Спектрофотометрическая температура звезды

Другое возражение гипотеза А встречает в том, что сразу после максимума наблюдаемая спектрофотометрическая температура звезды должна резко повыситься, чего безусловно не бывает.

В самом деле, сразу же после максимума в спектре появляются яркие полосы довольно симметричной структуры, показывающие прозрачность, оболочки в это время, т. к. красная половина их образована задней для нас полусферой оболочки, излучение которой не поглощается передней полусферой и доходит до нас. При этом сразу становятся видны горячие обнажившиеся слои звезды, имеющие, по предыдущему, температуру около 150000°, если не выше. Однако на это мы можем возразить, что сразу же возникающая протяженная атмосфера вокруг самой звезды создает понижение ее спектрофотометрической температуры в видимой области спектра, как это следует из теории Козырева и как это подтверждено нашими исследованиями звезд Вольф—Райе. Однако Мустель. считает, что длительное сохранение типа абсорбционного спектра после максимума подтверждает малость изменений температуры излучения, определяющего ионизацию и возбуждение в оболочке, и подчеркивает ее противоречие с температурой, определяемой по ярким линиям спектра, которая получается значительно выше. Это приводит его не к тому, что после максимума, т. е. после того как оболочка стала прозрачной, ее начинает достигать излучение более горячего источника, а к тому, что яркие линии возникают не в процессе флуоресценции, ионизации и рекомбинации, а при столкновениях. Кроме того, он их относит не к оболочке, отделившейся от звезды, а к обращающему слою, частично сохраненному последней.