TABLEAU XLVI

PREMIER DÉCLIN DES Supernovæ.

INTER- INTER- BAISS BAISSE VALLE F é A TAUX VALLE M dE TAUX.

d'éclat. d'éclat.

de temps. de temps.

| j m m x j j m m NGCA003 70 o à 35 où 0,07 || NGC 4621....... 0 à 19 3,2 0,17 SASAR er o à 45 2,0 0,04 LOSC EEE o à 28 2,0 0,10 POSE Set o à 35 10 0,05 TOMATE ES Et DA 0,09

Il résulte de ce tableau que le premier déclin dure, en général, un peu plus d’un mois avec une baisse moyenne de oM,09 par jour, plus faible que pour les novæ dites rapides.

Il est suivi d’un déclin moins rapide. Ce deuxième déclin, pour la supernova dans NGC 1003, dure le double du premier avec une chute quotidienne de oM,02, et 1l est lui-même suivi d’une chute très lente puisqu'elle s'effectue au taux moyen de 0oM,005 par Jour. Pour la supernova dans IC 4182, très bien observée comme la précédente, au Mont-Wilson, ce deuxième déclin nous amène jusqu’à la fin des observations avec le même taux, de oMo2 par Jour.

La courbe de la supernova découverte en 1936 par Hubble et Moore dans NGC 4273 est plus particulière

dure une trentaine de jours avec une chute quotidienne de 0,05, puis un

: elle présente un premier déclin qui

deuxième déclin environ deux fois plus lent, au taux de oM,02 par jour, qui dure deux fois plus longtemps que le premier, et enfin un troisième déclin aussi rapide que le premier et qui reste uniforme jusqu’à la fin

des observations. La courbe correspondante montre done une sorte de bosse, le sommet de cette bosse étant atteint 85 jours environ après le maximum. Comme l’a fort bien remarqué F. Zwicky (1), on peut lui comparer la courbe de lumière de la supernova découverte la même année dans NGC 4157, dont on ne connaît que la portion qui correspond aux

deuxième et troisième déclins.

4. Maxima déterminés par extrapolation. — Tout ce qu’on sait à l’heure actuelle des variations d’éclat pour les supernovæ semble bien établir qu'il existe une grande analogie entre leurs courbes de lumière. Le fait a déjà été signalé par W. Baade (?) et utilisé pour obtenir une valeur approchée du maximum quand ce dernier n’a pu être effectivement observé. Baade fait coïncider avec une courbe type la partie de la courbe connue par les observations. Il suflit alors d’extrapoler pour avoir la date et la magnitude probables du maximum. Le procédé donne aussi du même coup, si l’on connaît la distance de la nébuleuse, une valeur approchée de la magnitude absolue au moment du maximum.

A la suite de Baade, j'ai moi-même ($) appliqué la méthode à quelques supernovæ, mais, en m'inspirant des remarques faites au paragraphe précédent, J'ai distingué deux sortes de courbes types : l’une est construite avec toutes les observations relatives aux supernovæ dans NGC 1003 et IC 4182 et l’autre avec les observations des supernovæ dans NGC 4273 et 4157. Le catalogue du début de ce chapitre contient ainsi 14 étoiles pour lesquelles les maxima non observés ont été déterminés par la méthode d’extrapolation.

. Indice de couleur. — Les supernovæ, étant donné leur énorme distance, ne peuvent s’observer, en général, que photographiquement. On possède donc assez peu de magnitudes visuelles et l’indice de couleur est souvent inconnu.

Quelques observations de la supernova dans NGC 1003 effectuées à l'Observatoire d’Harvard (#) immédiatement après le maximum permettent de tracer un fragment de courbe visuelle sur une quinzaine de jours. Comparée à la courbe photographique, elle donne un indice de couleur qui oscille entre + 0,4 et + 1M,0. La valeur moyenne est + 0.6.

K. Graff a établi une courbe visuelle pour la supernova dans NGC 2608.

. S. À. F., 55€ année, 1941, p. 159.

JE DAT. BAn01910 080;

Elle s’étend sur 60 jours et reste sensiblement parallèle à la courbe photographique, fournissant un indice de couleur égal à + 1,4.

Pour la supernova dans IC 4182, les magnitudes visuelles de G. B. Lacchini (1) et de L. Jacchia (?) m’ont fourni sur 70 jours un indice moyen de + oM,8. Pour cette même supernova, Baade a déterminé les indices de couleur sur près de 180 Jours en utilisant la courbe visuelle de M. Beyer (). Il a trouvé un indice de couleur, nul au maximum, qui augmentait rapidement jusqu’à la valeur + 1,0, atteinte une quarantaine de jours après, pour diminuer ensuite jusqu’à la valeur + 0,45.

L'indice est alors resté sensiblement constant jusqu’à la fin des observations. Ces résultats s'accordent avec ce que J'ai trouvé pour les 70 premiers Jours.

Il semble donc bien que dans les quelques semaines qui suivent le maximum, la courbe visuelle ait une pente plus faible que la courbe photographique, ce qui traduit un accroissement de l’indice de couleur. En confirmation de cette remarque, quelques estimations visuelles de W. H. Steavenson () relatives à la supernova dans NGC 4303, montrent un accroissement pour l'indice de oM,5 en plusieurs semaines.

6. Magnitude absolue au maximum (M). — Cette quantité est très importante : s’il est prouvé que les supernovæ ont au moment de leur maximum même éclat intrinsèque, et si cet éclat est connu, 1l devient facile de calculer la distance de la nébuleuse où survient une de ces étoiles. Le procédé permet d’atteindre des distances se chiffrant par plusieurs nullions d’années-lumière.

Le tableau XLIV montre qu'on dispose actuellement des magnitudes absolues de 16 supernovæ : 7 pour lesquelles le maximum a été effectivement observé et 9 pour lesquelles 1l est déterminé par extrapolation. J’éliminerai toutefois les supernovæ dans NGC 5236 et NGC 253. Les valeurs de leurs maxima sont très douteuses. Il reste ainsi cinq maxima observés qui m'ont donné une magnitude absolue moyenne de — 14,6 et neuf maxima extrapolés me donnant une valeur un peu plus faible : — 13,7. L’ensemble des 14 étoiles fournit une moyenne de — 1/,0.

Cette valeur est peu différente de celle qu'avait trouvée Baade, en 1938, avec 10 étoiles : — 14,3. Plus récemment avec toutes les supernovæ de distance connue, observées jusqu’en juin 1939, soit 13 étoiles, 1l a