AN 1203,01097, D YA

APONS2205 21958 p.150.

APN 02001000 pour.

TAB A TEA SG r920;p: 242,

— tite

obtenu — 14,34 +0,34, avec une dispersion égale à 1,17 0,24. Une autre méthode utilisant la moyenne des différences entre les magnitudes de l'étoile et de la nébuleuse, ainsi que la magnitude absolue moyenne des

nébuleuses de distance connue, lui a fourni les valeurs

Minax = — 14.7 0,56

DE TiS4 EE 0,923

pour la magnitude absolue et la dispersion.

La moyenne de ces diverses déterminations, soit — 14,3, avec une dispersion voisine de l’unité, paraît voisine de la valeur réelle. Obtenue seulement jusqu'ici avec un petit nombre de supernovæ, elle est pourtant susceptible de subir quelques légères modifications avec l'accroissement de nos connaissances sur ce sujet. En adoptant pour le Soleil une magnitude photographique absolue de + 5,4 et un éclat Ec, l'éclat absolu des supernovæ correspondant à M, — — 14,3 est énorme. Îl est donné par

s max — 0 101EO.

7. Différence de magnitude entre une supernova et sa nébuleuse. — Au moment du maximum, l’éelat d’une supernova est généralement voisin de celui de la nébuleuse entière où elle est apparue. L'examen du tableau XLIV montre, toujours après élimination de la supernova de Lampland (NGC 5236), que les différences mx — mu restent comprises entre — 5M,3 et + 2M,5, les neuf dixièmes des valeurs indiquées restant d’ailleurs comprises entre — 3M,0 et + 2M,4. La moyenne avec les maxima observés est de —0oM,6 et, avec les maxima extrapolés, + 1M,2. La moyenne générale pour 20 étoiles est de + 0M,/6. Baade avait trouvé une valeur peu différente, avec 17 étoiles : + 0M,34 Æ 0M,56.

8. Énergie libérée par les supernovæ. — En un temps relativement court, les supernovæ émettent une très grande quantité d'énergie. On peut en obtenir une limite inférieure en assimilant, en première approximation, la répartition de l'énergie dans le spectre, à celle qui existe dans celui du Soleil. Le tableau XLVIT donne, d’après D. Hoffleit (1), les résultats de l’intégration des courbes de lumière de six supernovæ de distance connue. La magnitude absolue photographique du Soleil est

prise, comme plus haut, égale à + 5,4 et l’énergie émise en un an A2 10 er,

HOAVR.a0%170, Too.

TABLEAU XLVITI.

ENERGIE LIBÉRÉE PAR LES Supernopæ ENTRE 3800 ET 6500 À.

Ces valeurs étant des minima, il est probable qu’on a déjà une bonne approximation en adoptant, pour tout le spectre, une énergie totale libérée, en un an, de 1048 à 104 ergs, c’est-à-dire 10 à 100 mullions de fois ce qui est émis par le Soleil dans le même intervalle de temps. La supernova découverte dans IC 4182, une des plus lumineuses, a libéré, dans les trois mois qui suivirent son explosion, autant d’énergie que le Soleil en fournit en plus de 30 millions d’années.

9. Spectre. Matériel apporté par l'observation. — On connaît actuellement les spectres de sept supernovæ, celles qui sont apparues dans les nébuleuses suivantes : NGC 253, 1003, 4273, 4303, 4621, 6946 (en 1939) et IC 4182. Il faut y joindre les spectres de S Andromedæ et Z Centaurti observés visuellement, discutés tous les deux par C. Payne Gaposchkin (1).

Les deux supernovæ les mieux étudiées sont celles de IC 4182 et NGC 1003. La première a été suivie, au point de vue spectral, de 9 à 339 Jours après le maximum et la seconde dans un intervalle de temps qui commence 2 jours avant le maximum pour finir 115 jours après. Pour les autres, les observations sont loin d’avoir une telle continuité et une aussi longue durée. Pour la supernova dans NGC 4621, le spectre a été obtenu, par R. Minkowski, 20 jours après le maximum. L’observation spectrale de la supernova dans NGC 4303 a été effectuée par C. D. Shane au début du déclin de l’étoile, et le spectre de la supernova apparue en 1936 dans NGC 4273 est connu grâce à trois clichés pris par M. L. Humason, 17, 33 et 39 jours après le maximum. En admettant, pour le maximum de la supernova dans NGC 6946, la date du 6 juillet 1930, que J'ai déterminée par extrapolation, le spectre a été observé 33 et 34 jours après. Enfin le spectre de la supernova découverte à la fin de 1940, par F. Zwicky, dans NGC 253, a pu être obtenu par Humason.

PNAp J,83,.1030, p. 24h et 83,11930, p. 175.

10. Caractères du spectre et vitesses. — Ces spectres sont fort énigmatiques et se distinguent de tous les types stellaires étudiés jusqu’à maintenant. Autant qu’on puisse en juger, ils paraissent constitués par des bandes d'émission extrêmement larges puisqu'elles peuvent s'étendre sur plus d’une centaine d’angstrôms, empiétant le plus souvent les unes sur les autres et superposées à un fond continu intense. :

Si l’on admet que la largeur de ces bandes résulte d’un effet Doppler traduisant une expansion très rapide des gaz lumineux, on obtient les vitesses du tableau XLVIIT Elles ne sont qu'approximatives, étant donné l’imprécision des mesures et sont bien supérieures à celles des

novæ ordinaires.

DTABLENUEXENVITIE

VITESSES DANS LES Supernovæ.