Нові зірки , зірки, світимість яких раптово збільшується в тисячі і навіть мільйони разів (в середньому в 10 4 раз), а потім повільно спадає. Найбільша світимість спостерігається від 1—2 ч (швидкі Н. з.) до декількох сут (повільні Н. з.). Після закінчення декількох років світимість зменшується до первинної величини.
Назва «Н. з.» склалося в давнину, коли зірки, які ставали видимими на піднебінні унаслідок збільшення блиску, вважалися такими, що заново виникли. Фотографічні дослідження спростували цю думку: до початку 20 ст було доведено, що такі зірки існують і до спалаху, але мають значно слабкіший блиск, приблизно до цього ж блиску вони повертаються після спалаху. Криві зміни блиску Н. з. схожі між собою ( мал. 1 ). В період найбільшого збільшення блиску деякі Н. з. світять як зірки 1—2-ої зоряної величини і навіть яскравіше. Такі Н. з. спостерігалися в 1901 в сузір'ї Персея, в 1918 — в сузір'ї Орла, в 1925 — в сузір'ї Живописця, в 1934 — в сузір'ї Геркулеса, в 1942 — в сузір'ї Корми. Всього до 70-м-коду рр. 20 ст відомо більше 180 Н. з., що спалахнули в нашій Галактиці. По статистичних розрахунках, в Галактиці спалахує щорік близько 100 Н. з., але на Землі з них виявляють 1—2. Відомі Н. з. і в сусідніх галактиках: 230 — в туманності Андромеди, 15 — в Магелланових Хмарах.
Підйом блиску Н. з. перед максимумом відбувається дуже швидко, унаслідок чого крива зміни блиску на цій стадії вивчена вельми слабо. Відомо, що у момент досягнення блиску, який на дві зоряні величини менше максимального, збільшення блиску тимчасово (від декількох ч до декількох сут ) припиняється. У максимумі блиску Н. з. перебувають від 1—2 ч (швидкі Н. з.) до декількох сут (повільні).
Найбільша різноманітність криві блиску Н. з. мають в перехідній стадії, де наголошується 3 основних типа: 1 — плавне і гладке зменшення блиску, 2 — сильні періодичні коливання, 3 — глибокий мінімум тривалістю декілька тижнів, за яким слідує часткове відновлення блиску.
Зміни блиску Н. з. супроводяться великими змінами їх спектру ( мал. 2 ). До спалахів Н. з. є гарячими зірками спектральних класів Про або В. Однако спостережень спектрів Н. з. до спалахів украй мало.
У міру наближення Н. з. до максимуму блиску її спектр набуває меж, характерних для зірок високої світимості спектрального класу А або F з вузькими, сильно зміщеними в короткохвильову сторону лініями поглинання. Це вказує на розширення верхніх шарів атмосфери Н. з. з швидкістю близько 1000 км/сек . В повільних Н. з. швидкість розширення декілька менше. Відразу після максимуму в спектрі з'являються лінії випромінювання, що належать в основному водню і іонізованним металам. Падіння блиску супроводиться посиленням ліній випромінювання, а також появою нових систем ліній поглинання. Це пов'язано з додатковим викидом речовини, наступним за головним. Коли блиск зірки слабшає на 5 зоряних величин, настає небулярная стадія Н. з.; спектр її в цей період дуже нагадує спектр планетарній туманності . Тривалість небулярной стадії — декілька років. Опісля багато років після спалаху Н. з. мають спектри, що нагадують спектри білих карликів .
Спалахи Н. з. пов'язані з порушенням стійкості зовнішніх шарів зірки і викидом речовини. Спалахи, проте, не зачіпають зірки в цілому. Доля маси зірки, що скидається при спаласі, в середньому біля 10 -5 маси зірки, або ~ 10 28 г . Повна енергія вибуху Н. з. рівна ~ 10 45 ерг (10 38 дж ). Оболонка зірки скидається або на самому початку спалаху, тобто у момент початку збільшення блиску, або — по теорії, запропонованій радянським астрономом Е. Р. Мустелем, — в максимумі її блиску. У останньому випадку збільшення блиску Н. з. пов'язано з розширенням самої зірки, яка після максимуму починає стискуватися. Особливості спектру Н. з. після максимуму, поява в них яскравих ліній випромінювання визначаються процесами, що відбуваються в скинутій оболонці. Емісійні лінії спектру виникають в результаті як поглинання оболонкою випромінювання дуже гарячих шарів зірки, що оголіли, так і взаємодії атомів оболонки з швидкими частками, що викидаються зіркою протягом деякого часу після максимуму блиску. По мірі розширення щільність оболонки Н. з. падає, а міра її іонізації зростає. При щільності біля 10 -19 г/см 3 в спектрі починають з'являтися лінії, характерні для газу в умовах сильного розрідження, що свідчить про початок небулярной стадії.
