Вопрос о температуре ядер остается еще плохо разработанным. Надо ожидать большой ее дисперсии, потому что ядра со спектрами поглощения О9-О5, вероятно, имеют такие же температуры, как обычные звезды этого класса, т. е. не выше 35 000°.

Автор этих строк еще много лет назад нашел, что температуры ядер со спектром Вольфа — Райе выше, чем ядер со спектром классов О9-О5. Самые высокие температуры находят у ядер с непрерывным спектром, не имеющим никаких линий — ни темных, ни ярких. Первое согласуется с тем, что мы имеем для обычных звезд О и Вольфа — Райе, а горячие звезды с непрерывным спектром, помимо ядер планетарных туманностей, неизвестны, если не говорить о двух-трех белых карликах.

Каковы бы ни были окончательные данные о расстоянии отдельных конкретных планетарных туманностей, незыблемым остается вывод, сделанный еще 35 лет назад при первых оценках расстояния до этих объектов, о том, что светимости ядер в среднем гораздо ниже, чем светимости обычных горячих звезд с такими же спектрами и температурами, но не имеющих обширных туманных оболочек. Более того, учитывая бесспорно большую дисперсию светимости ядер, можно было сказать, что по крайней мере некоторые ядра сходны с белыми карликами типа спутника Сириуса.

Ядра еще более сходны с бывшими новыми звездами и по температуре, и по спектру, и по светимости. Их правильнее было бы даже назвать, как я предлагал, голубыми или ультрафиолетовыми карликами. Массы их не могут быть меньше массы Солнца, а светимости некоторых из них во много раз меньше, чем у Солнца, следовательно, при высокой температуре их объемы много меньше, чем у Солнца, а плотности громадны. Последние, вероятно, приближаются к плотностям белых карликов, хотя, может быть, и не достигают их.

Привести точные числовые данные их физических характеристик мы не можем ввиду ненадежности всех данных. В частности, неизвестны те поправки, которые надо придать к их видимой (визуальной или фотографической) светимости, чтобы получить их болометрическую светимость, выражающую их суммарное излучение во всех длинах волн. Причина этого в отклонении их излучения от законов излучения черного тела. По-видимому, болометрические светимости ядер имеют гораздо меньшую дисперсию светимостей, чем их фотографические светимости.

При большом напряжении силы тяжести на поверхности белых карликов в их спектрах, как известно, наблюдается смещение линий к красному концу, предсказываемое теорией относительности. Можно ожидать такого эффекта и у карликовых ядер туманностей. Для его обнаружения надо сравнивать длины волн спектра ядра с длиной волны концов тех же линий в спектрах оболочек (так как в середине линии расщеплены расширением). Такое сравнение практически трудно. В двух случаях результат оказался отрицательным, а у одной туманности красное смещение в ядре измерено, но полученные данные не заслуживают большого доверия. Значительное красное смещение не обязательно, так как линии спектра ядра могут возникать и на большой высоте в его атмосфере, где напряжение силы тяжести меньше и ядро может быть не очень малого радиуса.