Небулярная стадия

Для новых звезд знание Lme особенно важно потому, что в максимуме, когда ярких полос в спектре нет, он равен нулю, затем он нарастает и в небулярной стадии, когда почти все видимое излучение происходит в запрещенных линиях, он должен достигать значений того же порядка, что и у планетарных туманностей. Действительно, по нашей работе, спектрофотометрически определенная величина Ате в начале июня 1935 г., когда N Геркулеса усиливалась в яркости, находясь в небулярной стадии, составляла около 4Ш.5. В 1942 г. этот эффект дается непосредственным определением яркости звезды и уже видимой отдельно от нее туманности. Как мы уже видели, в эту эпоху АШе ~ 2.40.

Заметим, что незнание точной температуры звезды, когда последняя выше 10 000°, что и имеет место всегда, когда эффект ярких полос уже заметен, почти не влияет на распределение яркости вдоль фотографии непрерывного спектра, и потому почти не вносит ошибки в определение Дте. Несравненно ббльшую погрешность вносит огромный контраст между почернением на негативе главных запрещенных линий и непрерывного спектра под ними. При больших значениях Атй линии Nx и N2 бывают передержаны, в то время как непрерывный спектр в этом месте совсем невидим. Дополнительную погрешность вносит неточное знание коэффициента чувствительности фотопластинок к этим длинам волн, так как в зеленой части спектра как раз происходит быстрое падение чувствительности.