§ 24. НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Новыми называются звезды, которые однажды вспыхивают так, что их блеск возрастает за короткое время в несколько сотен или в миллион раз, и звезда, прежде ничем не примечательная, сразу становится заметной среди своих соседей на небе. По истечении некоторого времени новая возвращается к своему обычному блеску.

Примененная выше некоторая расплывчатость временных характеристик неизбежна, так как новые бывают быстрые и медленные (рис. 124 и 125). У первых процесс вспышки от исходного состояния до максимума бывает 1—2 дня, а у вторых много дней, а иногда и несколько месяцев. Некоторые новые своим блеском превосходят все звезды, видимые на небе. Именно от одной из таких звезд, вспыхнувшей в 1572 г., которую со всей обстоятельностью наблюдал Тихо Браге и назвал ее Stella nova, новые и ведут свое название.

В настоящее время эта и другие ей подобные звезды выделяются в особую группу сверхновых звезд, вспышка которых несравненно более грандиозна, чем у обычных новых; их светимость в максимуме иной раз всего лишь на порядок уступает полной светимости всей звездной системы, в которой сверхновая появляется.

Употребленное выше в определении новых слово «однажды» не следует понимать абсолютно. Существуют так называемые повторные новые, у которых наблюдались две и даже три вспышки, разделенные несколькими десятками лет. Эти звезды во многом не отличаются от обычных новых, лишь амплитуда вспышки у них меньше.

Рис. 124. Кривая блеска «быстрой» новой , вспыхнувшей в созвездии Орла в 1918 г. По фотографиям, полученным в Гарвардской обсерватории, 6 июня звезда имела блеск а 7 нюня уже ; спустя 9 часов в Индии ее увидели звездой первой величины. 8 июня 1918 г. сотни наблюдателей Азии, Европы и Америки открыли ее независимо друг от друга. 9 июня, после короткой задержки, она достигла максимума блеска: ; спустя восемь часов ослабела на , а через 6 дней еще на . После этого она ослабевала все медленнее и медленнее. Первоначального блеска она достигла лишь в 1929 г., спустя 11 лет после вспышки

СВЕТИМОСТЬ, АМПЛИТУДЫ ВСПЫШЕК И ЧИСЛО НОВЫХ ЗВЕЗД

Расстояния до новых определяются с трудом: тригонометрические параллаксы у них обычно слишком малы, а спектральные критерии нормальных звезд здесь применимы лишь с ограничениями.

Различные косвенные способы приводят к значениям абсолютной визуальной звездной величины в максимуме с большой дисперсией, вызванной тем, что характер вспышек у новых звезд весьма разнообразен.

Рис. 126. Кривая блеска медленной новой , вспыхнувшей в созвездии Геркулеса в декабре 1934 г. Впервые после длительного периода непогоды она была замечена Прентнсом (Англия) и имела блеск . На фотографии 14 ноября 1934 г. ее блеск близок к . После открытия она достигла (с некоторыми колебаниями) максимального блеска 1,4" лишь 22 декабря 1934 г. Ослабевала медленно, с большими колебаниями между , до 27 января 1935 г. После 1 апреля 1935 г. начался быстрый спад блеска, продолжавшийся до 2 мая 1935 г., когда звезда ослабела до . К 5 июля 1935 г. блеск звезды увеличился до , после чего уменьшался (с флуктуациямн) до первоначального значения в течение 30 лет. За это время у нее были открыты (Уокер, 1954) двойственность, колебания блеска, связанные с затмениями, и пульсационные колебания с периодом 71 с

Все же новые звезды можно объединить в две группы. Первая группа — очень быстрые, быстрые и умеренно быстрые звезды с гладкими кривыми в фазе угасания и значениями абсолютной визуальной звездной величины в максимуме между Обозначим через U промежуток времени (в сутках) после максимума, в течение которого блеск новой ослабел на ; тогда статистически оправдывается следующая эмпирическая формула:

Вторая (II) группа — умеренно быстрые, медленные, очень медленные и сверхмедленные новые звезды со структурными кривыми блеска, сильно непохожими у разных звезд этой группы; их максимальные абсолютные звездные величины лежат между . Формула (24.1) плохо применима к ним. Благодаря своей большой светимости новые звезды без труда обнаруживаются в других звездных системах, в частности, в туманности Андромеды (М 31). Как там, так и в нашей Галактике новые встречаются преимущественно вблизи основной плоскости звездной системы, при этом они теснятся ближе к центру. Например, почти половина числа новых, открытых в Галактике, расположена в созвездии Стрельца и близ него, т. е. в окрестностях направления на центр Галактики (но не самого центра, который для оптических наблюдений недоступен из-за поглощения света космической пылью).