Через декілька років після спалаху в багатьох Н. з. скинуті ними оболонки вирушають досить далеко від зірки і стають видимими. Як правило, оболонки неоднорідні і мають два великі згустки, розташованих в двох протилежних напрямах від зірки, т.з. полярні конденсації. Не виключено, що в утворенні форми оболонок Н. з. велику роль грає магнітне поле зірки: якщо це поле, як передбачається, має характер диполя, то викид речовини відбувається переважно уздовж осі, що сполучає магнітні полюси зірки. За даними про кутову швидкість розширення оболонок Н. з. і швидкості розширення, отриманій з аналізу спектру оболонки, можна незалежним дорогою визначити відстань до Н. з.
В 50-х рр. 20 ст було виявлено, що Н. з. входять до складу тісних подвійних зірок, відстані між компонентамі яких мають порядок радіусів самих зірок. Другими компонентамі цих пар є холодніші зірки. Вивчення подвійних зірок, до складу яких входять Н. з., дозволило вперше дати надійну оцінку мас Н. з. Виявилось, що в середньому маси Н. з. не відрізняються помітно від маси Сонця.
Світимості Н. з. у нашій Галактиці визначаються не дуже упевнено. Один з основних способів оцінки светімостей в максимумі блиску дає емпіричну залежність між абсолютною зоряною величиною в максимумі і швидкістю падіння її після максимуму: чим вище максимум, тим швидше падає блиск (саме за швидкістю падіння блиску Н. з. діляться на швидких і повільних). Ця залежність має вигляд:
M v. max = — 11,5 + 2,5 lg t 3 ,
де M v. max — абсолютна візуальна зоряна величина Н. з. у максимумі, а t 3 — час (у сут ), протягом якого блиск зірки зменшується на три зоряні величини. Цій залежності задовольняють не лише Н.з. у нашій Галактиці, але і в туманності Андромеди, в Хмарах Магелланових. Середня абсолютна візуальна величина Н. з. у максимумі блиску:
M v = —7,3 зоряної величини.
Це — найяскравіші після найновіших зірок об'єкти Галактики. Через свою високу світимість Н. з. є індикаторами відстаней до найближчих галактик. У мінімумі блиску абсолютна зоряна величина Н. з. порівняно мала і складає в середньому M v, min = + 3 m · 5. В деяких зірок випромінювання в мінімумі визначає холодний компонент, що є на цій стадії яскравішим, ніж Н. з. По всіх своїх параметрах — масі, світимості, розмірам — Н. з. у спокійному стані блиску є зірками-карликами.
Повторні Н. з. не мають значних відмінностей від типових Н. з., за винятком швидкості, з якою зірка повертається після спалаху у вихідний стан. Зазвичай для повторних Н. з. це час — близько 1 року. До 70-м-коду рр. 20 ст відомо 11 повторних Н. з. Серед них найбільше число спалахів (5) за час з 1890 по 1967 випробувала зірка Т Компаса.
В кінці 60-х рр. 20 ст було виявлено в Н. з. сильне інфрачервоне випромінювання, потужність якого збільшується у міру падіння блиску. В Н, що спостерігалися в ці роки. з. максимум інфрачервоного випромінювання був відмічений приблизно через 100 днів після максимуму блиску в візуальної області спектру. Можливо, що випромінювання в інфрачервоної області спектру обумовлено нагрітими пиловими частками, Н, що викидаються. з. або що утворюються в оболонці, викинутою зіркою.
Причини спалахів Н. з. ще не дуже ясні. Проте, поза сумнівом, що спалахи обумовлені накопиченням нестійкості в зірках-карликах невеликої маси. Велика частина сучасних гіпотез розглядає спалах Н. з. як тепловий вибух, що відбувається унаслідок порушення теплового режиму глибоких внутрішніх шарів. Ударна хвиля, що виникає при такому вибуху, виходить на поверхню зірки із швидкістю порядку 1000 км/сек і зриває зовнішні шари фотосфери. Гіпотези такого роду розвивалися в роботах радянських астрономів А. І. Лебединського, Л. Е. Гуревіча, французького астронома Е. Шацмана і ін. Зокрема, Шацман причиною вибуху вважає накопичення в надрах зірок ізотопу Не 3 , що приводить до ядерного вибуху усередині зірки; при вибуху ізотоп руйнується, але потім накопичується знов, чим можна пояснити повторність спалахів. Після виявлення подвійності Н. з. розвиваються гіпотези, що пов'язують спалах з особливостями будови тісних подвійних зірок. По одній з них (Шацман, 1958), збіг орбітального періоду з власним періодом коливань одного з компонентів подвійної системи може привести до вибуху з викидом речовини як у напрямі тієї, що обурює зірки-супутника, так в е р б протилежному; цим, зокрема, пояснюються в рамках цієї гіпотези спостережувані форми оболонок Н. з.
Місце Н. з. у загальній схемі еволюції зоряного світу з великою визначеністю не встановлено, проте немає сумнівів в тому, що спалахи Н. з. відбуваються на пізніх еволюційних стадіях зірок, ймовірно, подвійних. Не виключено, що спалахи передують перетворенню зірки в білий карлик.
Літ.: Воронцов-Вельямінов Би. А., Газові туманності і нові зірки, М. — Л., 1948; Зоряні атмосфери, під ред. Дж. Грінстейна, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1963, гл.(глав) 17; Еруптивні зірки, М., 1970, гл.(глав) 1; Payne-gaposchkin С., The galactic novae, Amst., 1957.
