TABLEAU L

PRINCIPALES /Voræ.

COORDONNEES COORDONNÉES COORDONNÉES équatoriales, galactiques. rectangulaires NOVA. 1900 ,0, U. r. galactiques.

a ER. A TT —— — œ. û. G. g. x de 2e hu /m OP 0 0 , . o er, 1901...1 3.24,4 | +43.34 II — 0,017 532 | —2955 | +460 | — 8 P 1901 3.24 ,4 13.34 9 9 , 017 3 ft 83 Gen 4912 1006-48 4023270 152 +106 0,022 Aql. 1918...1 18.43,8 | + 0.28 1 — I 0,019 345 | +345 to) () Cyg. 1990...| 19.55,0 | +53.2r 55 +12 556 | +312 | +446 | +116 PicMmA995 6.34,7 | —62.33 239 —925 0,046 667 311 518 282 Her 4934118. 4,5 445.50 40 +25 500 | +347 | +291 | +211 Pac OS GEI 12 ON REP 6 NT 70 — I 833 | +285 | +383 0

La distance de Nova Geminorum 1912 est pour le moment inconnue. D’après S. Tuchenhagen, la magnitude absolue au maximum serait de — 9,6, valeur qui s’écarterait notablement de la moyenne déterminée dans le paragraphe suivant.

On remarquera dans le tableau L, la grande distance au plan palactique des deux novæ lentes Nova Pictoris et Nova Herculis avec des cotes respectives de -—— 282 et + 211 parsecs. Nova Aquilæ et Nova Lacertæ sont au contraire sensiblement dans le plan galactique. On sait que l’ensemble des novæ manifeste une forte concentration par rapport à la Voie Lactée. Sur so de ces étoiles, 39 ont une latitude comprise entre — 10° et + 10° et 14 seulement ont une latitude supérieure en valeur absolue à 20°. La répartition en longitude galactique n’est pas uniforme non plus. Le maximum de concentration a lieu entre 320 et 3409, où se trouvent un bon quart des novæ. Cette direction, dans le plan galactique, perce la voûte céleste dans les nuages du Sagittaire.

F. L. Whipple (1) a étudié la distribution des supernovæ dans leurs galaxies. Sur 20 étoiles observées, 10 étaient localisées dans l’axe principal, un bras important ou une condensation, 8 étaient dans des aires d’éelat intermédiaire et 2 dans des raies obscures. En gros les supernovæ lui ont paru distribuées dans les galaxies comme la luminosité avec peut-être une tendance à éviter le noyau de la nébuleuse. Hubble (?) est parvenu à une conclusion identique avee les novæ ordinaires de la grande nébuleuse d’Andromède.

Il n’est pas question ici de diseuter les mouvements propres des novæ. Disons seulement que sur l’ensemble de ces étoiles on ne connaît guère à l’heure actuelle qu’une quinzaine de mouvements propres. L'étude des composantes + et et du mouvement parallactique par la méthode d’Airy a conduit K. Lundmark à une distance moyenne donnant une magnitude

absolue égale à — 9,7 + 0,6.

2. Magnitude absolue. — D’après les documents des chapitres précédents, j'ai réuni dans le tableau LT, pour les novæ qui nous intéressent ici : la magnitude apparente avant explosion quand elle est connue ms, la magnitude apparente au moment du maximum ms l'amplitude de variation À, c’est-à-dire la différence entre ces deux magnitudes, la parallaxe x la plus probable, les magnitudes absolues au maximum M, et avant l'explosion M, ainsi que le type spectral qui correspond à cette dernière dans le diagramme de Russell. Ce type spectral n’a évidemment qu'une valeur statistique. En fait, on ne connaît le type de l'étoile avant son apparition comme nova, que dans le cas de Nova Aquilæ (type A). De plus ces types spectraux sont établis en supposant implicitement que he 0h nt pr niriee parte qe, Giles ARR NENPRESRN SRE

OPEN ECS TO Mo DT ()Ap."J,, 69, r029,.p. 103.

é l'étoile appartenait à la séquence principale, mais 1l se pourrait tout aussi bien qu’on ait affaire à des naines de type moins avancé, comme le sont les naines blanches.

INPI AUTTE

MAGNITUDES, AMPLITUDES ET PARALLAXES.

NOVA. MAXIMUM. Min. Mmax. A: Te Mmax. Mmin. SP. Ve è 4 Lil " Per, AIN MERE io Es 0,19 12,8 | 0,00188 —8,4 | +, dGo Gem. 1912...| 14 mars 1912 3507 ù |

La valeur moyenne de l'amplitude pour cinq novæ est de 12 magnitudes environ. Nova Cygnt 1920 a franchi plus de 14 grandeurs. On connaît l'amplitude pour sept autres novæ ne figurant pas dans le tableau précédent. Elles ne changent pas sensiblement la moyenne.

