Курс теоретической астрофизики

К повторным новым в свою очередь примыкают так называемые новоподобные переменные. По изменению блеска и спектра они также напоминают новые. Однако новоподобные переменные отличаются от повторных новых не только меньшим масштабом явлений, характерных для вспышек новых, но и их меньшей отчётливостью. Среди новоподобных переменных выделяются группы звёзд типов U Близнецов, Z Андромеды и др.

Внешнее сходство между повторными и типичными новыми позволяет предполагать, что и типичные новые вспыхивают по много раз, однако промежутки между вспышками превосходят период наблюдений. Такое предположение подтверждается двумя статистическими результатами. Первый из них, найденный впервые Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго, связывает между собой промежутки времени между вспышками с амплитудами изменения блеска для новоподобных переменных и повторных новых. Оказывается, что чем больше первая из этих величин, тем в среднем больше и вторая. Экстраполируя найденную зависимость на типичные новые, названные авторы получили, что в этом случае промежуток времени между вспышками должен составлять несколько тысяч лет.

Другой из упомянутых статистических результатов, относится к подсчётам числа вспышек. Ежегодно в Галактике наблюдается 1—2 вспышки новой звезды. Так как эти звёзды находятся лишь в ближайшей окрестности Солнца, то общее число вспышек новых звёзд в Галактике составляет, по видимому, около 100 в год. Всего же за время существования Галактики, оцениваемое в 10¹⁰ лет, должно было произойти примерно 10¹² вспышек. Но общее число звёзд в Галактике равно приблизительно 10¹¹. Следовательно, каждая звезда должна была вспыхнуть в среднем 10 раз. С другой стороны, мы наверное знаем, что Солнце за 2⋅10⁹ лет не испытывало подобной катастрофы, так как она привела бы к расплавлению земной коры, чего, однако не происходило за указанный период. Можно считать, что и другие звёзды, подобные Солнцу, не испытывали вспышек за время такого же порядка. Это увеличивает число вспышек, приходящихся на каждую из оставшихся звёзд. Сказанное заставляет думать, что существует специальный класс звёзд, каждая из которых вспыхивает в виде новой очень много раз.

2. Объяснение вспышки.

Как уже сказано, при вспышке новой звезды от неё отделяется оболочка, которая затем расширяется с большой скоростью. Легко показать, что расширение оболочки должно приводить к наблюдаемым изменениям блеска и спектра новой.

Пусть в момент вспышки от звезды оторвалась оболочка, оптическая толщина которой в непрерывном спектре гораздо больше единицы. С расширением оболочки её оптическая толщина будет убывать. Однако до тех пор, пока она не станет порядка единицы, оболочка будет служить не только обращающим слоем, но и фотосферой. В таком случае расширение оболочки поведёт за собой возрастание блеска звезды. Вследствие же приближения к наблюдателю обращённой к нему части оболочки линии поглощения будут смещены в фиолетовую сторону спектра. Именно такой спектр наблюдается в период увеличения блеска новой.

В момент достижения максимума блеска оптическая толщина оболочки в непрерывном спектре становится порядка единицы. В это время до внешних частей оболочки начинает доходить излучение непосредственно от звезды, и в оболочке вспыхивают яркие линии. Причина появления ярких линий — та же, что и в случае газовых туманностей, т.е. флуоресценция. Вместе с тем яркие линии могут возникать и в результате столкновений оболочки с налетающим на неё веществом, которое выбрасывается из звезды после отрыва оболочки.

Излучение в линиях доходит до наблюдателя не только от приближающейся к нему части оболочки, но и от удаляющейся. Оно не поглощается оболочкой вследствие эффекта Доплера. Ширина ярких линий оказывается поэтому соответствующей удвоенной скорости расширения оболочки. С фиолетовой стороны яркой линии находится абсорбционная линия, возникающая в части оболочки, приближающейся к наблюдателю и экранирующей звезду. Схема возникновения спектральных линий в расширяющихся оболочках новых дана на рис. 38.

Рис. 38

После максимума блеска, по мере дальнейшего расширения оболочки, её оптическая толщина в спектральных линиях уменьшается. Вследствие этого тёмные компоненты ярких линий ослабевают, а затем исчезают. На некотором этапе в оболочке начинают осуществляться условия, необходимые для появления запрещённых линий, т.е. плотность излучения и плотность вещества становятся достаточно малыми. Начавшаяся с появления запрещённых линий «небулярная стадия» длится довольно долго — до тех пор, пока яркость рассеивающейся оболочки (обусловленная в основном излучением в эмиссионных линиях) не станет меньше яркости самой звезды. Спектр звезды, принадлежащий в это время к типу WR, показывает, что из звезды все ещё продолжается выбрасывание вещества. Когда этот процесс заканчивается, звезда приобретает спектр класса O без эмиссионных линий.