新星

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”。

新星是激变变星中的一类，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新星现象。

新星主要是轨道周期在0.05到230天之间的密近双星系统。 [5]

这些系统中的一个组成部分是炽热的白矮星，它在1到几十天或几百天的时间间隔内，亮度会突然增加7-19星等（V波段），然后在几个月、几年或几十年内逐渐恢复到原来的亮度。 [5]

在最暗的光度下，可能存在微小的变化。较冷的成分可能是K-M型的巨星、亚巨星或矮星。 [5]

新星在最大光度附近的光谱最初类似于明亮恒星的A-F吸收光谱。随后，光谱中出现氢、氦和其他元素的宽发射线（带），以及表明存在快速膨胀包层的吸收成分。 [5]

随着光度的降低，合成光谱开始显示由炽热恒星激发的气体星云的特征禁线。在最暗的光度下，新星的光谱通常是连续的，或类似于沃尔夫-拉叶星的光谱。只有质量最大的系统的光谱才显示出较冷成分的踪迹。 [5]

一些新星在爆发后，其炽热成分显示出约100秒的脉动周期和约0.05星等（V波段）的振幅。一些新星最终证明是食双星系统。 [5]

根据光变特征，新星被细分为快新星（NA）、慢新星（NB）、甚慢新星（NC）、类新星（NL）和再发新星（NR）等类别。 [5]

快新星

快新星的光度会迅速增加，然后在达到最大光度后，在100天或更短的时间内减弱3个星等。 [5]

慢新星

慢新星在达到最大光度后，光度会在150天或更长的时间内减弱3个星等。这里不考虑类似T Aur和DQ Her的新星光变曲线中众所周知的“下降”现象：衰减率的估计基于平滑曲线，其“下降”前后的部分相互直接延续。 [5]

甚慢新星

甚慢新星的发展非常缓慢，在最大光度处停留超过十年，然后非常缓慢地减弱。 [5]

在爆发之前，这些天体可能会在V波段显示长达1-2个星等的长期光度变化；这些系统的较冷成分可能是巨星或超巨星，有时是半规则变星，甚至是米拉变星。爆发的振幅可能达到10个星等。高激发发射光谱类似于行星状星云、沃尔夫-拉叶星和共生变星的光谱（它们被称为“共生新星”）。不排除这些天体是正在形成中的行星状星云的可能性。 [5]

类新星

类新星是一种灾变变星，其物质传输速率超过某一特定阈值，且其吸积盘是稳定的，因为它们的外部（潮汐截断）边界几乎完全电离，这一条件抑制了矮新星爆发。这类恒星也被称为UX型（UX大熊座星）。 [5]

再发类型

再发新星与典型新星的区别在于，它们已经观测到两次或更多次爆发（而不是单次爆发），这些爆发之间的间隔为10-80年。 [5]

新星

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(Roche limit) [1]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。 [2]

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20 000 000K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，氢聚变的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。

新星

只要伴星能继续供应氢，白矮星就能再次的爆发。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（neutron star） [4]，或是爆发成为Ia型超新星。 [5]

天文学家粗略估计每年银河系有20至60颗新星出现，平均为每年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，每年在仙女座星系发现的新星数量更低，只有银河系的1/2到1/3。

通过观察新星喷出物质的光谱，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，如蛇夫座RS，是罕见的。尽管理论上认为大部分的新星都会再发，然而两次爆发间隔可能长达1,000年到100,000年。新星再现的时间间隔取决于白矮星质量吸积的速率和其表面重力。质量较大的白矮星吸积足够氢气所需要的时间短于质量较小的，因此质量大的白矮星再发的间隔较短。

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 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。

国内爱好者首次发现的新星

1975年，知名天文爱好者段元星，曾独立发现著名的V1500 CYG 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。但他只是全球众多独立发现者中的一个，并不是第一发现者，甚至其发现不被国际承认，因为国际机构只承认第一发现者，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现是2009年5月29日由我国业余天文学家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，填补我国银河系新星发现的空白。

2010年10月，业余天文学家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。

国内爱好者的发现

随着中国星明天文台和中国虚拟天文台（China-VO）合作开展公众超新星搜寻项目（Popular Supernova Project，PSP）后，有大量普通人参与到了新星的发现中来。 [7-8]

以星明天文台为例，截至2024年07月25日，已累计发现新星64颗（其中银河系新星2颗、河外新星62颗）、亮红新星1颗。 [6]

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。

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，约翰尼斯·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 [3]这两种爆发有着本质的不同。

一颗典型的新星，起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慢的多。

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K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K，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。

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