Akademik

- 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