В нашей Галактике ежегодно открывают несколько (до десятка) Новых звезд, но действительно ярких объектов, оправдывающих интерес широкой публики и дающих наиболее ценный материал для детального научного исследования, среди них совсем немного. Так, за весь XX век всего шесть новых в максимуме блеска были ярче 2-й визуальной звездной величины, причем пять из них - в первой половине века. Выросло целое поколение молодых астрономов, никогда не видевших яркой Новой. Вот список ярких Новых XX века с указанием года вспышки и наибольшего блеска в визуальных лучах.

GK Per (N Per 1901)	+0m.2
V603 Aql (N Aql 1918)	-1m.1
RR Pic (N Pic 1925)	+1m.2
DQ Her (N Her 1934)	+1m.4
CP Pup (N Pup 1942)	+0m.2
V1500 Cyg (N Cyg 1975)	+1m.9

         Из этого списка видно, что Новые получают обозначения по той же системе, что и прочие переменные звезды. Названия типа N Her 1934 рассматриваются как предварительные или вспомогательные (подчеркивающие год вспышки) обозначения. На ранних этапах исследований переменных звезд пытались провести грань между переменными звездами, не исчезающими навсегда, и Новыми - временными гостями на нашем небе. Эта грань не существует: как мы увидим, Новые должны вспыхивать повторно, а те из них, которые по своему блеску доступны наблюдениям в минимуме, как правило, переменны и вне вспышек. Система обозначений переменных звезд была последовательно распространена на все Новые звезды после второй мировой войны, этим объясняется неожиданно большой номер (V603) у Новой Орла 1918г. Чтобы избежать разнобоя в обозначениях, сейчас Бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза и коллектив Общего каталога переменных звезд стремятся присваивать Новым окончательные обозначения в системе ОКПЗ немедленно после открытия. Впрочем, иногда и само открытие задерживается на годы. Так, в 2002г. С.Ю.Антипин объявил об открытии довольно яркой (9^m в максимуме) Новой Орла 1985, не замеченной во время вспышки и выявленной по московскому и зоннебергскому архивам фотографий звездного неба.

         Кривые блеска типичных Новых делят на следующие участки.

Состояние блеска до вспышки. Как правило, это слегка переменная звезда. О предвспышечном периоде мы будем далее говорить подробнее. Стадия предновой на рис. 3.1 обозначена буквой а.



Начальный подъем блеска (он занимает от нескольких часов у быстрых Новых до двух - трех суток у самых медленных), обозначенный на рис. 3.1 буквой б.



Остановка или задержка (в) при достижении уровня блеска, на 2^m уступающего максимальному. Продолжительность остановки у разных звезд весьма неодинакова - от 1^d.5 до 40^d. У самых быстрых Новых, например у V1500 Cyg, эта стадия не выражена.



Окончательный подъем (г) и стадия максимума блеска. Конечно, корректно говорить о моменте самого высокого блеска. Однако условно говорят о фазе максимума блеска, занимающей от нескольких часов у очень быстрых Новых до 100^d и даже до нескольких лет у самых медленных звезд.



Начальный спуск, под которым понимают спад блеска на 3^m после максимума (стадия д).



Переходная стадия (е). Это может быть внезапное изменение градиента кривой при продолжении монотонного ослабления блеска, либо фаза колебаний блеска, либо глубокий минимум с последующим подъемом блеска.



Окончательный спуск (ж). На этом этапе происходит довольно плавное падение блеска с еще меньшим градиентом. Через несколько лет блеск Новой спускается примерно к довспышечному значению (з).

Рис. 3.1.   Фотометрические и спектральные этапы развития вспышки Новой звезды (по Ю.П. Псковскому).

         Амплитуда изменения блеска в визуальных или в фотографических лучах составляет не менее 6^m, в среднем 10^m - 11^m. У быстрых Новых амплитуды больше, чем у медленных. Самая большая амплитуда отмечена у V1500 Cyg, которая была и самой быстрой Новой в истории. В максимуме она достигла блеска 1^m.9 V, а какова она была до вспышки, неизвестно: звезда отсутствует на картах Паломарского атласа с предельной величиной ~21^m. Сейчас V1500 Cyg очень слаба, но все же ярче 20^m. Подтипы Новых звезд, принятые в ОКПЗ, опираются на скорость начального спуска. Звезды, у которых начальный спуск занимает менее 100^d, относят к типу NA, а если начальный спуск занимает более 150^d - к типу NB. К промежуточному типу, NAB, в ОКПЗ отнесена только одна звезда, V400 Per. К типу NC относят очень медленные звезды (иногда их называют звездами типа RT Ser), у которых максимум блеска растягивается на годы. Большинство из них - объекты, родственные симбиотическим Новым, о которых будет сказано ниже.

         С амплитудой оказалась связанной важная характеристика повторных Новых (NR) - интервал времени между последовательными вспышками. Понятие повторной Новой условно. По современным оценкам, всего в Галактике вспыхивает от 50 до 300 Новых в год. Даже при самой низкой из этих оценок за 10¹⁰ лет при постоянной частоте вспышек должно было вспыхнуть 5x10¹¹ звезд, что превышает общую численность звезд в Галактике. Но не все звезды в принципе могут вспыхивать как Новые. По современным представлениям, Новыми могут становиться только тесные двойные системы с белым карликом. Отсюда нетрудно сделать вывод, что Новые должны вспыхивать повторно. У большинства Новых наблюдалось, однако, только по одной вспышке. У тех звезд, повторные вспышки которых наблюдались, единственное заметное отличие от типичных Новых - меньшие масштабы явления, меньшие амплитуды. Естественно предположить, что повторные вспышки типичных Новых не наблюдались лишь из-за того, что интервалы времени между вспышками слишком велики. Среди отмеченных в древних летописях вспышек Новых, по-видимому, есть предыдущие вспышки известных нам типичных Новых (сведения о таких вспышках можно найти в томе III третьего издания ОКПЗ), хотя уверенно доказать этот факт трудно из-за слишком грубой позиционной информации в древних летописях. Указанные факты говорят, во-первых, о том, что Новая звезда при вспышке не разрушается, а во-вторых, о том, что должна существовать зависимость амплитуда - продолжительность цикла.

