НО́ВЫЕ ЗВЁЗДЫ

НО́ВЫЕ ЗВЁЗДЫ, пе­ре­мен­ные звёз­ды, ха­рак­те­ри­зую­щие­ся бы­ст­рым (за неск. ча­сов или су­ток) по­вы­ше­ни­ем бле­ска на 6–19 звёзд­ных ве­ли­чин (что со­от­вет­ст­ву­ет уве­ли­че­нию све­ти­мо­сти в сот­ни – де­сят­ки мил­лио­нов раз) и бо­лее мед­лен­ным спа­дом при­мер­но к преж­не­му уров­ню бле­ска, за­ни­маю­щим от не­сколь­ких ме­ся­цев до не­сколь­ких лет. Об­ще­при­ня­тое назв. «Н. з.» не впол­не кор­рект­но, по­сколь­ку речь идёт не о толь­ко что сфор­ми­ро­вав­ших­ся звёз­дах, а о сис­те­мах зна­чит. воз­рас­та.

Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль оси ординат, по оси абсцисс – время после начала вспышки).

По совр. пред­став­ле­ни­ям, Н. з. яв­ля­ют­ся тес­ны­ми двой­ны­ми звёзд­ны­ми сис­те­ма­ми с ор­би­таль­ны­ми пе­рио­да­ми, как пра­ви­ло, ме­нее су­ток. Од­ним из ком­по­нен­тов сис­те­мы яв­ля­ет­ся бе­лый кар­лик, мас­са ко­то­ро­го, со­глас­но тео­рии, не мо­жет пре­вос­хо­дить 1,4 мас­сы Солн­ца. Ве­ще­ст­во с по­верх­но­сти вто­ро­го ком­по­нен­та сис­те­мы (крас­но­го кар­ли­ка или суб­ги­ган­та с мас­сой по­ряд­ка сол­неч­ной) пе­ре­те­ка­ет в сто­ро­ну бе­ло­го кар­ли­ка. Не­мед­лен­ное па­де­ние это­го ве­ще­ст­ва на по­верх­ность бе­ло­го кар­ли­ка не­воз­мож­но, по­сколь­ку оно об­ла­да­ет зна­чит. мо­мен­том ко­ли­че­ст­ва дви­же­ния. Во­круг бе­ло­го кар­ли­ка об­ра­зу­ет­ся ак­кре­ци­он­ный диск. Часть ве­ще­ст­ва тор­мо­зит­ся в ак­кре­ци­он­ном дис­ке и вы­па­да­ет на по­верх­ность бе­ло­го кар­ли­ка; др. часть ве­ще­ст­ва вы­бра­сы­ва­ет­ся из дис­ка в ок­ру­жаю­щее про­стран­ст­во. При на­ко­п­ле­нии на по­верх­но­сти бе­ло­го кар­ли­ка дос­та­точ­но­го ко­ли­че­ст­ва ве­ще­ст­ва и вы­пол­не­нии оп­ре­де­лён­ных ус­ло­вий, от­но­ся­щих­ся, в ча­ст­но­сти, к со­дер­жа­нию хи­мич. эле­мен­тов в пе­ре­те­каю­щем га­зе, про­ис­хо­дит взрыв­ное на­ча­ло тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций. Бе­лый кар­лик сбра­сы­ва­ет внеш­нюю обо­лоч­ку, ко­то­рая по­сте­пен­но рас­ши­ря­ет­ся и рас­сеи­ва­ет­ся в про­стран­ст­ве. Двой­ная сис­те­ма при этом не раз­ру­ша­ет­ся.

Кри­вые из­ме­не­ния бле­ска Н. з. (рис.) име­ют об­щие чер­ты, но мо­гут за­мет­но раз­ли­чать­ся на спа­де бле­ска по­сле мак­си­му­ма. На разл. ста­ди­ях из­ме­не­ния бле­ска на­блю­да­ют­ся ха­рак­тер­ные из­ме­не­ния в спек­тре сис­те­мы. Вбли­зи мак­си­му­ма бле­ска сме­ще­ние спек­траль­ных ли­ний по­гло­ще­ния го­во­рит о рас­ши­ре­нии обо­лоч­ки со ско­ро­стью ок. 1000 км/с. По­сле мак­си­му­ма в спек­тре по­яв­ля­ют­ся ли­нии из­лу­че­ния во­до­ро­да и ио­ни­зо­ван­ных ме­тал­лов, воз­ни­ка­ют но­вые сис­те­мы ли­ний по­гло­ще­ния, со­от­вет­ст­вую­щие до­пол­нит. вы­бро­су ве­ще­ст­ва с др. ско­ро­стя­ми. Ко­гда блеск по­сле мак­си­му­ма ос­ла­бе­ва­ет при­мер­но на 5 звёзд­ных ве­ли­чин, спектр со­сто­ит пре­им. из ли­ний по­гло­ще­ния и на­по­ми­на­ет спек­тры пла­не­тар­ных ту­ман­но­стей. Спус­тя го­ды по­сле вспыш­ки дей­ст­ви­тель­но уда­ёт­ся об­на­ру­жить ту­ман­ность, ок­ру­жаю­щую быв­шую но­вую звез­ду.

