Спектры новых сразу после момента максимума блеска чрезвычайно сложны и их теоретическая интерпретация встречает большие трудности. По-видимому, большую роль в создании таких спектров играет выбрасывание вещества из звезды, начинающееся после отрыва от неё оболочки. Этот процесс приводит к образованию вокруг звезды протяжённой атмосферы, которая поглощает ультрафиолетовое излучение звезды и перерабатывает его в кванты меньших частот. Надо считать, что протяжённая атмосфера обладает в это время довольно большой оптической толщиной в непрерывном спектре, так как её абсорбционный и эмиссионный спектры характерны для звёзд сравнительно поздних классов (так называемый диффузно-искровой спектр). Судя по смещению абсорбционных линий (или по ширине эмиссионных линий) скорость истечения вещества из звезды превосходит скорость движения оболочки. Поэтому выброшенное вещество догоняет оболочку и в ней возникают эмиссионные линии вследствие столкновений. Вместе с тем выброшенное вещество, присоединяясь к оболочке, увеличивает её скорость (об этом см. в § 30), благодаря чему возрастает смещение абсорбционных линий, замеченное при наблюдениях. Следует также считать, что после отрыва от звезды главной оболочки в некоторых случаях от звезды отрываются дополнительные оболочки. Так можно объяснить возникновение вторичных максимумов на нисходящей ветви кривой блеска новой, а также появление добавочных систем абсорбционных линий в её спектре.
С течением времени мощность выбрасывания вещества из звезды уменьшается и протяжённая атмосфера становится прозрачнее для ультрафиолетового излучения звезды. В дальнейшем оболочка светится в основном за счёт этого излучения. Однако сначала это свечение происходит сложнее, чем в туманностях, вследствие непрозрачности оболочки для излучения в линиях. Поэтому в данном случае интенсивности эмиссионных линий следует вычислять на основе теории, изложенной в §28. Такие вычисления приводят к согласию между теоретическим и наблюдённым бальмеровским декрементом.
Интересно отметить, что через несколько месяцев после начала вспышки в спектрах некоторых новых наблюдался совершенно необычный бальмеровский декремент. Так, например, в спектре Новой Ящерицы 1936 г. линия 𝙷α была ярче линии 𝙷β в 5—6 раз, а в спектре RS Змееносца 1933 г.— в 10—12 раз. Это явление объясняется тем, что в рассматриваемый период оболочка была непрозрачной для излучения в линиях лаймановской и бальмеровской серий и прозрачной для излучения в линиях других серий. Решение уравнений (28.18) для данного случая приводит именно к таким большим значениям отношения интенсивностей линий 𝙷α и 𝙷β. По мере расширения оболочки она становится прозрачной для излучения в линиях всех серий, кроме лаймановской, и бальмеровский декремент в спектре новой оказывается таким же, как в спектре газовой туманности.
4. Небулярная стадия.
С появлением запрещённых линий в спектре новой звезды начинается небулярная стадия её развития. С этого времени условия в оболочке становятся похожими на условия в газовых туманностях, и поэтому оболочки можно изучать методами, изложенными в гл. V. В частности, при помощи методов Занстра могут быть определены температуры новых звёзд (которые оказываются очень высокими — порядка 50 000 K). По свечению оболочки в линиях разных атомов можно найти концентрацию этих атомов в оболочке, её электронную температуру, массу и т.д. Здесь мы не будем останавливаться на всех этих вопросах, а рассмотрим только некоторые из них.
Как было установлено в § 25, для появления запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность излучения и плотность вещества были в нём достаточно малы. Можно показать, что в оболочках новых звёзд первое из этих условий (касающееся плотности излучения) начинает выполняться раньше, чем второе. Следовательно, запрещённые линии в спектре новой появляются при такой плотности вещества в оболочке, когда число спонтанных переходов в этих линиях становится сравнимым с числом ударов второго рода. Иными словами, в это время выполняется уравнение
𝐴₂₁
≈
𝑛
𝑒
σ₂₁
𝑣
,
(29.12)
где 𝐴₂₁ — эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в запрещённой линии, 𝑛𝑒 — концентрация свободных электронов в оболочке, σ₂₁ — эффективное поперечное сечение для ударов второго рода, 𝑣 — средняя скорость свободного электрона.
Если для данной запрещённой линии величины 𝐴₂₁ и σ₂₁ известны, то, пользуясь формулой (29.12), можно найти концентрацию свободных электронов 𝑛𝑒 в оболочке для того момента, когда эта линия появляется в спектре новой [до этого времени величина 𝑛𝑒 больше значения, определённого формулой (29.12), а потом — меньше]. С другой стороны, для того же момента по скорости расширения оболочки и по промежутку времени, протёкшему от начала вспышки, может быть оценён объём оболочки 𝑉. Это даёт возможность определить массу оболочки по формуле
𝑀
=
𝑚
𝙷
𝑉
𝑛
𝑒
(29.13)
(так как число свободных электронов равно числу протонов, а водород находится в оболочке преимущественно в ионизованном состоянии).
Масса оболочки новой звезды может быть также найдена тем же способом, который применяется для определения масс газовых туманностей. Этот способ основан на использовании свечения оболочки в водородных линиях, возникающих, как мы знаем, в результате фотоионизаций и последующих рекомбинаций. В § 24, при использовании теоретических выражений для интенсивностей бальмеровских линий, была получена следующая формула для массы оболочки:
𝑀
=
𝐴√
𝐿𝑉
,
(29.14)
где 𝐿 — светимость оболочки в видимой части спектра и 𝐴 — некоторая постоянная.
Применение указанных способов к определению масс оболочек новых звёзд "приводит к значениям порядка 10²⁸—10²⁹ г. Иными словами, при каждой вспышке новой выбрасывается масса порядка 10⁻⁵—10⁻⁴ массы Солнца.
В небулярной стадии новой звезды можно также легко определить электронную температуру оболочки. Наиболее простой путь для этого — использование наблюдённого отношения интенсивностей линий 𝙽₁+𝙽₂ и λ 4336 Å, принадлежащих дважды ионизованному кислороду. Запрещённые линии в спектрах новых возбуждаются электронным ударом и их интенсивности зависят от электронной температуры 𝑇𝑒 и электронной концентрации 𝑛𝑒. Однако когда плотность оболочки оказывается настолько малой, что спонтанные переходы совершаются гораздо чаще ударов второго рода, отношение интенсивностей указанных линий зависит только от 𝑇𝑒 и, как показано в § 25, определяется формулой (25.22). В спектрах новых звёзд, как и в спектрах газовых туманностей, линии 𝙽₁ и 𝙽₂ обычно гораздо ярче линии λ 4336 Å (примерно в 100 раз). Поэтому для электронных температур оболочек получаются значения порядка 10 000 K.