СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ У НОВЫХ ЗВЕЗД

Спектральные изменения новой во время вспышки поражают разнообразием и быстротой, но в основном все они идут в определенном соответствии с изменением блеска. В стадии вспышки до максимума блеска спектр новой — нормальный звездный спектр с нарастающими характеристиками сверхгиганта, линии очень тонки и резки. При этом они сильно смещены в фиолетовую сторону, что можно истолковать как результат быстрого (со скоростью в несколько сотен километров в секунду) расширения обращающего слоя и фотосферы звезды.

После максимума спектр испытывает резкое изменение (рис. 126): появляются многочисленные эмиссионные полосы, окаймленные с коротковолновой стороны абсорбционными линиями, смещенными еще сильнее, чем раньше (скорость свыше 1000 км/с, исключая медленные новые). Внешне спектр становится подобен спектру звезд Вольфа — Райе, но без его высокотемпературных характеристик и с тонкими линиями поглощения. Когда ослабление блеска новой после, максимума заходит далеко (на 5—6), непрерывный спектр ее очень слаб и звезда светится за счет одних только многочисленных полос излучения чисто газового спектра. Наконец и они исчезают; в заключительной стадии новая звезда светит только излучением непрерывного спектра, очень слабого, в соответствии с полным спадом блеска звезды. На этом вспышка новой заканчивается, хотя отдельные мелкие флуктуации ее блеска возможны и после этого.

Рис. 126. Спектральные изменения у . Верхний спектр получен во время максимума. Последующие показывают одновременное развитие главного спектра и диффузно-искрового спектра, а затем (в нижней половине) от орионова до небулярного, полностью лишенного абсорбционных линий. Хорошо видно нарастающее со временем смещение в фиолетовую сторону, различное у разных элементов

Детали изменения спектров новых показаны на рис. 127. В первые дни или часы вспышки новая имеет характеристики горячей звезды В или А с сильно смещенными в фиолетовую сторону линиями поглощения. Смещение соответствует. скорости движения до 1000 км/с. Незадолго до максимума новая имеет спектр класса А — F с очень тонкими абсорбционными линиями, как у сверхгигантов. Тотчас же после максимума происходит внезапная (иногда за сутки) трансформация в «типичный спектр новой» — картина ярких линий, очень расширенных в обе стороны от нормального положения и окаймленных с фиолетовой стороны теми же линиями поглощения, но смещенными еще более, чем раньше.

Это — главный спектр поглощения у новых.

Сходство спектра новой на этой стадии со спектром звезд Вольфа — Райе позволяет применить к ним ту же интерпретацию — расширение обширной оболочки звезды, но с несравненно большей скоростью, доходящей до 1500 км/с (у медленных новых — много меньше). В химическом отношении главный спектр не представляет ничего особенного: в основном это линии Н, CaII, NaI, FeII, TiII, OI, CI. В эмиссионном спектре появляются, однако, новые детали — запрещенные линии [01 5577, 6300, 6363, так называемые «линии полярных сияний», [NIIJ X 5755, свидетельствующие о большом разрежении светящихся газов, а также усиленное свечение .

Рис. 127. Схема колебаний блеска типичной новой, с указанием ее спектральных изменений

Главный спектр эволюционирует, появляется несколько абсорбционных компонент, из которых наиболее смещенные указывают на скорость до 2500 км/с у быстрых новых (например, CP Lac). Этот спектр в дальнейшем постепенно вытесняется (см. рис. 126) «диффузно-искровым спектром», состоящим из линий тех же элементов, но размытых и еще более смещенных в среднем до 1500 км/с, а у GK Per — до 3700 км/с (максимальная скорость расширения, наблюдавшаяся у новых звезд).

Диффузно-искровой спектр в основном исчезает после ослабления новой на (от максимума) и ему на смену приходит «орионов спектр», названный так потому, что его линии поглощения свойственны нормальным звездам класса В, которые ранее назывались «орионовыми». При этом появляется и достигает очень большого развития широкая эмиссионная полоса . От главного спектра остаются только водородные линии, но у медленных новых хорошо заметны еще запрещенные эмиссионные линии.

В это время (ослабление от максимума) блеск новой вступает в так называемую переходную стадию: либо начинаются довольно правильные небольшие колебания блеска на фоне продолжающегося ослабления новой, либо резкое падение на и более, после чего блеск в течение нескольких недель восстанавливается до такого значения, которое имела бы звезда, если бы ее систематическое ослабление не прерывалось резким ослаблением. Параллельно в спектре исчезают линии поглощения (линии главного спектра исчезают последними), остаются только широкие эмиссионные полосы, что делает спектр новой сходным со спектром газовых туманностей (см. § 28), с той лишь разницей, что у последних наблюдаются эмиссии в виде тонких линий. Эта фаза развития новой называется небулярной (лат. nebula — туманность). У некоторых новых звезд наблюдались корональные линии и даже . Обычно небулярная фаза продолжается очень долго — почти до достижения новой ее первоначального, предвспышечного блеска. На этом последнем этапе спектр новой теряет полосы, свойственные спектру туманностей, и становится подобен спектру звезд Вольфа — Райе (см. рис. 121) с линиями , азота и углерода в высоких стадиях ионизации. Наконец, и эти характеристики сильно ослабляются или исчезают, звезда остается с непрерывным спектром, в котором спектральные линии, как эмиссионные, так и абсорбционные, могут совсем отсутствовать. Ультрафиолетовый участок спектра новой звезды имеет повышенную интенсивность, что говорит о ее высокой температуре. Иногда спектры новых звезд обозначают буквой Q с десятичным подразделением, указывающим стадии вспышки.