新星 （天文学概念）

天文释义

有时候，遥望星空，你可能会惊奇地发现：在某一星区，出现了一颗从来没有见过的明亮星星！然而仅仅过了几个月甚至几天，它又渐渐消失了。

这种“奇特”的星星叫做新星或者超新星。古代又被称为“客星”，意思是这是一颗“前来作客”的恒星。

新星和超新星是变星中的一个类别，也是天体演化的重要环节。它是老年恒星辉煌的葬礼，同时又是新生恒星的推动者。超新星的爆发可能会引发附近星云中无数颗恒星的诞生。另一方面，新星和超新星爆发的灰烬，也是形成别的天体的重要材料。比如说，今天我们地球上的许多物质元素就来自那些早已消失的恒星。新星是激变变星的一类，是由吸积在白矮星表面的氢造成剧烈的核子爆炸的现象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分为快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。但不能和Ia超新星或其他恒星的爆炸混淆，包括加州理工学院在2007年5月首度发现的发光红新星。

在银河系中已发现超过200颗新星。

发展

如果白矮星有一颗距离够近的伴星，使它能在伴星的洛希半径内，因此能稳定的从伴星的外层大气增生气体于表面。这颗伴星可以是一颗主序星，或是已经膨胀成红巨星的老年恒星。被捕获的气体主要是氢和氦，两种都是宇宙间最平常与最主要的成份。吸积在白矮星表面的气体因为重力被压得更紧密，压力使得温度变得非常的高并且传导至内部。白矮星包含的简并物质不会因为受热而膨胀，而受到压缩的氢气不断在表面增长。氢融合的速率受到温度和压力的影响，这意味着只要继续压缩，表面的温度和压力就会继续增加，当温度达到2,000万K时，核融合反应就会发生；在这种温度下的氢主要经由碳氮氧循环燃烧。对多数的双星系统，氢燃烧的热量是不稳定的，并且会很快地将大量的氢转换成其他元素，而造成热失控反应（只有在范围很窄的吸积率下，氢融合可以可以在表面稳定的进行）（Hydrogen fusion can occur in a stable manner on the surface, but only for a narrow range of accretion rates.)这个过程会释放出大量的能量，使白矮星发生极端明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散。光度的上升是快还是慢，与新星的类型有关，而在到达高峰之后，光度的下降是很稳定的。从最大光度下降2至3个星等所花费的时间，可以用来对新星进行分类。快新星在短于25天的时间内光度或下降2等，慢新星则会超过80天才降低2星等。

但无论变化有多剧烈，新星所抛出的质量大约只有太阳质量的万分之一，相较于白矮星的质量是非常小的。此外，也只有5%吸积的质量参与核融合成为爆发的动力。但是，这已有足够的能量让喷出物的速度高达每秒数千公里－快新星的速度比慢新星快，并同时让光度从太阳的数倍增加至50,000至100,000倍。

只要伴星能继续地供应氢在白矮星的表面吸积，一颗白矮星就能反复的爆发成为新星，例如蛇夫座RS，就是一颗已经知道有过6次爆发记录的新星（分别在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最后，白矮星或是将燃料用尽，或是塌缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。

有时，新星会有足够的亮度，并且以肉眼就能清楚地看见，在最近的例子就是1975年明亮的天鹅座新星。这颗新星于1975年8月29日出现于天鹅座的天津四北方约5度之处，视星等达到2.0等（与天津四的光度相似）。天蝎座V1280，在2007年2月17日亮度达到3.7等。

意义

天文学家以银河系每年粗略估计有20至60颗新星出现的经验，估计出现率为每年40颗。每年被发现的新星数量低于此一数值被归咎于距离的遥远和观测的偏差。比较之下，每年在仙女座大星系发现的新星数量更低，只有银河系的1/2到1/3。

观察新星喷发出星云的光谱，已经发现其中含有丰富的氦、碳、氮、氧、氖和镁等元素。新星对星际物质的贡献并不大，在银河系内只相当于超新星的1/50，红巨星和超巨星的1/200。

