Новые звёзды

(лат. Nova stella, в совр. астрономии - Nova) -

звёзды, блеск которых внезапно увеличивается в тысячи и даже миллионы раз (в среднем - на 12 звёздных величин).

Начальный период вспышки Н.з. - до того, как блеск достигает максимума, - продолжается несколько суток. Спад блеска до первоначального значения длится годами и десятилетиями. Но сначала блеск уменьшается достаточно быстро, особенно у т.наз. быстрых Н.з., у которых за несколько недель излучение слабеет в сотни раз. Обычно через несколько лет после максимума блеска вокруг Н.з. наблюдается расширяющаяся газовая оболочка, которая представляет собой оторвавшиеся от Н.з. при вспышке верхние слои звезды. У типичной быстрой Н.з., вспыхнувшей в 1918 г. в созвездии Орла, на фотографиях 1922 г. и более поздних была обнаружена расширяющаяся газовая туманность, радиус которой увеличивался ежегодно на 1". Было установлено, что скорость расширения оболочки составляет ок. 1700 км/с. Абсолютная величина этой звезды, находящейся от нас на расстоянии 360 пк, до вспышки была оценена примерно в +5^m, а в максимуме блеска она достигла -8^m, т.е. блеск Н.з. при вспышке возрос на 13^m.

Подобно Новой Орла, большинство известных Н.з. находятся на расстояниях, не превышающих несколько тысяч световых лет. Более далёкие Н.з. трудно заметить, главным образом, вследствие кратковременности периода их максимального блеска. Практически становятся известными Н.з., вспыхивающие в небольшой (порядка 1%) доли объёма Галактики. Всего же в Галактике ежегодно должно вспыхивать более сотни Н.з. Распределение Н.з. в пространстве неоднородно. Н.з. концентрируются к плоскости Галактики, они входят в состав звёзд галактического диска. Благодаря высоким абсолютным величинам в максимуме блеска, Н.з. были обнаружены и в других галактиках: ок. 230 - в Андромеды туманности и ок. 20 - в Магеллановых Облаках .

Изменения блеска Н.з. сопровождаются значительными изменениями их спектра. В момент, когда сброшенная оболочка оказывается прозрачной для видимого излучения более глубоких и горячих слоёв, Н.з. достигает максимума блеска. После этого происходят дополнительные изменения спектра, объясняемые новыми выбросами газа из звезды, догоняющими главную оболочку. На более поздней стадии расширения появляется типичный спектр газовой туманности. Постепенно неоднородность оболочки возрастает, и затем оболочка рассеивается в пространстве, сливаясь с межзвёздной средой.

Вспышка Н.з. представляет собой результат взрыва, произошедшего глубоко под поверхностью звезды. За счёт энергии взрыва и энергии, содержащейся в оторвавшейся оболочке, обеспечивается сильное излучение Н.з. в период максимального блеска. За это время Н.з. излучает в оптической области спектра ок. 10⁴⁵эрг.

Согласно современной теории Н.з., перед взрывом эти звёзды входят в состав тесных двойных систем. При этом один из компонентов такой системы - белый карлик, а другой - карлик позднего спектрального класса. В системе происходит перетекание газа от красного карлика на белый карлик. В результате аккреции этого газа внешние слои белого карлика обогащаются водородом. По мере накопления газа у поверхности звезды, в более глубоких слоях повышаются плотность и температура. Когда захваченная масса водорода достигает критической величины порядка 10³⁰г, температура и плотность там увеличиваются настолько, что начинаются термоядерные реакции углеродного цикла, превращающие водород в гелий. Выделение большой энергии в ходе очень быстро протекающих ядерных реакций приводит к резкому повышению давления; сильная ударная волна, распространяющаяся наружу, приводит в движение внешние слои водородной оболочки белого карлика. Те слои, скорость которых оказывается больше параболической скорости, отрываются от звезды, образуя газовую оболочку Н.з. После вспышки снова начинается аккреция газа на белый карлик, и через некоторое время (по-видимому - порядка тысячи лет) вспышка должна повториться. Таким образом, вспышки Н.з. в данной двойной системе должны происходить много раз. Поэтому оцениваемое общее число вспышек за время существования Галактики (порядка 10¹²) может быть обеспечено сравнительно небольшим (порядка 10⁹) числом тесных двойных звёзд.

По характеру изменения блеска с Н.з. сходны т.наз. повторные новые. Вспышки у них повторяются через несколько десятков лет. При вспышке блеск возрастает за несколько суток в тысячи раз, спад блеска продолжается несколько месяцев. Период повторяемости вспышек, по-видимому, больше у тех повторных новых, которые сильнее увеличивают блеск. Энергия, выделяемая за время вспышки повторной новой, достигает 10⁴²-10⁴³эрг. Все подробно исследованные повторные новые также оказались двойными звёздами с периодами обращения 5-6 часов.