         В 1930-е гг. Б.В.Кукаркин и П.П.Паренаго вывели зависимость "средняя продолжительность цикла - средняя амплитуда" для переменных звезд типа U Gem (сейчас их нередко называют карликовыми новыми):
Здесь A - амплитуда в фотографических лучах, а продолжительность цикла P выражена в сутках. По немногочисленным известным в то время повторным Новым Кукаркин и Паренаго сделали вывод, что зависимость эта, по-видимому, применима и к повторным Новым. В те времена была известна Новая T CrB, вспыхивавшая в 1866г. Более ранние вспышки этой звезды не наблюдались, однако сравнительно небольшая амплитуда вспышки (8^m) сближала T CrB с повторными Новыми. Кукаркин и Паренаго рискнули предсказать повторную вспышку звезды через 80 - 100 лет после вспышки 1866г. Звезда не стала мучить авторов прогноза и действительно вспыхнула в 1946г.

         Этот пример крайне удачного научного прогноза не так прост, как кажется с первого взгляда и как его много лет представляли в учебниках и в научно-популярной литературе. Действительно, прогноз основан на свойствах переменных звезд другого типа, с иной природой и энергетикой вспышек (чего не знали Кукаркин и Паренаго). Далее, T CrB - не вполне типичный представитель повторных Новых, с гигантом вместо субгиганта в качестве поставщика вещества, аккрецируемого на белый карлик, а следовательно, с более высоким вкладом этого компонента в суммарный блеск системы и, как следствие, с заниженной амплитудой. Тем не менее, отдадим должное решимости отечественных ученых, выступивших с прогнозом, и порадуемся удаче их предвидения.

         Обсудив фотометрическую картину вспышек Новых звезд, мы должны теперь рассмотреть сопровождающие их спектральные проявления. Следует сразу же сказать, что информация о спектрах Новых до вспышки не очень богата. Мы пока не научились предсказывать вспышки Новых (впрочем, далее мы будем упоминать звезды, от которых ждут вспышки). Все известные классические Новые вспыхивали неожиданно, и их спектры до вспышки, как правило, результат обзоров звездных полей с объективной призмой, а значит, с недостаточными дисперсией и спектральным разрешением. Насколько я знаю, лишь для HR Del (N Del 1967) до вспышки была случайно получена щелевая спектрограмма не слишком высокого качества. Имеющиеся предвспышечные спектры напоминают спектры звезд классов O или B, без заметных эмиссионных деталей. Многие Новые обнаруживают на ранних этапах развития вспышки, поэтому здесь уже нет недостатка в информации. Предмаксимальный спектр незадолго до максимума - это спектр поглощения, но с эмиссией при некоторых абсорбционных линиях. Относительная роль эмиссии ослабевает при дальнейшем поярчании звезды. Спектр не настолько пекулярен, чтобы исключить возможность классифицировать его по критериям, принятым для нормальных звезд. В максимуме спектр Новой соответствует сверхгиганту класса A или F. Уже в предмаксимальном спектре фиксируют значительные (до ~1000 км/с) отрицательные лучевые скорости, свидетельствующие о разлете оболочки.

         После максимума спектр Новой характеризуется последовательным появлением, развитием и исчезновением нескольких систем спектральных линий, описываемых единым, в пределах каждой системы, и нарастающим от системы к системе значением модуля лучевой скорости. При ослаблении блеска примерно на 0^m.6 по сравнению с максимумом появляется так называемый главный спектр. Если попытаться его классифицировать, спектральный класс получится не более ранним, чем в момент максимума. Когда блеск ослабнет примерно на 1^m.2 после максимума, возникнет так называемый диффузно-искровой (по-английски он называется diffuse enhanced) спектр. Для него характерны широкие линии поглощение HI, CaII, MgII, FeII, TiII, CrI, OI, NaI, их смещение в 1.5 - 2 раза больше, чем у линий главного спектра. После того как блеск ослабнет примерно на 2^m.1, настанет черед появления так называемого орионова спектра. В нем присутствуют весьма широкие абсорбции HeI, NII, OII, HI, позже появляются линии NIII, а иногда и NV. Смещение линий орионова спектра может быть порядка наблюдаемого в диффузно-искровом спектре, но в некоторых случаях оказывается и значительно большим.

         Системы линий в спектре Новой отражают движение газовых конденсаций в ее протяженной оболочке.

         Когда блеск звезды снизится примерно на 4^m.1 по сравнению с максимальным, абсорбции начинают исчезать в порядке, обратном появлению. Последними исчезают линии поглощения главного спектра, остаются эмиссии главного спектра. Наступает небулярная стадия. Наиболее развита она на уровне блеска, сниженном примерно на 7^m относительно максимума. Спектр Новой на этой стадии похож на спектр планетарной туманности, что и объясняет название стадии. Туманность, спектр которой мы наблюдаем - это сброшенная звездой оболочка. Через десятилетия после вспышки ее удается наблюдать и непосредственно (рис.3.2). Потом она рассеивается в пространстве.

         Астрофизика явлений в оболочке, проявляющихся в спектральном развитии Новой, рассмотрена в статье В.П.Архиповой и Э.Р.Мустеля в сборнике "Эруптивные звезды" пятитомной серии монографий.

Рис. 3.2.   Туманность, образовавшаяся при вспышке Новой GK Per.

         В отношении физических причин взрыва Новой сейчас среди астрономов практически нет разногласий. Идея общепринятой интерпретации была первоначально высказана Р.Крафтом, а в 1970-е гг. С.Старфильд подтвердил ее первыми детальными расчетами. Считают, что взрыв локализован на поверхности белого карлика, входящего в тесную двойную систему. Белый карлик - звезда, лишенная термоядерных источников энергии, его ядерное "горючее" все выгорело. Но перетекание вещества со второго компонента, более-менее нормальной звезды (обычно субгиганта), приводит к накоплению лучшего ядерного "горючего", водорода, на поверхности белого карлика. Когда у основания водородного поверхностного слоя температура повысится для уровня, достаточного для термоядерных реакций, "водородная бомба" на поверхности белого карлика взорвется. Расчеты показывают, что процесс возможен только при наличии довольно значительного количества углерода и азота в аккрецируемом, богатом водородом веществе. После сброса оболочки возможно повторное ее накопление.

