Спектрофотометрические температуры

Таким образом, сведения о спектрофотометрических температурах. довольно йротиворечивы. Наиболее надежные из них говорят о падении температуры к максимуму и об умеренном ее повышении впоследствии. Вблизи максимума температуры несколько ниже тех, которые соответствуют спектральному классу. этих звезд, а затем они повышаются до температуры, равной всего лишь температуре звезд класса АО. Это происходит в эпоху, когда яркость спала на 4, 5 и даже 6 величин и в спектре новой звезды небулярная стадия находится почти уже в расцвете.

Пока яркие полосы не исказили еще спектра звезды, его абсорбционный компонент типа А или F, с чертами, характерными для сверхгигантов, свидетельствует об эффективной температуре вблизи максимума порядка 10 000 или 7000°, какой она получается из теории ионизации. В дальнейшем определение температуры этим способом, ввиду нарушения в оболочке новой звезды условий термодинамического равновесия и по другим причинам, становится ненадежным, но по сильному росту возбуждения и ионизации в оболочке можно судить о быстром повышении температуры звезды по мере ослабевания ее яркости. Для этого стоит вспомнить, что постепенно темные и яркие линии нейтральных и ионизованных металлов уступают место линиям Hel, NIII, затем Hell и NV, потенциалы ионизации которых все время соответственно растут.

Свечение расширяющейся оболочки должно быть аналогично свечению газовых туманностей,— оно возбуждается излучением центральной звезды. Поэтому есть основания считать приложимой к этой оболочке теорию Цанстра для планетарных туманностей и, пользуясь ею, тем же методом, как и для туманностей, определить температуру новой звезды. Увеличение ионизации оболочки также указывает на постепенное повышение температуры звезды, а падение яркости последней — на систематическое уменьшение радиуса. Колебания яркости новой после максимума отчасти объясняются изменением условий свечения старых оболочек и выбрасыванием новых. Радиус звезды также может испытывать некоторую пульсацию, и наблюдавшаяся периодичность колебаний яркости поддерживает эту мысль. На этой стадии визуальная яркость самой новой звезды должна быть меньше наблюдаемой. Оболочки, подобно планетарной туманности, поглощают все ультрафиолетовое излучение звезды и переизлучают его в длинных волнах, прибавляя в визуальных лз7чах свою яркость к яркости звезды.