НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звёзды, светимость к-рых 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 Н. з.) до неск. сут (медленные Н. з.). По истечении неск. лет светимость уменьшается до первоначальной величины.

Название "Н. з." сложилось в древности, когда звёзды, к-рые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались заново возникшими. Фотографич. исследования опровергли это мнение: к нач. 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 Н. з. сходны между собой (рис. 1). В период наибольшего увеличения блеска нек-рые Н. з. светят как звёзды 1-2-й звёздной величины и даже ярче. Такие Н. з. 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 Н. з., вспыхнувших в нашей Галактике. По статистич. расчётам, в Галактике вспыхивает ежегодно около 100 Н. з., но на Земле из них обнаруживают 1-2. Известны Н. з. 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 Н.з. перед максимумом происходит очень быстро, вследствие чего кривая изменения блеска на этой стадии изучена весьма слабо. Известно, что в момент достижения блеска, к-рый на две звёздные величины меньше максимального, увеличение блеска временно (от неск. ч до неск. сут) приостанавливается. В максимуме блеска Н. з. пребывают от 1-2 ч (быстрые Н. з.) до неск. сут (медленные).

Наибольшее разнообразие кривые блеска Н.з. имеют в переходной стадии, где отмечается 3 основных типа: 1 - плавное и гладкое уменьшение блеска, 2 - сильные периодические колебания, 3 - глубокий минимум продолжительностью неск. недель, за к-рым следует частичное восстановление блеска.

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

По мере приближения Н. з. к максимуму блеска её спектр приобретает черты, характерные для звёзд высокой светимости спектрального класса А или F с узкими, сильно смещёнными в коротковолновую сторону линиями поглощения. Это указывает на расширение верхних слоев атмосферы Н. з. со скоростью ок. 1000 км/сек. У медленных Н.з. 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 Н.э.; спектр её в этот период очень напоминает спектр планетарной туманности. Продолжительность небулярной стадии - неск. лет. Спустя много лет после вспышки Н. з. имеют спектры, напоминающие спектры белых карликов.

Вспышки Н. з. 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 ок. 10^-5 массы звезды, или ~ 10²⁸ г. Полная энергия взрыва Н. з. равна ~ 10⁴⁵ эрг (10³⁸дж). Оболочка звезды сбрасывается или в самом начале вспышки, т. е. в момент начала увеличения блеска, или - по теории, предложенной сов. астрономом Э. Р. Мустелем,- в максимуме её блеска. В последнем случае увеличение блеска Н. з. связано с расширением самой звезды, к-рая после максимума начинает сжиматься. Особенности спектра Н. з. 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 нек-рого времени после максимума блеска. По мере расширения плотность оболочки Н. з. падает, а степень её ионизации растёт. При плотности около 10^-19г/см³в спектре начинают появляться линии, характерные для газа в условиях сильного разрежения, что свидетельствует о начале небулярной стадии.

Через неск. лет после вспышки у многих Н. з. 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 Н. з. 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 Н. з. и скорости расширения, полученной из анализа спектра оболочки, можно независимым путём определить расстояние до Н. з.

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).

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

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

M_v, ma

= -11,5 + 2,5 lg f_з,

где M_v, ma - абс. визуальная звёздная величина Н. з. в максимуме, a t_з - время (в сут), в течение к-рого 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 абс. визуальная величина Н. з. в максимуме блеска: M_v = -7,3 звёздной величины.

Это - самые яркие после сверхновых звёзд объекты Галактики. В силу своей высокой светимости Н. з. являются индикаторами расстояний до ближайших галактик. В минимуме блеска абс. звёздная величина Н. з. сравнительно мала и составляет в среднем M_v, min= +3^m*5. У нек-рых звёзд излучение в минимуме определяет холодный компонент, являющийся на этой стадии более ярким, чем Н. з. По всем своим параметрам - массе, светимости, размерам - Н.з. в спокойном состоянии блеска являются звёздами-карликами.

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

В кон. 60-х гг. 20 в. было обнаружено у Н. з. сильное инфракрасное излучение, мощность к-рого увеличивается по мере падения блеска. У наблюдавшихся в эти годы Н. з. 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 Н. з. или образующимися в оболочке, выброшенной звездой.

Причины вспышек Н. з. ещё не очень ясны. Однако, несомненно, что вспышки обусловлены накоплением неустойчивости в звёздах-карликах небольшой массы. Большая часть современных гипотез рассматривает вспышку Н.э. 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 сов. астрономов А. И. Лебединского, Л. Э. Гуревича, франц. 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 Н. з. 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 Н. з.

Место Н. з. в общей схеме эволюции звёздного мира с большой определённостью не установлено, однако нет сомнений в том, что вспышки Н. з. 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.