         Двойственность Новых звезд достоверно известна с 1954г., когда Мерл Уокер обнаружил, что DQ Her (N Her 1934) является затменной переменной с периодом 4^h39^m (рис. 3.3). Впоследствии фотометрическую или спектральную двойственность удавалось обнаружить практически для всех детально изученных Новых и повторных Новых звезд.

Рис. 3.3.   График затменной кривой блеска DQ Her (по М. Уокеру).

         Как обычно, в том числе в связи с вопросами строения Галактики, нас интересует вопрос об абсолютных величинах Новых. В минимуме блеска они являются абсолютно весьма слабыми объектами (к ним применимы оценки абсолютной величины карликовых новых в минимуме, см. ниже). Кроме того, видимый блеск многих Новых в минимуме остается неизвестным, поскольку они были слишком слабы для наблюдений. Поэтому мы будем прежде всего интересоваться абсолютными величинами Новых в максимуме. А в наибольшем блеске Новые - объекты высокой светимости, их можно использовать как индикаторы расстояния на большом удалении (скажем, в сравнительно близких галактиках). В 1939г. Д.Мак-Лафлин обнаружил зависимость между абсолютной величиной Новой в максимуме и скоростью падения ее блеска после максимума. По более современным данным (В.Пфау, 1976г.) эта зависимость имеет вид
где t₃ - время (в сутках), за которое блеск Новой после максимума ослабевает на 3^m. Итак, самые абсолютно яркие Новые быстрее всех ослабевают. Через 15 суток после максимума все Новые имеют сравнительно одинаковые абсолютные величины, M^B (15^d) = -5^m.76 ± 0^m.60. Значение M^B (15^d) все же нельзя считать в подлинном смысле инвариантом, у него обнаруживается и некоторая зависимость от t₃.

         За время, охваченное современными астрономическими наблюдениями, вспышек Новых - членов рассеянных звездных скоплений не зарегистрировано. Несколько Новых известны в шаровых скоплениях. Прежде всего следует назвать Новую T Sco в скоплении M 80 = NGC 6093, вспыхнувшую в 1860г. В системе прямоугольных координат каталога переменных звезд в шаровых скоплениях К.Кутс Клеман расстояние T Sco от центра скопления оценивается в 4^".8. Видимо, это небольшое (и на первый взгляд лежащее в пределах ошибки) несовпадение позиции звезды с центром скопления измерено все же надежно; во всяком случае, столь центральное положение звезды в скоплении практически полностью исключает возможность случайной проекции. Звезда эта достигла седьмой визуальной величины. Реконструкция ее кривой блеска, выполненная в 1938г. Хелен Сойер, показывает, что звезда была быстрой Новой. Максимум блеска достаточно хорошо покрыт наблюдениями (звезда не была видна за три ночи до открытия, имела примерно одинаковый блеск в ночь открытия и на следующие сутки, а затем стала быстро ослабевать). Из предположения принадлежности T Sco к скоплению для нее получается M^V_max = -8.5 ± 0.4. Такая абсолютная величина согласуется с принадлежностью к быстрым Новым.

         В 1938г. Новая вспыхнула примерно в 30^" от центра шарового скопления M 14 = NGC 6402. К сожалению, пластинки, на которых видна эта звезда, пролежали до 1964г., и лишь тогда Новую открыла А.Велау. Следует полагать, что максимум блеска этой звезды не наблюдался. Она имеет самую яркую наблюдавшуюся фотографическую величину около 16^m, что соответствует M_pg ~ -1^m.5 в предположении членства в скоплении. Это недостаточно ярко для классической Новой, однако исследователи предпочитают считать звезду Новой в скоплении, у которой был пропущен максимум.

         Иногда упоминают и третий пример Новой звезды в шаровом скоплении - V1148 Sgr, вспыхнувшую в 1943г. примерно в 5 минутах дуги от центра шарового скопления NGC 6553. Звезду открыла М.Мэйолл по спектральным снимкам и опубликовала только грубые координаты и краткое описание развития спектра по трем пластинкам, мало похожее на картину спектральной эволюции классической Новой. Попытки Х.Сойер-Хогг отыскать оригиналы пластинок в 1970-е гг. успехом не увенчались. Я склонен не учитывать эту звезду, говоря о Новых в шаровых скоплениях.

         Если считать обе Новых, в M 80 и в M 14, членами скоплений, то статистику следует признать совершенно недостаточной. Но можно заметить, что две Новых, скажем, за 150 лет на два скопления, при типичной массе шарового скопления ~10⁵ масс Солнца, формально дадут оценку частоты вспышек на единицу массы, близкую (если не более высокую), чем выводимая для Галактики в целом. Можно осторожно сказать, что у нас нет оснований говорить о пониженной частоте вспышек Новых звезд в шаровых скоплениях по сравнению с галактическим полем.

         Представление о частоте вспышек Новых в различных звездных населениях можно попытаться составить по сведениям о вспышках в близких галактиках, где Новые достигают в максимуме вполне обнаружимого блеска. Пятый том четвертого издания ОКПЗ содержит немало Новых, обнаруженных в галактиках различных морфологических типов. В следующей табличке не разделены Новые, повторные Новые и неуверенно классифицированные Новые.

M 31 (туманность Андромеды) (Sb)	391
NGC 5128 (S0p)	16
M 33 (туманность Треугольника) (Sc)	15
M 49 (E2/S0)	8
M 87 (Ep)	2
NGC 205 (Ep)	1
NGC 4365 (E3)	1
Большое Магелланово Облако	21
Малое Магелланово Облако	5

         Сходные, хотя и несколько отличающиеся сведения приводятся в обзорах В.П. Архиповой 1970-х - 1980-х гг. Более поздних обобщающих сведений я не нашел.

