БСЭ - Большая Советская энциклопедия (Но)

Название «Н. з.» сложилось в древности, когда звёзды, которые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались заново возникшими. Фотографические исследования опровергли это мнение: к началу 20 в. было доказано, что такие звёзды существуют и до вспышки, но имеют значительно более слабый блеск, примерно к этому же блеску они возвращаются после вспышки. Кривые изменения блеска Н. з. сходны между собой ( рис. 1 ). В период наибольшего увеличения блеска некоторые Н. з. светят как звёзды 1—2-й звёздной величины и даже ярче. Такие Н. з. наблюдались в 1901 в созвездии Персея, в 1918 — в созвездии Орла, в 1925 — в созвездии Живописца, в 1934 — в созвездии Геркулеса, в 1942 — в созвездии Кормы. Всего к 70-м гг. 20 в. известно более 180 Н. з., вспыхнувших в нашей Галактике. По статистическим расчётам, в Галактике вспыхивает ежегодно около 100 Н. з., но на Земле из них обнаруживают 1–2. Известны Н. з. и в соседних галактиках: 230 — в туманности Андромеды, 15 — в Магеллановых Облаках.

Подъём блеска Н. з. перед максимумом происходит очень быстро, вследствие чего кривая изменения блеска на этой стадии изучена весьма слабо. Известно, что в момент достижения блеска, который на две звёздные величины меньше максимального, увеличение блеска временно (от нескольких ч до нескольких сут ) приостанавливается. В максимуме блеска Н. з. пребывают от 1–2 ч (быстрые Н. з.) до нескольких сут (медленные).

Наибольшее разнообразие кривые блеска Н. з. имеют в переходной стадии, где отмечается 3 основных типа: 1 — плавное и гладкое уменьшение блеска, 2 — сильные периодические колебания, 3 — глубокий минимум продолжительностью несколько недель, за которым следует частичное восстановление блеска.

Изменения блеска Н. з. сопровождаются большими изменениями их спектра ( рис. 2 ). До вспышек Н. з. представляют собой горячие звёзды спектральных классов О или В. Однако наблюдений спектров Н. з. до вспышек крайне мало.

По мере приближения Н. з. к максимуму блеска её спектр приобретает черты, характерные для звёзд высокой светимости спектрального класса А или F с узкими, сильно смещенными в коротковолновую сторону линиями поглощения. Это указывает на расширение верхних слоев атмосферы Н. з. со скоростью около 1000 км/сек . У медленных Н. з. скорость расширения несколько меньше. Сразу после максимума в спектре появляются линии излучения, принадлежащие в основном водороду и ионизованным металлам. Падение блеска сопровождается усилением линий излучения, а также появлением новых систем линий поглощения. Это связано с дополнительным выбросом вещества, следующим за главным. Когда блеск звезды ослабевает на 5 звёздных величин, наступает небулярная стадия Н. з.; спектр её в этот период очень напоминает спектр планетарной туманности . Продолжительность небулярной стадии — несколько лет. Спустя много лет после вспышки Н. з. имеют спектры, напоминающие спектры белых карликов .

Вспышки Н. з. связаны с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и выбросом вещества. Вспышки, однако, не затрагивают звезды в целом. Доля массы звезды, сбрасываемая при вспышке, в среднем около 10 -5массы звезды, или ~ 10 28 г . Полная энергия взрыва Н. з. равна ~ 10 45 эрг (10 38 дж ). Оболочка звезды сбрасывается или в самом начале вспышки, т. е. в момент начала увеличения блеска, или — по теории, предложенной советским астрономом Э. Р. Мустелем, — в максимуме её блеска. В последнем случае увеличение блеска Н. з. связано с расширением самой звезды, которая после максимума начинает сжиматься. Особенности спектра Н. з. после максимума, появление в них ярких линий излучения определяются процессами, происходящими в сброшенной оболочке. Эмиссионные линии спектра возникают в результате как поглощения оболочкой излучения обнажившихся очень горячих слоев звезды, так и взаимодействия атомов оболочки с быстрыми частицами, выбрасываемыми звездой в течение некоторого времени после максимума блеска. По мере расширения плотность оболочки Н. з. падает, а степень её ионизации растет. При плотности около 10 -19 г/см 3в спектре начинают появляться линии, характерные для газа в условиях сильного разрежения, что свидетельствует о начале небулярной стадии.

Через несколько лет после вспышки у многих Н. з. сброшенные ими оболочки уходят достаточно далеко от звезды и становятся видимыми. Как правило, оболочки неоднородны и имеют два больших сгустка, расположенных в двух противоположных направлениях от звезды, т. н. полярные конденсации. Не исключено, что в образовании формы оболочек Н. з. большую роль играет магнитное поле звезды: если это поле, как предполагается, имеет характер диполя, то выброс вещества происходит преимущественно вдоль оси, соединяющей магнитные полюсы звезды. По данным об угловой скорости расширения оболочек Н. з. и скорости расширения, полученной из анализа спектра оболочки, можно независимым путём определить расстояние до Н. з.

В 50-х гг. 20 в. было обнаружено, что Н. з. входят в состав тесных двойных звёзд, расстояния между компонентами которых имеют порядок радиусов самих звёзд. Вторыми компонентами этих пар являются более холодные звёзды. Изучение двойных звёзд, в состав которых входят Н. з., позволило впервые дать надёжную оценку масс Н. з. Оказалось, что в среднем массы Н. з. не отличаются заметно от массы Солнца.

Светимости Н. з. в нашей Галактике определяются не очень уверенно. Один из основных способов оценки светимостей в максимуме блеска даёт эмпирическую зависимость между абсолютной звёздной величиной в максимуме и скоростью падения её после максимума: чем выше максимум, тем быстрее падает блеск (именно по скорости падения блеска Н. з. делятся на быстрые и медленные). Эта зависимость имеет вид:

M v. max= — 11,5 + 2,5 lg t 3,

где M v. max— абсолютная визуальная звёздная величина Н. з. в максимуме, a t 3— время (в сут ), в течение которого блеск звезды уменьшается на три звёздные величины. Этой зависимости удовлетворяют не только Н.з. в нашей Галактике, но и в туманности Андромеды, в Магеллановых Облаках. Средняя абсолютная визуальная величина Н. з. в максимуме блеска:

M v= —7,3 звёздной величины.

Это — самые яркие после сверхновых звёзд объекты Галактики. В силу своей высокой светимости Н. з. являются индикаторами расстояний до ближайших галактик. В минимуме блеска абсолютная звёздная величина Н. з. сравнительно мала и составляет в среднем M v, min= + 3 m· 5. У некоторых звёзд излучение в минимуме определяет холодный компонент, являющийся на этой стадии более ярким, чем Н. з. По всем своим параметрам — массе, светимости, размерам — Н. з. в спокойном состоянии блеска являются звёздами-карликами.