Следует, однако, отметить, что в начале небулярной стадии линии 𝙽₁ и 𝙽₂. оказываются слабее линии λ 4336 Å. Объясняется это тем, что во время появления запрещённых линий в спектре новой роль ударов второго рода ещё велика. Допустим, например, что удары второго рода преобладают над спонтанными переходами. Тогда населённости энергетических уровней атома определяются формулой Больцмана и отношение интенсивностей рассматриваемых линий даётся формулой (25.24). Из этой формулы видно, что линии 𝙽₁ и 𝙽₂ будут действительно слабее линии λ 4336 Å, если только температура оболочки не очень мала.
Интересные сведения об оболочках новых звёзд можно получить на основании изучения профилей эмиссионных линий в их спектрах. В небулярной стадии оболочка прозрачна для излучения в линиях, вследствие чего анализ профилей линий существенно упрощается. Так как скорости расширения оболочек гораздо больше средней скорости теплового движения атомов, то профили эмиссионных линий определяются в основном движением оболочки. Как было показано в § 28, в том случае, когда оболочка обладает сферической симметрией и все её слои движутся с одинаковой скоростью, профиль эмиссионной линии является прямоугольным. Подобные профили линий действительно наблюдаются у ряда новых, что говорит о приблизительной сферичности их оболочек. Однако обычно эмиссионные линии в спектрах новых имеют весьма сложную структуру. В частности, в некоторых случаях (например, в спектре Новой Геркулеса 1934 г.) эмиссионные линии как бы раздваиваются, т.е. имеют седлообразный вид. Как мы уже знаем, такие профили не могут быть объяснены дисперсией скоростей в сферически-симметричной оболочке. Поэтому надо заключить, что оболочки некоторых новых не обладают сферической симметрией, т.е. выбрасывание вещества из звезды происходит с неодинаковой интенсивностью в разных направлениях.
Указанное заключение подтверждается фотографиями оболочек новых, на которых видны отдельные сгустки вещества в оболочках. Первоначально такие сгустки были обнаружены в оболочке Новой Живописца 1925 г. (и на основании этого была сделана не оправдавшаяся потом гипотеза об образовании кратных звёзд при вспышках новых). Два ярких сгустка наблюдались также в оболочке Новой Геркулеса 1934 г. Движением этих сгустков с разными лучевыми скоростями объясняется раздвоение эмиссионных линий в спектре новой.
Для интерпретации отклонений от сферичности оболочек новых звёзд Э. Р. Мустелем было высказано предположение о сильных магнитных полях этих звёзд. Если, например, считать, что поле имеет характер диполя, то выброшенный из звезды ионизованный газ будет испытывать наименьшее торможение в полярных направлениях, где газ движется примерно по силовым линиям. Поэтому количество выброшенного вещества в полярных направлениях будет наибольшим.
Можно также думать, что отклонение оболочек новых звёзд от сферичности вызывается вхождением этих звёзд в тесные двойные системы. Согласно В. Г. Горбацкому, выброшенная при вспышке оболочка взаимодействует с веществом, которое непрерывно истекает из системы и концентрируется в орбитальной плоскости. В результате этого взаимодействия оболочка тормозится в орбитальной плоскости и расширяется без заметного торможения в перпендикулярном направлении.
5. Новая Геркулеса 1934 г.
Одной из наиболее интересных и хорошо изученных новых является Новая Геркулеса 1934 г. Её нужно отнести к «особенным» новым, так как по изменениям блеска и спектра она значительно отличается от большинства новых звёзд.
Рис. 40
Кривая блеска Новой Геркулеса 1934 г. изображена на рис. 40. Блеск звезды, возросший сначала с 14—15𝑚 до 1𝑚,3 (22 декабря), затем медленно убывал в течение трёх с лишним месяцев. В это время спектр звезды принадлежал к классу F с эмиссионными линиями 𝙷, 𝙵𝚎 II, 𝙲𝚊 II и др. В апреле 1935 г. блеск новой быстра упал до 13𝑚,1, затем поднялся приблизительно на 7𝑚, после чего стал снова медленно убывать. После апрельского минимума спектр новой стал типичным для газовых туманностей. Увеличение интенсивностей линий этого спектра и обусловило возрастание блеска новой на семь звёздных величин.
Объяснение изменений блеска и спектра Новой Геркулеса 1934 г. заключается в следующем. В течение первых трёх месяцев после начала вспышки происходило мощное выбрасывание вещества из звезды, приведшее к образованию вокруг неё очень протяжённой оболочки. Однако самые внешние части оболочки в этот период не светились, так как до них не доходило ультрафиолетовое излучение звезды. Это излучение поглощалось ближайшими к звезде слоями оболочки, которые перерабатывали его в излучение более низких частот в непрерывном спектре, т.е. играли роль протяжённой фотосферы. В апреле мощность истечения вещества из звезды внезапно упала, протяжённая фотосфера рассеялась и блеск новой в видимой части спектра сильно уменьшился. При этом открылась очень горячая звезда (с температурой около 70 000 K ), под действием ультрафиолетового излучения которой началось свечение самых внешних, разрежённых частей оболочки, аналогично свечению газовых туманностей, благодаря чему блеск новой в видимой части спектра стал опять возрастать. Этот процесс возрастания блеска новой продолжался до тех пор, пока интенсивность эмиссионных линий спектра оболочки не пришла в соответствие с ультрафиолетовым излучением звезды. Дальнейшее медленное ослабление блеска новой связано с постепенным рассеянием небулярной оболочки.
Большой интерес представляет рассмотрение свечения оболочки Новой Геркулеса после апрельского минимума блеска. Дел в том, что в теоретической астрофизике обычно делается предположение о существовании в звёздных оболочках лучистого равновесия. Даже в тех случаях, когда изменение физических условий в оболочках происходит очень быстро, всё-таки считается, что лучистое равновесие успевает установиться. Иначе говоря, развитие оболочки мыслится как прохождение через последовательность равновесных состояний. Однако в некоторых случаях оболочки светятся при отсутствии лучистого равновесия. Одним из наиболее ярких примеров такого свечения и является оболочка Новой Геркулеса после минимума блеска в апреле. Мы уже видели, что хотя в момент минимума блеска до небулярной оболочки и доходили ультрафиолетовые кванты звезды, она ещё не светилась. Лучистое равновесие в этот момент явно отсутствовало. В дальнейшем развитие оболочки шло в направлении установления лучистого равновесия. Процесс этот можно считать закончившимся лишь к моменту вторичного максимума блеска.