Определение температур

Мы видели уже, что из достаточно полных определений температур по ярким линиям в средних и поздних стадиях мы не можем для звезды выбрать с уверенностью, даже между температурами, скажем в 50 и в 100 тыс. градусов, когда различные линии и методы дают температуры от 30 до 100 тыс. градусов. Между тем обычные болометрические поправки для указанных температур различаются на 2т.2. Это приводит к различию в вычисляемых по ним радиусов звезды почти в три раза.

Однако возникает еще вопрос, можно ли применять к новым звездам обычные болометрические поправки, или же их следует брать согласно теории протяженных атмосфер и каковы они будут в этом случае.

На рис. 48 представлена построенная нами предварительная кривая изменения блеска N Геркулеса — визуальная, фотографической яркости непрерывного спектра и болометрическая. Для нее мы воспользовались средним фотографическим эффектом ярких полос, температурами, указанными на кривой, и болометрическими поправками по теории протяженных атмосфер Козырева.

Сказанное выше следует постоянно иметь ввиду, когда будет итти речь о кривых блеска новых звезд. Уже в переходный период эффект ярких полос достигает примерно одной звездной величины, а в дальнейшем, в особенности в небулярной стадии, изменения видимой яркости практически определяются изменениями яркости туманности. Пока эффект ярких полос, вскоре после максимума, мал, его для болометрического блеска отчасти должно компенсировать повышение температуры звезды. Поэтому в ранних стадиях падения блеска ход болометрической светимости примерно соответствует ходу визуальной светимости.