Падение светимости звезд

В настоящее время от этой гипотезы мы должны отказаться. Мы знаем бесчисленное множество звезд, являющихся переходными ступенями от Р Лебедя к совершенно нормальным звездам типов В и А без всяких эмиссий в спектре. Не являются же все они тоже «перманентными новыми»! Мы никогда не наблюдали падения светимости звезд типа Р Лебедя До Того малого значения, которое свойственно нормальному состоянию каких бы то ни было других новых звезд. Точно так же мы никогда не наблюдали превращения в «перманентную новую» ни одной звезды малой светимости. Вывод, к которому мы приходим, таков: Р Лебедя никогда не вспыхивала как настоящая новая звезда с большой амплитудой. Она и все другие звезды, ей подобные, являются очень массивными звездами, «страдающими» от избытка массы и вынужденными от нее избавиться посредством выброса материи.

В таком же положении находится множество других массивных звезд,, расточительно расходующих свою энергию — это звезды типов О, В и, может быть, даже некоторые звезды типа А. У них наружные слои находятся в неустойчивом состоянии. Характер и степень неустойчивости их зависят от комбинации следующих факторов: степени неустойчивости недр, определяемой внутренней конфигурацией, массы, источников энергии и условий, определяющих легкость выброса массы. В зависимости от этого происходит истечение материи в той или иной форме — сравнительно устойчивое, спазмодическое или перемежающееся. Первому случаю соответствует более постоянная яркость. При большом истечении массы и с большой скоростью, чему вероятно благоприятствует более высокая температура, мы имеем звезды Вольф — Райе. При малых массах и скоростях мы имеем не-переменные по яркости и устойчивые по спектру звезды типа Р Лебедя и звезды типа Be. Различия будут зависеть от дисперсии скоростей в истекающих газах, а также от того, есть ли в данное время у звезды расширяющаяся оболочка или же монохроматический свет излучают ранее выброшенные газы, образовавшие почти не расширяющуюся туманность. На вид спектра и видимую яркость звезды будет влиять и оптическая толщина ее оболочки.