再发新星，像是蛇夫座RS（再发的周期大约是数十年）是罕见的。尽管理论上认为多数的新星－即使不是全部－都会再发，然而时间的尺度可能要长达1,000年到100,000年。新星再现的时间间隔依靠白矮星质量吸积的速率、表面重力的强度；质量较大的白矮星吸积足够下次爆炸的燃料所需要的时间短于质量较低的。结果是，质量大的白矮星再发射的间隔较短。

历史发现

天文学家第谷·布拉赫在仙后座观察到[超新星SN1572，并且在他的著作de stella nova（拉丁文，意思为与新星的接触）中描述时，给了新星这个名称。在书中，他以近处的物体应该会相对于恒星产生位置的改变，来论述说新星的距离非常遥远。虽然这是一颗超新星，而不是一颗传统的新星，但直到1930年代才考虑与改正了这个项目。

国内爱好者发现的新星

1975年，知名天文爱好者段元星，曾独立发现著名的V1500CYG天鹅座新星，同时国内也有多人独立发现，当时在国内引起巨大轰动，他的事迹还写入过教科书。但是因为当时通讯落后等各种因素制约，他们并不是第一发现者，虽然获得国内天文界的承认，但他们的发现并不被国际承认，因为世界上只承认第一发现者的发现和在该发现没正式公布前上报的其他少数独立发现者的发现。

除了我国历史文献上的新星观测记载外，中国真正首颗银河系新星发射时，2009年5月29日，知名天文爱好者孙国佑与高兴通过星明天文台望远镜，共同发现的银河系新星V5582 SGR，这是我国发现的首颗被国际承认的新星，填补了我国新星发现的空白。

2010年10月，知名天文爱好者阮建高与高兴通过星明天文台望远镜，共同发现河外新星NOVA M31 2010-10C，系国内爱好者的首次发现河外新星。

距离衡量

新星有些特性可作为为距离的标准烛光，像是绝对星等的分布是双峰的，一个主峰值在-7.5等，另一个次要的在-8.8等；大致上在峰值之后的15天，会有相似的绝对星等（-5.5）。以新星建立的距离估计，和以造父变星对邻近的星系和星系团估计的距离比较，它们是比较准确的。

爆发

古希腊哲学家亚里士多德曾经认为星空是永远不变的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上发现了一颗新星，这就是中国《明史稿》中的记载“明隆庆六年冬十月丙辰，彗星见于东北方，至万历二年四月乃没”所指的那个天体。时隔三十余年，开普勒又于1604年在蛇夫座中发现了一颗新星，这就是中国史籍中记载的出现在明朝万历三十二年的尾分客星。这样，“星空不变”的古老观念被打破了，实际上，公元前204年在牧夫座出现的一颗新星就被中国史书《汉书》记载了：“汉高帝三年七月有星孛于大角（牧夫座α），旬余乃入。”这是人类历史上对新星最早的记载之一。

到了近代，借助于望远镜和照相术的帮助，天文学家发现了更多的新星。在20世纪初天文学家们逐渐认识到，这些新星并不是新出现的恒星，而是原有的恒星因为某种原因发生爆炸时亮度急剧增加的结果。有的新星亮度变化极大，就被称为超新星。实际上，从恒星演化角度看，新星和超新星这两种爆发有着本质的不同。

一颗典型的新星其其亮度在几天之内可以增加一万倍以上，亮度的最大值可以维持几个小时，然后再逐渐转暗。转暗的速度比增亮时的速度要快得多。

新星最亮的时候，其绝对光度可达太阳光度的10万倍。只不过它的距离太遥远了，在地球上的人们看来还是一颗星。新星爆发时释放出的能量可达〖10〗^38万焦。这意味着，它在几百天中释放的能量相当于我们的太阳在10万年中所产生能量的总和。根据对新星光谱的研究，天文学家们知道了关于新星的一些细节。新星爆发时，半径会增加到太阳半径的100~300倍，而爆发结束后，体积却又会缩小；爆发时，星壳无限制地向外膨胀，永远离开星核而去，变成了稀薄的星际介质。爆发时恒星损失的质量可达〖10〗^26千克，这差不多相当于太阳质量的万分之一。

