TABLEAU LIX
STADE PRÉMAXIMUM.
DATE ÉMISSION y P NOVA. Ni ocrrTiio Te UT ul crie OU REMARQUES. premaximum, du du avant au lex spectre.| maximum. le maximum. maximum.
Per. 1901....[22 février|23 février B + A Insensible Absente a. Gem. 1912....[13 mars |14 mars : Id. Présente b. AGLmIISEE" = 9 juin AP Id. Absente c:
Cyg. 1920....[22 août |23 août c Az Absente Présente ou tr. faible| ou très faible Pic 925 NP |PoEmai 7 juin cFs Présente Présente d. et étroite et bien dévelop.
Her 1934.13 déc. 22 déc \T'ers; mat. PB; |MPrésente; Disparue Ge ÿ Le 13, soir : cA,| diminue Le 21, cF; de largeur Lac. 1936....|19 juin |20 juin B3,9 > cAo À peine |Se développe De perceptible le soir du 20 juin a. Fond continu intense; H et K apparaissent en absorption au maximum. — b. Fond continu intense avec absorptions. — c. Absorptions larges; l'émission apparaît oi,6 après le maximum. — d. Aucun changement notable pendant la montée; au maximum, les absorptions s’élargissent et deviennent plus nombreuses. — e. OT intense en absorption; CI présent en absorption; raies D faibles. — f. Fond continu intense; raies D présentes en absorption.
Te
Quant au spectre d’absorption des novæ, il est toujours, pendant cette période, celui d’une supergéante, type à« Cygnt ou € Aurigæ. Dans quelques cas, son déplacement vers le violet diminue rapidement.
16. Évolution du spectre après le maximum. — Dès le début du déclin, le fond continu, qui était très intense, commence à faiblir et les émissions apparaissent renforcées.
C’est à ce moment que survient généralement l’absorption la plus
importante, dite absorption principale. Le spectre ne tarde pas, d’ailleurs, à se compliquer par l'apparition simultanée de nouveaux systèmes de raies sombres. Les uns sont de courte durée, les autres peuvent exister à côté du spectre principal, pendant la totalité des observations. Certains d’entre eux s’accompagnent d'émissions, moins fortes en général que les premières.
Plusieurs semaines après, en l’espace de quelques jours seulement, pour les novæ rapides, on peut souvent déceler un ou plusieurs systèmes, constitué par des raies du type B, celles de He I, O IT, NIT et CIT.
Puis peu à peu, avec une rapidité variant d’une nova à l’autre, on voit le fond continu faiblir et les raies d’absorptions s’évanouir, tandis que les émissions dites nébulaires font leur apparition. La phase nébulaire débute au deuxième déclin, lors de la phase oscillatoire ou de l’affaissement correspondant pour certaines courbes de lumière. Pour les deux novæ lentes, elle a été précédée d’une période de transition caractérisée par le développement intense des raies interdites de Fe IT : c’est la phase n Carinæ.
Les émissions très intenses de N III et He II, à 4640 et 4686 À, sont toujours présentes avant les raies nébulaires, excepté toutefois pour Nova Pictoris. Le stade nébulaire dure plus ou moins longtemps, quelquefois pendant plusieurs années : les émissions typiques, telles que [O III] 5007, 4959, 4363 après leur plein développement, s’affaiblissent et finissent par disparaître. Au cours de cette évolution, l’étoile peut être aperçue ou photographiée, entourée d’une nébuleuse en expansion rapide qui elle aussi s’affaiblit au bout d’un certain temps et se dissipe.
Nous avons vu que dans plusieurs cas très nets, le fond continu reprenait de l’importance au moment où les raies de la nébuleuse faiblissaient. Il reste d’ailleurs confiné au noyau stellaire et sa répartition d’énergie indique une température très élevée, de l’ordre de celles qui ont été mesurées, pour les noyaux, dans les nébuleuses planétaires.
Le plus souvent, après quelques années, le spectre de la nova ressemble de plus en plus à celui d’une étoile de Wolf-Rayet, avec l'émission à 4686 À surpassant toutes autres par son intensité À ce moment, l'éclat est redevenu sensiblement ce qu'il était avant l’explosion.
17. Phase n Carinæ. — Elle semble particulière aux novæ lentes : elle s’est produite pour Nova Aurigæ 1891, Nova Pictoris et Nova Herculis. Pour cette dernière, elle a débuté trois mois après le maximum et elle a duré environ un mois. Plus tardive pour Nova Pictoris, puisqu'elle commence à quatre mois au moins du maximum principal, elle paraît avoir duré plus longtemps. Dans ces deux cas, la similitude avec le spectre
de n Carinæ réside plutôt dans l’origine des nouvelles émissions que dans leurs intensités relatives.
18. Liste générale des systèmes d'absorption. — J'ai résumé dans le tableau LX les résultats d'observation concernant les principaux systèmes d'absorption apparus dans le spectre de six novæ : Nova Persei 19017 est exclue par suite du petit nombre de vitesses publiées. Ce tableau fournit, pour chaque système envisagé, la date de la première et de la dernière mesures relatives à la vitesse, la valeur moyenne de cette vitesse, ses valeurs extrêmes et la nature des raies qui constituent ce système. Des remarques complémentaires suivent et permettent de préciser certains points.
Les dates de l’apparition ou de l’évanouissement d’un système sont souvent incertaines. Le phénomène peut être progressif. On assiste souvent à une ou plusieurs réapparitions successives. Certains systèmes sont même parfois considérés comme les survivances d’autres systèmes antérieurs sans qu'il soit possible d’en avoir une preuve absolument indiscutable. C’est pourquoi je n’ai donné que les dates de la première et de la dernière mesure de la vitesse, signalant toutefois quand certains observateurs avaient été plus catégoriques en affirmant la date d’apparition ou de disparition. Certains d’entre eux pouvaient, à cet effet, disposer d’une suite complète de clichés, ce qui est loin d’être toujours le cas. Les mêmes réserves sont à faire pour ce qui concerne la date du début dans les diverses phases de l’évolution spectrale.
Les vitesses moyennes donnent un ordre de grandeur qu’il est intéressant de connaître pour effectuer certaines recherches statistiques. Elles sont valables pour les intervalles de temps où les accélérations ne sont pas trop grandes et toujours du même signe.
Enfin il ne faut pas oublier qu’il y a toujours un certain degré d’arbitraire ou de jugement personnel dans la classification des raies en systèmes ainsi que dans la composition attribuée à chacun de ces systèmes. Certains peuvent en particulier être mixtes et comprendre à la fois des raies de l'hydrogène, par exemple, et du fer ionisé ainsi que certaines raies spéciales au type B. Le spectre est souvent très compliqué; l'hydrogène notamment peut présenter de nombreuses composantes, de vitesse, d'intensité et de durée variables. C’est le cas pour Nova Puctoris (absorption VI, voir fig. 21) et pour Nova Herculis. Certains auteurs se sont même demandé à ce sujet si le phénomène observé, au moment où les raies d’absorption devenaient multiples, n’était pas causé par l’apparition de maxima d’émission à l’intérieur de ces absorptions.
TABLEAU Lx.
