Ослабление яркости

В конце 1925 г. на обсерватории в Иоганнесбурге производились исследования, спектр звезды в эту эпоху говорил о том, что сама звезда излучает непрерывный спектр и имеет блеск около 12т.5, всего лишь на 2т ярче, чем при вспышке. Видимый же блеск объекта определяется практически яркостью выброшенных им газовых облаков, излучающих отдельные яркие полосы в спектре. Тогда ослабление видимого блеска звезды в дальнейшем будет определяться ослаблением яркости этих газовых облаков по мере их рассеивания, уменьшением плотности и ослаблением вследствие этого яркости излучения запрещенных линий, придающих облакам необычайную яркость в процессе косвенной флуоресценции. Между тем фотометристы до сих пор принимают видимое ими суммарное излучение за излучение самой звезды и делают на этом основании различные выводы. Сама новая звезда должна была бы находиться где-то в промежутке между двумя облаками газа; она не была замечена вследствие ее слабости.

Повидимому, не зная об этих заметках, Бааде сообщил, что на снимках в августе 1940 г. в кассегрэновском фокусе 2.5-метрового рефлектора N Геркулеса выглядит как продолговатая планетарная туманность 3".50 X 2ff.71 с мягким и симметричным распределением яркости в ней, что не отвечает двойному виду ее, описанному Кей — пером. Поэтому Бааде считает двойственность звезды преходящим явлением, т. е. газовые сгустки рассосавшимися. Подтверждение этому он видит в том, что «с 1937 г. в печати нет визуальных наблюдений двойственности». Позиционный угол, «двойной Бааде» 135°, совпадает с теперешней большой осью туманности, а сгущения — с «центрами тяжести» света в ее двух Половинах, так как скорость их удаления составляет половину расширения туманности вдоль большой оси.