¶ 经典新星（Classical Nova）
作者：王逸伦
¶ 说明
本文基于综述文章New Insights into Classical Novae. [1] 总结而来。这篇2021年的Annual Review对经典新星（Classical Nova）的物理图像与观测特征作了详尽的介绍，同时也总结了新星研究中面临的挑战与机遇。我在这篇介绍中，多数地方是直译缩写了这篇综述，同时我省略了文中的引用。读者可以在原文中找到相关内容和参考文献。
¶ 经典新星的基本概念
经典新星（classical nova）和再发新星（recurrent nova）（源自拉丁语“stella nova”即new star）是在双星系统中发生的明亮爆发。在这个爆发中，一颗白矮星（White Dwarf）从它的非简并伴星中吸积物质。随着吸积包层在白矮星表面积累，其底部的密度和温度上升，导致核燃烧速率增加。在依赖于白矮星质量和吸积速率的情况下，一旦吸积包层达到临界质量，其将经历不稳定（失控）的核燃烧。由此产生的能量释放使得吸积的包层膨胀得非常巨大，最终导致其喷射，通常连同从白矮星更深层中带来的较重元素一起。新星是热核爆发的第二种最常见类型，其估计在我们的银河中每年约有20到70次爆发，仅次于中子星产生的Type I X射线暴。但是，即使在全景时域巡天中（synoptic time-domain survey），银河新星的发现率仍然很低（每5-15年发现1次），可能是由于光学监测中的间隙和银河系平面中的尘埃遮挡造成的。
经典新星中，伴星通常是一颗通过洛希瓣转移物质（Roche Lobe）的主序星；它们所在的双星系统被称为灾变变星（cataclysmic variables (CVs)），具有短周期，小时。CV的质量传递被认为是相对保守的，通常是伴星外流物质损失的百分之几。相比之下，内埋新星（embedded nova）是指伴星是一颗演化过后的巨星，通常在 天的轨道上。它们被描述为内埋式，因为与伴星风的相互作用经常塑造它们的观测特征。有红巨星伴星的新星可能占观测事件的20-40%。共生新星是一类内埋新星的子集，它们的爆发演化非常缓慢，需要几十年甚至几个世纪的时间。
新星爆发后，双星系统仍然保持完整，因此所有新星都有望再次发生爆发，其周期范围为年，具体取决于累积到临界质量的包层所需的时间。再发新星是观测历史中发生过多次爆发的系统的一个子集，但在其他方面受到与其他新星相同的物理过程的驱动。
¶ 新星的物理图像
图1展示了新星的基本物理过程，接下来将从两个角度来介绍新星的物理模型：
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- 新星爆发中的质量流失
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- 激波在影响新星爆发电磁辐射中的作用
图1 新星的基本物理过程
¶ 新星爆发中的质量流失（Mass loss in Novae）
质量流失是驱动新星爆发观测外观的关键因素。质量流失率和流失速率随时间变化的方式——无论是突发性的还是持续的流出——决定了光曲线和光谱能量分布的演化方式。在解决质量流失问题时，我们首先描述了爆发的根本原因——热核失控（Thermonuclear Runaway(TNR)）和随后的稳定燃烧阶段。
富氢的物质转移的结果取决于吸积白矮星的几个属性，包括其质量（）、吸积速率（）、核心温度以及所吸积气体的成分。
新星爆发是由热核失控引起的，即白矮星表面氢的不稳定燃烧的结果。热核失控发生在低吸积率的情况下，这是随着吸积率增长的一个函数（图二）。稳定的热核燃烧的吸积率是，在这一吸积率下，氢的燃烧是稳定的，并驱动软X射线辐射。对于更高的吸积率，聚变反应速率无法跟上吸积速率，吸积的物质便会累积在白矮星表面，形成一种延展的类红巨星样的结构，或者在辐射驱动的星风中损失掉。
图2 新星中的物质转移
¶ 热核失控 （The Thermonuclear Runaway）
简单来说，当吸积包层的物质累积到一定程度时，其中的核反应释放能量的速度太快，以至于包层没有办法通过辐射和电子的热传导来散热，热核失控就随着内部的对流开始了。当吸积包层的热能高于白矮星引力的束缚势能，包层就会膨胀，最终阻止热核失控的核反应，从而转向一种持续稳定的燃烧。
新星爆发是由热核失控引起的，即白矮星表面氢的不稳定燃烧的结果。热核失控发生在低吸积率的情况下，这是随着吸积率增长的一个函数（图二）。稳定的热核燃烧的吸积率是，在这一吸积率下，氢的燃烧是稳定的，并驱动软X射线辐射。对于更高的吸积率，聚变反应速率无法跟上吸积速率，吸积的物质便会累积在白矮星表面，形成一种延展的类红巨星样的结构，或者在辐射驱动的星风中损失掉。
