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





           VARIATIONS DANS LE SPECTRE DE GAMMA PEGASI

                    JEAN-MICHEL LE CONTEL
                    Observatoire de Paris


  Contrairement a d'autres etoiles de type beta CMa, gamma Pegasi ne presente 
qu'une seule periode d'oscillation de la courbe de lumiere et des vitesses 
radiales (3h 38 mm). Les amplitudes de variation sont faibles (Delta m = 0,015 
et Delta Theta_R = 7 km/s). Le spectre a ete tres etudie, notamment par Alley (1949), 
Aller et Jugaku (1958) et Wright et al. (1964).
  En 1966 et en 1967 nous avons entrepris des observations du spectre 
de cette etoile a tres haute resolution spectrale et a grande resolution dans 
le temps, grace a un nouveau spectrographe a tres grande resolution installe 
au foyer coude du telescope de 193 cm de l'Observatoire de Haute Provence. 
Le spectrographs permet d'utiliser une camera electronique Lallemand comme 
recepteur (Baranne et al., 1967).
  Le but de ces observations etait de rechercher une variabilite des profils 
de raies dans le spectre de gamma Pegasi.
  La dispersion sur la photocathode du recepteur est de 2 A/mm; le champ 
du spectrographe de 25 A. Les temps de pose ont toujours ete choisis inferieurs 
ou egaux a 12 mn. Pour chaque domaine spectral etudie, plusieurs series de 
spectres ont ete obtenues, chaque serie s'etendant sur 4 heures environ. Pour 
une meme serie les temps de pose ont ete constants; le lissage du au temps 
d'integration a ainsi ete le meme pour tous les profils.
  Plusieurs phenomenes ont ete observes.


  1) Variations de la forme du profil des raies au long de la periode:

  Avant chaque extremism de vitesse radiale, la raie est presque symetrique 
et simple. Sur la partie descendante de la courbe de vitesse radiale, la raie 
presente une ails rouge importante.
  Sur la branche ascendante, elle presente une large ails violette.
  Ces variations sont liees a l'existence de composantes qui apparaissent 
au voisinage des extremums de vitesse radiale et sont parfaitement separees 
ainsi que sensiblement equidistantes au voisinage de l'axe gamma (figure 1). A ce 
moment, leur separation est de 0.07 A, correspondant a une vitesse relative 
de 4,6 km/s. Il est absolument necessaire de ne pas depasser 12 a 15 mn de 
pose pour esperer detecter cc phenomene, quelle que soit la resolution spectrale
dont on dispose. Cela est mis en evidence sur la figure (2) qui represente 2 
enregistrements du doublet lambda 4481.13, lambda 4481.33 de MgII, l'un (a) obtenu 
en 11 mn en utilisant la camera electronique et l'autre (b) obtenu en 3 heures 
avec le meme spectrographe sur plaque IIaO chauffee. Le profil (b) est tres
semblable a ceux obtenus par Wright par exemple pour des temps de pose voisins 
de 20 mn et peut s'expliquer par un effet de lissage du a' la superposition 
des differents profils observes. En effet, le profil (a) correspond a 
un dephasage de pi/2 par rapport au profil des SiIII obtenu a 23h 37 (fig. 1). 
A cette meme heure; le doublet de MgII n'est plus separe (ce meme phenomene 
est observe sur le doublet de AI III lambda 4479. 89, lambda 4479. 97). 
Les observations montrent que l'interpretation du profil (b) par un effet de 
microturbulence donne par Miss Underhill (1966) n'est pas a retenir dans le 
cas de gamma Pegasi et qu'on est plutot en presence d'un champ de vitesse 
complexe associe a l'oscillation responsable des variations de lumiere.




Fig. 1. Enregistrements de 3 spectres montrant les variations de la forme 
du profil de la raie Si III lambda 4552 liees a la presence de composantes.




Fig. 2a. Enregistrement du doublet Mg II lambda 4481, 13,lambda 4481, 33 obtenu 
en Mmn avec la camera electronique. Ce spectre est en opposition de phase avec 
le spectre a T. U. = 23h 37m de la raie Si III lambda 4552 (Fig. 1)




Fig. 2b. Enregistrement du meme doublet Mg II obtenu au meme foyer en 3 
heures sur plaque Kodak IIaO chauffee. 



          2) Variations des largeurs equivalentes

  Sur la figure (3) sont portees les mesures effectuees sur les profils de la 
raie SiIII lambda 4552 pour la nuit du 14 au 15 septembre 1967.




Fig. 3. Variations de la largeur equivalente de la raie Si III lambda 
        4552 au cours de la periode.
        Les explications concernant les points + sont donnees dans le texte.


