1.3 Класифікація нових зірок

Нові зірки помітно відрізняються одна від одної як за потужністю спалаху, так і за швидкістю зменшення блиску. Цікаво, що чим потужніший спалах нової зірки, тим швидше падає її блиск. По швидкості падіння блиску нові зірки відносять або до "швидких", або до "повільних" [2].

Різниця у ході зміненні блиску обумовлюють необхідність розрізняти декілька типів нових та наднових зірок. Амплітуди блиску лежать найчастіше у межі від 7 до 16 зіркових величин, однак швидкості підйому і спаду можуть сильно відрізнятися від зірки до зірки. Форми кривих блиску теж можуть бути доволі різними. На сьогоднішній день виділяють наступні чотири групи, які позначають згідно з номенклатурою.

N - нові зірки. Тісні двійні системи з періодами орбітального руху від 0.05 до 230^d; одним з компонентів цих систем є карликова гаряча зірка, яка несподівано, за час від одного дня до кількох десятків або сотень днів, збільшує свій блиск на 7^m-19^m. За час від кількох місяців до кількох десятків років блиск системи повертається до первісного стану. У мінімумі можуть показувати невеличкі зміни блиску. Холодні компоненти є гігантами, субгігантами або карликами спектральних класів К-М. Спектри нових поблизу максимуму блиску спочатку схожу на спектри поглинення A-F зірок високої світимості. Потім у спектрах зявляються широкі емісійні полоси водню, гелію та інших елементів з адсорбційними компонентами, що свідчать про наявність оболонки, що швидко розширюється. По мірі ослаблення блиску у складному спектрі зявляються заборонені емісійні лінії, характерні для спектрів газових туманностей, що збуджуються гарячою зіркою. У мінімумі блиску спектри нових, як правило, непереривні або подібні до спектрів зірок Вольфа-Райе. Ознаки холодних компонентів виявляються лише у спектрах найбільш масивних систем. У деяких нових після спалаху виявляються пульсації гарячих компонентів з періодами порядку 100 секунд й амплітудами близько 0,05^m. Деякі нові, звичайно, виявляються також затемненими системами. По характеру змінення блиску нові поділяються на швидкі (NA), повільні (NB), дуже повільні (NC) та повторні (NR).

NA - швидкі нові, що характеризуються швидким підйомом блиску та ті, що зменшують блиск після досягнення максимуму на 3^m за 100 або менше днів (GKPer).

NB - повільні нові, що зменшують блиск після досягнення максимуму на 3^m за 150 та більше днів (RR Pic). При цьому не береться до уваги наявність відомого "провалу" на кривій блиску таких нових, як T Aur та DQ Her: швидкість зменшення блиску оцінюється по виду плавної кривої, частини якої до "провалу" і після нього є безпосереднім продовженням одна іншої.

NC - нові з дуже повільним розвитком, що більш ніж 10 років залишаються у максимумі блиску і слабшають дуже повільно. До спалаху ці обєкти можуть показувати довгоперіодичні змінення блиску з амплітудою 1^m - 2^m (RR Tel); холодні компоненти цих систем є гігантами або надгігантами, інколи напівправильними змінними і навіть змінними типу Міри Кита. Амплітуда спалаху може досягати 10^m. Емісійний спектр високого збудження подібний до спектрів планетарних туманностей, зірок типу Вольфа-Райе і симбіотичних змінних. Не виключено, що ці обєкти є виникаючими планетарними туманностями.

NR - повторні нові. Вони відрізняються від типових нових тим, що у них зареєстрована не одна, а дві чи кілька спалахів, що розділені інтервалами від 10 до 80 років (T CrB) [3].