L’amplitude des supernovæ doit être plus élevée. Les recherches de Humason relatives à B Cassiopeiæ 1572 conduisent à admettre dans ce cas une amplitude supérieure à 20 magnitudes. Les amplitudes du tableau ei-dessus ne paraissent pas dépendre de la vitesse d'évolution de la nova ni de sa magnitude absolue.

En ce qui concerne la luminosité de l’étoile avant d’être nova, la valeur moyenne de M, pour N. Perse, N. Aquilæ, N. Picioris, N. Herculis et N. Lacertæ est + 4,5.

Pour la magnitude absolue au maximum, les quatre novæ rapides : N. Perse, N. Aquilæ, N. Cygni, N. Lacertæ, donnent une valeur moyenne de — 5,8 et les deux novæ lentes: N. Pictoris et N. Herculis, — 7,4. La moyenne générale pour ces six novæ est — 7,7. Observons que parmi elles figurent deux novæ très lumineuses, N. Persei et N. Aquilæ.

La luminosité des novæ a fait l’objet de nombreux travaux. Il s’agit, en effet, comme pour les supernovæ, d’une grandeur fort importante utilisable à la détermination des distances, si lon parvient à démontrer que la dispersion autour de la valeur moyenne obtenue est assez faible. K. Lundmark (1) s’est adressé à toutes les novæ de distance connue et

il a également employé des méthodes statistiques permettant de compléter

(1) Act. Scient. et Ind., n° 895, 19471, p. tr.

les résultats fournis par les parallaxes individuelles. Ce sont : la détermination de la distance linéaire au plan galactique par comparaison avec les céphéides, la comparaison de la distribution galactique avec celle des étoiles O, l'étude de la concentration des novæ vers le centre de la galaxie, et enfin la méthode qui utilise les mouvements propres. La moyenne générale est — 7,0, avec une dispersion de 0,42.

Les supernovæ sont bien plus lumineuses. En adoptant pour leur magnitude absolue la valeur 14,0, le rapport des éclats avec les novæ

est 1028, voisin de 1000.

3. Énergie libérée. — La quantité d'énergie libérée au moment de l'explosion, pour une nova, est énorme, mais elle est plus faible que pour les supernovæ. Nous avons vu qu’elle atteignait pour cette dernière catégorie d'étoiles une valeur comprise entre 108 et 104 ergs par an. Le rayonnement total d’une nova est de l’ordre de 104 ergs. S. Gaposchkin (4) a obtenu

les valeurs suivantes pour les novæ qui nous intéressent

NovamPensett901 7 7,25.10t*+ ergs Nova Pictoris 1995... ,4,25.7105 ergs D AOGULIEMAIS EEE 1,16.10#5 » DU CHETCULIS AIS A EMMA TT "RE va sCyent 1990:..7 MORAOUANES MONT, acerte LOS 0 09 10620 EE)

Ces valeurs sont à rapprocher de celles qu'ont trouvées A. Unsôld (*?) pour une nova type de magnitude absolue 6 (6.10% ergs) et W. Grotrian (%) pour la Nova Ferculis.

Si l’énergie libérée est considérable, il semble que la masse éjectée lors de l'explosion soit relativement faible devant la masse totale de l'étoile. D’après Ambarzunian et Kosirev (#) elle serait de l’ordre de 107 M, Mà désignant la masse du Soleil. Ce résultat est en accord avec le fait que, le plus souvent, les anciennes novæ ne montrent plus la nébulosité,

résultat de cette éjection, qui les entourait quelque temps après l'explosion.

4. Hypothèse de Milne et expansion. — L'hypothèse de E. A. Milne (6) date de 1930. D'après son travail, il existe, pour une étoile quelconque de masse el d’opacité données deux valeurs remarquables de la luminosité L : une valeur critique L, et une valeur limite L, supérieure à Ly.

Pour des valeurs de la luminosité plus grandes que L;, l'étoile ne peut

() no (*)

Act. Scient. et Ind., n° 895; 1941, p.33.

LrAph Aro IeADT 108.

Z. Aph., 14, 1937, p. 129.

)-2"Aph:, 711993, .p1390, (5) M: N:, 901930, P. 29.

exister. Au contraire, quand L est comprise entre L, et 1, une configuration de gaz parfait est possible, sauf peut-être à proximité du centre de létoile, et lon à affaire à une géante ou à une étoile de la séquence principale. Les valeurs de L inférieures à L, correspondent enfin aux étoiles découvertes depuis quelques années et qu’on a appelées des naines blanches.