¶ 持续核燃烧 （Sustained Nuclear Burning）
热核失控后，大部分吸积累积的包层会膨胀并最终被喷出双星系统。一旦有足够多物质离开（白矮星表面），剩余的包层就会找到一个更致密的流体静力平衡状态的解，同时持续燃烧，直至达到稳定燃烧（的状态）。稳定燃烧可以持续数天到数年，在此期间白矮星的光度由 Paczynski 1970年提出的核心质量-光度关系（core mass-luminosity relation）决定。白矮星的有效温度满足下述公式：
当接近时，这一光度接近爱丁顿光度。有效温度大约是. 因此，核燃烧的白矮星光谱峰值处于极紫外和超软X射线的范围，因此白矮星此时是一个超软源。这些超软X射线辐射不是紧接着热核失控就能被观测到的，因为致密的抛出物吸收了白矮星的辐射。当抛出物质的柱密度降低到一定程度，这些超软X射线辐射才能被看见。这取决于抛出物的质量和速度，通常时表在数周到数月。来自Chandra和XMM-Newton的高分辨率的X射线光谱证实了，这些辐射起源于白矮星的表面。
¶ 抛出物质的机制(Mechanism of Mass ejection)
新星爆发的观测特征以及各种各样的辐射，都与物质如何被抛出双星有着密切的联系。核心证据就是物质损失的机制（mass-loss mechanism）来自于新星抛射物的速度。在不同新星的观测中，甚至在同一次新星爆发中，观测到的这一速度会有很大的变化范围，。接下来介绍几种可能的物质抛出的机制，（它们是一些早期研究对新星物质抛射的简单模型——本文作者语）
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1 热核失控时的脉冲式抛射（Impulsive ejection at the thermonuclear runaway）
对于新星抛射物的观测，通常被解释成与热核失控一起发生的一个单次的、脉冲式的物质抛射。但之后的研究证明，新星的物质抛射远比这复杂。 -
2 持续的光学厚风（Prolonged optically thick winds）
因为在新星的观测中，发现了超过的物质外流。一种有说服力的模型，就是这些高速的外流一些光学厚的风，它们由近乎稳定燃烧阶段的白矮星的辐射驱动着。但后续的观测也说明，这也是一种很简单的解释。新星的辐射还涉及诸如激波等复杂的过程。 -
3 公共包层样物质损失 （Common-envelope-like mass loss）
这一过程类似（双星的）公共包层阶段，即一颗致密的伴星进入了一颗巨星膨胀起来的包层之中，随即产生了一些列不稳定的物质传输。
这一点是有争议的，因为这一模型只能解释速度较慢的抛射流，其抛射区域处于双星轨道之外。而观测到的很多高速的物质流则表明这一区域在双星轨道之内。不过，观测表明新星经常拥有双极的喷流（bipolar outflows）和位于赤道平面上的环或盘（equatorial rings or disks）。这意味着，类似的机制即使没有驱动外流，也在外流的某些阶段对外流形态起到了重要作用。
¶ 物质流失的多波段观测
人们对于新星物质损失的理解是由电磁波的多波段观测来限制的。接下来我们会看到，尽管新星最初是作为一个光学暂现源被人们所了解，但红外、射电波段的观测为了解抛射物中的不同组份提供了读到视角（对应中性部分/电离部分）。
图三 典型的新星光学光变曲线
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1 光学光变曲线 （Optical light curve）
新星所在的系统，其波段亮度会从在几天时间内，从爆发前的亮度增加8-15等到达峰值。通常的绝对星等在-5到-10等，这接近或超过了白矮星的爱丁顿光度。
一个简单的模型：由白矮星表面持续的核燃烧，导致的不断膨胀的喷射物，以及固定的热光度，预言了一个光滑下降的光变曲线（如图三中的V392 Per）。虽然这是长期以来的一种标准模型，但是最近的研究认为，抛射物质内部的激波可能产生再处理辐射（Reprocessed emission），这样的辐射对光学亮度有所贡献，在某些时候甚至能主导光学波段的亮度。
通常，人们根据新星亮度的衰减速度来对新星分类。这一速度用亮度衰减到峰值的时间或是的时间来表征。粗略的来讲，这一速度分类取决于包层的膨胀和消除的时标。如果一个新星抛射出来的包层质量较小或者速度较快，那它也会变暗更快。
