![新星[新出現明星]](/img/a/1c5/nBnauM3X0ITO0QDMwEzMxUDMwQTM5ATNxITNyQTNwAzMwIzLxMzLxQzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmL0E2LvoDc0RHa.jpg "新星[新出現明星]")
簡介
超新星有時候，遙望星空，你可能會驚奇地發現：在某一星區，出現了一顆從來沒有見過的明亮星星！然而僅僅過了幾個月甚至幾天，它又漸漸消失了。
這種“奇特”的星星叫做新星或者超新星。古代又被稱為“客星”，意思是這是一顆“前來作客”的恆星。
新星和超新星是變星中的一個類別。人們看見它們突然出現，曾經一度以為它們是剛剛誕生的恆星，所以取名叫“新星”。其實，它們不但不是新生的星體，相反，而是正走向衰亡的老年恆星。其實，它們就是正在爆發的紅巨星。我們曾經不止一次提到，當一顆恆星步入老年，它的中心會向內收縮，而外殼卻朝外膨脹，形成一顆紅巨星。紅巨星是很不穩定的，總有一天它會猛烈地爆發，拋掉身上的外殼，露出藏在中心的白矮星或中子星來。
在大爆炸中，恆星將拋射掉自己大部分的質量，同時釋放出巨大的能量。這樣，在短短几天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恆星的爆發再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1000萬倍，這樣的恆星叫做“超新星”。
超新星爆發的激烈程度是讓人難以置信的。據說它在幾天內傾泄的能量，就像一顆青年恆星在幾億年里所輻射的哪樣多，以致它看上去就像一整個星系那樣明亮！
新星或者超新星的爆發是天體演化的重要環節。它是老年恆星輝煌的葬禮，同時又是新生恆星的推動者。超新星的爆發可能會引發附近星雲中無數顆恆星的誕生。另一方面，新星和超新星爆發的灰燼，也是形成別的天體的重要材料。比如說，今天我們地球上的許多物質元素就來自那些早已消失的恆星。新星是激變變星的一類，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。這類星通常原本都很暗，難以發現，爆發時突然增亮，被認為是新產生的恆星，因此而得名。新星按光度下降速度分為快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆發時亮度會增加幾萬、幾十萬甚至幾百萬倍，持續幾星期或幾年。但不能和Ia超新星或其他恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。
在銀河系中已發現超過200顆新星
白矮星-內部結構模型圖 發展
超新星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增生氣體於表面。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2000萬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（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）。這個過程會是放出大量的能量，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。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。
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。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。
新星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）。最靠近現在的是天蠍座V1280，在2007年2月17日亮度達到3.7等。
爆發
古希臘哲學家亞里士多德曾經認為星空是永遠不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上發現了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見於東北方，至萬曆二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔三十餘年，克卜勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆三十二年的尾分客星。這樣，“星空不變”的古老觀念被打破了，實際上，公元前204年在牧夫座出現的一顆新星就被中國史書《漢書》記載了：“漢高帝三年七月有星孛於大角（牧夫座α），旬余乃入。”這是人類歷史上對新星最早的記載之一。到了近代，藉助於望遠鏡和照相術的幫助，天文學家發現了更多的新星。在20世紀初天文學家們逐漸認識到，這些新星並不是新出現的恆星，而是原有的恆星因為某種原因發生爆炸時亮度急劇增加的結果。有的新星亮度變化極大，就被稱為超新星。實際上，從恆星演化角度看，新星和超新星這兩種爆發有著本質的不同。
一顆典型的新星，起亮度在幾天之內可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個小時，然後再逐漸轉暗。轉暗的速度比增亮時的速度要慢的多。
新星最亮的時候，其絕對光度可達太陽光度的10萬倍。只不過它的距離太遙遠了，在地球上的人們看來還是一顆星。新星爆發時釋放出的能量可達〖10〗^38萬焦。這意味著，它在幾百天中釋放的能量相當於我們的太陽在10萬年中所產生能量的總和。根據對新星光譜的研究，天文學家們知道了關於新星的一些細節。新星爆發時，半徑會增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發結束後，體積卻又會縮小；爆發時，星殼無限制地向外膨脹，永遠離開星核而去，變成了稀薄的星際介質。爆發時恆星損失的質量可達〖10〗^26千克，這差不多相當於太陽質量的萬分之一。
為什麼會出現新星爆發事件呢？觀測證據表明，幾乎所有的新星爆發都發生在雙星系統之內，尤其是在那些密近雙星上（如分光雙星）。在這樣的雙星系統中，兩顆子星靠得很近，以致物質可能從質量較大的子星轉移到質量較小的子星上。如果密近雙星系統是由一顆紅巨星和一顆白矮星組成。當元素氫等物質從紅巨星沖向白矮星時，由於白矮星的強大引力場，物質在它的周圍形成了一個巨大的吸積盤。大量的物質墜落到白矮星的表面上，同時大量的引力勢能轉化為熱能。當溫度超過100萬開時，氫核聚變被重新點燃了。核聚變釋放出的能量又把白矮星表層加熱到超過1000萬開，這時就會發生新星爆發。爆發時向外拋出的物質，速度可達1100千米/秒。
