В нашей Галактике ежегодно открывают несколько (до десятка) Новых звезд, но действительно ярких объектов, оправдывающих интерес широкой публики и дающих наиболее ценный материал для детального научного исследования, среди них совсем немного. Так, за весь XX век всего шесть новых в максимуме блеска были ярче 2-й визуальной звездной величины, причем пять из них - в первой половине века. Выросло целое поколение молодых астрономов, никогда не видевших яркой Новой. Вот список ярких Новых XX века с указанием года вспышки и наибольшего блеска в визуальных лучах.

GK Per (N Per 1901)	+0m.2
V603 Aql (N Aql 1918)	-1m.1
RR Pic (N Pic 1925)	+1m.2
DQ Her (N Her 1934)	+1m.4
CP Pup (N Pup 1942)	+0m.2
V1500 Cyg (N Cyg 1975)	+1m.9

         Из этого списка видно, что Новые получают обозначения по той же системе, что и прочие переменные звезды. Названия типа N Her 1934 рассматриваются как предварительные или вспомогательные (подчеркивающие год вспышки) обозначения. На ранних этапах исследований переменных звезд пытались провести грань между переменными звездами, не исчезающими навсегда, и Новыми - временными гостями на нашем небе. Эта грань не существует: как мы увидим, Новые должны вспыхивать повторно, а те из них, которые по своему блеску доступны наблюдениям в минимуме, как правило, переменны и вне вспышек. Система обозначений переменных звезд была последовательно распространена на все Новые звезды после второй мировой войны, этим объясняется неожиданно большой номер (V603) у Новой Орла 1918г. Чтобы избежать разнобоя в обозначениях, сейчас Бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза и коллектив Общего каталога переменных звезд стремятся присваивать Новым окончательные обозначения в системе ОКПЗ немедленно после открытия. Впрочем, иногда и само открытие задерживается на годы. Так, в 2002г. С.Ю.Антипин объявил об открытии довольно яркой (9^m в максимуме) Новой Орла 1985, не замеченной во время вспышки и выявленной по московскому и зоннебергскому архивам фотографий звездного неба.

         Кривые блеска типичных Новых делят на следующие участки.

Состояние блеска до вспышки. Как правило, это слегка переменная звезда. О предвспышечном периоде мы будем далее говорить подробнее. Стадия предновой на рис. 3.1 обозначена буквой а.



Начальный подъем блеска (он занимает от нескольких часов у быстрых Новых до двух - трех суток у самых медленных), обозначенный на рис. 3.1 буквой б.



Остановка или задержка (в) при достижении уровня блеска, на 2^m уступающего максимальному. Продолжительность остановки у разных звезд весьма неодинакова - от 1^d.5 до 40^d. У самых быстрых Новых, например у V1500 Cyg, эта стадия не выражена.



Окончательный подъем (г) и стадия максимума блеска. Конечно, корректно говорить о моменте самого высокого блеска. Однако условно говорят о фазе максимума блеска, занимающей от нескольких часов у очень быстрых Новых до 100^d и даже до нескольких лет у самых медленных звезд.



Начальный спуск, под которым понимают спад блеска на 3^m после максимума (стадия д).



Переходная стадия (е). Это может быть внезапное изменение градиента кривой при продолжении монотонного ослабления блеска, либо фаза колебаний блеска, либо глубокий минимум с последующим подъемом блеска.



Окончательный спуск (ж). На этом этапе происходит довольно плавное падение блеска с еще меньшим градиентом. Через несколько лет блеск Новой спускается примерно к довспышечному значению (з).

Рис. 3.1.   Фотометрические и спектральные этапы развития вспышки Новой звезды (по Ю.П. Псковскому).

         Амплитуда изменения блеска в визуальных или в фотографических лучах составляет не менее 6^m, в среднем 10^m - 11^m. У быстрых Новых амплитуды больше, чем у медленных. Самая большая амплитуда отмечена у V1500 Cyg, которая была и самой быстрой Новой в истории. В максимуме она достигла блеска 1^m.9 V, а какова она была до вспышки, неизвестно: звезда отсутствует на картах Паломарского атласа с предельной величиной ~21^m. Сейчас V1500 Cyg очень слаба, но все же ярче 20^m. Подтипы Новых звезд, принятые в ОКПЗ, опираются на скорость начального спуска. Звезды, у которых начальный спуск занимает менее 100^d, относят к типу NA, а если начальный спуск занимает более 150^d - к типу NB. К промежуточному типу, NAB, в ОКПЗ отнесена только одна звезда, V400 Per. К типу NC относят очень медленные звезды (иногда их называют звездами типа RT Ser), у которых максимум блеска растягивается на годы. Большинство из них - объекты, родственные симбиотическим Новым, о которых будет сказано ниже.

