Новые звёзды, звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в тысячи и даже миллионы раз (в среднем в 10⁴ раз), а затем медленно спадает. Наибольшая светимость наблюдается от 1—2 ч (быстрые Новые звёзды) до нескольких сут (медленные Новые звёзды). По истечении нескольких лет светимость уменьшается до первоначальной величины.

  Название «Новые звёзды» сложилось в древности, когда звёзды, которые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались заново возникшими. Фотографические исследования опровергли это мнение: к началу 20 в. было доказано, что такие звёзды существуют и до вспышки, но имеют значительно более слабый блеск, примерно к этому же блеску они возвращаются после вспышки. Кривые изменения блеска Новые звёзды сходны между собой (рис. 1). В период наибольшего увеличения блеска некоторые Новые звёзды светят как звёзды 1—2-й звёздной величины и даже ярче. Такие Новые звёзды наблюдались в 1901 в созвездии Персея, в 1918 — в созвездии Орла, в 1925 — в созвездии Живописца, в 1934 — в созвездии Геркулеса, в 1942 — в созвездии Кормы. Всего к 70-м гг. 20 в. известно более 180 Новые звёзды, вспыхнувших в нашей Галактике. По статистическим расчётам, в Галактике вспыхивает ежегодно около 100 Новые звёзды, но на Земле из них обнаруживают 1—2. Известны Новые звёзды и в соседних галактиках: 230 — в туманности Андромеды, 15 — в Магеллановых Облаках.

Рис. 1. Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль осей координат).

  Подъём блеска Новые звёзды перед максимумом происходит очень быстро, вследствие чего кривая изменения блеска на этой стадии изучена весьма слабо. Известно, что в момент достижения блеска, который на две звёздные величины меньше максимального, увеличение блеска временно (от нескольких ч до нескольких сут) приостанавливается. В максимуме блеска Новые звёзды пребывают от 1—2 ч (быстрые Новые звёзды) до нескольких сут (медленные).

  Наибольшее разнообразие кривые блеска Новые звёзды имеют в переходной стадии, где отмечается 3 основных типа: 1 — плавное и гладкое уменьшение блеска, 2 — сильные периодические колебания, 3 — глубокий минимум продолжительностью несколько недель, за которым следует частичное восстановление блеска.

  Изменения блеска Новые звёзды сопровождаются большими изменениями их спектра (рис. 2). До вспышек Новые звёзды представляют собой горячие звёзды спектральных классов О или В. Однако наблюдений спектров Новые звёзды до вспышек крайне мало.

Рис. 2. Основные спектральные стадии развития новой звезды N Лебедя 1920: а — в максимуме блеска; б — через 4 сут (начало падения блеска); в — через 24 сут (начало небулярной стадии); г — через 2 года (развитая небулярная стадия).

  По мере приближения Новые звёзды к максимуму блеска её спектр приобретает черты, характерные для звёзд высокой светимости спектрального класса А или F с узкими, сильно смещенными в коротковолновую сторону линиями поглощения. Это указывает на расширение верхних слоев атмосферы Новые звёзды со скоростью около 1000 км/сек. У медленных Новые звёзды скорость расширения несколько меньше. Сразу после максимума в спектре появляются линии излучения, принадлежащие в основном водороду и ионизованным металлам. Падение блеска сопровождается усилением линий излучения, а также появлением новых систем линий поглощения. Это связано с дополнительным выбросом вещества, следующим за главным. Когда блеск звезды ослабевает на 5 звёздных величин, наступает небулярная стадия Новые звёзды; спектр её в этот период очень напоминает спектр планетарной туманности. Продолжительность небулярной стадии — несколько лет. Спустя много лет после вспышки Новые звёзды имеют спектры, напоминающие спектры белых карликов.

  Вспышки Новые звёзды связаны с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и выбросом вещества. Вспышки, однако, не затрагивают звезды в целом. Доля массы звезды, сбрасываемая при вспышке, в среднем около 10^-5 массы звезды, или ~ 10²⁸г. Полная энергия взрыва Новые звёзды равна ~ 10⁴⁵эрг (10³⁸дж). Оболочка звезды сбрасывается или в самом начале вспышки, т. е. в момент начала увеличения блеска, или — по теории, предложенной советским астрономом Э. Р. Мустелем, — в максимуме её блеска. В последнем случае увеличение блеска Новые звёзды связано с расширением самой звезды, которая после максимума начинает сжиматься. Особенности спектра Новые звёзды после максимума, появление в них ярких линий излучения определяются процессами, происходящими в сброшенной оболочке. Эмиссионные линии спектра возникают в результате как поглощения оболочкой излучения обнажившихся очень горячих слоев звезды, так и взаимодействия атомов оболочки с быстрыми частицами, выбрасываемыми звездой в течение некоторого времени после максимума блеска. По мере расширения плотность оболочки Новые звёзды падает, а степень её ионизации растет. При плотности около 10^-19г/см³ в спектре начинают появляться линии, характерные для газа в условиях сильного разрежения, что свидетельствует о начале небулярной стадии.

