Ряд новых звезд

Относительно ряда новых звезд теперь установлено, что они существовали и до своей внезапной вспышки, только их блеск был значительно слабее. По истечении некоторого времени после вспышки блеск новой звезды становится таким же, каким он был до вспышки. Это показывает, что явление новой звезды заключается не в воспламенении угасшей звезды, а в огромном и катастрофическом увеличении блеска звезды, слабо светившейся. Таким образом, термин «новая звезда» является чисто условным. Менее употребительный термин «временная звезда» также не очень удачный.

Чем же в таком случае отличаются новые звезды от неправильных переменных, которые также испытывают иногда неожиданные вспышки блеска, доходящие до нескольких звездных величин? Новые звезды, несмотря на ряд общих характерных признаков, всегда имеют индивидуальные отличия. Типичными новыми называются такие, которые за все время наблюдений вспыхивали только один раз, причем блеск до вспышки и через несколько лет после нее остается дочти Постоянным и Одинаковым.

Амплитуда колебаний блеска у типичных новых звезд не меньше 6—7 зв. величин и иногда превышает 17 зв. величин;—насколько — неизвестно. Для большинства новых звезд вследствие их слабого блеска до и после вспышки амплитуда неизвестна.

Спектры типичных новых звезд также чрезвычайно характерны и могут быть легко узнаны. Хотя в Гарвардской спектральной классификации для обозначения спектров новых звезд выделен символ Q, сказать, какой спектр имеют типичные новые, очень трудно. Чтобы ответить на этот вопрос, надо знать, о какой стадии эволюции новой звезды идет речь. В момент максимума яркости новой звезды ее спектр испытывает резкое изменение, и затем в течение нескольких лет по мере ослабевания звезды он продолжает непрерывно меняться. В конце концов характер спектра более или менее устанавливается. Во всяком случае между максимумом и эпохой, когда звезда вернулась к первоначальному блеску, для ее спектра характерно наличие широких ярких полос. В более раннюю эпоху они отличаются от спектров звезд Вольф — Райе тем, что на фиолетовом крае ярких полос видны резкие линии поглощения, а в более позднюю эпоху, когда этих линий поглощения нет, в спектре видны запрещенные линии. Для признания звезды «типичной новой» необходимо не только, чтобы кривая изменения ее блеска была типичной, но типичными должны быть и ее спектр и его изменения. Между типом кривой изменения блеска, положением звезды в данный момент на этой кривой и спектром есть тесная зависимость.