Quand la luminosité diminue, 1l en est de même de la pression de radiation qui soutient les couches externes de l'étoile. Milne voit dans le franchissement de la valeur critique L, lPévénement qui déclenche les phénomènes caractérisant l’état de nova : l'étoile subit un effondrement avec libération d’une grande quantité d’énergie en un temps très court. Cette énergie, transformée en chaleur, augmente l’éelat de la photosphère et la pression de radiation qui finit par lPemporter sur la force de gravitation. Un déséquilibre s'ensuit et les couches externes de l’étoile sont littéralement soufllées vers lextérieur avee une grande vitesse. La catastrophe peut même aboutir à une rupture de l’étoile qui se scinde alors en deux ou plusieurs morceaux, s’écartant les uns des autres également avec une vitesse importante.

Dans le cas général, 1l reste, après le processus complet de transformation, une étoile de faible diamètre, de très forte densité, telle que la matière qui la compose soit, comme on dit alors, à l’état dégénéré, les atomes se réduisant à leurs noyaux. La température est en même temps très élevée, on a affaire à une naine blanche.

La théorie de Milne rend bien compte d’un certain nombre de faits que l'observation montre indiscutables. Tout d’abord il ne paraît pas douteux que les raies d'absorption fortement déplacées vers le violet correspondent à des couches plus froides que la surface et qui s’en éloignent avec des vitesses pouvant atteindre un millier et même plusieurs nulliers de kilomètres par seconde. À part les quelques cas très rares et toujours fugitifs que J'ai relatés pour Nova Geminorum 1912, Nova Aquilæ 1918 et Nova Herculis, les déplacements des raies sont, dans leur ensemble, rigoureusement proportionnels à la longueur d’onde, et cette loi de proportionnalité ne peut manifester qu'un effet Doppler-Fizeau.

La considération de couches en expansion autour d’une nova n’est d’ailleurs pas particulière à lhypothèse de Milne. Elle avait déjà été proposée par Halm (1) en 1904. Soient $ la surface de l’étoile de centre O (fig. 26), E une enveloppe d’une certaine épaisseur qui s’en écarte avec une vitesse d'expansion V. Ox désigne la direction de l'observateur. Le cylindre, dont la génératrice est parallèle à Ox et qui enveloppe lPétoile O,

(1) Proc. Roy. Soc. Edinburg, 25, 1904, p. 513.

THESÉ CH." BERTAUD,

/ découpe dans la couche en expansion deux ealottes sphériques, l’une AA étant tournée vers nous, l’autre BB” se trouvant derrière l'étoile, et une zone sphérique ABC A'B'C'. 0 désignant l'angle AOx, les vitesses d'approche des points de la calotte AA’ sont comprises entre — V cos 0 et V, C'est cette portion de la sphère, plus froide que $, qui donne les raies d'absorption déplacées vers le violet, Milne (1) a expliqué le méca-

nisme de la formation des raies d'absorption larges dans ce cas, comme

Fig. 26. — Schéma de l'expansion avec enveloppe expulsée,

dans celui des étoiles ordinaires. La zone restante donne une émission qui s’étend de -—V cos0 correspondant au point A à + V cos qui correspond au point B. Les émissions ne sont done pas déplacées par rapport à la position normale. Elles bordent les raies d'absorption vers le rouge.

Ce schéma a été étendu aux raies interdites, comme je l’ai signalé plus haut. Ces raies interdites, ne donnant pas l’émission, seraient produites, par l’ensemble de la zone BAA'B” comprenant la ealotte AA”, avee une vitesse qui reste done comprise entre — V et + V cos 0. Il en résulte,

ce qui a été effectivement constaté, que les raies interdites sont plus

AMEN 80/1026 prMi09,

déplacées vers le violet que les raies d’émussion permises. Elles sont en outre plus larges.

La transformation d’une nova en une naine blanche, supposée par Milne n’est pas démontrée pour le moment. Un des derniers travaux concernant ce point est dû à Humason (1). L’examen d’anciennes novæ lui a montré que 16 d’entre elles au moins avaient à l'heure actuelle un spectre O ou de type B peu avancé. Nous avons vu, dans la revue des principales novæ, qu’elles atteignent effectivement, pour la plupart, un stade qui les apparente nettement aux étoiles de: Wolf-Rayet et aux noyaux des nébuleuses planétaires. Ces derniers paraissent bien avoir des diamètres faibles et par suite des densités déjà élevées.

