DONNÉES SPECTRALES

Le spectre de 6 Lyrae a donné lieu à de très nombreuses recherches, mais qui comme beaucoup d’autres se rattachaient plus au domaine de la spectrométrie qu’à celui de la spectrophotométrie. Beaucoup de résultats intéressants nouveaux seront sans doute acquis si l’on a soin désormais de toujours étalonner convenablement les spectres, afin de pouvoir en faire une photométrie précise.

Ce spectre est double. L’un des composants fut toujours classé cBS ou cB9 : il caractérise une étoile super-géante normale. Le second est tout à fait anormal et les descriptions le placent de B2e à B5e.

On a longtemps admis qu’à l’éclipse principale l'étoile B9 devait être éclipsée par l'étoile B5, mais Otto Struve a présenté de nombreuses objections à cette manière de voir. Le spectre B5 est si anormal qu’il semble qu’il ne puisse avoir son origine dans une étoile, comme on le pensait jusqu'ici. Une de ses caractéristiques rappelle celles des spectres des novae, des étoiles du type P Cygni et d’autres étoiles particulières : les raies d'absorption sont déviées vers le violet et les vitesses correspondantes négatives augmentent avec l'intensité des raies. On attribue alors l'absorption, non à une couche renversante, mais à une enveloppe gazeuse en expansion. Dans une telle enveloppe, les gaz sont accélérés, en même temps que leur densité décroît et les raies intenses doivent avoir leur origine dans les couches les plus basses et les plus riches en atomes, d’où une explication de la relation trouvée.

SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 113

D'ailleurs, si lon attribue le spectre B5 à une étoile, on rencontre des difficultés dans le calcul de l'orbite spectroscopique, par suite notamment de la vitesse moyenne négative des raies B5 et du rapport des masses des composantes m3,/nr; qui est alors trouvé égal à 1/15, valeur inhabituelle. En outre, la courbe de lumière conduirait alors à admettre que la température de l’étoile la moins avancée B5 serait inférieure de plusieurs milliers de degrés à celle de l’étoile B9. On pensait généralement, d'autre part, que le spectre B9 que l’on voit à l’éclipse principale est celui de l'étoile éclipsée et, pratiquement, tous les observateurs photométristes étaient d'accord pour une éclipse totale, ou presque totale, avec un rapport des rayons rp/rp; égal à 0,3 environ. Avec une éclipse totale, il faut expliquer pourquoi le spectre B9 reste visible, en supposant, par exemple, l'étoile éclipsante transparente, tout au moins dans son atmosphère supérieure. Mais le spectre B9 observé à léclipse a des raies extrêmement diffuses et mal définies et Struve suggère que ce sont là, sans doute, les raies de étoile éclipsante et non le spectre B9 normal de l’autre étoile. Auparavant, l’état diffus de ces raies était attribué à l’effet de rotation découvert par Rossiter, mais on peut montrer qu’il n’est pas vraisemblable qu’il en soit ainsi pour l’étoile normale B9, en raison de son rayon qui n’est que les 3/10 de celui de l'autre étoile, et par suite de sa vitesse de rotation trop faible pour expliquer un tel effet. L’autre étoile, au contraire, par suite de ses grandes dimensions, a une vitesse de rotation beaucoup plus considérable et 1l serait normal que ses raies soient aussi diffuses. Par contre, au maximum, ce spectre diffus ne peut s’observer, parce qu’il est confondu avec celui de Pétoile B9, d'autant plus que tout porte à penser que cette dernière est la plus lumineuse. Enfin, il semble bien que ce spectre soit un peu plus avancé et plutôt du type A0, ce qui justifierait certains résultats d’observations colorimétriques.

Juste avant le minimum principal, les raies du spectre B9 se partagent en deux composantes, la violette étant celle du spectre normal déplacée par leffet de rotation. L'autre raie, dite satellite, est déviée vers le rouge d’environ 185 km /sec. En connexion avec ce phénomène, il serait intéressant de voir si la lumière de l'étoile B9 ne brillerait pas, à l’éclipse, à travers l'atmosphère en rotation rapide de l'étoile AO, mais on trouve alors rp9 /r19 — 0,22, valeur inférieure à celle de 0,35,

généralement donnée par les résultats photométriques. Le dernier mof,

en l’occurence, est à une nouvelle discussion de l’orbite photométrique sur la base d'observations très précises.

Il reste encore à expliquer les irrégularités de la courbe de lumière relevées par tant d’observateurs et l’on s’est demandé si elles n'étaient pas liées à des variations d’intensité des raies d'émission : cette question paraît encore pendante, bien que Mrs. Mc Laughlin ait trouvé le spectre d'émission constant en intensité.

D'autre part, si le spectre d'absorption B9 reste sensiblement constant en dehors de l’éclipse, il n’en est pas de même du spectre B5, dont les raies paraissent plus intenses après le minimum principal, tandis qu’elles s’atfaiblissent juste avant le minimum secondaire, puis augmentent ensuite graduellement vers le minimum principal. Ces variations peuvent être dues à un défaut de symétrie de la matière nébulaire, qui envelopperait l’étoile A0 avec une extension plus grande sur l’arrière que sur avant.