         Указанные численности еще нельзя непосредственно связать с частотой вспышек в каждой галактике. Чтобы получить оценку частоты вспышек, необходимо организовать по возможности непрерывное слежение за галактикой. В отношении M 31 это осуществил в 1950-е гг. Х.Арп. В 1972г. А.С.Шаров, переработав данные Арпа с учетом новых сведений о количестве вспышек в периферических областях галактики Андромеды, нашел, что в M 31 в год вспыхивает 31 Новая. Одновременно Арп следил и за M 33 и нашел, что в туманности Треугольника вспыхивает не более 1 Новой за 2 года. Оценки Арпа и Шарова в 1990-е гг. пересматривал М.Делла Валле, однако вывод о намного более частых вспышках в M 31 качественно не изменился. Конечно, светимость M 31 заметно выше, чем светимость M 33, и все же можно заподозрить, что Новые чаще всего вспыхивают в галактиках типа Sb. Оценка частоты вспышек Новых в нашей Галактике, полученная А.С. Шаровым на основе наблюдаемой частоты вспышек в окрестностях Солнца и предполагаемого сходства пространственного распределения Новых звезд в Галактике и в M 31, составила 260 Новых в год (как правило, открывают из них не более 10). Оценка Шарова, пожалуй, самая высокая из предлагавшихся до сих пор, другие авторы говорят о 50 - 100 вспышках в год в нашей Галактике, но это тоже весьма много даже по сравнению с M 31, и это при том, что масса и светимость Галактики, по всем признакам, меньше, чем масса и светимость M 31. Здесь усматривается аргумент в пользу принадлежности нашей Галактики к типу Sb. То обстоятельство, что для галактик типа Sb, возможно, характерна наибольшая частота вспышек Новых, можно попытаться связать с хорошим развитием у таких галактик промежуточной составляющей, к которой, как полагают, и относятся Новые.

         Исследовать строение подсистемы Новых в Галактике не так просто из-за малочисленности выборки. Б.В.Кукаркин в 1949г. среди прочих изучил и эту подсистему переменных звезд в Галактике и нашел для нее весьма противоречивые характеристики. Распределение Новых по галактической долготе оказалось характерным для сферической составляющей, , а распределение по Z-координате - скорее характерным для плоской составляющей и лишь ненамного менее плоским, чем распределение классических цефеид. В те времена по существу не имели представления об истинных причинах вспышек Новых, и Кукаркин выдвинул остроумную гипотезу для объяснения обнаруженных особенностей пространственного распределения (сегодня совершенно оставленную). Он предположил, что распределение звезд, которые в принципе могут давать вспышки Новых - сферическое, а сами вспышки требуют особых условий взаимодействия с другими звездами или с диффузной средой, реализующихся только вблизи галактической плоскости. Принадлежность T Sco к шаровому скоплению Кукаркин, по непостижимым для меня причинам, отрицал. Последующие исследования несколько понизили выводимое для Новых значение . Никто теперь не оспаривает и членство T Sco в M 80. Галактическое распределение Новых, характерное для промежуточной составляющей, вывел в 1955г. И.М.Копылов. Нужно, однако, отметить, что трудно оспорить (и не так просто теоретически интерпретировать) такое замечание Кукаркина: практически все известные яркие Новые вспыхивали вдоль полосы Млечного Пути.

         Если исследование пространственного распределения Новых в Галактике вызывает затруднения, следует обратиться к другим галактикам, для которых ситуация благоприятнее, поскольку мы рассматриваем их извне. Достаточный материал для статистического анализа наличествует только в Туманности Андромеды. Детальное исследование пространственного распределения Новых в M 31 выполнил в 1971г. А.С.Шаров. Он показал, что подсистема имеет сложную структуру. Вблизи ядра M 31 Новые имеют сферическое распределение, большая и малая оси эллипсоида равной плотности примерно одинаковы. На расстоянии 2 - 3 кпк от ядра структура подсистемы резко меняется, она начинает соответствовать промежуточной составляющей. В самых внешних частях M 31 подсистема Новых, возможно, еще более уплощена.

         Изучение кинематики подсистемы Новых в Галактике затруднено в связи с тем, что лучевые скорости Новых отражают, прежде всего, расширение оболочки, а не движение самих звезд в пространстве. Собственные движения Новых в общем не противоречат представлениям о принадлежности подсистемы Новых к промежуточной составляющей.

         Наблюдениями некоторых пост-Новых выявлена переменность их блеска различного характера. Мы уже говорили о затменной переменности. Затменные кривые блеска Новых довольно необычны. Для них характерны короткие периоды (несколько часов), горбы на кривых блеска, не вполне точное воспроизведение формы кривой от одного орбитального оборота к другому. М.Уокер, открывший в 1954г. затменную переменность DQ Her, отметил большое сходство кривой блеска этой системы (рис. 3.3) с кривой блеска затменной переменной UX UMa (рис. 3.4). Две звезды имеют очень близкие периоды (4^h39^m у DQ Her и 4^h43^m у UX UMa), горбы на кривой блеска до и после минимума, асимметрию восходящей ветви при выходе из затмения, депрессию кривой блеска у фазы 0.7, показывают физическую переменность. Кривые блеска такого типа объясняются существованием в системе газовых потоков и горячих газовых структур (см. ниже). Но UX UMa в последние столетия новоподобных вспышек не показывала. Просмотр каталога древних Новых в томе III третьего издания ОКПЗ не позволяет уверенно утверждать, что UX UMa вспыхивала в древние времена, хотя несколько вспышек в Большой Медведице наблюдалось. Б.В.Кукаркин всегда советовал своим ученикам начинать наблюдательную ночь с проверки, не вспыхнула ли UX UMa (см. рис. 3.5). Интересно, что современные представления о природе Новых и новоподобных звезд зачастую оставляют UX UMa в перечне кандидатов на скорый взрыв. Мы еще вернемся к этому вопросу.

Рис. 3.4.   Затменная кривая блеска UX UMa (по М.Уокеру и Дж.Хербигу).

