Спектрофотометрический градиент

Прежде всего надо помнить, что практически определяется спектрофотометрический градиент по отношению к звезде сравнения и от принятой для нее температуры зависит и вычисляемая температура новой звезды. Вследствие различия температур, принимавшихся в разное время для звезд типа АО, температуры новой звезды, отнесенные к ра зньш нульпунктам шкалы температур, могут казаться разными, будучи в действительности сходными, и наоборот.

Кроме того, если звезда излучает не как черное тело, то по коротком}7 участку исследованного спектра это будет незаметно, а вычисленные температуры будут зависеть от того, какой участок спектра взят. С укорочением участка точность определения градиента, кроме того, падает.

Наконец, наложение на непрерывный спектр ярких полос, зачастую сливающихся другие другом, делает выделение последнего иногда очень неточным и зависящим от произвола исследователя. Обо всем этом надо помнить, когда здесь и в дальнейшем мы будем приводить данные о спектрофотометрических температу рах или пользоваться ими.

Мы привели к шкале =12 000° для звезд АО. Использовано было 12 серий измерений 17 разными авторами.

Все сказанное относится к области X > 4000А. Начиная отсюда, интенсивность в спектре растет быстрее, чем в случае абсолютно черного тела даже при бесконечно высокой температуре. Одним лишь непрерывным излучением за пределом серии Бальмера это объяснить нельзя, так как подъем начинается примерно на ЗООА ранее. Подобное же явление наблюдалось у N Близнецов 1912. Быстрый рост интенсивности у 4000А, но лишь до предела серии Бальмера, виден и на графиках для N Ящерицы 1936. Мусте ль подвергал сомнению существование избытка — энергии в фиолетовой части спектра, объясняя его преимущественно сливанием друг с другом мелких ярких полос; однако этот факт продолжает быть дискуссионным. Расхождения между отдельными наблюдениями, приведенными к одной системе в один и тот же день, часто достигают 3—4 тыс. градусов и более.