Нова зоря: відмінності між версіями

Знімки спектрів під час кінцевого підйому отримано для семи нових. У більшості з них спостерігається досить розмитий спектр поглинання без сильних емісійних ліній. Із наближенням до максимуму спектр поглинання зазвичай стає більш сильним та чітким, і завжди робиться більш пізнім. Усі спектри типу В швидко перетворювались на спектри типу А задовго до настання максимуму блиску. Спектри в максимумі лежать ву межах від А0 до F8. Взагалі, спектри поблизу максимуму схожі на спектри зір-наднігантів, таких як [[Денеб|аα Cyg]] та [[Ε Візничого|eε Aur]]. Усі емісійні лінії зі збільшенням яскравості зникають у неперервному спектрі. Таким чином, у максимумі емісії видно лише НаНα.

Спектр у максимумі — це спектр надгіганта типу А чи F зі зсувом у короткохвильовий бік, який відповідає швидкості від 60 км/с (RR Pic) до 1300 км/с (V603 Aql). Лінії поодинокі, можуть бути або розмитими, або чіткими. Із початком спадання блиску з'являється друга система ліній, що мають більший зсув у короткохвильовий бік. Вона швидко підсилюється ій стає спочатку рівною, а потім і перевищує за інтенсивністю передмаксимальний спектр, який ву цей час послаблюється. Ця абсорбційна система являє собою головний спектр. Одночасно з його появою по всьому спектрі з'являються яскраві лінії. Найсильнішими є лінії водню й Са ІІ, наступні за яскравістю — Na I та Fe II. Вони симетрично розширені відносно свого нормального положення, а лінії поглинання головного спектра лежать біля їх короткохвильового краю.

Одразу після появи головного спектра в ньому починаються зміни. Деякі лінії швидко зникають, наприклад MgII, OI, SiIII. Лінії FeII та TiII зберігаються досить довго. Найдовше залишаються видимими лінії [[серія Бальмера|бальмерівської серії]] водню та Н і К СаІІ{{уточнити|водню та Н і К СаІІ}}. В емісійному спектрі після максимуму з'являються [[авроральні лінії]] [OI] та [NII]. Взагалі ж усі емісійні лінії неперервно послаблюються<ref name="Гринстейн"/>.