         У Новой DQ Her, первой выявленной затменной Новой, обнаружена периодическая переменность и другого рода: строго синусоидальные осцилляции с периодом 71 с и амплитудой 0^m.02. Их поначалу связывали с некоего рода пульсациями, но сейчас считают проявлением осевого вращения белого карлика в системе DQ Her, роднящим DQ Her с промежуточными полярами (см. ниже). На характерных временах примерно от миллисекунд и более длительных Новые вне вспышек показывают быструю иррегулярную переменность - фликеринг. Отмечалась и сравнительно медленная неправильная переменность с амплитудой в несколько десятых звездных величин.

         Д.Мак-Лафлин впервые задался важным вопросом: существуют ли различия в блеске Новой до вспышки и после угасания вспышки, а также о том, "предчувствует" ли Новая скорую вспышку, проявляется ли это "предчувствие" каким-либо образом в изменениях блеска, или же блеск начинает возрастать резко и совершенно внезапно. Проанализировав сведения о Новых, известные к 30-м годам, он в 1939г. сделал вывод, что "предчувствие" вспышки никак не проявляется, а после затухания Новая возвращается к довспышечному блеску. Впоследствии, однако, стали появляться сведения, противоречившие выводам Мак-Лафлина.

Рис. 3.5.   Фрагмент звездной карты с созвездием Большой Медведицы. Кружок в нижней левой части рисунка приближенно отмечает положение UX UMa.

         В 1949г. Е.Б.Костякова, изучая кривые блеска Новых, обнаружила на многих из них предвспышки, то есть возрастание блеска на 0^m.4 и более (до нескольких звездных величин) за некоторое время (до пяти лет) до вспышки, причем у некоторых звезд наблюдалось даже по две предвспышки. Выявилась корреляция между амплитудой предвспышки и промежутком времени от предвспышки до основной вспышки: чем сильнее предвспышка, тем ближе она к главной вспышке. Эти, честно говоря, забытые результаты Костяковой вспомнили в 1975г., после грандиозной вспышки V1500 Cyg. Мы уже упоминали, что V1500 Cyg не видна на картах Паломарского атласа с предельной величиной около 21^m в фотографических и в красных лучах. За две недели до вспышки на Крымской станции ГАИШ была случайно (промах!) получена пластинка, на которой Новая видна и имеет блеск около 17^m pg. Я обнаружил это на следующий день после вспышки, и после сообщения в Циркуляре МАС на других обсерваториях также удалось найти снимки и проследить постепенный подъем блеска V1500 Cyg, начиная с момента за 23^d перед вспышкой. Общая амплитуда этого постепенного поярчания (предвспышки?) составила не менее 7^m.5, причем оно происходило непосредственно перед главной вспышкой, подтверждая корреляцию, найденную Костяковой. Сама Е.Б.Костякова в конце 1975г. опубликовала краткое сообщение, где V1500 Cyg была нанесена на график ранее найденной зависимости.

         Новая Лебедя сияла на небе, а астрономы читали свежий номер Astronomical Journal, в котором как раз появилась большая статья Э.Робинсона, также отвергающая схему Мак-Лафлина. Робинсон составил каталог 33 Новых, для которых удалось отыскать хоть какие-нибудь фотометрические наблюдения до вспышки. Этих звезд было так мало потому, что лишь в 1990-е гг. появились каталоги, содержащие хотя бы грубую фотометрическую информацию для большинства звезд ярче 20^m. Для 12 звезд Робинсону удалось построить кривые блеска до главной вспышки. Все звезды каталога Робинсон разделил на пять классов. Класс I (12 объектов) - это просто плохо изученные звезды. Класс II (9 объектов) - Новые, для которых известны величины до вспышки и после ее затухания, но данных для построения кривой блеска довспышечного периода недостаточно. Для всех этих звезд величины до вспышки и после ее затухания весьма близки. Класс III включает Новые, для которых получились неплохие кривые блеска до вспышки, причем эти кривые укладываются в классическую картину Мак-Лафлина: до вспышки звезда является переменной с малой амплитудой, а ее средний блеск не меняется до последних дней перед вспышкой. Средние величины до вспышки и после ее затухания одинаковы. К классу III Робинсон отнес пять звезд, причем четыре из них вспыхнули до 1935 года. Именно этими четырьмя звездами в основном определялись выводы Мак-Лафлина.

         Класс IV включал пять Новых, кривые блеска которых показали малое, но существенное увеличение светимости (от 0^m.25 до меньше либо равно 1^m.6) за срок от года до шести лет перед вспышкой. Термин "предвспышка" Робинсон не использует. К этому же классу отнесена повторная Новая T CrB. В этот класс попадает интересная звезда BT Mon. На очень слабых снимках она слабее 17^m, но в течение нескольких лет после вспышки ее блеск попадал в интервал между 15^m и 16^m; после вспышки блеск спустился лишь к 15^m.8. Это единственный упоминаемый Робинсоном пример, когда Новая не возвратилась к уровню блеска, который у нее был первоначально. На самом деле уже тогда были основания заподозрить аналогичное поведение CP Pup. Сейчас, спустя 60 лет после вспышки, это звезда 15^m.2B. Однако вскоре после вспышки, в 1942г., сообщалось, что на старых гарвардских пластинках звезда была слабее 17-й величины. Этот результат следовало бы проверить. Не спустилась к исходному уровню блеска и V1500 Cyg, причем для нее это предсказал на ранних этапах развития вспышки, по аналогии с CP Pup, тоже очень быстрой новой, итальянский астроном Л. Яккья, считавший подобные звезды вспыхнувшими первый раз "в жизни" и даже придумавший для них название "девственные Новые". Удачный прогноз Яккья был, однако, отвергнут редакцией журнала "Nature" и распространялся только в виде препринта.