  Le minimum de largeur equivalente se produit lorsque I'on separe le 
plus grand nombre de composantes (figure 1 T. U. = 23h 37). Il correspond 
approximativement au point de passage de l'axe y sur la branche descendante 
de la courbe des vitesses radiales obtenue a partir des profils lisses.
  Les discontinuites observees a T. U. = 24h 40 m et T. U. 25h 16 m le sont 
egalement pour la raie SiIII lambda 4568 du meme multiplet.
  A T. U. = 25h 16 m, nous avons porte 2 valeurs de la largeur equivalente 
W_lambda = 135 et W_lambda = 118. La difference entre les 2 valeurs est 
egale a la largeur equivalente W_lambda = 17 m A d'une composante nettement 
separee dans l'aile violette de la raie. Une composante identique est egalement 
presente a la meme distance de la raie lambda 4568, ce qui permet de rejeter 
l'hypothese de l'apparition d'une raie d'un autre element. La distance de cette 
composante au point d'intensite maximum de la raie est de 0,3 A dans les 2 cas 
(environ 20 km/s).

3) Sur quelques spectres apparaissent de faibles raies de PII, NeII, FeIV, non 
           presentes tout au long de la periode

  Ces resultats, qui ont pu etre obtenus grace aux proprietes principales 
de la camera electronique (linearite de la reponse, gain en temps de pose, 
faible granularite des plaques nucleaires utilisees), sont a rapprocher de ceux 
obtenus par d'autres auteurs sur des etoiles du meme groupe: ainsi Odgers
and Kushwara (1960), a observe des composantes sur ces memes raies de 
SiIII dans le spectre de BW Vulpeculae de meme que Struve et Su Shu Huang 
(1955) dans sigma Scorpii. Stableford et Abhyankar (1959) ont mis en evidence 
des variations de profil et de largeur equivalente des raies (de 10% environ) 
daps le spectre de HD 21803. Il est d'ailleurs probable qu'une etude du spectre 
de cette derniere etoile, effectuee dans les memes conditions que pour 
gamma Pegase, permettrait de mettre en evidence des composantes dans les raies 
dont les profils varient. En effet, l'amplitude de la variation des vitessen 
radiales est aussi faible pour HD 21803 (16 a 25 km/s), quo pour gamma Pegasi, 
alors qu'elle est superieure a 150 km/s dans BW Vulpeculae. Mais la faible 
magnitude visuelle de HD 21803 la rend difficile a observer avee a la fois 
une grande resolution spectrale et une grande resolution dans le temps. 
L'importance des conditions d'observations dans l'etude des etoiles variables 
a courte periode est confirmee par ces resultats. Les observations de Hill 
(1967) montrent quo les beta CMa ne sont pas toutes des rotateurs lents, nos 
resultats permettent de penser qu'elles montrent pout-etre toutes des variations
de profil.
  D'autres spectres doivent encore etre reduits, sur lesquels se trouvent 
notamment les raies de HeI, lambda 4388, lambda 4438, lambda 4471. Its devraient
permettre de preciser la correlation entre les variations observees et la 
periode de gamma Pegasi.
  Par ailleurs, nous nous proposons de rechercher l'interpretation de ces 
phenomenes par un champ de vitesse en presence d'une oscillation non radiale. 
Il semble, en effet, difficile d'expliquer ces variations (de lumiere, de vitesse 
radiale, de largeur equivalente) et l'existence des composantes dans les raies, 
si l'on conserve une symetrie spherique a l'etoile tout au long de la periode.
  Dans le cas de gamma Pegasi, pour laquelle on n'observe pas d'elargissement 
des raies par rotation, nous essayons de comparer des profils observes a des 
profils calcules dans l'hypothese d'un modele ou l'etoile est vue 
<<pole on>>, 
l'axe de l'oscillation etant perpendiculaire a l'axe de rotation.



                REFERENCES

Aller, L. H., 1949, Astrophys. J. 109, 204.
Aller, L. H., and Jugaku, J., 1958, Astrophys. J. 127, 125.
Baranne, A., Bastie, J., Bijaoui, A., Duchesne, M., Le Contel, J. M., 1967, Publ. Obs.
   Hte-Provence 9, no. 18.
Hill, G., 1967, Astrophys. J. Suppl. XIV, no. 130, 263.
Odgers, J. and Kushwaha, R. S., 1960, Publ. Dom. astrophys. Obs. Victoria XI, no. 6, 
   185.
Stableford, G. and Abhyankar, K. D., 1959, Astrophys. J. 130, 811.
Su Shu Huang and Struve, O., 1955, Astrophys. J. 122, 103.
Underhill, A. B., 1966, J. Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer. 6. p. 675-689. 
Wright, K. D., Lee, E. K., Jacobson, T. V., Greenstein, J. L., 1964, Publ. Dom. 
   astrophys. Obs., Victoria, 12, no. 7, p. 173.