Новые звезды

Начальный период вспышки Н. з. - до того, как блеск достигает максимума, продолжается неск. суток. Спад блеска до первоначального значения длится годами и десятилетиями. Но сначала блеск уменьшается достаточно быстро, особенно у т.н. быстрых Н. з., у к-рых за неск. недель излучение слабеет в сотни раз (рис. 1).

Рис. 1. Кривые блеска трёх новых звёзд в течение первых 350 сут после вспышки. По оси ординат отложена звёздная величина, указан год вспышки.

Обычно через неск. лет после максимума блеска вокруг Н. з. наблюдается расширяющаяся газовая оболочка. По угловой скорости увеличения размеров оболочки установлено, что она образуется в начальный момент вспышки. Это свидетельствует об отрыве от Н. з. её внеш. слоев при вспышке. У типичной быстрой Н. з., вспыхнувшей в 1918 г. в созвездии Орла, на фотографиях 1922 г. и более поздних (рис. 2) была обнаружена расширяющаяся газовая туманность, радиус к-рой увеличивался ежегодно на 1". По доплеровскому смещению линий спектра оболочки (см. Доплера эффект) была установлена скорость её расширения 1700 км/с (у др. Н. з. скорость расширения оболочки имеет тот же порядок). Сопоставление угловой и линейной скоростей расширения позволило установить, что Новая Орла находится на расстоянии 360 пк. Её абс. звёздная величина до вспышки была оценена примерно в +5^m. В максимуме блеска она достигла -8^m, т.е. блеск Н. з. при вспышке возрос на 13^m.

Подобно Новой Орла, большинство известных Н. з. находится на расстояниях, не превышающих неск. тысяч св. лет. Более далёкие Н. з. трудно заметить, гл. обр. вследствие кратковременности периода их макс. блеска. Практически становятся известными Н. з., вспыхивающие в небольшой (~0,01) доле объёма Галактики. Всего же в Галактике ежегодно должно вспыхивать более сотни Н. з. Распределение Н. з. в пространстве неоднородно. Н. з. концентрируются к плоскости Галактики, они входят в состав звёзд галактич. диска. Благодаря высоким абс. величинам в максимуме блеска, Н. з. были обнаружены и в др. галактиках: ок. 230 - в Туманности Андромеды и ок. 20 - в Магеллановых Облаках.

Рис. 2. Фотографии новой звезды N AqI, вспыхнувшей в созвездии Орла в 1918 г., полученные соответственно в 1922 г., 1926 г. и 1931 г. Фотографии показывают, что сброшенная звездой оболочка со временем расширяется.

Изменения блеска Н. з. сопровождаются значит. изменениями их спектра. На ранних стадиях вспышки (до достижения максимума блеска) оторвавшаяся оболочка звезды остаётся ещё непрозрачной. Усиление блеска Н. з. на этом этапе объясняется увеличением радиуса звезды; линии поглощения смещены в фиолетовую сторону, что и указывает на быстрое расширение оболочки. Вследствие расширения сброшенная оболочка становится более прозрачной. В момент, когда она оказывается прозрачной для видимого излучения более глубоких и горячих слоев, Н. з. достигает максимума блеска. После этого наряду с линиями поглощения осн. оболочки появляются др. системы линий с большими смещениями. Они образуются в результате последующих выбросов газа из звезды, догоняющих главную оболочку. Кроме линий поглощения появляются широкие линии излучения, образуемые частью оболочки, не проецирующейся на звезду (рис. 3). Возбуждение свечения в линиях (эмиссионного спектра) производится ударами электронов. На более поздней стадии расширения появляется типичный спектр газовой туманности, содержащий яркие линии излучения ионов OIII, Hell, NeIII, CIV и др., к-рые возникают в процессе флюоресценции газа (коротковолновое излучение звезды с поглощается оболочкой, а поглощённая энергия переизлучается в форме фотонов меньшей энергии, соответствующих частотам оптич. диапазона). В результате взаимодействия оболочки с догоняющими её потоками газа и с межзвёздной средой оболочка становится неоднородной, причём её неоднородность растёт со временем. Постепенно оболочка Н. з. рассеивается в пространстве, сливаясь с межзвёздной средой.

Массы оболочек, найденные по излучению в частотах спектральных линий, лежат в интервале 10²⁸-10²⁹ г. Поскольку эта величина мала даже по сравнению с массой звезды-карлика, то, следовательно, от Н. з. при её вспышке отрываются только самые внеш. слои.

