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JtAN BOSLER. 



REVUE D'ASTRONOMIE 



M. Bergstrand place devant l'objectif d'une lu- 

 nette un grUlaj^e formant réseau qui donne des 

 étoiles, à droite et à gauche, une double série de 

 petits spectres séparés par l'image directe. L'in- 

 tervalle de deux spectres du même ordre, rela- 

 tifs à une même étoile, dépend de la plus intense 

 de ses radiations. Et cette « longueur d'onde 

 eU'eclive » est en rapport direct, facile à con- 

 naître, avec le type spectral. On peut donc — 

 c'est là lepoiiit intéressant — déduire ce dernier 

 d'une simple mesure micrométrique. 



Or MM. K. Lundmark et B. Lindblad ' ont 

 montré que la relation de la longueur d'onde 

 effective avec le type spectral moyen restait la 

 même pour les amas globulaires ou les nébu- 

 leuses spirales que pour les étoiles fixes, ce qui 

 n'aurait pas lieu siune absorption sensible, bien 

 entendu sans inQuence sur le type, venait ren- 

 dre plus rouges les astres très lointains, situés 

 comme ceux-là hors du plan galactique. L'absorp- 

 tion, si elle existe, paraît donc confinée au do- 

 maine de la Voie Lactée, ce qui, nous'le verrons, 

 n'a rien qui doive surprendre. 



Arrivons au plus insolite des événements céles- 

 tes de l'année 1918 : l'étoile nouvelle de l'Ai- 

 gle'-', qui par son éclat a surpassé les plus belles 

 « nov.T » de ces 200 dernières années et, en d'au- 

 tres temps, aurait certainement valu aux astro- 

 nomes bien des visites de reporters. La Nova de 

 1918 a surtout été intéressante en ce que l'on a 

 pu, cette fois, observer au spectroscope ses tou- 

 tes premières phases, les plus fugaces et les plus 

 significatives peut-être, mais aussi celles sur 

 lesquelles nous possédions le moitis d'informa- 

 tions. 



C'est ainsi que l'on a reconnu d'une façon dé- 

 sormais incontestable l'existence d'une période 

 où les nova' possèdent, à peu de chose près, le 

 speclre des étoiles ordinaires : raies sombres 

 sur fond continu. Ce spectre ne tarde pas à évo- 

 luer vers celui, devenu banal, qui caractériseles 

 étoiles nouvelles : raies sombres complexes et 

 fortement décalées vers le violet, accolées à des 

 raies brillantes très larges et peu déplacées, 

 l'hydrogène restant toujours prépondérant. Petit 

 à petit, le fond continu et les raies sombres s'af- 

 faiblissent, tandis qu'apparaissent les raies né- 

 bulaires et celles des étoiles de Wolf-Rayet, 

 >. 4()8 el ^ 463. Ces dernières subsistent seules un 

 certain temps, les raies nébulaires ayant disparu 

 à leur tour, puis elles s'étalent de plus en |)lus, 

 faisant ainsi renaître le spectre continu. L'étoile 



1. AstrophysiiaUnurnal t. XLVl. p. 206; 1917. 



'i. Nous leiiveiTiiiiii [lour plus de détails surce sujet îi notre 

 ailiclc ; « I.cs Ktoilr» Nouvelles », dans lii Ilet'ue générait 

 des Sciences du 30 iinv. 1918. 



de 1918 a parcoui'u ces divers stades, sauf le der- 

 nier, d'ailleurs habituellement très long. 



L'honneur de la découverte visuelle de l'étoile 

 a été, comme de juste, fort disputé. Mais nous 

 ne contristerons personne en disant que lespre- 

 mières observations spectroscopiques datent du 

 8 juin '. La Mission de l'Observatoire Yerkes était 

 à Green River, dans le Wyoming, où elle ve- 

 nait d'étudier l'éclipsé de Soleil. M. Barnard 

 vit la Nova, la reconnut telle et, sans perdre un 

 instant, MM. Frost et Parkhurst dirigèrent sur 

 elle l'appareil même — un prisme objectif — 

 qui venait de leur servir pour le Soleil. Au Mont 

 Wilson, on fut prévenu par dépèche et l'on 

 prit également un cliché du spectre ce soir-là. 



Mais la Nova remontait elle-même à une épo- 

 que bien antérieure. On l'avait photographiée à 

 Harvard Collège- dès le 22 mai 1888 et, depuis, 

 on en avait pris 405 — oui, 40") — clichés allant 

 jusqu'au 3 juin 1918 et la montrant à peu près de 

 grandeur photographique 10,5 : nous disons 

 Il à peu près », car elle apparaît légèrement plus 

 brillante sur des plaques d'Alger de 1892 et 1895 

 et aussi sur une de M. Quénisset, prise à Juvisy 

 en 1909. Le 5 juin 1918, on la trouve à Heidelberg 

 de grandeur 10,5, mais le 7 elle était de 6,5, le 

 8 de 0,8, le 9 de — 1 et le 10 de G; elle décrois- 

 sait enfin lentement pour n'avoir plus le 20 que 

 la grandeur 2,2 et tomber à la 6° vers la fin de 

 1918. 



Ainsi nous sommes aussi sûrs qu'on peut 

 l'être en pareille matière qu'il existait déjà une 

 petite étoile à l'endroit (ou près de l'endroit) où 

 devait se montrer la Nova : ce point est d'une 

 importance évidente en ce qui concerne les ex- 

 plications possibles du phénomène, explications 

 dont la plus en faveur repose toujours, croyons- 

 nous, sur la rencontred'une étoile avec une nébu- 

 leuse, peu lumineuses toutes deux. — Un autre 

 trait qui semble acquis est la présence dans le 

 spectre de nombreuses raies d'absorption de 

 K Cygni^: elles y figurent déplacées d'une cer- 

 taine quantité, sans qu'on soit bien fixé sur 

 la signification à donner à cette curieuse re- 

 marque. 



11 ne nous reste plus qu'à attendre pour voir 

 si la Nova de 1918 nous montrera quelque jour 

 la lueur étrange, semblant se propager à une 

 vitesse voisine de celle de la lumière, que l'on 



1. .l/,in(/i/v ,V.>/(V<'.ï. 1. LXWIX. p. 27'.! i lév. l'.H'.i. 



2. Harvard Circulars,n" 208 et 210. 



i! H. F. Newai,!. : Mclhly Notices, I. L.XXI.X, p. 31; 

 nov. 1S)18. MM. Nevvnll cl Stratton nviiient diSji» noté la même 

 partifuliirih' dans le spectre tl'une nova anlérieure yM , A'.. 

 t. U.X.XIll, p. 3**;. — L'étoile k C/gni possède un spectie 

 très spécial, reninnpinhie par la présence de raies métnlli- 

 <[ues, dites de haute tcmpcratuio. 



