Термин "новая" звезда вовсе не означает появления на небе недавно родившейся звезды. На самом деле он отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд.
Сегодня новыми звездами мы называем такие переменные звезды, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение блеска не менее чем на семь-во-семь звездных величин. Хотя довольно часто во время вспышки видимая звездная величина новой возрастает и на 10-13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз.
Вся совокупность астрономических наблюдений показывает, что во время вспышки новой звезды с ее поверхности срываются внешние слои. По доплеровскому смещению линий спектра этих слоев, образовавших оболочку, мы можем определить скорость ее расширения. Она довольно высокая и может доходить до 2000 км/с.
Изменение блеска новой сопровождается значительными изменениями в ее спектре. Так, на ранних стадиях вспышки, до достижения максимума, оторвавшаяся оболочка звезды все еще остается непрозрачной. На этом этапе усиление ее блеска объясняется увеличением радиуса, при этом спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам спектральных классов А или F (узкие линии поглощения, среди которых выделяются линии водорода). Одной важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, что указывает на приближение излучающего вещества к нам или, иначе говоря, на быстрое расширение оболочки.
Через некоторое время вследствие расширения сброшенная оболочка становится более прозрачной. В тот момент, когда она оказывается прозрачной для излучения более глубоких и горячих слоев, новая звезда достигает максимума блеска. При этом в ее спектре появляются очень яркие широкие линии излучения водорода, железа и титана, образуемые теми частями оболочки, которые не проецируются на саму звезду.
На более поздних стадиях расширения в спектре новой появляются яркие эмиссионные линии излучения ионов кислорода, гелия, неона и некоторых других элементов, характерные для типичных газовых туманностей.
В результате взаимодействия оболочки с догоняющими ее потоками газа и межзвездной средой она становится неоднородной. Постепенно эта неоднородность увеличивается, и оболочка новой рассеивается в пространстве, исчезая в межзвездной среде.
Сама вспышка новой представляет собой результат взрыва, произошедшего в недрах звезды. При этом кинетическая энергия расширяющейся оболочки, сообщенная ей при взрыве, достигает 1045-1046 эрг. За счет энергии взрыва, а также энергии, содержащейся в оторвавшейся оболочке, и обеспечивается сильное излучение новой в период ее максимального блеска. За это время новая излучает в оптической области спектра около 1045 эрг. В период после максимума блеска у некоторых из новых зафиксировано мощное инфракрасное излучение, связанное, по-видимому, с присутствием в оболочке значительного количества космических пылинок, нагреваемых невидимым высокочастотным излучением новой. Если учесть этот факт, то оказывается, что общее количество энергии, освободившейся при взрыве, может достигать ~1047 эрг. Для сравнения заметим, что нашему Солнцу для излучения такого количества энергии потребуется более трех миллионов лет.
Но вернемся к Новой Кассиопеи. Анализ архивных ПЗС-изображений показал, что она была зафиксирована еще 30 июля, в тот день ее блеск составил 12.2m. Точные же координаты звезды, полученные на обсерватории Да Пальма (Чили), позволили отождествить ее с объектом 19.0m в синих лучах и 17.5m в красных лучах Паломарского обзора неба. Спектр звезды соответствовал классу F с узкими линиями поглощения, на которые накладывались яркие линии излучения водорода и слабые линии излучения железа. Смещение линий излучения отвечало относительно малым доплеровским скоростям расширения оболочки — порядка 600-800 км/с. Все это говорило о том, что перед нами классическая медленная новая.
Российские астрономы начали следить за новой практически с самых первых дней ее открытия. Эта работа ведется А. В. Кусакиным на Тянынанской высокогорной обсерватории ГАИШ в Казахстане, Н. В. Метловой на Крымской станции ГАИШ, а также С. Ю. Шугаровым, Е. А. Карицкой и автором статьи в Москве. Нашими совместными усилиями была получена довольно подробная и точная кривая блеска новой. На ней отчетливо видно, что блеск звезды после первоначального подъема постепенно, с некоторыми скачками и колебаниями, медленно повышался вплоть до 7 декабря 1995 года. Затем произошла резкая вспышка большой амплитуды, в пике которой 17-19 декабря блеск звезды достиг 7.09m.
В этот момент звезда стала очень красной, что было хорошо заметно при визуальных наблюдениях. А уже на спаде вспышки 22 декабря в ее спектре произошли существенные изменения: появились яркие линии кислорода и значительный избыток ультрафиолетового излучения.
После вспышки у звезды образовалась плотная протяженная оболочка. Однако, как показали спектральные наблюдения, скорости газа в ней оказались недостаточными, чтобы она смогла оторваться от звезды. Таким образом, Новая Кассиопеи развивается очень медленно. И вполне возможно такое развитие событий, при котором звезда вообще не потеряет свою оболочку.
