【汉语拼音】xinxing
【中文词条】新星
【外文词条】nova
【作者】莫静儿
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 男嵌∶靶滦恰毖赜弥两瘛Ａ炼韧蝗辉龃笫且恢直⒐泰o能量释放平均达10
～10
尔格/秒﹐抛射的物质约为10
～10
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 ⒛攴荨Ｈ鏝Her1934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t
(以天为单位)之间存在一个经验公式﹕M 
=-11.5+2.5lgt 。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
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 贤馇惨烟讲獾椒洹Ｍü跃奚咦鵉H(1970年)的红外观测得到非常有趣的结果﹕随著可见光光度下降﹐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著的壳层存在﹐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 ?/A>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有交蚀周期﹐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。随著吸积过程的发展﹐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
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.