Кривая блеска

Известно много звезд, которые с тем или иным правом, а иногда и без всякого права, связывают с новыми звездами. Их отличает прежде всего то, что колебания блеска у них либо не наблюдались совсем, либо они невелики и во всех случаях неправильные. Неполная кривая блеска при отсутствии спектральных данных — ненадежный критерий новоподобно — сти звезды. Новоподобный же спектр даже при отсутствии сведений о переменности блеска в большей степени позволяет роднить данную звезда с новыми. Как правило, новоподобные спектры — переменные, хотя не всегда эти изменения сопровождаются изменениями блеска.

Класс новоподобных звезд в этом смысле крайне разнообразен. В него входят звезды с самыми различными типами спектров поглощения от О до М, но с присутствием ярких, часто запрещенных линий, характерных для туманностей или каких-либо стадий типичных новых звезд и таких, как 7) Киля и Р Лебедя. Обзор фактических данных о таких звездах и перечень обширной литературы по ним до 1938 г. даны Пэйн-Гапошки — ной и Гапошкиным. О таких звездах подробнее сказано в главе VII, хотя и с другой точки зрения. Пока же мы хотим лишь отметить, что есть обширный класс звезд с крайне разнообразными спектрами и фотометрическими характеристиками, который, с одной стороны, примыкает к обычным звездам, а с другой — к типичным новым звездам.

В дальнейшем мы будем называть новыми звездами лишь те, у которых наблюдалась вспышка не меньше чем на 6—7 зв. величин один или несколько раз. Поэтому к новым мы причислим только типичные и повторные новые и звезды типа RT Змеи, а не те звезды, которые при малых колебаниях или постоянстве блеска обнаруживают спектры, сходныё с какими — либо стадиями эволюции новых звезд. Может быть, многие из них были новыми звездами в прошлом, но, поскольку сейчас нас интересуют новые звезды в процессе вспышки, в этой и следующей главе мы их рассматривать не будем. Был предложен ряд классификаций новых звезд, но ни один из них не получил признания. Выработать действительно рациональную классификацию очень трудно ввиду большого разнообразия новых звезд, а также по той причине, что мы мало знаем, чтб является основным и что второстепенным в процессе их изменения. Нет также и достаточно однородного статистического материала, о чем уже говорилось в разделе 1.