| 词条 | 新星 |
| 释义 | § 简介 新星 有时候，遥望星空，你可能会惊奇地发现：在某一星区，出现了一颗从来没有见过的明亮星星！然而仅仅过了几个月甚至几天，它又渐渐消失了。这种“奇特”的星星叫做新星或者超新星。在古代又被称为“客星”，意思是这是一颗“前来作客”的恒星。 新星和超新星是变星中的一个类别。人们看见它们突然出现，曾经一度以为它们是刚刚诞生的恒星，所以取名叫“新星”。其实，它们不但不是新生的星体，相反，而是正走向衰亡的老年恒星。其实，它们就是正在爆发的红巨星。我们曾经不止一次提到，当一颗恒星步入老年，它的中心会向内收缩，而外壳却朝外膨胀，形成一颗红巨星。红巨星是很不稳定的，总有一天它会猛烈地爆发，抛掉身上的外壳，露出藏在中心的白矮星或中子星来。 在大爆炸中，恒星将抛射掉自己大部分的质量，同时释放出巨大的能量。这样，在短短几天内，它的光度有可能将增加几十万倍，这样的星叫“新星”。如果恒星的爆发再猛烈些，它的光度增加甚至能超过1000万倍，这样的恒星叫做“超新星”。 超新星爆发的激烈程度是让人难以置信的。据说它在几天内倾泄的能量，就像一颗青年恒星在几亿年里所辐射的那样多，以致它看上去就像一整个星系那样明亮！ 新星或者超新星的爆发是天体演化的重要环节。它是老年恒星辉煌的葬礼，同时又是新生恒星的推动者。超新星的爆发可能会引发附近星云中无数颗恒星的诞生。另一方面，新星和超新星爆发的灰烬，也是形成别的天体的重要材料。比如说，今天我们地球上的许多物质元素就来自那些早已消失的恒星。新星是激变变星的一类，是由吸积在白矮星表面的氢造成剧烈的核子爆炸的现象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，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），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。但不能和Ia超新星或其他恒星的爆炸混淆，包括加州理工学院在2007年5月首度发现的发光红新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。 § 历史沿革 新星 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，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。 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100万开时，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1000万开，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，而不是来自一颗拌星。 § 基本特征 新星 如果白矮星有一颗距离够近的伴星，使它能在伴星的洛希半径内，因此能稳定的从伴星的外层大气增生气体于表面。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。被捕获的气体主要是氢和氦，两种都是宇宙间最平常与最主要的成份。吸积在白矮星表面的气体因为重力被压得更紧密，压力使得温度变得非常的高并且传导至内部。白矮星包含的简并物质不会因为受热而膨胀，而受到压缩的氢气不断在表面增长。 氢融合的速率受到温度和压力的影响，这意味着只要继续压缩，表面的温度和压力就会继续增加，当温度达到2,000万K时，核融合反应就会发生；在这种温度下的氢主要经由碳氮氧循环燃烧。对多数的双星系统，氢燃烧的热量是不稳定的，并且会很快的将大量的氢转换成其他元素，而造成热失控反应（只有在范围很窄的吸积率下，氢融合可以可以在表面稳定的进行）。 (Hydrogen fusion can occur in a stable manner on the surface, but only for a narrow range of accretion rates.) 这个过程会是放出大量的能量，使白矮星发生极端明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散。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。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天的时间内光度或下降2等，慢新星则会超过80天才降低2星等。 但无论变化有多剧烈，新星所抛出的质量大约只有太阳质量的万分之一，相较于白矮星的质量是非常小的。此外，也只有5%吸积的质量参与核融合成为爆发的动力。但是，这已有足够的能量让喷出物的速度高达每秒数千公里 － 快星新的速度比慢新星快，并同时让光度从太阳的数倍增加至50,000至100,000倍。 只要伴星能继续的供应氢在白矮星的表面吸积，一颗白矮星就能反覆的爆发成为新星，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）。最后，白矮星或是将燃料用尽，或是塌缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。有时，新星会有足够的亮度，并且以肉眼就能清楚的看见，在最近的例子就是1975年明亮的天鹅座新星。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。 § 星系演化 白矮星吸收红巨星物质示意图（星系演化） 美国太空总署 (NASA) 的哈勃太空望远镜 (Hubble Space Telescope) 最近拍摄到三颗新 星 (novae) 的照片 ， 从照片的资料 ，科学家可以分析新星在星系演化 (galactic evolution) 所担任的角色 ，和行星间比较重的元素 (elements) 的分布情况 。 