переменная звезда, демонстрирующая вспышку или очень быстрое усиление блеска, за которым следует его медленное ослабление вплоть до полного угасания. Новые звезды относятся к большому классу звезд, называемых катаклизмическими переменными. Древние астрономы использовали термин "новые" для обозначения небесных объектов, которые до вспышки не были видны невооруженным глазом. Все вспыхнувшие звезды, как "новые", так и "сверхновые", они называли "новыми звездами" (nova stella - лат.). Во время вспышки сверхновой вся термоядерная энергия звезды внезапно высвобождается. Звезда, испытавшая взрыв как сверхновая, полностью меняется: от нее остается либо черная дыра, либо нейтронная звезда, либо вообще ничего. В последнем случае звезда буквально разлетается и прекращает существование. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.

Вспышка. Вспышка новой - одно из наиболее драматических событий в астрономии. Новая, вспыхнувшая в 1975 в созвездии Лебедя, почти достигла яркости Денеба (ярчайшей звезды в Лебеде) и сохраняла такую яркость около трех суток. Хотя блеск большинства новых усиливается примерно в миллион раз, блеск этого необычного объекта усилился в 100 млн. раз. Новые достигают максимального блеска за несколько часов и находятся в стадии максимума различное время. "Быстрые" новые сохраняют максимальный блеск от нескольких часов до 1-2 сут, а затем быстро ослабевают. "Медленные" новые не так быстро усиливают свой блеск, дольше находятся в максимуме и гораздо медленнее гаснут. Например, Новая Геркулеса 1934 находилась в максимуме блеска почти три месяца, затем быстро ослабела в течение месяца, после чего немного усилила свой блеск и продолжила медленное ослабление в течение нескольких лет. Другая очень медленная новая вспыхнула в Дельфине в 1967 и находилась в стадии максимального блеска почти год. Быстрое ослабление и последующее небольшое усиление блеска Новой Геркулеса 1934 и других подобных новых говорит об образовании малых твердых частичек в веществе, выброшенном звездой при взрыве. Эти частички конденсируются в микроскопические углеродные зернышки, поглощающие свет.

Эволюция спектра новой звезды во время вспышки сложна и интересна (см. также СПЕКТР). Спектры, полученные в период усиления блеска, показывают, что расширяющиеся слои газа сохраняют высокую температуру (40 000-50 000 К). В момент достижения максимума блеска температура газа падает до 10 000 К, а спектр лишь немного отличается от спектров обычных звезд (см. также ЗВЕЗДЫ). У быстрых новых линии поглощения углерода, азота и кислорода довольно сильные и вначале смещены только в коротковолновую область. Из этого следует, что наблюдаемое вещество движется в направлении Земли со скоростью несколько сотен и тысяч километров в секунду. Сразу после максимума блеска расширяющееся облако газа становится прозрачным, позволяя астрономам видеть не только приближающиеся, но и удаляющиеся его части: облако расширяется во все стороны от центрального объекта. В спектре появляются широкие и яркие эмиссионные линии водорода и других элементов. Анализ спектров показывает, что примерно 0,001% массы звезды (что составляет от 10 до 100 масс Земли) выбрасывается в пространство и что состав вещества сильно отличается от того, который наблюдается в атмосфере Солнца. По отношению к содержанию водорода отмечается очень много гелия, а также углерода, азота, кислорода и иногда неона. Существует корреляция между скоростью вспышки и степенью избытка этих элементов: быстрые новые выбрасывают больше углерода, азота и кислорода, чем медленные. Через несколько лет на месте вспышки новой можно наблюдать расширяющееся облако. Полная энергия такой вспышки (т.е. энергия излучения плюс кинетическая энергия выброшенной оболочки), равна энергии термоядерного синтеза гелия из водорода с массой, равной массе Земли. См. также ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ
.

