Температура горячих звезд

Цанстра указал в 1926 г. путь для определения температур горячих звезд, возбуждающих свечение газовых диффузных туманностей, успешно его применил на практике, а затем распространил, и на ядра планетарных туманностей. Его метод состоит в оценке интенсивности невидимых ультрафиолетовых излучений звезды по интенсивности линий туманности, свечение которой она возбуждает. Все последующее развитие теории и практики определения температур таких звезд вытекло из этих работ, в основе которых лежит выясненный механизм свечения туманностей, описанный нами в начале этой главы.

Видоизменения этой теории, применение их на практике и сравнение результатов с результатами применения других методов приводят к проверке теории, установлению условий и границ ее применения и уточняют наши представления о природе горячих звезд и самих газовых туманностей.

Характеристические кривые для перехода от фотографических плотностей к яркостям определялись для каждой пластинки при помощи обычного трубчатого фотометра, перед которым помещались светофильтры. Чтобы иметь возможность выражать яркости в абсолютной шкале с учетом цветочувствительности пластинок, на каждой из них с тем же бесщелевым спектрографом, с которым снималась туманность, снималась также звезда 16 Пегаса. Эта звезда служила ранее в качестве стандарта при спектрофотометрических исследованиях звезд. Помимо этого, был сделан ряд снимков, на которых при помощи щелевого спектрографа помещались рядом спектры 16 Пегаса и центра Солнца. Получить, бесщелевые спектрограммы Солнца было, конечно, невозможно, и даже в принятых условиях 36" рефлектор пришлось задиафрагмйровать. до 0".25. Тем не менее, солнечный спектр потребовал экспозиции 0.5 сек., т. е. в 240 раз меньшей, чем экспозиция сенситометрической шкалы. Автор ссылается на работу Шторера, утверждая, что для обычных пластинок при отношении экспозиций, доходящем до 3600, показатель Р известной формулы Шварцшильда заметно не меняется.

Обнаружившиеся в работе некоторые расхождения результатов Берман склонен приписать преимущественно колебаниям ультрафиолетовой радиации Солнца. Ему пришлось сделать некоторые допущения, вроде следующего: для Hell полное число квантов было взято удвоением числа квантов для линии 4686А, которая в некоторых туманностях оказалась единственно видимой линией ионизованного гелия.