新星是一颗突然急速增加明亮 ，然后逐渐地变暗的星；哈勃太空望远镜拍摄到的三颗新星是属于激变变星(Cataclysmic Variables)的类型，激变变星是一群爆发的星，它们包括新星、超新星(supernova)和其他正在爆发的星球，目前已经知道有二百多颗激变变星 。 一般的激变变星是两颗星组成，其中一颗是白矮星(white dwarf) ，它附近是一颗比较大和冷却的星球，较大的 星的氢气(hydrogen)被白矮星的强大引力吸引，向白矮星的表面飞去，形成浓浓的氢气壳；在一万年后，当足够的氢气积聚在白矮星表面时，热核聚变(thermonuclear fusion)开始发生，使白矮星的温度急速上升，发生爆发，将矮星的部分核心爆裂 。 科学家发现，从新星发射出来的物质比较预期的多，科学家更发现，从新星放射出来的气体含有丰富的碳(carbon) 、氮(nitrogen) 、氧 (oxygen) 、氖 (neon) 、镁 (magnesium) 和铝(aluminium)元素，此外，科学家相信，太阳系内的铝是来自新星气体中的放射性(radioactive)铝元素。 从新星发射来的气体凝结形成的尘粒(dust grains)，和太阳系内(solar system)的彗星(comets)的尘粒很相似，科 学家认为，新星放射出来的物质，可能是组成行星(planets)的成分，这些尘粒含有碳(carbon)、矽酸盐(silicates)、 矽碳化物(silicon carbide)和碳氢化合物(hydrocarbons)，这些物质都可以从太阳系的陨石(meteorites)找到。 § 重大发现 新星在银纬方面的分布表 公元64年5月3日在室女座η附近的新星。《文献通考》内载：“汉明帝永平七年三月庚戌，客星光气二尺所在太微左执法南，端门外，凡见七十五日”。既言光气二尺，可见是有尾巴的，是彗星（永平七年三月庚戌相当于公元64年4月28日）。 公元66年1月31日的新星。伦德玛克的根据是《文献通考》里一句话：“后汉孝明帝永平八年冬十二月戊子，客星出东方”。但是在《东汉会要》里有一段彗星记事：“永平九年正月戊申，客星出牵牛，长八尺，历建星，至房南灭”； 《东汉书古今注》 说：该彗星“历斗、建、箕、房，过角、亢，至翼，芒东指，见至五十日”。正月戊申相当于公历2月20日，距1月31日相差只20天，在这个时期，如以夜晚九时来说，斗、建、箕、房、角、亢、翼这些星宿都在东方，可见1月31日东方所见客星就是这个彗星。又按计算，哈雷彗过近日点的日期是该年1月26日，可见这次观测到的彗星即哈雷彗。朱文鑫在《天文考古录》里把永平八年（公元65年）六月观测到的彗星认为是这次哈雷彗的出现，显然是错误的。因为该彗星出现于六月壬午，凡见五十六日。永平八年六月壬午，相当于公元65年7月29日，56日之后是9月23日。就以9月23日来说，和1月26日也还相差四个多月。 公元684年9月12日新星。《日本书记》和《一代记要》内均载：“天武十二年七月壬申，彗星出于西北，长丈余”。日本天武十二年七月壬申相当于公元684年9月7日，而该年11月26日为哈雷彗过近日点之日期。哈雷彗在近日点前后两、三个月被观测到，是常有的事，可见伦德玛克表中的这个新星（状如半月）和日本史书中所载的是一回事，即哈雷彗。 公元837年4月到6月的三个新星。《文献通考》客星栏内载：“唐文宗开成二年三月甲申客星出于东井下。戊子客星别出于端门内，近屏星。四月丙午东井下客星没。五月癸酉端门内客星没。壬午客星如孛，在南斗天籥旁。”威廉姆士、毕渥特和伦德玛克把这认为是三个新星： 1. 837年4月29日到5月21日双子座新星。 2. 837年5月3日到6月17日室女座υ星附近新星。 3. 837年6月26日人马座δ，λ星旁新星。 最近史克洛夫斯基和沙因认为双子座新星爆发在双子座μ，η星之间，现在观测到的IC433星云是它的残迹，而且可能和射电源（α＝6h14m, δ＝ + 22°38′）对应起来。分布统计 但是《新唐书·天文志》里在这段客星叙事的前面还有一段彗星记事：“唐文宗开成二年二月丙午有彗星于危，长七尺余，西指南斗。戊申在危西南，芒耀愈盛。癸酉在虚。辛酉长丈余，西行，稍南指。壬戊在婺女，长二丈余，广三尺。癸亥愈长愈阔。三月甲子在南斗。乙丑长五丈，其末两歧，一指氐，一掩房。丙寅长六丈，无歧，北指，在亢七度。丁卯西北行，东指。己巳长八丈余，在张。癸未长三尺，在轩辕右不见。凡彗星晨出则西指，夕出则东指，乃常也。未有遍指四方，凌犯如此之甚者。甲申客星出于东井下，……（如前文）……。八月丁酉有彗星于虚危。”从这段文字总的来看，可以认为这三颗客星及其前后的彗星均是同一彗星，其运行的轨道见图1。这个大彗星即哈雷彗。哈雷彗星过近日点的日期按计算应该是该年3月1日。 公元562年1月28日新星。《宋史》：“宋建隆二年十二月己酉，客星出天市垣宗人星东，微有芒彗。三年正月辛未西南行，入氐宿。二月癸丑至七星没。”显然这是彗星。 将伦德玛克表中的错误去掉，并将我们新搜集的材料加进去，制成现在这份古新星表，至1700年止，共有90颗新星。表中有11个（No.17,27,30, 45,57,60,67,68,70,82和85）可能是超新星。单以最近一千年而论，就有七颗超新星爆发：1006年豺狼座、1054年金牛座、1181年仙后座、1203年天蝎座、1230那武仙座、1572年仙后座和1604年蛇夫座。根据这材料，银河系内超新星的爆发频率将大于以往的估计：即平均每150年有一颗超新星出现。此外，在制表的过程中，我们对新星的再发规律亦有些材料。伏龙佐夫－威廉明诺夫在“气体星云和新星”一书中将巴连拿果和库卡金的亮度变幅关系改进为： log P = －2.716 + 0.512 A 若取A = 11m（新星的平均变幅），则得P = 824年。 在表中，No.12和No.55两次“客星犯帝座”相距882年，No.5和 No.33两次“星孛于大角” 相距779年，正好和计算所得的周期约合。因此，这两个新星很可能是新星再发的例子。[1] |
| 随便看 |
百科全书收录594082条中文百科知识，基本涵盖了大多数领域的百科知识，是一部内容开放、自由的电子版百科全书。