         С амплитудой оказалась связанной важная характеристика повторных Новых (NR) - интервал времени между последовательными вспышками. Понятие повторной Новой условно. По современным оценкам, всего в Галактике вспыхивает от 50 до 300 Новых в год. Даже при самой низкой из этих оценок за 10¹⁰ лет при постоянной частоте вспышек должно было вспыхнуть 5x10¹¹ звезд, что превышает общую численность звезд в Галактике. Но не все звезды в принципе могут вспыхивать как Новые. По современным представлениям, Новыми могут становиться только тесные двойные системы с белым карликом. Отсюда нетрудно сделать вывод, что Новые должны вспыхивать повторно. У большинства Новых наблюдалось, однако, только по одной вспышке. У тех звезд, повторные вспышки которых наблюдались, единственное заметное отличие от типичных Новых - меньшие масштабы явления, меньшие амплитуды. Естественно предположить, что повторные вспышки типичных Новых не наблюдались лишь из-за того, что интервалы времени между вспышками слишком велики. Среди отмеченных в древних летописях вспышек Новых, по-видимому, есть предыдущие вспышки известных нам типичных Новых (сведения о таких вспышках можно найти в томе III третьего издания ОКПЗ), хотя уверенно доказать этот факт трудно из-за слишком грубой позиционной информации в древних летописях. Указанные факты говорят, во-первых, о том, что Новая звезда при вспышке не разрушается, а во-вторых, о том, что должна существовать зависимость амплитуда - продолжительность цикла.

         В 1930-е гг. Б.В.Кукаркин и П.П.Паренаго вывели зависимость "средняя продолжительность цикла - средняя амплитуда" для переменных звезд типа U Gem (сейчас их нередко называют карликовыми новыми):
Здесь A - амплитуда в фотографических лучах, а продолжительность цикла P выражена в сутках. По немногочисленным известным в то время повторным Новым Кукаркин и Паренаго сделали вывод, что зависимость эта, по-видимому, применима и к повторным Новым. В те времена была известна Новая T CrB, вспыхивавшая в 1866г. Более ранние вспышки этой звезды не наблюдались, однако сравнительно небольшая амплитуда вспышки (8^m) сближала T CrB с повторными Новыми. Кукаркин и Паренаго рискнули предсказать повторную вспышку звезды через 80 - 100 лет после вспышки 1866г. Звезда не стала мучить авторов прогноза и действительно вспыхнула в 1946г.

         Этот пример крайне удачного научного прогноза не так прост, как кажется с первого взгляда и как его много лет представляли в учебниках и в научно-популярной литературе. Действительно, прогноз основан на свойствах переменных звезд другого типа, с иной природой и энергетикой вспышек (чего не знали Кукаркин и Паренаго). Далее, T CrB - не вполне типичный представитель повторных Новых, с гигантом вместо субгиганта в качестве поставщика вещества, аккрецируемого на белый карлик, а следовательно, с более высоким вкладом этого компонента в суммарный блеск системы и, как следствие, с заниженной амплитудой. Тем не менее, отдадим должное решимости отечественных ученых, выступивших с прогнозом, и порадуемся удаче их предвидения.

         Обсудив фотометрическую картину вспышек Новых звезд, мы должны теперь рассмотреть сопровождающие их спектральные проявления. Следует сразу же сказать, что информация о спектрах Новых до вспышки не очень богата. Мы пока не научились предсказывать вспышки Новых (впрочем, далее мы будем упоминать звезды, от которых ждут вспышки). Все известные классические Новые вспыхивали неожиданно, и их спектры до вспышки, как правило, результат обзоров звездных полей с объективной призмой, а значит, с недостаточными дисперсией и спектральным разрешением. Насколько я знаю, лишь для HR Del (N Del 1967) до вспышки была случайно получена щелевая спектрограмма не слишком высокого качества. Имеющиеся предвспышечные спектры напоминают спектры звезд классов O или B, без заметных эмиссионных деталей. Многие Новые обнаруживают на ранних этапах развития вспышки, поэтому здесь уже нет недостатка в информации. Предмаксимальный спектр незадолго до максимума - это спектр поглощения, но с эмиссией при некоторых абсорбционных линиях. Относительная роль эмиссии ослабевает при дальнейшем поярчании звезды. Спектр не настолько пекулярен, чтобы исключить возможность классифицировать его по критериям, принятым для нормальных звезд. В максимуме спектр Новой соответствует сверхгиганту класса A или F. Уже в предмаксимальном спектре фиксируют значительные (до ~1000 км/с) отрицательные лучевые скорости, свидетельствующие о разлете оболочки.

