новая звезда

Ответ от ГРИЗЛИ[гуру]
1. Сверхновые звезды .
Явление сверхновой представляет собой гравитационный коллапс центрального ядра звезды, находящейся на поздней эволюции. В результате вспышки, видимый блеск звезды может возрасти более чем на 20 звездных величин и в это время энергия излучения сверхновой становится сравнимой с излучением всей галактики. На месте сверхновой остается нейтронная звезда - ядро сверхновой, а ее оболочка рассеивается в межзвездное пространство, образуя газовую диффузную туманность. Согласно кривым изменения блеска и спектрам, сверхновые звезды делятся на два типа. Звезды I типа отличаются быстротечным максимумом около недели, после чего в течение 20-30 дней их блеск падает со скоростью около 0.1m в сутки. Затем падение замедляется и далее, до наступления невидимости звезды, ее блеск падает со скоростью 0.014m в сутки. Сверхновые I типа обладают наибольшей амплитудой изменения блеска, которая достигает -19m÷-21m. Сбрасываемые сверхновыми оболочки расширяются с гигантскими скоростями от 5 до 20 тысяч километров в секунду. Анализ спектров сверхновых I типа показал, что они крайне бедны водородом, следовательно, представляют собой старые проэволюционировавшие звезды .
Звезды II типа имеют меньшую максимальную светимость, более растянутый по времени максимум блеска и быстрее ослабевают. Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами новых звезд. В них присутствуют широкие эмиссионные линии, среди которых весьма заметны бальмеровские линии водорода, следовательно, сбрасываемая оболочка богата водородом.
2. Новые звезды .
Новые звезды представляют собой тесные двойные системы с периодом обращения от 0.05 до 230 суток. Одним из компонентов новой звезды является горячий белый карлик, который в течение нескольких дней увеличивает блеск на 7÷16 звездных величин, после чего медленно возвращается к предвспышечному состоянию в течение нескольких месяцев, лет или десятилетий. Второй компонент системы может быть гигантом, или карликом спектрального класса К или М. Спектры новых звезд вблизи максимума похожи на спектральный класс А-F, а уширение линий поглощения свидетельствует о высокой скорости расширяющейся оболочки, которая измеряется сотнями километров в секунду. В отличии от сверхновой, с новой звездой существенных изменений не происходит и через довольно короткое время она возвращается к предвспышечному состоянию. Известны несколько новых звезд, вспышки которых наблюдались более одного раза, например T Северной Короны и RS Змееносца. Эти звезды условно выделяют в отдельный тип повторных новых (RN).
Уменьшение блеска у всех звезд идет по-разному. У одних звезд он убывает плавно (Ящерица 1936, Лебедь 1975), у других уменьшение блеска колебательный характер (Орла 1918, Лебедя 1945), а у третьих - блеск резко падает на несколько звездных величин, но спустя некоторое время частично восстанавливается (DQ Геркулеса). С этого времени начинается период окончательного спада блеска до того значения, которое звезда имела до вспышки.
По скорости изменения блеска новые звезды можно условно подразделить на "быстрые" (тип NA), "медленные" (NB) и очень "медленные" (NC), хотя эта классификация является условной. Например, Ю. П. Псковский из типа NA выделяет очень быстрые звезды, характеризующиеся очень быстрым падением блеска до 3 звездных величин за 1-2 недели, однако, для данной работы подобная классификация является избыточной.
Кроме "обычных" новых звезд, выделяют как некий тип новоподобные переменные звезды (NL), которые являются недостаточно изученными объектами. В отличие от новых звезд, взрывы новоподобных звезд никогда не наблюдались, однако спектры новоподобных переменных похожи на спектры старых новых (вспыхнувших новых) , и небольшие изменения светимости похожи на те, которые являются типичными для новых в минимуме светимости.