Кроме рассмотренных, существуют звёзды типа U Близнецов, у которых вспышки с изменением блеска в сотни раз (на 4-5^m) повторяются через 50-100 суток. Их часто называют также карликовыми Н.з. При вспышке, в среднем длящейся несколько суток, выделяется энергия порядка 10⁴⁰эрг. Эти звёзды представляют собой двойные системы звёзд-карликов, аналогичные системам, содержащим Н.з. Возможно, что вспышка у них начинается с возрастания блеска холодного спутника, сопровождаемого усилением перетекания вещества на белый карлик.

С глубокой древности известны случаи появления ярких звёзд в областях неба, где ранее никаких звёзд не было отмечено. В старинной астрологии подобные звёзды, как и кометы, считались (за редким исключением) предвестниками эпидемий, стихийных бедствий и т.п. несчастий. После изобретения телескопа и астрофотографии было установлено, что Н.з. на самом деле существует и до своей вспышки. Это звезда, которая в результате процессов переноса вещества, происходящих в тесной двойной системе звёзд, в какой-то момент времени увеличивает количество излучаемого ею света в десятки тысяч раз за время порядка нескольких суток, а потом в течение нескольких лет возвращается к светимости, близкой к исходной. Причем такие вспышки могут происходить неоднократно, через более или менее однократные промежутки времени. Начало научному изучению Н.з. положил Тихо Браге, который наблюдал Н.з. 1572 года. В современной астрономии звезда, наблюдавшаяся Браге, относится к классу сверхновых звёзд.

На основе записей древних хронистов и современных исследований М.Замалетдиновым был составлен полный список всех вспышек Н.з. и сверхновых звёзд, считаемых достоверными: 2296 г. до н.э., 2241 г. до н.э., 185 г. н.э., 393 г., 668 г., 902 г., 1006 г., 1054 г., 1184 г., 1230 г. Следующая Н.з. (которую и наблюдал Т.Браге) появилась 11 ноября 1572 г. в созвездии Кассиопеи, в третьем деканате зодиакального знака Рыб ("деканате превратностей"). Ещё с древних времен считалось, что по характеру созвездия, в котором произошел необычный феномен, можно установить область жизни, которая будет более всего затронута последствиями небесного явления. И появление этой Н.з. было расценено как весть надежды для гугенотов, пострадавших в Варфоломеевскую ночь 24 августа 1572 г. Действительно, гугеноты выдержали осаду своего оплота - крепости Ла-Рошель, а через 2 года Генрих Наваррский, бежавший из Парижа, вдохнул новые силы в их движение. В 1604 г. произошла вспышка ещё одной сверхновой. Сохранились данные её наблюдений Иоганном Кеплером. Этот учёный считал, что если человек имеет в своей натальной карте соединение Солнца с Н.з., это придаёт ему склонность к инновациям.

Тремя самыми примечательными Н.з. первой половины XX в. являются:

Н.з. в созвездии Персея, вспыхнувшая в феврале 1901 г., она проецировалась на третий деканат Овна ("деканат пропаганды"); Девор связывает ее с таким значимым событием, как Всеамерианская выставка в Буффало того же года;
Н.з. в созвездии Орла во втором деканате Стрельца ("деканате исследований"), вспыхнувшая в июне 1918 г. - в переломный год I Мировой войны;
Н.з. в созвездии Геркулеса, в Деве, в "деканате опыта", появившаяся в декабре 1934 г. и достигшая 1m видимой звёздной величины 22 декабря. Это была 79-я из зарегистрированных Н.з.

Звезда	Годы вспышек	Период (средний), годы	Звёздная величина
Звезда	Годы вспышек	Период (средний), годы	max	min
U Скорпиона	1866,1906, 1936	37	8.9^m	17.6^m
Т Сев.Короны	1866, 1946	79	2.1^m	10.6^m
Т Компаса	1890,1902, 1920, 1944	18	6.9^m	13.7^m
RS Змееносца	1898, 1933, 1958	35	4.3^m	11.6^m
WZ Стрелы	1913,1946	32	7.3^m	15.9^m
V1017 Стрельца	1901,1919	17	7.2^m	14.2^m

Литература :

1. Колчинский И. и др. Что можно увидеть на небе.

2. Зигель Ф. Сокровища звёздного неба.

3. deVore N. Encyclopedia of Astrology.

4. Фоменко А. Критика традиционной хронологии античности и средневековья.

5. Физика космоса.

6. Саплин А. Астрологический энциклопедический словарь.

7. Thorndike L. A History of Magic and Experimental Science. Vol. VII - VIII. The Seventeenth Century.