Il est donc possible que les novæ s’acheminent vers un type d'étoiles plus massives. L'hypothèse de Milne ne s’accorde pourtant pas avec les observations relatives à la quantité d’énergie libérée dans le phénomène des novæ. Les calculs de Milne (?) le conduisent, en effet, à une valeur de 1050 ergs au lieu de 104, quand il part de leffondrement d’une étoile de type solaire fournissant une naine blanche dont la température effective est prise égale à 40 0000. La différence ne semble pas devoir être comblée par l’énergie totale de l'enveloppe expulsée. Grotrian a calculé l'énergie cinétique d’une telle enveloppe pour la Nova Herculis en prenant une masse égale à 10 4, celle du Soleil étant l'unité, et une vitesse de 500 km/s.

Il a trouvé 2,5.10%#

ergs. Quant à l'énergie potentielle elle est du même ordre. Nous sommes donc encore loin des 10° ergs requis par l’affaissement de l’étoile, à moins que celle-c1, avant l’explosion, ait déjà manifesté une très forte concentration dans ses parties centrales, comme la suggéré Milne, hypothèse supplémentaire conduisant à une valeur de l'énergie potentielle plus faible que la valeur admise Jusqu'ici.

Enfin les idées de Milne ont contre elles lexistence certaine de novæ récurrentes, c’est-à-dire d'étoiles temporaires qui présentent, à des intervalles irréguliers, les phénomènes habituels des novæ. Une des plus récentes, Nova RS Ophiuchi, qui avait eu un maximum en 1898 est redevenue nova en 1933. On conçoit diflicilement pour cette catégorie d’astres l'effondrement total imaginé par Milne.

Quant aux supernovæ leur origine est pour le moment encore très obscure. En se basant sur leur fréquence évaluée à une apparition en moyenne

tous les 600 ans par F. Zwicky (3), sur leur répartition au sein des galaxies

MAD J.,:00, 1000 Pr 228.

PRO root prie PA tr re8r2088, p.029:

et sur diverses considérations énergétiques, F. 1. Whipple a proposé une collision entre deux étoiles. F. Zwicky (1) a suggéré au contraire la transformation d'une étoile ordinaire en une étoile affaissée, composée de neutrons, avec une densité énorme de lPordre de ro g/em et d’un rayon

excessivement peut.

5. Classification des courbes de lumière. — Après lPexamen que nous venons de faire de quelques caractères généraux des novæ, nous allons comparer les courbes de lumière individuelles.

J'ai souligné, dans le Chapitre VITT, l’uniformité trouvée dans les varialions d'éclat pour les supernovæ. C’est cette remarque, jointe à la présence d’un minimum profond vers -— 10 dans la fréquence des magnitudes absolues relatives aux astres connus, qui à conduit Baade et Zwicky à classer les supernovæ dans une catégorie spéciale d'étoiles temporaires.

Au premier abord, au contraire, les novæ ordinaires ont des courbes de lumière qui diffèrent considérablement les unes des autres. Pour celles que nous venons d'étudier, il apparaît nettement deux divisions : les unes comme Nova Persei 1901, Nova Geminorum 1912, Nova Aquilæ 1918, Nova Cygni 1920 et Nova Lacertæ 1936 s’affaiblissent immédiatement et d’une façon continuelle après leur maximum sans avoir de maxima secondaires (excepté Nova Geminorum), les autres, au contraire, peuvent rester plusieurs semaines, voire plusieurs mois, au voisinage de leur maximum principal, tout en faiblissant graduellement, comme c’est le cas pour Nova Herculis 1934 et Nova Pictoris 1925. Les premières sont les novæ rapides, les secondes, des novæ lentes. Disons tout de suite que les novæ lentes ont été considérées pendant longtemps comme une exception. Elles paraissent en réalité, aussi communes que les novæ rapides.

La comparaison des courbes de lumière a fait l’objet de nombreuses recherches depuis la classification de Gerasimovic jusqu'aux articles récents de D. B. Mc Laughlin (?). Ce dernier a obtenu des résultats importants que le présent travail confirme et précise en ce qui concerne les principales novæ. Il s'est servi de toutes les novæ dont on possède des courbes visuelles plus où moins complètes, et il a abouti au schéma suivant qui représente assez bien l’évolution de la plupart des novæ.

L'étoile part de son éclat initial par une montée très rapide de plus de Q magnitudes, suivie d’une montée plus lente de 2 magnitudes qui l'amène au maximum. Après ce maximum survient un déclin en général

PR A dm ln nn à.

P., 50, 1938, p. 215; Phys. Rev., 55, 1939, p. 726. , 1939, p. 410, 481, 538,