Системы новых. Наблюдения при помощи больших телескопов показали, что катаклизмические переменные состоят из двух звезд - главной звезды и спутника, обращающихся вокруг общего центра масс под действием взаимного притяжения. Обычно спутником служит звезда размером с Солнце. Главной звездой является маленький и горячий белый карлик: его масса близка к солнечной, а радиус примерно равен земному. Это означает, что его плотность очень велика - в несколько миллионов раз выше плотности воды (наперсток такого вещества весит более тонны). Белые карлики являются последней стадией эволюции звезд типа Солнца. Наличие белого карлика в двойной системе указывает на ее большой возраст (один из компонентов системы имел достаточно времени, чтобы дойти до конца своей эволюции).

Эволюция звезд типа Солнца начинается с медленного превращения водорода в гелий в ядре звезды. Примерно через 10 млрд. лет, когда ядро становится полностью гелиевым, внешние слои звезды расширяются, и она превращается в красный гигант (Солнце на этой стадии эволюции увеличится так, что выйдет за пределы орбиты Земли). В ходе дальнейшей эволюции гелий превращается в углерод, кислород и, возможно, неон. Ядро звезды становится все более плотным, а внешние слои расширяются все больше, пока не рассеются в пространстве. В этот момент вокруг звезды образуется газовая оболочка, расширяющаяся в пространство и называемая "планетарной туманностью". В ядре звезды, ставшем белым карликом, термоядерные реакции больше не происходят.

Подобный ход эволюции должна была бы пройти и главная звезда в системе катаклизмической переменной. Но, поскольку она обращается вокруг другой звезды, ее размер не может превысить расстояния до звезды-спутника. Когда внешние слои главной звезды расширяются, спутник попадает в них, тормозится, и две звезды начинают медленно по спирали сближаться. Это продолжается до тех пор, пока главная звезда не сбросит оболочку и не станет белым карликом. Астрономам удалось обнаружить короткопериодические затменные двойные звезды, окруженные такими расширяющимися облаками газа.

В конце этой стадии эволюции спутник еще не изменяется, а главная звезда, сбросив оболочку, медленно остывает. Она состоит из углеродно-кислородного ядра, окруженного тонким слоем гелия. Продолжая эволюционировать, спутник в конце концов тоже достигает стадии расширения. Его внешние слои распухают до такой степени, что белый карлик начинает сдирать со спутника оболочку и притягивать ее к себе. Оседающий на его поверхность газ образует все более толстый слой, основание которого сжимается и нагревается, пока не достигнет температуры термоядерного возгорания. Поскольку падающее со спутника вещество в основном содержит водород, оболочка белого карлика становится готова к взрыву.

Причина вспышки. После многих лет аккреции нижняя часть водородного слоя становится не только горячей и плотной, но и "вырожденной"; этот термин означает, что атомы и электроны в газе так сжаты, что ведут себя как в металле. Такой газ при нагревании не расширяется. Когда начинаются термоядерные реакции, газ быстро нагревается, и скорость реакций от этого возрастает - происходит взрыв.

Скорость и мощность взрыва зависят от химического состава оболочки. Если в ней преобладают водород и гелий, то взрыв происходит медленно. Но если в оболочке много углерода и кислорода, то реакция синтеза с участием водорода, углерода, азота и кислорода идет быстрее: углерод играет в ней роль катализатора. Чем больше углерода, тем интенсивнее и мощнее взрыв. Это теоретическое предсказание, сделанное в начале 1970-х годов, подтвердилось наблюдениями химического состава оболочек, сброшенных медленными и быстрыми новыми звездами.

Карликовые новые. При вспышке карликовой новой ее светимость за несколько часов возрастает примерно в 100 раз и сохраняется в этом состоянии несколько суток. Причиной такой относительно слабой вспышки считается не термоядерный взрыв, а нерегулярность аккреции вещества нормальной звезды на белый карлик. Возможно, звезда теряет вещество порциями, а может быть, газ накапливается в аккреционном диске, а затем порциями попадает на поверхность белого карлика. Изучение таких вспышек позволяет понять детали процесса аккреции вещества.

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).