新星

新星是一種白矮星，是激變變星的一類，其吸積在表面的氫發生劇烈爆炸。它們原本都很暗，難以被發現，突然爆發增亮，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）（還有加州理工學院在2007年5月首度發現的亮紅新星），亮度為平常時期的幾萬甚至幾百萬倍，持續幾星期或幾年。

新星不是Ia超新星。

大家在銀河系中已發現超過200顆新星。銀河系每年約有20至60顆新星被發現，大概每年40顆^[1]。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^[2]。而每年在仙女座大星系發現的新星只有銀河系的1/2到1/3^[3]。

有的新星肉眼可見：1975年明亮的天鵝座新星發生，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。

有時，白矮星在伴星的洛希半徑內，因此它穩定地從伴星的外層大氣吸積氣體於表面。（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。）這些氣體主要是氫和氦。（是宇宙間最平常的成份）這些氣體因為重力被壓得更緊密。
壓力使其溫度變得非常的高。雖然熱量會傳導至內部，但是白矮星內部的簡併物質不會受熱膨脹，所以表面仍然穩定而緊密，不會出現被撐開從而壓力下降的情況。
核融合反應漸漸在表面發生，而核融合的速率受到溫度和壓力的影響，越是壓縮，表面的氫放熱越快，表面的溫度和壓力就會繼續增加，當溫度達到2,000萬K時，氫主要經由碳氮氧循環燃燒，氫燃燒一般不會穩定，很快造成熱失控反應，新星噴發出星雲的光譜顯示，新星噴發出了氦、碳、氮、氧、氖和鎂等元素，它們是這時形成的（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）。
這個過程釋放出大量的能量，使白矮星發生極端明亮的爆發，並將表面剩餘的氣體吹散。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。

整體而言，5%吸積的質量參與核融合成為爆發的動力，它拋出的質量有太陽質量的萬分之一，相較於白矮星的質量是非常小的^[1]。噴出物的速度約每秒數千公里－快新星的速度比慢新星快，光度從太陽的數倍臨時增加至50,000至100,000倍^[1]^[4]。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^[1]。

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^[5]。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^[6]。

再發新星

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）。再發新星是罕見的。有人推測多數新星會再發，其間隔為1,000年到100,000年^[7]，取決於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，也就是質量大的白矮星再發的間隔較短^[1]。

1572年，丹麥天文學家第谷·布拉赫在仙后座觀察到超新星SN 1572，並且在他的著作《de nova stella》（拉丁文，意思為「關於新星」）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年代人們才意識到這兩個概念的不同^[1]。

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^[8]。

2015年2月19日，日本國立天文台研究團隊從觀察2013年海豚座新星發現，新星爆炸製成大量鋰元素，這意味著古典新星爆炸可能是宇宙製造鋰元素的主要機制^[9]。

More information 年度, 新星 ...

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	3.9等 ^[10]^[11]
2009年	波江座KT	5.5等
2013年	2013年海豚座新星	4.3等
2013年	2013年半人馬座新星	3.6等^[12]
2015年	2015年人馬座新星2	4.3等^[13]

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註：請隨時加入亮度超過6.0等以上的新星。[1]

在摩根—肯納光譜分類下，新星的光譜屬於 Q 型。

再發新星

[1]
Prialnik, Dina. "Novae", pp. 1846-56, in Paul Murdin, ed. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. London: Institute of Physics Publishing Ltd and Nature Publishing Group, 2001. ISBN 978-1-56159-268-5
[2]
Muirden, James. "Searching for Novae", pp. 259-79. In James Muirden, ed., Sky Watcher's Handbook. New York: W.H. Freeman and Company Ltd., 1993. ISBN 978-0-7167-4502-0
[3]
W. Liller, B. Mayer, July 1987, "The rate of nova production in the Galaxy", Publications Astronomical Society of the Pacific, vol. 99, pp. 606-609.
[4]
Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy. New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993. ISBN 978-0-471-50996-7
[5]
AAVSO Variable Star Of The Month: May 2001: Novae 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2007-05-19.
[6]
Brian Warner. Cataclysmic Variable Stars. 052154209X.
[7]
Seeds, Michael A. Horizons: Exploring the Universe, 5th ed. Belmont: Wadsworth Publishing Company, 1998, ISBN 978-0-534-52434-0, p.194.
[8]
Alloin, D., and W. Gieren, eds. Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Robert Gilmozzi and Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", pp. 229-241. Berlin: Springer, 2003. ISBN 978-3-540-20128-1.
[9]
存档副本. [2015-02-22]. （原始內容存檔於2015-02-22）.
[10]
存档副本. [2011-03-09]. （原始內容存檔於2012-06-04）.
[11]
存档副本. [2009-08-22]. （原始內容存檔於2009-08-22）.
[12]
Light Curve Generator: AAVSO Data for Nova DEL 2013. 美國變星觀測者協會. 2013-08-16 [2013-08-16]. （原始內容存檔於2013-08-20）.
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Alert Notice 519: Nova Sgr 2015 No. 2 fading as dust production rises. 美國變星觀測者協會. （原始內容存檔於2020-09-30）.

General Catalog of Variable Stars （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Sternberg Astronomical Institute, Moscow
NASA Observatorium: Classical Nova

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發展

名稱由來

測距：標準燭光

產生鋰

1890年以後的明亮新星

註

相關條目

參考資料

外部連結