  Через несколько лет после вспышки у многих Новые звёзды сброшенные ими оболочки уходят достаточно далеко от звезды и становятся видимыми. Как правило, оболочки неоднородны и имеют два больших сгустка, расположенных в двух противоположных направлениях от звезды, т. н. полярные конденсации. Не исключено, что в образовании формы оболочек Новые звёзды большую роль играет магнитное поле звезды: если это поле, как предполагается, имеет характер диполя, то выброс вещества происходит преимущественно вдоль оси, соединяющей магнитные полюсы звезды. По данным об угловой скорости расширения оболочек Новые звёзды и скорости расширения, полученной из анализа спектра оболочки, можно независимым путём определить расстояние до Новые звёзды

  В 50-х гг. 20 в. было обнаружено, что Новые звёзды входят в состав тесных двойных звёзд, расстояния между компонентами которых имеют порядок радиусов самих звёзд. Вторыми компонентами этих пар являются более холодные звёзды. Изучение двойных звёзд, в состав которых входят Новые звёзды, позволило впервые дать надёжную оценку масс Новые звёзды Оказалось, что в среднем массы Новые звёзды не отличаются заметно от массы Солнца.

  Светимости Новые звёзды в нашей Галактике определяются не очень уверенно. Один из основных способов оценки светимостей в максимуме блеска даёт эмпирическую зависимость между абсолютной звёздной величиной в максимуме и скоростью падения её после максимума: чем выше максимум, тем быстрее падает блеск (именно по скорости падения блеска Новые звёзды делятся на быстрые и медленные). Эта зависимость имеет вид:

  M_{v. max} = — 11,5 + 2,5 lg t₃,

где M_{v. max} — абсолютная визуальная звёздная величина Новые звёзды в максимуме, a t₃ — время (в сут), в течение которого блеск звезды уменьшается на три звёздные величины. Этой зависимости удовлетворяют не только Н.з. в нашей Галактике, но и в туманности Андромеды, в Магеллановых Облаках. Средняя абсолютная визуальная величина Новые звёзды в максимуме блеска:

  M_v = —7,3 звёздной величины.

  Это — самые яркие после сверхновых звёзд объекты Галактики. В силу своей высокой светимости Новые звёзды являются индикаторами расстояний до ближайших галактик. В минимуме блеска абсолютная звёздная величина Новые звёзды сравнительно мала и составляет в среднем M_{v, min} = + 3^m· 5. У некоторых звёзд излучение в минимуме определяет холодный компонент, являющийся на этой стадии более ярким, чем Новые звёзды По всем своим параметрам — массе, светимости, размерам — Новые звёзды в спокойном состоянии блеска являются звёздами-карликами.

  Повторные Новые звёзды не имеют значительных отличий от типичных Новые звёзды, за исключением скорости, с которой звезда возвращается после вспышки в исходное состояние. Обычно для повторных Новые звёзды это время — около 1 года. К 70-м гг. 20 в. известно 11 повторных Новые звёзды Среди них наибольшее число вспышек (5) за время с 1890 по 1967 испытала звезда Т Компаса.

  В конце 60-х гг. 20 в. было обнаружено у Новые звёзды сильное инфракрасное излучение, мощность которого увеличивается по мере падения блеска. У наблюдавшихся в эти годы Новые звёзды максимум инфракрасного излучения был отмечен примерно через 100 дней после максимума блеска в визуальной области спектра. Возможно, что излучение в инфракрасной области спектра обусловлено нагретыми пылевыми частицами, выбрасываемыми Новые звёзды или образующимися в оболочке, выброшенной звездой.

  Причины вспышек Новые звёзды ещё не очень ясны. Однако, несомненно, что вспышки обусловлены накоплением неустойчивости в звёздах-карликах небольшой массы. Большая часть современных гипотез рассматривает вспышку Новые звёзды как тепловой взрыв, происходящий вследствие нарушения теплового режима глубоких внутренних слоев. Возникающая при таком взрыве ударная волна выходит на поверхность звезды со скоростью порядка 1000 км/сек и срывает внешние слои фотосферы. Гипотезы такого рода развивались в работах советских астрономов А. И. Лебединского, Л. Э. Гуревича, французского астронома Э. Шацмана и др. В частности, Шацман причиной взрыва считает накопление в недрах звёзд изотопа Не³, приводящего к ядерному взрыву внутри звезды; при взрыве изотоп разрушается, но затем накапливается вновь, чем можно объяснить повторность вспышек. После обнаружения двойственности Новые звёзды развиваются гипотезы, связывающие вспышку с особенностями строения тесных двойных звёзд. По одной из них (Шацман, 1958), совпадение орбитального периода с собственным периодом колебаний одного из компонентов двойной системы может привести к взрыву с выбросом вещества как в направлении возмущающей звезды-спутника, так и в противоположном; этим, в частности, объясняются в рамках этой гипотезы наблюдаемые формы оболочек Новые звёзды

  Место Новые звёзды в общей схеме эволюции звёздного мира с большой определённостью не установлено, однако нет сомнений в том, что вспышки Новые звёзды происходят на поздних эволюционных стадиях звёзд, вероятно, двойных. Не исключено, что вспышки предшествуют превращению звезды в белый карлик.

 

  Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Газовые туманности и новые звезды, М. — Л., 1948; Звездные атмосферы, под ред. Дж. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963, гл. 17; Эруптивные звезды, М., 1970, гл. 1; Payne-Gaposchkin С., The galactic novae, Amst., 1957. 

  В. П. Архипова.