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 Н. з.) до нескольких сут (медленные Н. з.). По истечении нескольких лет светимость уменьшается до первоначальной величины.

Название «Н. з.» 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 Н. з. сходны между собой (рис. 1). В период наибольшего увеличения блеска некоторые 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 статистическим 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.

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, который на две звёздные величины меньше максимального, увеличение блеска временно (от нескольких ч до нескольких сут) приостанавливается. В максимуме блеска Н. з. пребывают от 1—2 ч (быстрые Н. з.) до нескольких 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 несколько недель, за которым 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 смещенными в коротковолновую сторону линиями поглощения. Это указывает на расширение верхних слоев атмосферы Н. з. со скоростью около 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. з.; спектр её в этот период очень напоминает спектр планетарной туманности (См. Планетарные туманности). Продолжительность небулярной стадии — несколько лет. Спустя много лет после вспышки Н. з. имеют спектры, напоминающие спектры белых карликов (См. Белые карлики).

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 около 10^-5 массы звезды, или Новые звёзды 10²⁸ г. Полная энергия взрыва Н. з. равна Новые звёзды 10⁴⁵ эрг (10³⁸ дж). 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 Н. з. связано с расширением самой звезды, которая 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 некоторого времени после максимума блеска. По мере расширения плотность оболочки Н. з. падает, а степень её ионизации растет. При плотности около 10^-19 г/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 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.

В 50-х гг. 20 в. было обнаружено, что Н. з. 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 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 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 Н. з. 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 Н. з. 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 Н. з. в максимуме блеска:

M_v = —7,3 звёздной величины.

Это — самые яркие после сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды) объекты Галактики. В силу своей высокой светимости Н. з. являются индикаторами расстояний до ближайших галактик. В минимуме блеска абсолютная звёздная величина Н. з. 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 Н. з. По всем своим параметрам — массе, светимости, размерам — Н. з. в спокойном состоянии блеска являются звёздами-карликами.

Повторные Н. з. не имеют значительных отличий от типичных Н. з., за исключением скорости, с которой звезда возвращается после вспышки в исходное состояние. Обычно для повторных Н. з. это время — около 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 конце 60-х гг. 20 в. было обнаружено у Н. з. сильное инфракрасное излучение, мощность которого 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. з. 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 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.

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

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).

НОВЫЕ звезды - класс звезд, светимость которых внезапно возрастает в 103 - 106 раз, а затем медленно возвращается к исходному уровню. При этом происходит расширение звезды и сброс ее внешней оболочки, а в спектре новой звезды наблюдаются широкие эмиссионные линии. Вспышки типичных новых звезд повторяются, по-видимому, через несколько тысяч лет. Все новые звезды входят в состав тесных двойных звезд.

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

- звёзды, очень быстроувеличивающие свою светимость прибл. в 10⁵ раз по сравнениюс первонач. низкой светимостью. Увеличение блеска (вспышка) происходитза неск. дней. Характерное время спада блеска после его максимума порядка10 - 20 дней у быстрых новых и 2 - 3 мес у медленных

Н. <з. Падает блеск Н. з. большей частьюнемонотонно - происходят т. н. вторичные вспышки с уменьшающейся амплитудой. <Возвращение Н. з. к её первонач. светимости занимает десятки лет.

Изменения блеска Н. з. сопровождаютсяизменениями в спектре. При нарастании блеска в спектре доминируют абсорбц. <линии, смещённые в сторону коротких волн. Их смещение обусловлено движениемформирующего спектр газа к наблюдателю со скоростями порядка 1000 км/с(т. е. Доплера эффектом). Вблизи максимума блеска спектр Н. з. становитсяэмиссионным, причём ширины линий прибл. соответствуют удвоенной величинесмещения абсорбц. линий. Постепенно спектр усложняется, в нём появляютсялинии более высокого возбуждения и (через 1 - 3 мес) т. н. небулярный спектр, <характерный для газовых туманностей. Через неск. лет вокруг вспыхнувшейН. з. наблюдается оболочка (туманность), расширяющаяся прибл. со скоростью, <соответствующей доплеровскому смещению абсорбц. линий при усилении блеска. <Масса туманности ( - масса Солнца).Излучение туманности постепенно ослабевает, и составляющий её газ смешиваетсяс межзвёздной средой. Т. о., данные наблюдений приводят к выводу о срывесо звезды при вспышке её внеш. слоев, образующих быстро расширяющуюся оболочку.

