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新星
天文现象 来自维基百科，自由的百科全书
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新星是一种白矮星，是激变变星的一类，其吸积在表面的氢发生剧烈爆炸。它们原本都很暗，难以被发现，突然爆发增亮，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）（还有加州理工学院在2007年5月首度发现的亮红新星），亮度为平常时期的几万甚至几百万倍，持续几星期或几年。
关于与“新星”标题相近或相同的条目，请见“新星 (消歧义)”。新星不是Ia超新星。
大家在银河系中已发现超过200颗新星。银河系每年约有20至60颗新星被发现，大概每年40颗[1]。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[2]。而每年在仙女座大星系发现的新星只有银河系的1/2到1/3[3]。
有的新星肉眼可见：1975年明亮的天鹅座新星发生，这颗新星于1975年8月29日出现在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）。最靠近现在的是天蝎座V1280，在2007年2月17日亮度达到3.7等。
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发展
- 有时，白矮星在伴星的洛希半径内，因此它稳定地从伴星的外层大气吸积气体于表面。（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。）这些气体主要是氢和氦（宇宙间最平常的成分），因为重力被压得更紧密。
- 压力使其温度变得非常的高。虽然热量会传导至内部，但是白矮星内部的简并物质不会受热膨胀，所以表面仍然稳定而紧密，不会出现被撑开从而压力下降的情况。
- 核聚变反应渐渐在表面发生，而核聚变的速率受到温度和压力的影响，越是压缩，表面的氢放热越快，表面的温度和压力就会继续增加，当温度达到2,000万K时，氢主要经由碳氮氧循环燃烧，氢燃烧一般不会稳定，很快造成热失控反应，新星喷发出星云的光谱显示，新星喷发出了氦、碳、氮、氧、氖和镁等元素，它们是这时形成的（只有在范围很窄的吸积率下，氢聚变可以在表面稳定的进行）。
- 这个过程释放出大量的能量，使白矮星发生极端明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散。最后，白矮星或是将燃料用尽，或是坍缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。
整体而言，5%吸积的质量参与核聚变成为爆发的动力，它抛出的质量有太阳质量的万分之一，相较于白矮星的质量是非常小的[1]。喷出物的速度约每秒数千公里 － 快新星的速度比慢新星快，光度从太阳的数倍临时增加至50,000至100,000倍[1][4]。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[1]。
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[5]。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天的时间内光度会下降2等，慢新星则会超过80天才降低2星等[6]。
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只要伴星能继续的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）。再发新星是罕见的。有人推测多数新星会再发，其间隔为1,000年到100,000年[7]，取决于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，也就是质量大的白矮星再发的间隔较短[1]。
名称由来
1572年，丹麦天文学家第谷·布拉赫在仙后座观察到超新星SN 1572，并且在他的著作《de nova stella》（拉丁文，意思为“关于新星”）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年代人们才意识到这两个概念的不同[1]。
测距：标准烛光
新星有些特性可以做为距离的标准烛光，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[8]。
产生锂
2015年2月19日，日本国立天文台研究团队从观察2013年海豚座新星发现，新星爆炸制成大量锂元素，这意味着经典新星爆炸可能是宇宙制造锂元素的主要机制[9]。
1890年以后的明亮新星
注：请随时加入亮度超过6.0等以上的新星。[1]
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注
- 在摩根—肯纳光谱分类下，新星的光谱属于 Q 型。
相关条目
参考资料
外部链接
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