         Класс V Робинсон зарезервировал для двух Новых, которые он считал уникальными. Первая из них - V446 Her (N Her 1960). Для нее Ф.Стинон в 1971г. установил, что характер переменности звезды до вспышки и после затухания вспышки был разным. До вспышки звезда менялась с амплитудой ~2^m и характерным временем 20 - 30 сут. После затухания вспышки амплитуда переменности составляла всего 0^m.1. Это первый пример изменения фотометрического поведения звезды после затухания вспышки.

         Вторую уникальную переменную Робинсона, RR Tel, вряд ли можно считать классической Новой, хотя в ОКПЗ она и отнесена к типу NC. Сейчас такие звезды называют симбиотическими новыми, и, видимо, справедливо замечание Робинсона, который говорит о неоднородности класса Новых звезд в отношении причин вспышки. О симбиотических звездах речь пойдет в последующих разделах. Здесь же я хочу представить информацию о RR Tel, изложенную Робинсоном, для полноты представления материала о его интересной публикации. Переменность RR Tel была известна задолго до ее новоподобной вспышки. В прошлом звезда была неправильной переменной со средней фотографической величиной ~14^m и амплитудой до 2^m. Лет за 15 до вспышки, случившейся в 1944г., переменность приняла регулярный характер, с P ~ 387^d. Амплитуда колебания постепенно нарастала и достигла ~3^m.5. Средняя величина за несколько лет до вспышки спустилась до 15^m, а затем поднималась вплоть до самой вспышки, достигнув 14^m.0. В максимуме вспышки звезда поярчала до 7^m. В спектре после вспышки были обнаружены полосы TiO. По всем признакам в системе пульсирует полуправильная звезда (или даже мирида) спектрального класса M5III. Признаки пульсации с периодом 387^d М.Мэйолл обнаружила даже во время вспышки. Интересно, что спад блеска после вспышки 1944г. окончательно не завершился до сих пор. П.Н.Холопов в конце 1970-х гг. предлагал ввести для симбиотических Новых тип RR Tel, считая важнейшим классификационным признаком невозвращение к довспышечному блеску. Коллеги спорили с ним, считая недопустимым такое определение, если нельзя гарантировать, что сам прототип, RR Tel, никогда не спустится на уровень блеска до 1944г. Но тип не был введен по другой причине. Оказалось, что мы не в состоянии уверенно отделить тип RR Tel от традиционного подтипа NC, во всяком случае, в последнем осталось бы 1 - 2 объекта. Связь подтипа NC с симбиотическими Новыми несомненна, а уточнение системы классификации Новых - дело будущего.

         Обратимся теперь к так называемым карликовым новым, или звездам типа U Gem (UG). Они характеризуются происходящим время от времени быстрым возрастанием блеска на несколько величин, в среднем на 4^m - 5^m, с последующим, через несколько суток, более медленным падением блеска до первоначального уровня. Промежуток времени от одной вспышки до следующей (цикл) составляет в среднем порядка месяца, от десятка суток до сотен суток. Так, звезда AL Com с необычно большой амплитудой (7^m) и необычно длительным циклом (325^d) находится рядом с красивой спиральной галактикой, и ее неоднократно принимали за сверхновую и даже вносили в соответствующие каталоги.

         В ОКПЗ предусмотрено 3 основных подтипа карликовых новых: UGSS (прототип SS Cyg), UGZ (прототип Z Cam) и UGSU (прототип SU UMa). Их классификационные признаки иллюстрирует рисунок 3.6. У звезд типа UGZ, вспышки которых происходят чаще, чем у звезд типа UGSS, а амплитуда вспышек обычно несколько меньше, помимо обычных вспышек, иногда происходят вспышки особого рода. Начинаются они в точности так же, как и обычные вспышки, но спад не достигает минимума, звезда останавливается в блеске на некотором промежуточном уровне, и остановка (standstill) может длиться весьма долго, скажем, порядка года. Остановка всегда заканчивается окончательным спуском к минимуму, после которого вновь наступает вспышка - обычная или с остановкой на спаде. У звезд типа UGSU также бывают вспышки двух видов. В несколько раз реже, чем обычные вспышки, случаются сверхвспышки (superoutbursts), в максимуме которых звезда на 1^m - 2^m ярче, чем в максимуме обычной вспышки. Обычная вспышка длится несколько суток, а сверхвспышка - намного дольше (до 2 - 3 недель). Но самое главное: после максимума сверхвспышки блеск падает весьма медленно (стадия плато) и наблюдаются "сверхгорбы" (superhumps), квазипериодические колебания блеска с амплитудой в несколько десятых звездной величины и с периодом в единицы часов. Цикличность сверхвспышек выражена четче, чем цикличность более часто случающихся обычных вспышек. Создается впечатление, что по истечении определенного времени после предыдущей сверхвспышки начало очередной, как бы обычной, вспышки провоцирует наступление сверхвспышки.

         Вне ОКПЗ из подтипа UGSU выделяют еще два характерных подтипа. Звезды типа ER UMa показывают частые сверхвспышки (с интервалами между ними от 19 суток до полутора месяцев), амплитуды вспышек этих звезд не превосходят 3^m. Звезды типа WZ Sge не демонстрируют обычных вспышек, у них раз в несколько лет наблюдаются только сверхвспышки амплитудой до 6^m - 8^m и продолжительностью до месяца.

Рис. 3.6.   Схематические кривые блеска карликовых новых различных подтипов. В увеличенном виде показаны сверхгорбы во время сверхвспышки звезды типа UGSU.

         Подобно Новым, системы карликовых новых являются двойными. Впервые двойственность звезды типа U Gem обнаружил А.Джой, который в 1956г. установил, что SS Cyg - спектральная двойная. Ее лучевая скорость меняется с периодом 6^h38^m, причем скорость, определенная по эмиссионным линиям, меняется в противофазе к скорости, определенной по линиям поглощения. Двойственность с коротким орбитальным периодом, спектральная или затменная, установлена для большинства хорошо изученных карликовых новых. Считают, что все они - двойные звезды. На рис. 3.7 показана затменная кривая блеска звезды U Gem. Мы уже говорили, что горбы и депрессии на кривой блеска связывают с наличием в системе газовых потоков и горячих деталей газового вещества. Интересно, что периоды сверхгорбов у систем типа SU UMa оказываются весьма близкими к их орбитальным периодам, но все же отличаются на несколько процентов. О причинах будет сказано ниже.

