Явление желтизны

Автор считает, что, как бы то ни было, за температуру звезд О и ранних В следует принять ионизационные температуры и рассматривать описанное явление желтизны как аномалию в области видимого спектра. Эта часть спектра представляет лишь небольшую долю общего излучения звезды, и аномалии в ней могут быть вызваны различными причинами. По своему характеру этих причин может быть две, причем одна другую не исключает. Во-первых, наблюдаемое распределение энергии в спектре зависит от избирательного поглощения света в межзвездном пространстве. Это поглощение сильнее для сине-фиолетовых лучей, так что пожелтение звезд О отчасти кажущееся. Оно заметно только для звезд В и О, потому что эти звезды находятся на большом расстоянии от нас, за большим слоем межзвездной материи, и к тому же лежат вблизи плоскости Галактики, где эта материя плотнее всего. Звезды других типов, как менее яркие абсолютно, находятся в среднем на меньшем расстоянии, за меньшим слоем межзвездной материи и притом часто на больших галактических широтах, где поглощение сказывается меньше. Во-вторых, согласно другой теории, эта аномалия спектров не кажущаяся, а реальная, связанная со строением звездной атмосферы и характером ее излучения и поглощения. Дальнейшее развитие последней теории будет изложено в разделе 4 главы VI. Еще большее расхождение между температурами, полученными по распределению энергии в непрерывном спектре и по линиям спектра обнаружилось у звезд Вольф — Райе, где причина лежит, несомненно, в особенностях их атмосфер. Для звезд типа ОА влияние избирательного поглощения света в межзвездном пространстве, однако, не было еще как следует учтено и потому в отношении них мы высказываемся более осторожно.

До недавнего времени температура звезд Вольф — Райе совершенно не была известна. В 1929 г. спектрофотометрическим методом были определены температуры нескольких звезд Вольф — Райе. К сожалению, неполноценность материала не позволила придать этим результатам такой же вес, как и для звезд О с абсорбционным спектром. Температуры изученных шести звезд получились в пределах от 14 000 до 80 000°. Большую помеху при таких определениях составляет наложение на непрерывный фон широких ярких полос излучения.