Интенсивность линий

Следует, однако, иметь в виду, что эти спектры иногда заметпо отличаются от спектров обычных звезд и в смысле вида и относительной интенсивности линий. Поэтому классификация их приводит к несколько разноречивым данным, в особенности если авторы пользовались различными критериями. Последнее обусловлено, например, тем, что на снимках с малой дисперсией или с объективной призмой слабые и тонкие линии металлов не видны. По ним, например, спектр N Геркулеса некоторые классифицировали как А2, находя сходство в нем с а Лебедя. По сильным же линиям Н, Call другие в то же время классифицировали его как F5.

До максимума линии поглощения довольно широки и размыты. К максимуму они становятся тоньше и резче. Спор о том, есть ли у линий поглощения с красного края эмиссионные компоненты до максимума, а тем — более в максимуме, разрешается тем, что эмиссионные компоненты если они и есть, то так узки и слабы, что их видно лишь при большой дисперсии на щелевых спектрограммах. Интенсивность их, доходящая, вероятно, до 0 , по сравнению с силой эмиссии на нисходящей кривой блеска такова, что их можно считать практически отсутствующими в максимуме и незадолго перед ним. У N Живописца 1925 о N Геркулеса 1934, захваченных на восходящей кривой значительно раньше остальных новых звезд, у первой эмиссии были лишь в виде следов и только у водородных линий, как и в более поздних стадиях подъема и у других новых; у второй же были, наоборот, сразу бросавшиеся в глаза эмиссии Н, Hel, Call и N11. Они ослабевали к максимуму, когда на снимках с малой дисперсией их совсем не было видно, кроме, как у На.

Линии поглощения до максимума всегда смещены к фиолетовому концу спектра на величину, соответствующую скорости приближения к нам в десятки или сотни километров, почти постоянную, и лишь у N Геркулеса сильно уменьшавшуюся по мере приближения к максимуму. Подробнее об этом будет сказано в разделе И следующей главы.