         После максимума спектр Новой характеризуется последовательным появлением, развитием и исчезновением нескольких систем спектральных линий, описываемых единым, в пределах каждой системы, и нарастающим от системы к системе значением модуля лучевой скорости. При ослаблении блеска примерно на 0^m.6 по сравнению с максимумом появляется так называемый главный спектр. Если попытаться его классифицировать, спектральный класс получится не более ранним, чем в момент максимума. Когда блеск ослабнет примерно на 1^m.2 после максимума, возникнет так называемый диффузно-искровой (по-английски он называется diffuse enhanced) спектр. Для него характерны широкие линии поглощение HI, CaII, MgII, FeII, TiII, CrI, OI, NaI, их смещение в 1.5 - 2 раза больше, чем у линий главного спектра. После того как блеск ослабнет примерно на 2^m.1, настанет черед появления так называемого орионова спектра. В нем присутствуют весьма широкие абсорбции HeI, NII, OII, HI, позже появляются линии NIII, а иногда и NV. Смещение линий орионова спектра может быть порядка наблюдаемого в диффузно-искровом спектре, но в некоторых случаях оказывается и значительно большим.

         Системы линий в спектре Новой отражают движение газовых конденсаций в ее протяженной оболочке.

         Когда блеск звезды снизится примерно на 4^m.1 по сравнению с максимальным, абсорбции начинают исчезать в порядке, обратном появлению. Последними исчезают линии поглощения главного спектра, остаются эмиссии главного спектра. Наступает небулярная стадия. Наиболее развита она на уровне блеска, сниженном примерно на 7^m относительно максимума. Спектр Новой на этой стадии похож на спектр планетарной туманности, что и объясняет название стадии. Туманность, спектр которой мы наблюдаем - это сброшенная звездой оболочка. Через десятилетия после вспышки ее удается наблюдать и непосредственно (рис.3.2). Потом она рассеивается в пространстве.

         Астрофизика явлений в оболочке, проявляющихся в спектральном развитии Новой, рассмотрена в статье В.П.Архиповой и Э.Р.Мустеля в сборнике "Эруптивные звезды" пятитомной серии монографий.

Рис. 3.2.   Туманность, образовавшаяся при вспышке Новой GK Per.

         В отношении физических причин взрыва Новой сейчас среди астрономов практически нет разногласий. Идея общепринятой интерпретации была первоначально высказана Р.Крафтом, а в 1970-е гг. С.Старфильд подтвердил ее первыми детальными расчетами. Считают, что взрыв локализован на поверхности белого карлика, входящего в тесную двойную систему. Белый карлик - звезда, лишенная термоядерных источников энергии, его ядерное "горючее" все выгорело. Но перетекание вещества со второго компонента, более-менее нормальной звезды (обычно субгиганта), приводит к накоплению лучшего ядерного "горючего", водорода, на поверхности белого карлика. Когда у основания водородного поверхностного слоя температура повысится для уровня, достаточного для термоядерных реакций, "водородная бомба" на поверхности белого карлика взорвется. Расчеты показывают, что процесс возможен только при наличии довольно значительного количества углерода и азота в аккрецируемом, богатом водородом веществе. После сброса оболочки возможно повторное ее накопление.

         Двойственность Новых звезд достоверно известна с 1954г., когда Мерл Уокер обнаружил, что DQ Her (N Her 1934) является затменной переменной с периодом 4^h39^m (рис. 3.3). Впоследствии фотометрическую или спектральную двойственность удавалось обнаружить практически для всех детально изученных Новых и повторных Новых звезд.

Рис. 3.3.   График затменной кривой блеска DQ Her (по М. Уокеру).

         Как обычно, в том числе в связи с вопросами строения Галактики, нас интересует вопрос об абсолютных величинах Новых. В минимуме блеска они являются абсолютно весьма слабыми объектами (к ним применимы оценки абсолютной величины карликовых новых в минимуме, см. ниже). Кроме того, видимый блеск многих Новых в минимуме остается неизвестным, поскольку они были слишком слабы для наблюдений. Поэтому мы будем прежде всего интересоваться абсолютными величинами Новых в максимуме. А в наибольшем блеске Новые - объекты высокой светимости, их можно использовать как индикаторы расстояния на большом удалении (скажем, в сравнительно близких галактиках). В 1939г. Д.Мак-Лафлин обнаружил зависимость между абсолютной величиной Новой в максимуме и скоростью падения ее блеска после максимума. По более современным данным (В.Пфау, 1976г.) эта зависимость имеет вид
где t₃ - время (в сутках), за которое блеск Новой после максимума ослабевает на 3^m. Итак, самые абсолютно яркие Новые быстрее всех ослабевают. Через 15 суток после максимума все Новые имеют сравнительно одинаковые абсолютные величины, M^B (15^d) = -5^m.76 + 0^m.60. Значение M^B (15^d) все же нельзя считать в подлинном смысле инвариантом, у него обнаруживается и некоторая зависимость от t₃.