Декабрьская вспышка этой новой не особенно удивила астрономов, тем более, что подобные вспышки наблюдались и у некоторых других новых звезд, например, у N Cas 1993, хотя хорошего объяснения этому явлению пока нет.
Полной же неожиданностью для всех оказалась вторая, февральская вспышка. Вместо того, чтобы постепенно уменьшаться, в последнем месяце зимы этого года блеск звезды начал вдруг расти и 16 числа перевалил отметку в 8.0m. Причем, как показывают наблюдения, во время этих событий в спектре звезды не произошло каких-либо серьезных изменений.
Объяснить повторную вспышку ученым будет гораздо сложнее, чем первую. Хотя некоторые исследователи считают, что N Cas 1995 относится не к классическим, а к симбиотическим новым. Разница между этими объектами довольно простая: классические новые являются карликовыми двойными системами с орбитальными периодами в несколько часов, состоящими из белого карлика и карлика спектрального класса К-М. В состав же симбиотической новой входит белый карлик и красный гигант большой светимости, излучение которого можно легко обнаружить в инфракрасном диапазоне. Размер гиганта может достигать нескольких сотен радиусов Солнца, а период орбитального движения этой системы — нескольких сотен и даже тысяч дней. Следы орбитального движения часто проявляются в кривых блеска новых звезд на ранних или поздних стадиях вспышек в зависимости от того, под каким углом наклонена орбита системы к лучу зрения наблюдателя, или от того, когда оболочка новой станет прозрачной, чтобы стали видны компоненты системы. У симбиотических новых звезд причиной изменений блеска может быть взаимодействие разлетающегося вещества новой с красным гигантом. Возможны и другие механизмы изменения блеска.
Как узнать, что же за объект мы наблюдаем? Для этого астрономы стараются получить наиболее точные и длительные ряды наблюдений, чтобы затем по ним проделать анализ скрытых в них периодических составляющих. Сейчас можно сказать, что у Новой Кассиопеи не было периодической переменности изменения блеска с периодом менее суток. Заметны, правда, регулярные изменения с периодом 8-9 суток, но нужно еще доказать, что они имеют отношение к орбитальному движению. Так что объяснение природы этой новой еще впереди, и вы тоже можете принять в этом участие. Для тех наблюдателей, кто желает внести свой вклад в науку и получить оценки блеска новой Кассиопеи, мы приводим здесь поисковые карты этой звезды с величинами звезд сравнения.
Что скрывается за новой
Значительный прогресс в изучении и понимании природы классических новых звезд был достигнут только тогда, когда было обнаружено, что все достаточно детально исследованные новые звезды входят в состав двойных систем. При этом, как оказалось, один из компонентов такой системы — белый карлик, а другой — карлик позднего спектрального класса. Впервые факт двойственности новых был установлен американским астрономом М. Уокером в 1954 году у звезды DQ Геркулеса, вспыхнувшей как новая в 1934 году.
Согласно теоретическим расчетам, скорее всего, события развиваются следующим образом. Вещество красного карлика перетекает на белый карлик, в результате чего верхние слои белого карлика обогащаются водородом. По мере накопления газа на поверхности звезды в более глубоких слоях повышается плотность и температура. Когда захваченная масса водорода достигает критической величины (~1030 г), температура и плотность там увеличиваются настолько, что начинаются термоядерные реакции, превращающие водород в гелий. Выделение большой энергии в ходе очень быстро протекающих ядерных реакций приводит к резкому повышению давления и возникновению ударной волны. Сильная ударная волна, распространяющаяся наружу, приводит в движение внешние слои водородной оболочки белого карлика, причем те из них, чья скорость оказывается больше параболической, отрываются от звезды, образуя газовую оболочку. Температура слоев газа, удержанных звездой, остается высокой, но они за счет излучения постепенно теряют свою энергию.
После вспышки снова начинается падение вещества красного карлика на белый карлик, и через некоторое время вспышка должна повториться.
Классификация новых
По различиям в ходе изменения блеска новые разделяют на несколько типов.
Na — быстрые новые. Подъем блеска очень крутой, продолжается одни или несколько суток; на спаде уровень блеска на три звездные величины слабее максимального, достигается не позднее, чем через сто суток, а чаще всего — намного раньше.
Nb — медленные новые. Спад блеска на три звездные величины занимает более ста суток. Некоторые новые этой группы через четы-ре-пять месяцев после максимума имеют глубокий широкий минимум с последующим повторным подъемом блеска до уровня, который соответствовал бы спокойному падению блеска.
Nc — очень медленные новые. После вспышки новая может сохранять свой блеск почти без изменений в течение нескольких лет, после чего она начинает медленно слабеть.
Nr — повторные новые. В данном случае речь идет о новых, у которых наблюдались повторные вспышки. В конечном счете, очевидно, все новые являются повторными. И то, что у большинства новых до сих пор наблюдалась лишь одна вспышка, может в большинстве случаев оказаться связанным с очень длинными интервалами между вспышками.
