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藝術家想像下，一顆白矮星在巨大的伴星下增生。

新星是激变变星的一类，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。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超新星或其它恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。

目前在银河系中已发现超过200颗新星。

發展

如果白矮星有一顆距離夠近的伴星，使它能在伴星的洛希半徑內，因此能穩定的從伴星的外層大氣吸积氣體於表面。這顆伴星可以是一顆主序星，或是已經膨脹成紅巨星的老年恆星。被捕獲的氣體主要是氫和氦，兩種都是宇宙間最平常與最主要的成份。吸積在白矮星表面的氣體因為重力被壓得更緊密，壓力使得溫度變得非常的高並且傳導至內部。白矮星包含的簡併物質不會因為受熱而膨脹，而受到壓縮的氫氣不斷在表面增長。氫融合的速率受到溫度和壓力的影響，這意味著只要繼續壓縮，表面的溫度和壓力就會繼續增加，當溫度達到2,000萬K時，核融合反應就會發生；在這種溫度下的氫主要經由碳氮氧循環燃燒。對多數的雙星系統，氫燃燒的熱量是不穩定的，並且會很快的將大量的氫轉換成其他元素，而造成熱失控反應^[1]（只有在範圍很窄的吸積率下，氫融合可以在表面穩定的進行）。這個過程會释放出大量的能量，使白矮星發生極端明亮的爆發，並將表面剩餘的氣體吹散。光度的上升是快還是慢，與新星的類型有關，而在到達高峰之後，光度的下降是很穩定的^[2]。從最大光度下降2至3個星等所花費的時間，可以用來對新星進行分類。快新星在短於25天的時間內光度會下降2等，慢新星則會超過80天才降低2星等^[3]。

但無論變化有多劇烈，新星所拋出的質量大約只有太陽質量的萬分之一，相較於白矮星的質量是非常小的。此外，也只有5%吸積的質量參與核融合成為爆發的動力^[1]。但是，這已有足夠的能量讓噴出物的速度高達每秒數千公里 － 快新星的速度比慢新星快，並同時讓光度從太陽的數倍增加至50,000至100,000倍^[1][4]。

只要伴星能繼續的供應氫在白矮星的表面吸積，一顆白矮星就能反覆的爆發成為新星，例如蛇夫座 RS，就是一顆已經知道有過6次爆發記錄的新星（分別在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最後，白矮星或是將燃料用盡，或是塌縮成為中子星，或是爆炸成為Ia超新星。

有時，新星會有足夠的亮度，並且以肉眼就能清楚的看見，在最近的例子就是1975年明亮的天鵝座新星。這顆新星於1975年8月29日出現在天鵝座的天津四北方約5度之處，視星等達到2.0等（與天津四的光度相似）。最靠近現在的是天蝎座V1280，在2007年2月17日亮度達到3.7等。

出現的機率，和天文物理上的意義

天文學家以銀河系每年粗略估計有20至60顆新星出現的經驗，估計出現率為每年40顆^[1]。每年被發現的新星數量低於此一數值被歸咎於距離的遙遠和觀測的偏差^[5]。比較之下，每年在仙女座大星系發現的新星數量更低，只有銀河系的1/2到1/3^[6]。

觀察新星噴發出星雲的光譜，已經發現其中含有豐富的氦、碳、氮、氧、氖和鎂等元素^[1]。新星對星際物質的貢獻並不大，在銀河系內只相當於超新星的1/50，紅巨星和超巨星的1/200^[1]。

再發新星，像是蛇夫座 RS（再發的周期大約是數十年）是罕見的。儘管理論上認為多數的新星 － 即使不是全部 － 都會再發，然而時間的尺度可能要長達1,000年到100,000年^[7]。新星再現的時間間隔依靠白矮星質量吸積的速率、表面重力的強度；質量較大的白矮星吸積足夠下次爆炸的燃料所需要的時間短於質量較低的^[1]。結果是，質量大的白矮星再發的間隔較短^[1]。