Не­сколь­ко раз в сто­ле­тие по­яв­ля­ют­ся осо­бен­но яр­кие Н. з., в мак­си­му­ме бле­ска ста­но­вя­щие­ся звёз­да­ми 1-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны или да­же бо­лее яр­ки­ми. В 20 в. та­ких звёзд бы­ло об­на­ру­же­но 5, по­след­няя из них – в 1942 в со­звез­дии Кор­ма.

Ка­ж­дый год в Га­лак­ти­ке вспы­хи­ва­ют по­ряд­ка 100 Н. з., но об­на­ру­жи­ва­ют­ся лишь 10–20 из них (зна­чит. часть Н. з. вы­яв­ля­ют лю­би­те­ли ас­тро­но­мии). Ес­ли считать, что ка­ж­дая сис­те­ма вспы­хи­ва­ет в хо­де сво­ей эво­лю­ции од­но­крат­но, то чис­ло сис­тем Н. з. в Га­лак­ти­ке пре­вос­хо­ди­ло бы пол­ное ко­ли­че­ст­во её звёзд. Счи­та­ет­ся, что боль­шин­ст­во Н. з. вспы­хи­ва­ют не­од­но­крат­но с ин­тер­ва­ла­ми ме­ж­ду вспыш­ка­ми, со­став­ляю­щи­ми ты­ся­че­ле­тия. Из­вест­но неск. Н. з., у ко­то­рых в ис­то­рич. вре­ме­на бы­ло за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­но две и бо­лее вспы­шек (с ин­тер­ва­ла­ми в де­ся­ти­ле­тия); та­кие сис­те­мы на­зы­ва­ют по­втор­ны­ми Н. з. По-ви­ди­мо­му, ин­тер­вал ме­ж­ду дву­мя вспыш­ка­ми по­втор­ной Н. з. тем ко­ро­че, чем ме­нее мощ­ны­ми яв­ля­ют­ся эти вспыш­ки. Взры­вы Н. з., у ко­то­рых по­втор­ных вспы­шек не на­блю­да­лось, как пра­ви­ло, мощ­нее.

В мак­си­му­ме бле­ска Н. з. ста­но­вят­ся наи­бо­лее яр­ки­ми (по­сле сверх­но­вых) звёз­да­ми сво­ей га­лак­ти­ки. Их уда­ёт­ся об­на­ру­жи­вать не толь­ко в пре­де­лах на­шей Га­лак­ти­ки, но и в др. звёзд­ных сис­те­мах. Све­ти­мость Н. з. в мак­си­му­ме за­ко­но­мер­но свя­за­на со ско­ро­стью раз­ви­тия про­цес­са (она тем вы­ше, чем бы­ст­рее раз­ви­ва­ет­ся и за­ту­ха­ет вспыш­ка), что по­зво­ля­ет ис­поль­зо­вать Н. з. для оцен­ки рас­стоя­ний до др. га­лак­тик. Све­ти­мо­сти Н. з. в ми­ни­му­ме бле­ска со­от­вет­ству­ют звёз­дам-кар­ли­кам.

Сис­те­мы, по­доб­ные Н. з. по ха­рак­те­ру из­ме­не­ний бле­ска или спек­тра, на­зы­ва­ют но­во­по­доб­ны­ми звёз­да­ми. Строе­ние двой­ных звёзд­ных сис­тем Н. з. сход­но со строением не­ко­то­рых др. ти­пов пе­ре­мен­ных звёзд (кар­ли­ко­вые Н. з., или пе­ре­мен­ные звёз­ды ти­па U Близ­не­цов, и др.).

От Н. з. сле­ду­ет от­ли­чать сверх­но­вые звёз­ды, вспыш­ки ко­то­рых про­ис­хо­дят в ре­зуль­та­те взры­ва оди­ноч­ных или двой­ных звёзд до­ста­точ­но боль­шой мас­сы на за­вер­шаю­щем эта­пе их эво­лю­ции и при­во­дят к об­ра­зо­ва­нию ней­трон­ных звёзд или чёр­ных дыр.