Небольшая амплитуда

Сопоставляя имеющиеся данные, можно думать, что красная звезда является неправильной переменной с небольшой амплитудой, а горячая звезда и является новой, которая вспыхивает и которая в минимуме тоже переменна, так что становится по блеску инохда равна своей соседке, иногда же слабее ее. Их спектры смешиваются друг с другом. Когда звезда М значительно ярче, то распределение энергии в спектре обусловливается преимущественно ею и преимущественно в красной части, где у нее лежит максимум излучения. Тогда спектр почти чисто абсорбционный типа М, и температура, определенная по нему, соответствует 3000°. Когда горячая звезда делается ярче, ее непрерывный спектр примешивается к предыдущему,, и, как в 1938 г., распределение энергии в суммарном спектре соответствует температуре более высокой, около 6000°. Спектр спутника преобладает, понятно, в синей части спектра, отчего там принадлежащие •ему абсорбционные линии видны легче, чем в красной части спектра.

Все же в двойственности Т Короны, и притом даже физической, а не оптической, сомневаться больше не приходится, тем более что Сэнфорд указывает, что линии поглощения типа М в 1921—1945 гг. слишком колебались, чтобы их можно было объяснить ошибками наблюдений, и что по его собственным наблюдениям с марта по май 1946 г. эти скорости изменились of —46 до—2 км/сек. Это можно рассматривать как признак орбитального движения. Пэйн-Гапошкина и Райт по 1334 фотографиям и визуальным наблюдениям построили кривые блеска и красной звезды и горячего спутника Т Короны, т. е. самой повторной новой звезды за много лет. Разложение суммарной кривой блеска на две кривых получено сравнением фотографической и визуальной кривой в предположении показателей цвета этих двух звезд 1т.6 и 0.