Значительные вспышки

Кроме этих звезд, известно еще несколько новоподобных звезд, которые почти все являются компонентами красных гигантов. Так как у них значительных вспышек, охваченных наблюдениями спектра, не наблюдалось, мы не будем подробно их описывать и анализировать, хотя это представляло бы большой интерес с точки зрения изучения влияния разных условий на поведение эмиссионных линий, в особенности запрещенных. В табл. 5 мы суммируем данные об этих звездах, причем следует помнить, что не только в зависимости от фазы кривой блеска, но и просто от времени спектры подобных звезд значительно меняются. Курсивом набраны фотографические зв. величины. Истинные различия между ними, вероятно, меньше, чем различия у новых звезд, и меньше, чем различия, зарегистрированные разрозненными и еще немногочисленными наблюдениями. Характерное для большинства из них наличие сильных запрещенных линий железа согласуется с медленным расширением газов, выбрасываемых ими, и, вероятно, с большей плотностью, чем в новых звездах.

При электронной температуре звезды 7=20 000°, получим ТбТОО0, а применяя более строгую теорию, и еще меньше. Так, звезда по распределению энергии в непрерывном спектре ее оболочки при указанных условиях может нам показаться холодной. Оболочка задерживает высокочастотное излучение звезды в своих внутренних слоях, где под действием его возникают линии излучения, требующие высокого потенциала возбуждения и ионизации. Их вызывают рекомбинации ионов. Во внешних же холодных слоях возникают низкотемпературные линии поглощения, в частности окись титана. Так Соболев объясняет сочетание таких линий с яркими линиями высокого возбуждения в спектрах звезд с распределением энергии в непрерывном спектре, не соответствующим высокой температуре, требуемой яркими линиями. Чем больше плотность оболочки, тем ниже ее температура при прочих равных условиях. Изменения температуры звезды от 15 000 до 20 000° достаточно, чтобы изменить ее светимость в 2—3 раза и при 20 000° вызвать появление ярких линий водорода в звездах типа Me. Разные сочетания коэффициента разжиженности излучения, температуры звезды и плотности оболочки могут привести к любому типу комбинированного спектра, например типа долгопериодических переменных, Z And, Т СгВ, Р Лебедя и "новых звезд. Колебания этих условий могут создавать такие изменения спектра, как у Т СгВ, которая в минимуме имеет спектр типа М.