien s’agir de l’absorption IV ayant subi une augmentation de vitesse de 200 km/s entre le 9 et le 11 juillet. [1 faut remarquer que ces dernières observations ne portent que sur le doublet N III 4097, 4103 qui devient intense à partir du 5 Juillet, les autres raies étant beaucoup trop faibles pour être mesurables.

L'existence simultanée des absorptions IV et V repose sur les observations précitées de Me Laughlin, auxquelles il faut joindre celles de Bobrovnikoff les 24, 25 et 28 juin, relatives à des composantes de H, dont la vitesse correspondrait pour l’une à l’absorption IV et pour l’autre à l’absorption V. Cette dernière n’est autre que l’absorption désignée dans le travail de Bobrovnikoff par 12 v.

13. Rates interstellaires. Distance. — Nous avons vu que les raies interstellaires étaient présentes dans le spectre de Nova Lacertæ dès le 19 juin. Elles étaient alors exceptionnellement intenses et, une semaine

encore après le maximum, elles se détachaient encore nettement du fond continu.

Beals (1) a trouvé que les raies du calcium et celles du sodium avaient sensiblement la même intensité. La largeur équivalente, exprimée en kilomètre par seconde, est pour H, K, D; et D, respectivement 18,27, 21 et 24 km/s.

Comme pour d’autres novæ, la méthode qui consiste à déduire la distance de l'intensité des raies interstellaires a été appliquée à Nova Lacertæ. I ne faut pas oublier que les formules employées résultent d’une première approximation. Elles supposent en particulier que le nuage interstellaire possède une densité uniforme. J’ai exposé ailleurs les travaux concernant cette question (?). [ls ont prouvé qu'il existait des régions du ciel où les étoiles B montrent des raies stationnaires anormalement intenses, indiquant dans cette direction une plus forte densité du nuage.

C’est précisément le cas de la région où se trouve Nova Lacertæ.

Les distances figurent dans le tableau XLII, exprimées en parsecs. La première valeur de Pearce a été obtenue en appliquant la formule de Plaskett et Pearce (3) et la seconde en appliquant celle de E. G. Williams (“).

On connaît actuellement d’autres raies interstellaires que celles du calcium et du sodium. Dans une mise au point relative à cette question (5), j'ai parlé des recherches de Merrill et des nouvelles raies qu’il a découvertes aux longueurs d’onde 6284, 5780, 57997 et 6614 À, dans le spectre de certaines étoiles B. Nous avons vu que 6284 était peut-être présente dans le spectre de Nova Herculis, d’après les observations de Me Laughlin. Cès diverses raies existaient aussi dans le spectre de Nova Lacertæ. Plus d’une semaine après le maximum, elles étaient encore intenses, tout au moins les deux premières.

Dans le tableau XLIT sont énumérées les vitesses obtenues pour les raies interstellaires et les diverses déterminations de la distance déduite de leur intensité, N désigne le nombre de clichés. Les distances sont données en parsecs.

D'après C. S. Beals, la distance est presque certainement comprise entre 700 et 1000 parsecs. La moyenne du tableau suivant est de 860 parsecs, ce qui correspond à une parallaxe de o”,0012.

P. Am. À. S., 8, 1936, p. 239.

B. À., XI, fase. III, 1938, p. 157.

Publ. Victoria, V, p. 197.

#7 AP J.68, 1040, p 305, B. S. À. F., 52° année, 1938, p. 270"