Кривые изменения

Выше было указано, что для построения кривых изменения яркости непрерывного спектра новых звезд необходимо иметь спектро — фотометрически стандартизованные спектрограммы, простирающиеся на все протяжение периода изменения блеска и расположенные тем чаще, чем значительнее и быстрее колебания блеска в ранних стадиях. Получить такие ряды спектрограмм, конечно, не легко уже из-за атмосферных условий и цэ-за сильного ослабевания яркости звезды к минимуму, когда знание ДТе особенно важно и когда контраст ярких полос и непрерывного спектра так велик, что затрудняет его определение. Тем не менее осуществление такой программы, хотя бы частичное, возможно для обсерваторий, обладающих нужным оборудованием, и расположенных там, где обеспечено достаточное число ясных ночей в году.

Если бы значения поправки за эффект ярких полос для всех новых звезд оказались примерно одинаковыми в одних и тех же спектральных стадиях, то можно было бы строить кривые суммарной яркости непрерывного спектра для любой новой звезды, зная ее обычную визуальную или фотографическую кривую блеска. Но, как мы видели, спектральная стадия для всех звезд определяется в основном величиной Ат, на которую яркость их упала после максимума. Поэтому мы сделали попытку сопоставить графически и статистически все имеющиеся определения величины фотографического эффекта ярких полос Ате с этой величиной Ат для разных звезд. Результаты представлены на рис. 49. Из него видно, что, несмотря на некоторые различия в спектральном развитии новых звезд, систематические различия в ходе величин Ате для них едва заметны и несравненно меньше, чем колебания в Ате для одной и той же звезды. Повидимому, эти большие колебания обусловлены главным образом большими ошибками наблюдений.

Чрезвычайно важным во многих отношениях явилось открытие новых звезд в шаровых звездных скоплениях и внегалактических туманностях.. Открытие показало, что явление новых звезд свойственно не только — Галактике, но и другим звездным системам, что новые звезды в максимуме— абсолютно наиболее яркие из всех известных звезд и что новые звезды — довольно частое в природе явление. Кроме того, это позволило найти новый метод определения расстояний до спиральных тзгманностей.