为什么会出现新星爆发事件呢？观测证据表明，几乎所有的新星爆发都发生在双星系统之内，尤其是在那些密近双星上（如分光双星）。在这样的双星系统中，两颗子星靠得很近，以致物质可能从质量较大的子星转移到质量较小的子星上。如果密近双星系统是由一颗红巨星和一颗白矮星组成。当元素氢等物质从红巨星冲向白矮星时，由于白矮星的强大引力场，物质在它的周围形成了一个巨大的吸积盘。大量的物质坠落到白矮星的表面上，同时大量的引力势能转化为热能。当温度超过100万开时，氢核聚变被重新点燃了。核聚变释放出的能量又把白矮星表层加热到超过1000万开，这时就会发生新星爆发。爆发时向外抛出的物质，速度可达1100千米/秒。

1975年在天鹅座出现的新星是新星中的一个例外，因为天文学家始终未能证认出它属于一个双星系统。所以，使白矮星加热的吸积盘物质可能直接来自它周围相对稠密的星际介质，而不是来自一颗伴星。

现象概述

你可能会偶然发现，夜空中出现了一颗从来没有见过的亮星。然而过了几天或几个月，它又渐渐消失了。这类奇特的星星可能是新星或者超新星。本词条讨论的是新星。

新星在古代被称为“客星”，即“前来作客的恒星”。

新星激变变星中的一类，也是天体演化的重要环节。它是老年恒星辉煌的葬礼，同时它又为新生恒星的诞生做准备。新星爆发可能会引发附近星云中无数颗恒星的诞生。新星爆发的灰烬也是形成其它天体的重要材料。

新星是由吸积在白矮星表面的氢被白矮星高温加热造成剧烈的核子爆炸现象。这类白矮星通常原本都很暗，难以发现；爆发时突然增亮，被当作新产生的恒星，因此而得名。

新星按光度下降速度可以分为：

快新星（NA）

中速新星（NAB）

慢新星（NB）

甚慢新星（NC）

新星爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。

需要注意的是，新星不能和超新星或其他恒星的爆炸混淆。

在银河系中已发现超过200颗新星。事实上，银河系内每年都会发生数十次次新星现象。

过程

新星一般发生由白矮星和普通恒星组成的双星系统中。如果白矮星在它的伴星的洛希极限内，那么新星将不断从其伴星处掠取气体。这些气体将聚积在白矮星的表面。这颗伴星可以是主序星，也可以是红巨星。

被捕获的气体主要是氢和氦，两种都是宇宙间最常见且最主要的成份。

吸积在白矮星表面的气体因为白矮星巨大的重力被压得很紧密，气压升高。白矮星的余热和气压使得气体的温度变得非常高。

但白矮星包含的简并态物质几乎不会因为受热而膨胀，而氢气仍然不断在白矮星表面聚集。氢聚变的速率受到温度和压力的影响，这意味着只要继续压缩，白矮星表面的温度和压力就会继续增加。

当温度达到20000000K时，核聚变反应就会发生。在此温度下，氢主要经由碳氮氧循环燃烧。对多数的双星系统，氢聚变产生的热量是不稳定的。并且聚变反应会很快地将氢聚变为其他元素，从而造成热失控反应。这个反应通常不稳定，因为只有在范围很窄的吸积率下，氢聚变才能稳定进行。

这个过程会放出大量能量，使白矮星发生极明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散。光度的上升速度与新星的类型有关。

光度到达高峰之后，就会下降，但下降速度是很稳定的。

根据光度从最大开始下降2星等所花费的时间长短，能对新星进行分类。快新星(NA)在短于25天的时间内光度就会下降2等，慢新星(NB)则会需要超过80天。

但新星所抛出的质量大约只有白矮星质量的万分之一，并且只有约5%的气体参与了核聚变并成为爆发的动力。但是这已可以让喷出物的速度达到每秒数千公里，并让亮度增加5-10万倍。快新星的所产生的喷出物的速度比慢新星快。

新星可能会足够亮度，以肉眼就能清楚地看见，例如1975年出现的天鹅座新星。这颗新星于1975年8月29日出现于天鹅座的天津四北方约5度之处，星等达到2.0，与天津四相近。还有天蝎座V1280，在2007年2月17日，星等达到3.7。

再发

只要伴星能继续供应氢，白矮星就能再次地地发。例如蛇夫座RS就是一颗有过6次爆发记录的新星（分别在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最后，白矮星或是塌缩成为中子星，或是爆发成为Ia型超新星。