1975年在天鵝座出現的新星是新星中的一個例外，因為天文學家始終未能證認出它屬於一個雙星系統。所以，使白矮星加熱的吸積盤物質可能直接來自它周圍相對稠密的星際介質，而不是來自一顆伴星。
中子星-內部結構模型圖 天體聯繫
新星新星變星中的一個類別。人們看見它們突然出現，曾經一度以為它們是剛剛誕生的恆星，所以取名叫“新星”。其實，它們不但不是新生的星體，相反，而是正走向衰亡的老年恆星。其實，它們就是正在爆發的紅巨星。當一顆恆星步入老年，它的中心會向內收縮，而外殼卻朝外膨脹，形成一顆紅巨星。紅巨星是很不穩定的，總有一天它會猛烈地爆發，拋掉身上的外殼，露出藏在中心的白矮星或中子星來。在大爆炸中，恆星將拋射掉自己大部分的質量，同時釋放出巨大的能量。這樣，在短短几天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恆星的爆發再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1000萬倍，這樣的恆星叫做“超新星”。
新星或者超新星的爆發是天體演化的重要環節。它是老年恆星輝煌的葬禮，同時又是新生恆星的推動者。超新星的爆發可能會引發附近星雲中無數顆恆星的誕生。另一方面，新星和超新星爆發的灰燼，也是形成別的天體的重要材料。比如說，今天我們地球上的許多物質元素就來自那些早已消失的恆星。
出現的機率
新星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。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。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。
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。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。
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。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。結果是，質量大的白矮星再發的間隔較短。
意義
新星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。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。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。
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。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。
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。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。結果是，質量大的白矮星再發的間隔較短。
歷史發現
天文學家第谷·布拉赫在仙后座觀察到[超新星SN1572，並且在他的著作destellanova（拉丁文，意思為與新星的接觸）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年代才考慮與改正了這個項目。
國內愛好者發現的新星
1975年，知名天文愛好者段元星，曾獨立發現著名的V1500CYG天鵝座新星，同時國內也有多人獨立發現，當時在國內引起巨大轟動，他的事跡還寫入過教科書。但是因為當時通訊落後等各種因素制約，他們並不是第一發現者，雖然獲得國內天文界的承認，但他們的發現並不被國際承認，因為世界上只承認第一發現者的發現和在該發現沒正式公布前上報的其他少數獨立發現者的發現。
除了我國歷史文獻上的新星觀測記載外，中國真正首顆銀河系新星發現是，2009年5月29日，知名天文愛好者孫國佑與高興通過星明天文台望遠鏡，共同發現的銀河系新星V5582SGR，這是我國發現的首顆被國際承認的新星，填補我國新星發現的空白。
2010年10月，知名天文愛好者阮建高與高興通過星明天文台望遠鏡，共同發現系外新星NOVAM312010-10C，系國內愛好者的首次發現系外新星。
距離衡量
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。
1890年以後的明亮新星
| 年度 | 新星 | 最大亮度 | 年度 | 新星 | 最大亮度 | |
| 1891年 | 御夫座T | 3.8等 | 1898年 | 人馬座V1059 | 4.5等 | |
| 1899年 | 天鷹座V606 | 5.5等 | 1901年 | 英仙座GK | 0.2等 | |
| 1903年 | 雙子座DM | 6等 | 1905年 | 天鷹座V604 | 7.3等 | |
| 1910年 | 蝎虎座DI | 4.6等 | 1912年 | 1912雙子座新星 | 3.5等 | |
| 1918年 | 天鷹座V603 | −1.8等 | 1919年 | 天琴座HR | 7.4等 | |
| 1919年 | 蛇夫座V849 | 7.4等 | 1920年 | 天鵝座V476 | 2.0等 | |
| 1925年 | 繪架座RR | 1.2等 | 1934年 | 武仙座DQ | 1.4等 | |
| 1936年 | 蝎虎座CP | 2.1等 | 1939年 | 麒麟座BT | 4.5等 | |
| 1942年 | 船尾座CP | 0.3等 | 1943年 | 天鷹座V500 | 6.1等 | |
| 1950年 | 蝎虎座DK | 5.0等 | 1960年 | 武仙座V446 | 2.8等 | |
| 1963年 | 武仙座V533 | 3等 | 1970年 | 巨蛇座FH | 4等 | |
| 1975年 | 天鵝座V1500 | 2.0等 | 1975年 | 盾牌座V373 | 6等 | |
| 1976年 | 狐狸座NQ | 6等 | 1978年 | 天鵝座V1668 | 6等 | |
| 1984年 | 狐狸座QU | 5.2等 | 1986年 | 半人馬座V842 | 4.6等 | |
| 1991年 | 武仙座V838 | 5.0等 | 1992年 | 天鵝座V1974 | 4.2等 | |
| 1999年 | 天鷹座V1494 | 5.03等 | 1999年 | 船帆座V382 | 2.6等 | |
| 2006年 | 蛇夫座RS | 4.5等 | 2007年 | 天蠍座V1280 | ~3.7等 |