Рис. 3.7.   Затменная кривая блеска U Gem вне вспышек (по В.Кшеминьскому)

         В начале 1970-х гг. ряд исследователей (Й.Смак, Б.Уорнер, Р.Натер) детально описали модель системы карликовой новой, остающуюся наиболее употребительной до наших дней. В этой модели двойная система состоит из главного компонента - белого карлика и спутника - красного карлика или субгиганта спектрально класса F, G, K или M, заполняющего свой лепесток полости Роша. Со спутника все время происходит истечение вещества через внутреннюю точку Лагранжа. Это газовое вещество не может сразу выпасть на белый карлик, поскольку оно обладает значительным угловым моментом. Образуется аккреционный диск, аккумулирующий газовое вещество. Отдав момент количества движения, вещество аккреционного диска в конце концов выпадает на белый карлик. Вязкое торможение в диске приводит к тому, что некоторые частицы выпадают на белый карлик, а другие выбрасываются наружу и уносят угловой момент. Еще одним традиционным элементом модели является газовая струя от внутренней точки Лагранжа до аккреционного диска, а также горячее пятно в том месте, где пятно соударяется с диском. В недавнем цикле работ Д.В.Бисикало, А.А.Боярчука, А.М.Черепащука и др. трехмерные гидродинамические расчеты не показали наличия горячего пятна, но струя, обогнув звезду, вступала в ударное взаимодействие с продолжающим поступать веществом, образуя некий эквивалент горячего пятна - "горячую линию". Хотя некоторые исследователи не согласны с выводами Бисикало и др., указывая на большие трудности и нерешенные проблемы трехмерных расчетов, отметим, что модель с горячей линией описывает затменные кривые блеска карликовых новых по крайней мере не хуже, чем модель с горячим пятном.

         Одним из возможных объяснений причин вспышек карликовых новых является нестабильность истечения вещества из красного компонента двойной системы. Если мощность истечения вещества по каким-то причинам резко возрастет, возрастет и темп аккреции на горячую звезду, что может вызвать наблюдаемую вспышку. Эта гипотеза сейчас мало популярна. Наблюдения, прежде всего фотометрия карликовых новых в затменных системах, не выявляют поярчания горячего пятна на ранних этапах вспышки, а оно произошло бы, если бы усилился поток вещества.

         В 1970-е гг. сначала Й.Смак, а затем Й.Осаки выступили с гипотезой диска-накопителя, в которой перетекание вещества холодной звезды в диск происходит с постоянной скоростью, вещество аккумулируется в диске и временами сбрасывается на поверхность белого карлика. Вспышка обусловлена именно этим повышением скорости перетекания вещества через диск, вызванным некоторой, в то время еще не отождествленной, неустойчивостью диска. Впоследствии Ф.Майер и Э.Майер-Хофмайстер предложили механизм тепловой нестабильности дисков карликовых новых. На рис. 3.8 представлена кривая теплового равновесия аккреционного диска. По оси абсцисс отложена поверхностная плотность диска, а по оси ординат - темп аккреции на белый карлик. Диск может находиться в двух устойчивых состояниях. В "холодном" состоянии водород в веществе диска нейтрален. Вязкость вещества диска низка, темп аккреции на белый карлик сравнительно невелик. Основная доля массы, перетекающей от красного компонента двойной системы, накапливается в диске, масса и поверхностная плотность которого постепенно растут (эволюция вдоль нижней наклонной стрелки). Наконец, поверхностная плотность достигает критического значения S_max. При более высокой поверхностной плотности диск находиться в холодном состоянии не может, происходит переход в состояние "горячего" диска (по правой вертикальной стрелке). Теперь водород диска ионизован. Вязкость при этом скачкообразно увеличивается, темп аккреции возрастает, происходит вспышка карликовой новой. Во время вспышки диск эволюционирует по верхней наклонной стрелке, если, конечно, темп аккреции будет превышать темп поступления вещества в диск. Наконец, будет достигнуто критическое значение поверхностной плотности S_min, диск вернется в холодное состояние, вспышка завершится. Описанный цикл повторяется многократно, что объясняет квазипериодические вспышки карликовых новых типа UGSS.

         Если на стадии горячего диска аккреция на белый карлик не успевает удалять из диска поступающее в него вещество, завершения этой стадии не произойдет. Система будет сколь угодно долго пребывать в состоянии горячего диска, как бы в состоянии перманентной вспышки карликовой новой. Считают, что именно такова природа многих новоподобных переменных звезд (тип NL), в частности, уже упоминавшейся переменной звезды UX UMa. Высокий темп аккреции на белый карлик в таких системах делает их хорошими кандидатами в Новые звезды.

Рис. 3.8.   Кривая теплового равновесия аккреционного диска.

         Системы типа UGZ представляют собой граничный случай между типами NL и UGSS. Небольшое увеличение темпа поступления вещества в диск приведет к тому, что очередная вспышка не завершится, и звезда надолго останется на уровне блеска, соответствующем равновесию между поступлением вещества в диск и его аккрецией на белый карлик. Последующее небольшое уменьшение темпа притока вещества от красного компонента позволит вспышке завершиться, а потом повториться по стандартному для карликовых новых циклу.

