Non-Periodic Phenomena in Variable Stars 
                                    IAU Colloquium, Budapest; 1968



              VARIATIONS RAPIDE, PROBABLEMENT NON PERIODIQUES 
                       D'ENVELOPPES D'ETOILES Be

                  A. M. DEPLACE, R. HERMAN, A. PETON
                         Observatoire de Paris

  D'apres la litterature, il semble souvent que les variations observees dans 
les etoiles Be soient eratiques. Il est tres difficile de savoir si cela est 
exact ou non, en raison de la lenteur de ces variations. Depuis 18 ans que 
nous avons observe un nombre relativement petit (~ 250) d'etoiles Be en les 
photographiant regulierement, il nous semble que les variations de E/C et de 
V/R soient au moins pseudo-periodiques (Lacoarret, 1965). Mais, a cote de 
ces variations pseudo-periodiques, it semble bien qu'il y ait egalement 
des variations rapides. Nous allons en donner quelques exemples typiques.
   zeta Tauri (HD 37202) a toujours ete dormee comme binaire aver la periode 
bien connue (Adams 1905, Losh 1932, Underhill 1952) de 133 jours. Une 
etude prolongee des vitesses radiales des raies d'enveloppe de tette etoile a 
permis de montrer, que, actuellement, l'axe de la periode se deplace regulierement 
pendant 7 ans (fig. 1). Le spectre pris en 1967 resemble etonnament 
a celui de 1960. Il n'a pas ete possible d'affirmer que tette periode de 7 ans 
ait existe dana le passe, comme A. M. Deplace l'expliquera ailleurs. Neanmoins, 
la plupart des auteurs qui ont pu mesurer plusiers cycles de 133 j. ont observe 
des variations de l'axe "gamma" (Hynek et Struve 1952).
   Ces auteurs ont egalement note l'existence d'une perturbation dans la 
courbe de vitesse (133 j.) vers la phase 0.60. Dans la periode de 7 ans 
signalee plus haut, nous avons observe de nombreux cycles de 133 j. Malheureusement, 
il est tres difficile d'observer regulierement une etoile en raison du peu d'heures
d'observation disponibles. Neanmoins dans la periode de 7 ans, 3 cycles presentent 
plusieurs mesurer autout de la phase 0.60, dans le cycle 168, 7 menures 
de vitesse radiale se trouvent entre les phases 0.40 et 0.60, dans le cycle 
169, 5 mesures entre les phases comprises entre 0.5 et 0.7, dans le cycle 1964, 
4 mesures entre les phases 0.5 et 0.6. Sur la figure 2, on voit que dans le cycle 
164, il n'y a pas d'ecarts a la courbe de vitesse radiale, alors que dans le cycle 
168 on observe des variations rapides et importantes de vitesse radiale et, 
dans le cycle 169, la variation subsiste, plus faible et un pen decalee dans le 
temps.
   Ces variations ne sont pas dues a la periode de 133 j. comme la plupart 
des auteurs precedents le pensaient mais, plus probablement a la grande periode.
   Il est interessant de noter que ce phenomene a lieu daps les cycles 168 
et 169, c'est a dire a une epoque ou la vitesse moyenne diminue (voir figure 1). 
A cette epoque, l'etoile est comprimee depuis assez longtemps, en raison 
de la recession de l'enveloppe et il apparait une ejection de matiere montree 
par le mouvement d'expansion de l'enveloppe. Des couches a vitesses heterogenes 
sont indiquees par le dedoublement des raies d'absorption d'enveloppe.
L'un de nous avait deja souligne ces faits au Colloque de St Michel (Herman 
1964) mais nous n'avions pas pu expliquer ce phenomene. Nous l'avions simplement 
compare a des dedoublements semblables qui se presentaient dans les spectres 
de P Cyg.




Figure 1. Vitesses radiales des raises d'enveloppe de zeta Tauri. Au dessus 
          de la courbe figurent les contours typiques correspondants.




                             Figure 2


  En ce qui concerne d'autres etoiles Be, nous allons tout d'abord parler
de HD 45910 (AX Mon). De nombreux auteurs ont remarque ce dedoublement 
des raies d'enveloppe (Struve 1943, Merrill 1948). Un travail assez complet
concernant cette etoile a ete expose en 1964 a Michigan par P. Cowley (1964). 
Neanmoins, de nombreux points restent obscurs. Comme pour zeta Tau, on observe 
des dedoublements de raies qui ont lieu dans une periode d'expansion de 
l'enveloppe mais le dedoublement est tel que les deux raies sont fortement 
separees, la raie secondaire correspond a une vitesse relative, par rapport 
a la raie primaire, allant de -150 km/s a -50 km/s en 13 jours. La figure 3 
montre le profil de la raie H_14 pendant et apres le dedoublement. Ceci concerne 
bien l'enveloppe car la largeur equivalente de l'ensemble des 2 raies ne 
varie, pas pendant ce phenomene.




                             Figure 3


   Il noun est tres difficile de suivre cette etoile en raison de sa basse 
declinaison et il ne semble pas possible d'elucider rapidement les phenomenes. 
Nous nous proposons donc d'etudier en detail deux series de spectres a 10 
A/mm, l'une de HD 218393 et l'autre de HD 142983 (48 Lib). Ces etoiles 
semblent se comporter sensiblement comme HD 45910 et, comme zeta Tau, elles 
semblent avoir deja quitte la sequence principale.
   D'apres ce qui precede, il n'est pas exclu que des sortes de "flash" puissent
exister au sein des atmospheres stellaires des Be, malheureusement tres peu 
de travail a ete fait jusqu'ici en ce qui concerne la photometrie photoelectrique
de Ces etoiles brillantes a part les travaux de Feinstein (1968) a La Plata.



               BIBLIOGRAPHIE

Adams, W. S., 1905, Astrophys. J. 22, 115. 
Cowley, P., 1964, Astrophys. J. 139, 917.
Feinstein, A., 1968, Z. Astrophys. 68, 29.
Herman, R., 1964, Ann. Astrophys. 27, 507.
Hynek, J. A. et Struve, O., 1942, Astrophys. J. 96, 1562.
Lacoarret, M., 1965, These, Paris.
Losh, H. M., 1932, Publ. Obs. Univ. Michigan, 4, no. 14, 1. 
Merrill, J. E., 1948, Astrophys. J. 108, 481.
Struve, O., 1943, Astrophys. J. 43, 212. 
Underhill, A. B., 1952, Astrophys. J. 57, 168.