Как уже сказано, при выводе формулы (28.44) предполагалось, что все звёзды вспыхивают с одной и той же частотой. Если же частоты вспышек для разных звёзд различны, то эта формула даст для величины 𝑛₀ лишь нижний предел. Можно показать, что в случае различной частоты вспышек при довольно общих предположениях величина 𝑛₀ удовлетворяет неравенствам

𝑛₁²

𝑛₂

≥

𝑛₀

≥

𝑛₁²

2𝑛₂

.

(28.45)

Применение приведённых формул к Плеядам привело к заключению, что в них содержится около 1000 вспыхивающих звёзд. По видимому, это число близко к полному числу звёзд в Плеядах. Однако не следует думать, что все звёзды скопления являются вспыхивающими. Как выяснилось при тщательном исследовании, доля вспыхивающих звёзд возрастает при переходе к более слабым звёздам. Иными словами, вспышечная активность раньше уменьшается у звёзд большей светимости (если считать, что все звёзды скопления имеют одинаковый возраст). Такой вывод представляет значительный интерес для звёздной космогонии.

§ 29. Новые звёзды

1. Наблюдательные данные.

Открытие каждой яркой новой звезды является важным событием в астрономии и они обычно очень интенсивно исследуются многими обсерваториями. Поэтому наблюдательные данные о новых звёздах весьма обширны. Здесь мы укажем некоторые из этих данных, подробности же можно найти в специальных монографиях (см. [2] и [3]).

Из наблюдений прежде всего пытаются определить кривую блеска новой звезды. Эти кривые весьма различны для разных звёзд. Однако их общей чертой является чрезвычайно быстрый подъём блеска и очень медленное его падение, часто сопровождаемое большими флуктуациями. «Возгорание» новой звезды совершается обычно в течение нескольких суток, а «угасание» — в течение нескольких лет. В конце концов звезда возвращается к блеску, мало отличающемуся от того, какой она имела до вспышки. В виде примера на рис. 37 приведена кривая блеска типичной новой звезды.

Рис. 37

В момент максимума блеска новые звёзды являются самыми яркими объектами Галактики (если не считать сверхновых). В среднем их абсолютные величины в максимуме равны -7^𝑚 В своём «нормальном» состоянии, т.е. до вспышки и через много лет после вспышки, новые звёзды имеют абсолютные величины около +5^𝑚 (с довольно большой дисперсией). Следовательно, средняя амплитуда изменения блеска новой звезды составляет 12^𝑚. В табл. 46 приведены некоторые сведения о наиболее изученных новых звёздах.

Вместе с изменением блеска новых звёзд происходят громадные изменения в их спектрах. Однако полной спектроскопической истории новой звезды мы не знаем ни в одном случае, так как у нас нет данных о спектрах в начале вспышки и до неё. Лишь на одной случайной спектрограмме, полученной с объективной призмой, был найден спектр Новой Орла 1918 г. до вспышки, оказавшийся принадлежащим к раннему классу (вероятно, O). Обычно первые спектрограммы новых звёзд получаются незадолго до момента максимума блеска. Они показывают, что спектры новых звёзд в это время можно отнести к классам A или F. Характерной чертой этих спектров является сильное смещение всех линий в фиолетовую сторону. Выраженное в скоростях, оно составляет обычно несколько сотен километров в секунду. Смещения линий предмаксимального спектра новых звёзд приведены в последнем столбце табл. 46.

Таблица 46

Некоторые характеристики новых звёзд

Звезда

Амплитуда

изменения

блеска

Абсолют-

ная

величина в

максимуме

Расстояние

в парсеках

Смещение

абсорб-

ционных

линий

в км/с

Новая Возничего 1891 г.

9

^𝑚

-5,3

800

-

Новая Персея 1901 г.

13,3

-8,4

480

800

Новая Орла 1918 г.

11,9

-9,3

430

1250

Новая Лебедя 1920 г.

14,2

-8,9

1470

380

Новая Живописца 1925 г.

11,5

-7,3

500

64

Новая Геркулеса 1934 г.

12,6

-5,5

230

180

Новая Ящерицы 1936 г.

13,2

-8,6

1350

600

Новая Кормы 1942 г.

17

-8,5

500

-

Сразу после достижения звездой максимального блеска в её спектре появляются широкие эмиссионные полосы. Они примерно симметричны относительно центральной частоты и ограничены линиями поглощения с фиолетовой стороны. Абсорбционные линии нового спектра (называемого обычно главным) смещены в фиолетовую сторону на большую величину, чем линии предмаксимального спектра. Иногда в спектре звезды наблюдается несколько систем абсорбционных линий с разными смещениями. Первоначально яркие линии принадлежат атомам с небольшими потенциалами ионизации (в основном водороду и ионизованным металлам), затем появляются линии высокоионизованных атомов (например, 𝙷𝚎 II, 𝙽 IV, 𝙾 V). Вместе с такими изменениями ярко-линейчатого спектра постепенно происходит ослабление непрерывного спектра и линий поглощения.

Через несколько месяцев после вспышки в спектре новой звезды обнаруживаются яркие запрещённые линии, характерные для спектров газовых туманностей (в том числе и линии N₁ и N₂ «небулия»), С появлением этих линий новая звезда вступает в «небулярную стадию» своего развития, которая продолжается в течение многих лет. Постепенно небулярный спектр исчезает и звезда возвращается к своему исходному блеску. В это время она имеет спектр класса O, иногда со слабыми эмиссионными линиями.

На фотографиях новой звезды, снятых через несколько лет после вспышки, видна туманность, окружающая звезду. Эта туманность расширяется с огромной скоростью и затем рассеивается в пространстве. Существование таких туманностей не оставляет сомнения в том, что при вспышке новой происходит отрыв от звезды её внешних слоёв. Ниже будет показано, что изменения блеска и спектра новой звезды объясняются постепенным расширением оторвавшейся оболочки.

Приведённые наблюдательные данные относятся к типичным новым звёздам. Однако подобные вспышки испытывают и некоторые другие звёзды. Из них ближе всего к типичным новым примыкают повторные новые звёзды. В отличие от типичных любых, которые за все время наблюдения вспыхивали лишь по одному разу, повторные новые вспыхивали по нескольку раз. При вспышке повторной новой происходят примерно такие же явления, как и при вспышке типичной новой, но они отличаются меньшим масштабом. Список всех известных в настоящее время повторных новых дан в табл. 47.

Таблица 47

Повторные новые звёзды

Звезда

Годы вспышек

Пределы изменения

звёздной величины

N

Ориона

1677, 1750, 1892

6

^𝑚

-

11

^𝑚

T

Компаса

1890, 1902, 1920, 1941