За год в Галактике фиксируется неск. вспышекН. з. Все наблюдаемые вспышки происходят в объёме неск. кпк ³ вблизи Солнца. Более далёкие Н. з. остаются незамеченными - гл. обр. вследствие межзвёздногопоглощения света. Частота вспышек Н. з. в Галактике ~100 - 200 в год. <Т. к. общее число вспышек за время жизни Галактики во много раз превышаетполное кол-во звёзд в ней, то процесс вспышки Н. з. должен быть рекуррентным:одна и та же звезда вспыхивает много раз, интервал между последоват. вспышками~10³ лет или больше. Т. н. повторные Н. з. испытывают вспышкис амплитудой изменения блеска, на два порядка меньшей, чем у обычных Н. <з., и соответственно с меньшей массой сбрасываемой оболочки. Интервал междупоследоват. вспышками повторных Н. з. составляет 10 - 30 лет. К Н. з. примыкаюткарликовые новые (или новоподобные типа U Близнецов). У такой звезды блескпри вспышке увеличивается в десятки раз и остаётся таким в течение 1 -10 дней, интервал между вспышками 10 - 100 дней. По фотометрич. и спектральнымособенностям вспышки карликовых новых не похожи на вспышки Н. з. и, по-видимому, <обусловлены др. механизмом.

По наблюдениям ряда вспыхивавших Н. з. <установлено, что вспышки происходят в одном из компонентов тесной двойнойсистемы (ТДС) (см. Тесные двойные звёзды). Такие системы содержатв качестве гл. звезды белый карлик (БК), а спутник является звездой позднего спектральногокласса малой светимости (красным карликом). Период обращения в техТДС, где происходили вспышки Н. з., составляет неск. часов, соответственнохарактерный размер системы порядка 10¹¹ см. Эти данные послужилиосновой для выяснения причины вспышек Н. з. и их рекуррентности. Если красныйкарлик заполняет свою полость Роша, то его вещество, попав в точкуЛаграижа L₁ (рис.), при малом возмущении скорости может попастьвнутрь полости Роша БК и при надлежащих условиях присоединиться к нему. <Часть вещества, теряемого красным карликом, может и не быть аккрецированаБК, а будет потеряна системой и образует уплощенную оболочку в орбитальнойплоскости системы. Перетекающее на БК вещество образует аккрец. диск (см. Аккреция), и постепенно на его поверхности нарастает слой, содержащий большоекол-во водорода. При достаточно большой массе аккрециров. вещества плотностьв нём возрастает настолько, что начинаются термоядерные реакции. Как показалирасчёты, неустойчивость развивается очень быстро. В образующемся в периферийныхобластях БК слоевом источнике энергии достигается темп-pa ~10⁸ К и больше. При столь высоких темп-pax преобладающими являются ядерныереакции с участием С, N, О (см. Углеродно-азотный цикл). Развивающаясяв слое конвекция обеспечивает поступление в слоевой источник этих элементовиз более внеш. слоев. Кинетика ядерных реакций в слоевом источнике зависитот светимости БК, содержания тяжёлых элементов в аккрецируемом газе и отособенностей переноса энергии в оболочке звезды. В одних условиях возникающаятепловая волна может привести к образованию ударной волны, срывающей наружныечасти оболочки, в других всё может ограничиться резким повышением темп-рыв разогреваемом слое и менее бурным отделением от звезды части захваченногоею газа. Возможно, что т. н. медленные Н. з. (типичной является Новая Геркулеса1934) возникают вторым из указанных способов.

Отрывающаяся от звезды гл. оболочка, вначаленепрозрачная для излучения, по мере расширения уменьшает свою оптич. толщину и к моменту максимума блеска величина вследствие чего её внутр. слои становятся доступными для наблюдения. Вэто время спектр Н. з., вначале соответствовавший классам А или F, сильноизменяется. В оболочке при <1 формируются широкие эмиссионные линии на фоне сравнительно слабого континуума(непрерывного спектра). Осн. долю наблюдаемого после максимума излученияН. з. в непрерывном спектре обеспечивает протяжённая оболочка, образуемаягорячим газом, истекающим из звезды вслед за отрывом внеш. слоев. Скоростидвижения этого газа в 1,5 - 2 раза больше, чем у гл. оболочки, а линейчатыйспектр содержит линии Не II, О III, N V и т. п. Движение гл. оболочки ускоряетсядогоняющим её выброшенным газом, а сама она при этом деформируется и приобретаетв ряде случаев клочковатую структуру.

