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新星屬於變星中的一個類別,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。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,會拋掉外殼釋放大量的能量,在釋放能量的時候,會使自身的光度增加很多倍,然後顯得很亮被人們觀察到而稱為「新星」。

1 新星 -簡介

新星超新星

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。

目前(截止2010年)在銀河系中已發現超過200顆新星

新星白矮星-內部結構模型圖


2 新星 -發展

新星超新星

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。

新星中子星-內部結構模型圖

3 新星 -天體聯繫

新星新星

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。 



4 新星 -出現的機率

新星新星

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。

5 新星 -意義

新星新星

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 stella nova(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。

6 新星 -做為距離的指標

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,像是絕對星等的分佈是雙峰的,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

7 新星 -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V10594.5等
1899年 天鷹座V6065.5等      1901年 英仙座GK0.2等     
1903年 雙子座DM6等    1905年 天鷹座V6047.3等    
1910年 蠍虎座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HR7.4等     
1919年蛇夫座V849   7.4等   1920年 天鵝座V4762.0等   
1925年   繪架座RR1.2等     1934年 武仙座DQ1.4等    
1936年 蠍虎座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V5006.1等     
1950年蠍虎座DK  5.0等  1960年 武仙座V446   2.8等 
1963年 武仙座V5333等  1970年  巨蛇座FH 4等 
1975年天鵝座V15002.0等  1975年 盾牌座V373 6等 
1976年 狐狸座NQ6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V19744.2等 
1999年 天鷹座V14945.03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  

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