关于新星介绍

[拼音]：xinxing

[外文]：nova

爆发变星的一种。新星是可见光波段第一次观测到的亮度在几天内突然增加 9个星等以上，然后在几个月到若干年期间内有起有伏地下降到爆发前状态的天体，新星光谱随光变发生阶段性的变化，并以每秒钟 100～5，000公里的速度抛射物质。新星的全称是“经典新星”。一般来说，新星平均增亮11个星等，就相当于增亮几万倍。这种星在爆发前通常甚暗，一般是看不见的，只在爆发后一段时期内才相当明亮，有的甚至亮到影响星座的形状，所以曾经被误认为是新生的星而取名“新星”沿用至今。亮度突然增大是一种爆发过程，能量释放平均达1045～1046尔格/秒，抛射的物质约为10-5～10-3太阳质量，抛射速度约 500～2，000公里/秒。新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和非常慢新星三类。新星的命名法：通常是在新星的星座名称前面加N，在后面加爆发年份。如NHer1934表示1934年武仙座新星。随后新星又纳入变星的命名系统，如1934年武仙座新星即武仙座DQ。在银河系中目前已观测到的新星约200个，最早作光谱研究的新星是北冕座T(1866年)，但后来知道它是再发新星。用照相方法研究的第一个新星是御夫座 T（1891年）。有最完整光学观测资料的新星是武仙座DQ（1934年）。自古代起人类就有关于新星爆发的历史记载，中国古代有极丰富的新星观测记录。

在其他星系中也搜寻到新星。仙女星系 (M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系 (SMC)等不少星系中也找到了新星。在不同的星系中，新星出现的频数大不相同。据估计，银河系每年50个，M31每年29个，有些星系每两年一个。一般说来以Sb星系的频数为最高。

银河新星的极大光度绝对目视星等估计平均为-7.3等。新星极大光度时的绝对星等与目视星等从极大亮度下降 3等的时间t3（以天为单位）之间存在一个经验公式：MO=-11.5+2.5lgt3。M31中的新星绝对星等也有类似的经验关系。新星属于老年盘星族。在赫罗图上新星的热子星与行星状星云的中心星、共生星等占有同样的位置。它们都位于主星序的左下方，表明这些天体多半是有共同的不稳定特性的。

再发新星、类新星和矮新星的光度、光谱变化与新星有某些类似。值得注意的是，从1975年起发现一类称为X射线新星的天体，它们的X射线光变曲线与经典新星光学波段的光变曲线类似。这类天体有时又称作暂现X射线源，但它们的光学对应体并不是新星。此外，又发现某些老新星是X射线双星的光学对应体。

一般的新星都有典型的光变和谱变。典型光变曲线如图所示。图中各阶段分别为：a.爆发前──光度固定或有1～2星等不规则的变化；b.初升──约为2～3天，光度迅速上升；c.极大前的停滞──几小时到几天，甚至光度有些下降;d.终升──1天到几周；e.亮度极大；f.初降──快新星是平滑的，慢新星会有1～2星等的起伏；g.过渡期──不同新星表现不同，有些是平滑下降，有些有起伏，有些亮度有一明显的极小然后又回升；h.终降──比较平滑下降；i.爆发后──与爆发前一样。不同新星的光变曲线形状不尽相同。

所有新星都依次经历以下几个光谱阶段：爆发前谱、极大前谱、主谱、漫强谱、猎户谱、4640漫发射星云谱、爆发后谱。新星光谱中的发射谱线都很宽，吸收线紫移很大，往往在同一时刻出现几组不同的位移。爆发前谱呈高温的连续谱，不出现强的吸收或发射线，极大前谱出现模糊的吸收线和一些弱发射线，谱线极宽。主谱在极大后立即出现，有显著的发射线，膨胀速度更大；在漫强谱中有H、CaⅡ等吸收线；视向速度比主谱更大，猎户谱显示出有更高的激发度，出现高电离电位的HeⅠ、NⅡ、OⅡ线，膨胀速度更大。当NⅢ4640达到最强时，称4640漫发射阶段。新星在出现 [OⅠ]、[NⅡ]、[OⅢ]等禁线时，便进入星云谱阶段，这时连续谱已完全消失。星云谱阶段很长，消失后就进入爆发后光谱阶段。爆发后，有些新星出现类似白矮星的宽吸收线，有些新星只有连续谱，许多新星有比较窄的H、HeⅡ、CⅢ等发射线。同样，不同的新星谱变也不尽相同。近年来由于观测技术及处理方法的改进，开展了射电、红外、紫外、X射线波段和偏振等观测，为新星的研究提供了重要的信息。有些新星在短于2000埃紫外区也已探测到辐射。通过对巨蛇座FH（1970年）的红外观测得到非常有趣的结果：随着可见光光度下降，某些红外波段光度反而上升，并且能谱的峰值逐渐向红外方向移动。在爆发后的 104天，红外星等达到-4.0等，成为全天最亮的红外星。近年来在厘米与毫米波段都接收到一些新星的射电辐射。在已找到有光学对应体的十多个X射线双星中，有两个被认为是老新星。直接照相显示出某些新星爆发后确有膨胀着的壳层存在，并且有赤道带和极冠的结构。近二十年来，已给一系列兼为密近双星的新星求出了轨道周期。

关于新星的模型，五十年代以前人们多主张单星模型，1954年发现新星武仙座DQ有交食周期，而周期很短（4小时多），所以不少人考虑，也许新星大多是，甚至全部是密近双星。二十年来已发现好几个新星是双星。目前多数人认为新星的一个子星是冷的红星，而另一个子星是热的、体积小得多的简并矮星。在演化过程中，当冷星充满了临界等位面便发生质量交流，气流通过内拉格朗日点流向热星。于是围绕热星形成一个吸积盘，其中小的热星可以认为是白矮星，它是新星的爆发源。比较大的冷星抛射出的富氢物质，部分为白矮星所吸积。随着吸积过程的发展，在白矮星的表面形成一层富氢的气壳层，气壳层的底部将受到越来越大的压力，并被加热，一直达到氢燃烧反应所需要的点火温度，这时就可能发生热核反应，导致星体爆发。另一方面，单个白矮星吸积星际物质而后发生新星现象的可能性，在理论上也是成立的。

参考书目

1. J. S. Gallagher and S. Starrfield， Theory and Observations of Classical Novae，Annual Review of Astronomy and Astrophysics， Vol.16， pp. 171～214，Annual Reviews Inc.，Palo Alto，1978.

参考文章

• 再发新星天文天体
• 新星天文天体
• 葡萄新星――美国超大粒无核早红提果树园艺
• 宇宙大爆炸后30万～7亿年（超新星）天文天体
• 超新星天文天体