Сечение критической эквипотенциальной поверхностиорбитальной плоскостью тесной двойной системы и схематическое представлениеперетекания газа от спутника через точку L₁.

Околозвёздная оболочка, образованная веществом, <потерянным системой до вспышки, имеет радиус ~10⁵( - радиусСолнца) и массу ~ 10^-4, сравнимую с массой гл. оболочки. При своём расширении гл. оболочка заметаетвещество околозвёздной оболочки, и таким путём в ней образуется кольцеобразнаяструктура - "экваториальный пояс". Подобные детали видны в туманностях, <возникших при вспышках Н. з. (Новая Орла 1918, Новая Геркулеса 1934 и др.).Др. элементом гл. оболочки являются "полярные шапки" - конденсации газав полярных областях, образовавшиеся, возможно, в результате взаимодействиявыбрасываемого газа со спутником или под влиянием магн. поля БК.

У нек-рых Н. з. при вспышке наблюдалосьсильное ИК-излучение с планковским спектром, причём его интенсивность маломенялась в течение 2 - 3 мес. Т. о., в оболочках Н. з. может содержатьсязначит. кол-во пылевых частиц, происхождение к-рых пока остаётся невыясненным.

Описание механизма вспышки Н. з. позволяетпонять, почему вспышки повторяются. Перетекание газа от спутника на БКдолжно происходить непрерывно с интенсивностью 10 ⁷ - 10^-8/год, а при вспышке сбрасывается масса порядка 10^-4.Соответственно, вспышки могут происходить каждые неск. тысяч лет. У повторныхновых масса оболочки на 2 - 3 порядка меньше, чем у обычных Н. з., и вспышкиповторяются через неск. десятков лет. Причины различий между обычными Н. <з. и повторными новыми не установлены.

Вспышки карликовых новых не сопровождаютсясбросом оболочки. Они, по-видимому, стимулируются усилением перетеканиягаза на БК и проявляются в увеличении светимости аккрец. диска.

В результате вспышки Н. з. в межзвёзднуюсреду поступают вещество и энергия. Роль поступающего от Н. з. газа в общембалансе массы межзвёздной среды не очень существенна - они дают менее 1%всего притока массы, но могут обогащать межзвёздный газ такими изотопами, <как ⁷Li, ¹⁹C, ¹⁵N. Поступление энергиив Галактику от Н. з. в различных её видах может достигать 10⁴⁸ эрг/год, т. е. столько же, сколько дают сверхповые звёзды.

Лит.: Эруптивные звезды, под ред. <А. А. Боярчука, Р. Е. Гершберга, М., 1970; Горбацкий В. Г., Новподобныеи новые звезды, М., 1974; Gallagher J. S., Stаrrfield S., Theory and observationsof classical novae, "Ann. Rev. Astron. and Astrophys.", 1978, v. 16, p.171.

В. <Г. Горбацкий

но́вые звёзды

класс звёзд, светимость которых внезапно возрастает в 10³—10⁶ раз, а затем медленно возвращается к исходному уровню. При этом происходит расширение звезды и сброс её внешней оболочки, а в спектре новой звезды наблюдаются широкие эмиссионные линии. Вспышки типичных новых звезд повторяются, по-видимому, через несколько тысяч лет. Все новые звезды входят в состав тесных двойных звёзд.

* * *

НО́ВЫЕ ЗВЕЗДЫ, класс звезд, светимость которых внезапно возрастает в 10³ — 10⁶ раз, а затем медленно возвращается к исходному уровню. При этом происходит расширение звезды и сброс ее внешней оболочки, а в спектре новой звезды наблюдаются широкие эмиссионные линии. Вспышки типичных новых звезд повторяются, по-видимому, через несколько тысяч лет. Все новые звезды входят в состав тесных двойных звезд.

класс звёзд, светимость к-рых внезапно за неск. дней возрастает в 10³-10⁶ раз, а затем медленно (от одного до трёх месяцев) возвращается к исходному уровню. Далее м.б. вторичные вспышки с меньшей амплитудой. Продолжительность серии вспышек до полного их прекращения занимает неск. лет. При вспышке происходит расширение звезды и сброс сё внеш. оболочки; в спектре Н.э. наблюдаются широкие эмиссионные линии. Вспышки типичных Н. з. повторяются, по-видимому, через неск. тысяч лет. Все Н.э. входят в состав тесных двойных звёзд.

класс звезд, светимость которых внезапно возрастает в 103-106 раз, а затем медленно возвращается к исходному уровню.