歷史的意義

1572年，丹麥天文學家第谷·布拉赫在仙后座觀察到超新星SN 1572，並且在他的著作《de nova stella》（拉丁文，意思為“關於新星”）中描述時，給了“新星”這個名稱。在書中，他以近處的物體應該會相對於恆星產生位置的改變，來論述說新星的距離非常遙遠。雖然這是一顆超新星，而不是一顆傳統的新星，但直到1930年代人們才意識到這兩個概念的不同^[1]。

新星做為距離的指標

新星有些特性可以做為距離的標準燭光，像是絕對星等的分布是雙峰的，一個主峰值在-7.5等，另一個次要的在-8.8等；大致上在峰值之後的15天，會有相似的絕對星等（-5.5）。以新星建立的距離估計，和以造父變星對鄰近的星系和星系團估計的距離比較，它們是比較準確的^[8]。

新星是鋰元素工廠

2015年2月19日，日本國立天文台研究團隊從觀察2013年海豚座新星發現，新星爆炸製成大量鋰元素，這意味著經典新星爆炸可能是宇宙製造鋰元素的主要機制^[9]。

1890年以後的明亮新星

註：請隨時加入亮度超過6.0等以上的新星。[1]

註

• 在摩根—肯納光譜分類下，新星的光譜屬於 Q 型。

相關條目

• 激變變星


• 蟹狀星雲


• 矮新星


• 极超新星


• 新星遺跡


• 超新星

再發新星

• 蛇夫座 RS


• 北冕座T


• 羅盤座 T

參考資料

1. 
   ^ ^{1.01.11.21.31.41.51.61.71.8} Prialnik, Dina. "Novae", pp. 1846-56, in Paul Murdin, ed. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. London: Institute of Physics Publishing Ltd and Nature Publishing Group, 2001. ISBN 978-1-56159-268-5
   


2. 
   ^ AAVSO Variable Star Of The Month: May 2001: Novae 互联网档案馆的存檔，存档日期2007-05-19.
   


3. 
   ^ Brian Warner. Cataclysmic Variable Stars. 052154209X. 
   


4. 
   ^ Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy. New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993. ISBN 978-0-471-50996-7
   


5. 
   ^ Muirden, James. "Searching for Novae", pp. 259-79. In James Muirden, ed., Sky Watcher's Handbook. New York: W.H. Freeman and Company Ltd., 1993. ISBN 978-0-7167-4502-0
   


6. 
   ^ W. Liller, B. Mayer, July 1987, "The rate of nova production in the Galaxy", Publications Astronomical Society of the Pacific, vol. 99, pp. 606-609.
   


7. 
   ^ Seeds, Michael A. Horizons: Exploring the Universe, 5th ed. Belmont: Wadsworth Publishing Company, 1998, ISBN 978-0-534-52434-0, p.194.
   


8. 
   ^ Alloin, D., and W. Gieren, eds. Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Robert Gilmozzi and Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", pp. 229-241. Berlin: Springer, 2003. ISBN 978-3-540-20128-1.
   


9. 
   ^ http://www.nao.ac.jp/en/news/science/2015/20150218-subaru.html
   


10. 
    ^ 存档副本. [2011-03-09]. （原始内容存档于2012-06-04）.  已忽略文本“2012-06-04” (帮助)
    


11. 
    ^ 存档副本. [2009-08-22]. （原始内容存档于2009-08-22）. 
    


12. 
    ^ Light Curve Generator: AAVSO Data for Nova DEL 2013. 美国变星观测者协会. 2013-08-16 [2013-08-16]. 
    


13. 
    ^ Alert Notice 519: Nova Sgr 2015 No. 2 fading as dust production rises. 美国变星观测者协会. 
    

外部連結

• 
  General Catalog of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow
  


• NASA Observatorium: Classical Nova