Условное деление

Можно классифицировать новые по быстроте спадания их блеска. Например, их иногда делят на быстрые, средние, медленные.

Четких гранив провести между ними нельзя и названное деление условно в отношении того, какой период изменений мы будем рассматривать. Брать полные кривые практически невозможно, потому что к исходному блеску новые звезды зачастую возвращаются почти асимптотически и полное время изменения блеска установить нельзя. Кроме того, многие хорошо изученные новые XX в. до сих пор к минимальному блеску еще не вернулись, а у слабых новых наблюдались только верхушки кривых.

Обычно деление на быстрые и медленные делают по этим верхушкам, но что считать этими верхушками? Например, N Геркулеса, падая на первые Зт, была очень медленной, но по времени падения на 7т была быстрее, чем N Персея и тем более N Близнецов 1912 — обе общепризнанные быстрые новые.

Совсем иной будет классификация новых по их амплитуде, которая совершенно не связана ни с формой кривой блеска, ни с быстротой спадения блеска. Можно сказать лишь, что у повторных новых амплитуда меньше, чем у остальных, а полный цикл изменений блеска короче, что впрочем неизбежно. Но наши повторные новые являются короткопериодическими новыми. Не только возможно, но и вероятно, что у типичных новых тоже повторяются вспышки и что у них полный цикл изменений блеска находится в таком же отношении к промежуткам между вспышками как и у повторных новых. Тогда различие между ними будет лишь различием масштаба по оси времен и оси амплитуд, но подобие кривых в общем сохранится.

Во всех достоверных случаях спектр вблизи максимума в основном абсорбционный и принадлежит к ранним тип&м. В большинстве случаев это тип А или F, реже В. Как правило, спектральный тип при приближении к максимуму делается несколько более поздним, а первое время после максимума — еще немного более поздним. Эти детали не противоречат предыдущему. По нашему мнению, более медленные новые имеют в максимуме в общем более поздние спектры.