Сравнение этой величины с тем, что звезда излучила в видимой области, дает нам способ определить температуру ядра планетарной туманности (метод Цанстра). Таким образом, будет определена нижняя граница температуры, так как некоторое число квантов Вас может просочиться за пределы туманности, не вызывая флуоресценции. Это неизбежно, если водород в туманности почти полностью ионизован. Другое дело гелий: из-за того, что энергия, необходимая для второй ионизации гелия, очень высока (54 эВ), значительная часть его может оставаться в состоянии HeII и излучение за границей основной серии HeII почти не будет выходить за пределы туманности. Оттого, быть может, температуры ядер планетарных туманностей по гелию получаются выше, чем по водороду. Так, по водороду для температур ядер трех туманностей NGC 6543, 6572 и 7009 были получены значения 37 500, 39 000 и 55 000 К соответственно, в то время как гелий дал для последней значение 70 000 К.
Итак, планетарная туманность пронизывается очень жестким высокочастотным излучением, которое ионизует вещество туманности до очень высоких ступеней, а водород весьма полно 
. Различают туманности высокого и низкого возбуждения (см. рис. 151), а в каждой данной туманности при изучении бесщелевых спектрограмм, где дифференцированы различные монохроматические изображения ее (рис. 150), можно заметить, что размеры туманности меньшев свете тех излучений, которые соответствуют более высокой степени ионизации (NeV, HeII и т. п.). Это понятно, так как наибольшая ионизация (возбуждение) происходит в ближайших окрестностях ядра.
равно числу Вас плюс 
. Последние все наблюдаемы и могут быть сосчитаны, если измерить в абсолютных единицах энергию, содержащуюся во всех этих видах излучения туманности. Тем самым определяется число излученных центральной звездой квантов 
, энергия которых известна, так что будет известно, сколько звезда излучила в области 
(заштрихованная область на рис. 153).