Вспышка Н. з. представляет собой результат взрыва, происшедшего глубоко под поверхностью звезды. Кинетич. энергия расширяющейся оболочки, сообщённая ей при взрыве, достигает 10⁴⁵-10⁴⁶ эрг. За счёт энергии взрыва и энергии, содержащейся в оторвавшейся оболочке, обеспечивается сильное излучение Н. з. в период максимального блеска. За это время Н. з. излучает в оптич. области спектра ок. 10⁴⁵ эрг. В период после максимума блеска у нек-рых из Н. з. зафиксировано мощное ИК-излучение, связанное, по-видимому, с присутствием в оболочке значит, количества космич. пылинок, нагреваемых невидимым высокочастотным излучением Н. з. Если учесть этот факт, то оказывается, что общее количество энергии, освободившейся при взрыве, может достигать ~ 10⁴⁷ эрг.

Рис. 3. Типичный спектр новой звезды; по оси абсцисс приведены длины волн в ангстремах, по оси ординат - относительная интенсивность спектральных линий; Н, Н и т.д. - линии водорода (серия Бальмера), Hell - линии иона гелия. Fell - линия иона железа.

Истолкованием явлений, наблюдаемых при вспышке, до недавнего времени и ограничивалась теория Н. з. В понимании происхождения вспышек значит. прогресс был достигнут лишь после того, как было обнаружено, что все достаточно детально исследованные бывшие Н. з. входят в состав тесных двойных систем (см. Эволюция тесных двойных звезд).При этом один из компонентов такой системы - белый карлик, а другой - карлик позднего спектрального класса. Впервые факт двойственности установил М. Уокер (США) в 1954 г. для звезды DQ Геркулеса, вспыхнувшей как Н. з. в 1934 г. Эта двойная система имеет орбитальный период всего 4 ч 39 мин. Согласно теоретич. расчётам, подтверждаемым наблюдениями, в системе происходит перетекание газа от красного карлика на белый карлик. В результате аккреции этого газа внеш. слои белого карлика обогащаются водородом. По мере накопления газа у поверхности звезды в более глубоких слоях повышаются плотность и темп-ра. Когда захваченная масса водорода достигает критич. величины (~10³⁰ г), темп-ра и плотность там увеличиваются настолько, что начинаются термоядерные реакции углеродного цикла, превращающие водород в гелий. Выделение большой энергии в ходе очень быстро протекающих ядерных реакций приводит к резкому повышению давления и возникновению ударной волны. Сильная ударная волна, распространяющаяся наружу, приводит в движение внеш. слои водородной оболочки белого карлика. Те слои, скорость к-рых оказывается больше параболической скорости, отрываются от звезды, образуя газовую оболочку Н. з. Темп-ра же слоев газа, удержанных звездой, остаётся высокой, их энергия постепенно высвечивается.

После вспышки снова начинается аккреция газа на белый карлик, и через нек-рое время (по-видимому, ~ 10³ лет) вспышка должна повториться. Т.о., вспышки Н. з. в данной двойной системе должны происходить много раз. Поэтому оцениваемое общее число вспышек за время существования Галактики (~ 10¹²) может быть обеспечено сравнительно небольшим (~ 10⁹) числом тесных двойных звёзд.

По характеру изменения блеска с Н. з. сходны т.н. повторные новые. Вспышки у них повторяются через неск. десятков лет. При вспышке блеск возрастает за неск. суток в тысячи раз, спад блеска продолжается неск. месяцев. Период повторяемости вспышек, по-видимому, больше у тех повторных новых, к-рые сильнее увеличивают блеск. Судя по широким линиям излучения в спектрах, вокруг повторных новых также образуются расширяющиеся газовые оболочки. Но непосредственно оболочки не наблюдались, возможно, из-за небольшой их массы и быстрого рассеяния в пространстве. Энергия, выделяемая за время вспышки повторной новой, достигает 10⁴²-10⁴³ эрг. Все подробно исследованные повторные новые также оказались двойными звёздами с периодами обращения 5-6 ч.

Кроме рассмотренных существуют звёзды типа U Близнецов, у к-рых вспышки с изменением блеска в сотни раз (на 4-5^m) повторяются через 50- 100 сут. Их часто наз. также карликовыми Н. з. При вспышке, в среднем длящейся неск. суток, выделяется энергия ~ 10⁴⁰ эрг. Эти звёзды представляют собой двойные системы звёзд-карликов, аналогичные системам, содержащим Н. з. Возможно, что вспышка у них начинается с возрастания блеска холодного спутника, сопровождаемого усилением перетекания вещества на белый карлик.

Лит.:
Горбацкий В. Г., Космические взрывы, 3 изд., М., 1979; Псковский Ю- П., Новые и сверхновые звезды, М., 1974; Эруптивные звезды, М., 1970.

(В.Г. Горбацкий)