         Модель тепловой неустойчивости успешно объясняет большинство явлений, наблюдаемых у карликовых новых, за исключением сверхвспышек у звезд подтипа UGSU. Этот феномен объясняет выдвинутая в 1980-е гг. модель приливно неустойчивого диска. Для наступления этого вида неустойчивости необходимо, чтобы масса холодной звезды в системе не превышала одной четверти массы белого карлика. Обычные вспышки звезд типа UGSU недостаточно эффективно удаляют из диска перетекающее в него вещество, в результате нарастают масса, радиус и момент количества движения диска. Когда наступают условия приливной нестабильности, сначала тепловая нестабильность "запускает" обычную вспышку, при этом радиус диска увеличивается скачком, и "включается" резонанс 3:1 между периодом обращения пробной частицы в диске и периодом обращения вторичного компонента двойной системы. Под влиянием приливных сил диск принимает вытянутую форму (эксцентрический диск). Он медленно прецессирует в орбитальной системе отсчета, причем направление прецессии, как правило, совпадает с направлением орбитального движения в системе. Каждый раз, когда вторичный компонент в своем орбитальном движении проходит вблизи наиболее удаленной от белого карлика части эксцентрического диска, действие приливных сил несколько увеличивается, что приводит к небольшому увеличению темпа аккреции (поярчанию). Так образуются сверхгорбы. Их период определяется соотношением
где P_sh - период сверхгорбов, P_orb - орбитальный период, P_prec - период прецессии. Период сверхгорбов довольно близок к орбитальному, обычно превышая его на несколько процентов. Во время сверхвспышки вещество интенсивно выпадает на белый карлик, масса диска уменьшается. После окончания сверхвспышки диск вновь оказывается холодным и круговым. Предполагается, что во время обычной вспышки на белый карлик выпадает меньше вещества, чем поступает в диск между вспышками, поэтому масса и размеры диска увеличиваются от вспышки к вспышке. Наконец, наступают условия приливной нестабильности и происходит сверхвспышка, во время которой вещество из диска эффективно удаляется на белый карлик, и диск становится сравнительно маленьким и маломассивным. Начинается накопление вещества к новой сверхвспышке.

         Различные типы карликовых новых различаются орбитальными периодами двойных систем. Значения орбитальных периодов звезд типа UGSU, как правило, находятся в интервале от 80 минут до 2 часов, а орбитальные периоды прочих карликовых новых (подтипов UGSS и UGZ) обычно превышают 3 - 4 часа. В интервале периодов от 2 до 3 часов количество карликовых новых явно понижено (это знаменитый "period gap" взрывных переменных звезд), впрочем, в последние годы наблюдения все больше сужают пробел периодов. Пробел периодов сейчас объясняют особенностями эволюции тесной двойной системы карликовой новой. Эволюция идет с уменьшением массы вторичного компонента и с уменьшением периода двойной системы. По некоторым причинам, которые мы здесь не будем обсуждать, при достижении периода 3 часа происходит перестройка вторичного компонента, его радиус уменьшается, и система перестает быть контактной. В отсутствие контакта прекращается поступление газа в аккреционный диск, прекращаются вспышки. Система вновь станет контактной, когда орбитальный период уменьшится примерно до двух часов.

         Все предыдущее описание процессов в дисках карликовых новых неявно предполагало отсутствие заметного магнитного поля. Картина аккреции будет совсем иной, если белый карлик сильно намагничен. Тогда газ сможет выпадать на белый карлик только в районе его магнитных полюсов, двигаясь вдоль магнитных силовых линий. Аккреционный диск либо не сможет образоваться вовсе, либо сформируется только во внешних частях полости Роша белого карлика. Системы такой структуры весьма родственны обычным взрывным и новоподобным звездам, но как переменные звезды их обычно относят к другим типам. О таких системах (полярах, промежуточных полярах) речь пойдет в разделах курса, посвященных переменным звездам, связанным с рентгеновскими источниками. Заметим, что строгой грани между магнитными и немагнитными взрывными переменными нет, и к промежуточным полярам, случалось, относили и некоторые классические Новые звезды, как уже упоминалось выше.

         Возникает резонный вопрос: в чем заключается физическое отличие между системами классических и карликовых новых, являющееся причиной различия наблюдаемых явлений? Анализ физических характеристик систем (масса белого карлика, отношение масс компонентов, орбитальный период и т.п.) показывает, что распределения всех этих параметров для Новых и для карликовых новых перекрываются, и различия удается усмотреть лишь в средних значениях некоторых характеристик. В сущности, неизвестны причины, по которым любая Новая на каком-то этапе своего развития не могла бы показывать вспышек, связанных с дисковой нестабильностью. Вполне могли бы вспыхнуть как классические Новые и многие системы карликовых новых. По моему мнению, имеют право на существование представления о циклических переходах систем между этими типами переменности, в 1980-е гг. пропагандировавшиеся Н.Фогтом. По этим представлениям, взрыв Новой по механизму Крафта - Старфильда приводит к сбросу оболочки и к разрушению диска. Восстановлению диска некоторое время препятствует звездный ветер. Потом звездный ветер ослабевает, и диск постепенно аккумулируется. Наступает стадия BV Pup: в спектре еще есть эмиссии, а вспышки карликовой новой редки и имеют малую амплитуду. Затем проходит стадия характерного объекта типа U Gem, а перед следующим взрывом Новой звезда становится новоподобной типа UX UMa, с оптически толстым диском, дающим при низкой дисперсии континуальный спектр без эмиссионных линий.

         Для подтверждения такой схемы недостает уверенного обнаружения вспышек карликовой новой у какой-либо исторической Новой звезды. У нескольких звезд, скажем, у GK Per (N Per 1901) или у Q Cyg (N Cyg 1876) выявлены вспышки, несколько напоминающие наблюдаемые у карликовых новых и все же не вполне типичные.

         Недостаточно подтверждена наблюдательно и гипотеза о "зимней спячке" (hibernation), имеющая несколько модификаций. Нетрудно представить себе, что по каким-то причинам (выход из контакта?) поток перетекающего вещества может резко упасть, и система лишится диска и станет ненаблюдаемой как взрывная переменная. Мы уже упоминали о таких системах в связи с пробелом орбитальных периодов взрывных переменных. При этом светимость системы падает, поскольку вклад диска в общую светимость значителен. Поиск систем в "зимней спячке" довольно активно вели среди бывших Новых, предполагая, что после вспышки диск восстанавливается очень нескоро. Но убедительных подтверждений тому, что спустя десятилетия после вспышки блеск системы оказывается заметно ослабленным по сравнению с предвспышечным состоянием, не найдено. Все же существование большого числа неактивных систем, по звездному составу подобных взрывным переменным, кажется весьма правдоподобным.