Амплитуда вспышек новых также весьма различна — от до . Малые амплитуды свойственны повторным новым, большие — быстрым нормальным новым. В среднем медленные новые имеют амплитуду , быстрые — , самые быстрые . Долгое время рекордную амплитуду имела вспыхнувшая в 1942 г. в созвездии Кормы новая, получившая название CP Puppis. Она достигла максимального блеска , а старые фотографии на месте новой показывают звезды не ярче . Несмотря на очень быстрое протекание всех процессов при вспышке , спустя 30 лет звезда эта оставалась ярче своего первоначального блеска в 100 раз. И сейчас, в 1986 г. блеск ее остается на уровне Еще большая амплитуда вспышки — около 19 наблюдалась у Новой Лебедя 1975 г. . Это значение выведено из сопоставления максимального блеска звезды с отсутствием ее на Паломарской карте неба (фотография 19—20 июля 1952 г.), где предельная звездная величина равна приблизительно . Может быть, 19—20 июля 1952 г. будущая новая испытала случайную флуктуацию блеска. Довольно задолго до максимума — в первой половине августа 1975 г. — блеск новой был примерно . Если считать ее минимальный чблеск от этого уровня, то амплитуда вспышки все равно получается около .

Абсолютная звездная величина Новой Лебедя 1975 г. тоже выходит за пределы нормального. К такому значению М приводит нас формула (24.1) вследствие рекордно быстрого падения блеска новой после максимума:

Наблюдения в инфракрасных лучах обнаруживают у некоторых новых звезд совершенно своеобразный ход изменений блеска после оптического максимума, а именно — увеличение блеска.

Так, у новой NQ Vul 1976 спустя 80 дней после максимума блеск на длине волны 3,2 мкм возрос на и медленно в течение 150 дней вернулся к исходному значению. Это вызвано образованием огромной пылевой оболочки новой звезды, нагретой до 1000—900 К, которая в дальнейшем долго сохраняла эту температуру, в то время как визуально звезда ослабевала до .

Сопоставляя приведенные выше величины и А, приходим к выводу, что в минимуме, т. е. до вспышки, абсолютная звездная величина новых близка к , но у некоторых повторных новых светимость значительно ниже, что дало повод рассматривать последние как класс, переходный к карликовым новым — звездам типа U Близнецов (U Gem), вспыхивающим с частотой в несколько десятков дней (см. следующий параграф). Объединение всех этих звезд показало, что их амплитуды связаны с продолжительностью цикла вспышки Р (в годах) следующей статистической зависимостью (Б. В. Кукаркин и П. П. Паренаго, 1934):

    (24.2)

Впрочем, для самих повторно вспыхивающих новых звезд более подходит формула

Если эту формулу распространить на нормальные новые, значения Р для них получаются порядка десятков и сотен тысяч лет. Способов проверить такое утверждение пока не видно.

Число новых, наблюдавшихся в нашей звездной системе, превышает 150. В основном это звезды, открытые после 1848 г., а точнее, за последние 70 лет. В галактике М 31 (туманность Андромеды) их известно свыше 100. Специально поставленные на протяжении лет наблюдения приводят к такой оценке числа вспышек новых в этой системе: 26 в год.

Ввиду большого сходства туманности Андромеды с Галактикой можно допустить, что и в нашей звездной системе число вспышек новых примерно такое же. Фактически же их ежегодно наблюдают от одной до трех. Такое расхождение можно понять, если принять во внимание экранирующее действие космической пыли вблизи плоскости Галактики и особенно в направлении на ее центр, в окрестностях которого новые вспыхивают особенно часто.