Изменения блеска Н. з. сопровождаются изменениями в спектре. При нарастании блеска в спектре доминируют абсорбц. линии, смещённые в сторону коротких волн. Их смещение обусловлено движением формирующего спектр газа к наблюдателю со скоростями порядка 1000 км/с (т. е. Доплера эффектом ).Вблизи максимума блеска спектр Н. з. становится эмиссионным, причём ширины линий прибл. соответствуют удвоенной величине смещения абсорбц. линий. Постепенно спектр усложняется, в нём появляются линии более высокого возбуждения и (через 1 - 3 мес) т. н. небулярный спектр, характерный для газовых туманностей. Через неск. лет вокруг вспыхнувшей Н. з. наблюдается оболочка (туманность), расширяющаяся прибл. со скоростью, соответствующей доплеровскому смещению абсорбц. линий при усилении блеска. Масса туманности
(
- масса Солнца).
Излучение туманности постепенно ослабевает, и составляющий её газ смешивается
с межзвёздной средой. Т. о., данные наблюдений приводят к выводу о срыве
со звезды при вспышке её внеш. слоев, образующих быстро расширяющуюся оболочку.
За год в Галактике фиксируется неск. вспышек Н. з. Все наблюдаемые вспышки происходят в объёме неск. кпк3 вблизи Солнца. Более далёкие Н. з. остаются незамеченными - гл. обр. вследствие межзвёздного поглощения света. Частота вспышек Н. з. в Галактике ~100 - 200 в год. Т. к. общее число вспышек за время жизни Галактики во много раз превышает полное кол-во звёзд в ней, то процесс вспышки Н. з. должен быть рекуррентным: одна и та же звезда вспыхивает много раз, интервал между последоват. вспышками ~103 лет или больше. Т. н. повторные Н. з. испытывают вспышки с амплитудой изменения блеска, на два порядка меньшей, чем у обычных Н. з., и соответственно с меньшей массой сбрасываемой оболочки. Интервал между последоват. вспышками повторных Н. з. составляет 10 - 30 лет. К Н. з. примыкают карликовые новые (или новоподобные типа U Близнецов). У такой звезды блеск при вспышке увеличивается в десятки раз и остаётся таким в течение 1 - 10 дней, интервал между вспышками 10 - 100 дней. По фотометрич. и спектральным особенностям вспышки карликовых новых не похожи на вспышки Н. з. и, по-видимому, обусловлены др. механизмом.
По наблюдениям ряда вспыхивавших Н. з. установлено, что вспышки происходят в одном из компонентов тесной двойной системы (ТДС) (см. Тесные двойные звёзды ).Такие системы содержат в качестве гл. звезды белый карлик (БК), а спутник является звездой позднего спектрального класса малой светимости (красным карликом). Период обращения в тех ТДС, где происходили вспышки Н. з., составляет неск. часов, соответственно характерный размер системы порядка 1011 см. Эти данные послужили основой для выяснения причины вспышек Н. з. и их рекуррентности. Если красный карлик заполняет свою полость Роша ,то его вещество, попав в точку Лаграижа L1 (рис.), при малом возмущении скорости может попасть внутрь полости Роша БК и при надлежащих условиях присоединиться к нему. Часть вещества, теряемого красным карликом, может и не быть аккрецирована БК, а будет потеряна системой и образует уплощенную оболочку в орбитальной плоскости системы. Перетекающее на БК вещество образует аккрец. диск (см. Аккреция ),и постепенно на его поверхности нарастает слой, содержащий большое кол-во водорода. При достаточно большой массе аккрециров. вещества плотность в нём возрастает настолько, что начинаются термоядерные реакции. Как показали расчёты, неустойчивость развивается очень быстро. В образующемся в периферийных областях БК слоевом источнике энергии достигается темп-pa ~108 К и больше. При столь высоких темп-pax преобладающими являются ядерные реакции с участием С, N, О (см. Углеродно-азотный цикл ).Развивающаяся в слое конвекция обеспечивает поступление в слоевой источник этих элементов из более внеш. слоев. Кинетика ядерных реакций в слоевом источнике зависит от светимости БК, содержания тяжёлых элементов в аккрецируемом газе и от особенностей переноса энергии в оболочке звезды. В одних условиях возникающая тепловая волна может привести к образованию ударной волны, срывающей наружные части оболочки, в других всё может ограничиться резким повышением температуры в разогреваемом слое и менее бурным отделением от звезды части захваченного ею газа. Возможно, что т. н. медленные Н. з. (типичной является Новая Геркулеса 1934) возникают вторым из указанных способов.
Отрывающаяся от звезды гл. оболочка, вначале непрозрачная для излучения, по мере расширения уменьшает свою оптич. толщину
и к моменту максимума блеска величина
вследствие чего её внутр. слои становятся доступными для наблюдения. В
это время спектр новых звёзд, вначале соответствовавший классам А или F, сильно
изменяется. В оболочке при
<
1 формируются широкие эмиссионные линии на фоне сравнительно слабого континуума
(непрерывного спектра). Осн. долю наблюдаемого после максимума излучения
Н. з. в непрерывном спектре обеспечивает протяжённая оболочка, образуемая
горячим газом, истекающим из звезды вслед за отрывом внеш. слоев. Скорости
движения этого газа в 1,5 - 2 раза больше, чем у гл. оболочки, а линейчатый
спектр содержит линии Не II, О III, N V и т. п. Движение гл. оболочки ускоряется
догоняющим её выброшенным газом, а сама она при этом деформируется и приобретает
в ряде случаев клочковатую структуру.
(
- радиус
Солнца) и массу ~ 10-4
, сравнимую с массой гл. оболочки. При своём расширении гл. оболочка заметает
вещество околозвёздной оболочки, и таким путём в ней образуется кольцеобразная
структура - "экваториальный пояс". Подобные детали видны в туманностях,
возникших при вспышках Н. з. (Новая Орла 1918, Новая Геркулеса 1934 и др.).
Др. элементом гл. оболочки являются "полярные шапки" - конденсации газа
в полярных областях, образовавшиеся, возможно, в результате взаимодействия
выбрасываемого газа со спутником или под влиянием магн. поля БК.
/год, а при вспышке сбрасывается масса порядка 10-4
.
Соответственно, вспышки могут происходить каждые неск. тысяч лет. У повторных
новых масса оболочки на 2 - 3 порядка меньше, чем у обычных Н. з., и вспышки
повторяются через неск. десятков лет. Причины различий между обычными Н.
з. и повторными новыми не установлены.
