1.5 Явища, що спостерігаються у нових зірках

небесний амплітуда зірка спалах

Усі нові зірки викидають при спалаху газ, який розлітається з високими швидкостями. У різних нових ці швидкості доволі сильно відрізняються. Також швидкості газу, що розлітається, відрізняються на різних стадіях спалаху. Найбільша маса газу, що викидається новими зірками при спалаху, містить головна оболонка, що відділяється при максимумі блиску зірки зі швидкістю від кількох сотень до тисячі кілометрів на секунду. Ця оболонка видна через десятки років після спалаху навколо деяких зірок у вигляді туманності.

У спокійному стані нові зірки постають перед астрономами доволі слабкими, їх можна вивчати тільки за допомогою крупних телескопів. Властивості цих зірок виявилися доволі незвичайними. Насамперед, усі нові - подвійні зірки. При цьому пара зірок завжди складається з білого карлика та нормальної зірки, яка за масою і розмірами зазвичай трохи поступається Сонцю. Характерна властивість таких подвійних систем - близькість зірок одна до одної, через це в них виникає потік газу з поверхні нормальної зірки на поверхню білого карлика. Потік газу, що перетікає з поверхні нормальної зірки, закручується навколо білого карлика і лише після багатьох обертів попадає на його поверхню.

Після того, як була встановлена подвійність цих зірок, зявилася гіпотеза спалахів нових, яка отримала в останній час широке розповсюдження в астрономії. Суть її у наступному. Спалах нової зірки відбувається у результаті різкого прискорення термоядерних реакцій на поверхні білого карлика. Водень попадає на поверхню білого карлика разом з газом, що перетікає з поверхні нормальної зірки. Спалаху передує період накопичення термоядерного "палива" на поверхні білого карлика, яке вибухає після того, як маса "палива" досягає деякої критичної величини [2].

Процес розвитку спалаху нової у видимій спектральній області виглядає наступним чином. Переднова - це блакитний (гарячий) обєкт, часто зі слабкою, хаотичною змінністю блиску (тільки у дуже рідкісних випадках змінність досягає двох зіркових величин, наприклад у зірки V 446 Her). Каталог усіх відомих кривих блиску нових до вибуху дає Робінсон (1975). Підйом найчастіше дуже крутий, з зростанням блиску на 7-10 зіркових величин за час менше доби. Безпосередньо перед максимуму блиску спостерігається коротка затримка або слабкий спад блиску, після чого відбувається останній підйом приблизно на 2 величини. Максимум найчастіше гострий - звичайно, за виключенням дуже повільних нових типу RT Змії. Спад блиску після максимуму протікає спочатку гладко до величини, приблизно на 3.5^m меншої за максимальну. Після цього починаються енергійні квазіперіодичні коливання з амплітудою приблизно 1^m. У більшості випадків одна хвиля триває 5-10 діб, але зустрічаються і приклади хаотичної змінності блиску. У повільних нових цей стан закінчується крутим спадом до проміжного мінімуму. За ним слідує другий крутий підйом, після чого продовжується спад зі слабкими флуктаціями. У нормальних швидких нових ця фаза досягається при затуханні квазіперіодичних коливань. Перехід до фази повільного спаду в обох варіантах відбувається, коли блиск стає нижче за максимальний приблизно на 6^m. Зірка дуже повільно приближається до квазістабільного стану екснової (післянової). Воно приблизно відповідає стану передновї, часто з швидкоплинними коливаннями блиску малої амплітуди. Більш детально спектральна поведінка описана у додатку А.

Тут необхідно вказати на джерело помилок в класифікації. При виявленні такої змінної виникає небезпека віднести її до групи зірок типу Т Тільця або спорідненим їм обєктам, так як швидка хаотична змінність блиску в основному характерна для зірок типу Т Тільця [5].