         За время, охваченное современными астрономическими наблюдениями, вспышек Новых - членов рассеянных звездных скоплений не зарегистрировано. Несколько Новых известны в шаровых скоплениях. Прежде всего следует назвать Новую T Sco в скоплении M 80 = NGC 6093, вспыхнувшую в 1860г. В системе прямоугольных координат каталога переменных звезд в шаровых скоплениях К.Кутс Клеман расстояние T Sco от центра скопления оценивается в 4^".8. Видимо, это небольшое (и на первый взгляд лежащее в пределах ошибки) несовпадение позиции звезды с центром скопления измерено все же надежно; во всяком случае, столь центральное положение звезды в скоплении практически полностью исключает возможность случайной проекции. Звезда эта достигла седьмой визуальной величины. Реконструкция ее кривой блеска, выполненная в 1938г. Хелен Сойер, показывает, что звезда была быстрой Новой. Максимум блеска достаточно хорошо покрыт наблюдениями (звезда не была видна за три ночи до открытия, имела примерно одинаковый блеск в ночь открытия и на следующие сутки, а затем стала быстро ослабевать). Из предположения принадлежности T Sco к скоплению для нее получается M^V_max = -8.5 + 0.4. Такая абсолютная величина согласуется с принадлежностью к быстрым Новым.

         В 1938г. Новая вспыхнула примерно в 30^" от центра шарового скопления M 14 = NGC 6402. К сожалению, пластинки, на которых видна эта звезда, пролежали до 1964г., и лишь тогда Новую открыла А.Велау. Следует полагать, что максимум блеска этой звезды не наблюдался. Она имеет самую яркую наблюдавшуюся фотографическую величину около 16^m, что соответствует M_pg ~ -1^m.5 в предположении членства в скоплении. Это недостаточно ярко для классической Новой, однако исследователи предпочитают считать звезду Новой в скоплении, у которой был пропущен максимум.

         Иногда упоминают и третий пример Новой звезды в шаровом скоплении - V1148 Sgr, вспыхнувшую в 1943г. примерно в 5 минутах дуги от центра шарового скопления NGC 6553. Звезду открыла М.Мэйолл по спектральным снимкам и опубликовала только грубые координаты и краткое описание развития спектра по трем пластинкам, мало похожее на картину спектральной эволюции классической Новой. Попытки Х.Сойер-Хогг отыскать оригиналы пластинок в 1970-е гг. успехом не увенчались. Я склонен не учитывать эту звезду, говоря о Новых в шаровых скоплениях.

         Если считать обе Новых, в M 80 и в M 14, членами скоплений, то статистику следует признать совершенно недостаточной. Но можно заметить, что две Новых, скажем, за 150 лет на два скопления, при типичной массе шарового скопления ~10⁵ масс Солнца, формально дадут оценку частоты вспышек на единицу массы, близкую (если не более высокую), чем выводимая для Галактики в целом. Можно осторожно сказать, что у нас нет оснований говорить о пониженной частоте вспышек Новых звезд в шаровых скоплениях по сравнению с галактическим полем.

         Представление о частоте вспышек Новых в различных звездных населениях можно попытаться составить по сведениям о вспышках в близких галактиках, где Новые достигают в максимуме вполне обнаружимого блеска. Пятый том четвертого издания ОКПЗ содержит немало Новых, обнаруженных в галактиках различных морфологических типов. В следующей табличке не разделены Новые, повторные Новые и неуверенно классифицированные Новые.

M 31 (туманность Андромеды) (Sb)	391
NGC 5128 (S0p)	16
M 33 (туманность Треугольника) (Sc)	15
M 49 (E2/S0)	8
M 87 (Ep)	2
NGC 205 (Ep)	1
NGC 4365 (E3)	1
Большое Магелланово Облако	21
Малое Магелланово Облако	5

         Сходные, хотя и несколько отличающиеся сведения приводятся в обзорах В.П. Архиповой 1970-х - 1980-х гг. Более поздних обобщающих сведений я не нашел.

         Указанные численности еще нельзя непосредственно связать с частотой вспышек в каждой галактике. Чтобы получить оценку частоты вспышек, необходимо организовать по возможности непрерывное слежение за галактикой. В отношении M 31 это осуществил в 1950-е гг. Х.Арп. В 1972г. А.С.Шаров, переработав данные Арпа с учетом новых сведений о количестве вспышек в периферических областях галактики Андромеды, нашел, что в M 31 в год вспыхивает 31 Новая. Одновременно Арп следил и за M 33 и нашел, что в туманности Тре