根据2010年的统计结果，在93个有较好观测的新星中，38%的新星有缓慢下降的光变曲线，它们可能对应了相对简单的模型。其他的源则有一些奇怪的光变特征，比如平顶（flat top）、震荡（ocillation）、颤动（jitter）。图三给出了这些特征。除了后面介绍的尘埃下降（dust dip），这些特征多数并没有一个有说服力的理论解释。 -
2 光学光谱（Optical spectra）
人们从一个世纪以前，就开始用光学光谱观测新星爆发。在爆发的整个过程中，随着抛射包层变薄和谱线电离态的升高，新星的光谱会从光球层辐射主导转换成抛射包层的发射线主导。谱线的宽度、形状、以及特征的演化能够告诉我们抛射包层的动力学与形态的相关信息。
（具体的演化过程，强烈建议读者参考New Insights into Classical Novae 第2.3.2节。由于格式和篇幅，这里不做额外说明。）
同时，存在的诸多电离态簇（ionization species）表明，在抛射包层中存在着一系列不同密度和温度的成分，并且进一步解释了自遮蔽团块理论（self-shielding clumps）。其他波段的一些列证据也表明新星的抛射物是高度成团的。另外，新星中谱线的双峰或者三峰结构很常见，并且常被解释为双极抛射，有时候被位于轨道赤道面的环或者盘包围着。 -
3 尘埃与分子的形成（Dust and molecule formation）
许多新星爆发都在20-100天的时标上显示出光学光变曲线的显著下降。这些特点是由于抛射包层中形成的尘埃遮蔽了光球层。伴随这些所谓的尘埃下降同时出现的是中红外辐射的增加，来源正是抛射物外围新行成的这些尘埃层。 -
4 热射电辐射（Thermal radio emission）
新星的抛射包层会在射电波段辐射出自由-自由热辐射（free-free thermal radiation），通常人们用一个等温膨胀的HII区的模型来描述这种辐射。 -
5 高分辨率图像（High-resolution imaging）
在新星抛射包层的膨胀过程中，新星的抛射物的角直径按照下述公式变化，
其中是从开始膨胀的时间而是双星离我们的距离。这意味着一些高分辨率的仪器，比如哈勃空间望远镜（HST）、一些射电/毫米波的干涉阵、近红外主动光学望远镜可以在新星爆发后几个月到几年的时间上分辨新星的抛射物，其他地面光学望远镜则可以在新星爆发后数年到数十年的时间上对其进行成像。
如前面光学光谱中介绍的特征一致的，在图像上，人们可以看到诸如团块、双极喷发、环和盘等结构。
图四 新星的高分辨图像
¶ 电磁光谱中的激波信号 （Shock signatures in the electromegnetic spectrum）
前面说到新星的抛射物中有众多成分和结构（很clumpy），这些成分相互之间的相互作用或者是与之前已经存在在双星系统周围的物质相互作用，不可避免的会产生激波。因为在温度为的新星抛射物中，声速大约是。抛射物的速度通常有，其产生的激波是远高于声速的。这些激波可以将等离子态的气体加热到数百万度，从而产生热辐射和非热辐射。
因为气体、分子、尘埃对与新星对辐射有改变和遮蔽的作用，所以人们所观测到的不同波段的辐射是在不同时刻从不同地方发射出来的。新星爆发一周后，激波依旧在抛射包层的内部深处，图五展示了在这一抛射包层中，光深与光子频率的关系（上）与激波驱动的光谱能量分布（下）。在光深达到最小处的能谱对应波段，比如光学-红外波段和GeV的伽马射线波段，激波驱动的辐射会首先出现。然而随着激波传播到更远、光深更小的地方，激波驱动的X射线波段和射电波段的辐射则可以被观测到。
图五（原文Fig.7）新星抛射包层中主导的不透明度和辐射
-1 GeV 伽马射线 （GeV Gamma Rays）
伽马射线通常出现在光变曲线达到峰值时，大约可以被观测数周时间。伽马射线通常被认为是由激波中的相对论性粒子通过扩散激波加速过程产生的（diffusive shock acceleration）。伽马射线的典型亮度是，远低于一个新星的热光度。所以尽管每个新星都被认为会产生伽马射线辐射，但考虑到在这一波段的低亮度和探测器的精度，只有很少的新星被观测到了伽马射线辐射。
-2 热等离子体产生的X射线辐射 （X-rays from Hot Plasma）
这里不做赘述，观测表明硬X射线来源于激波相关的过程，与之前的软X射线辐射来源不同。
-3 非热射电辐射 （Nonthermal Radio Emission）
具体观测特点请参考原文。
¶ 经典新星爆发中的内激波辐射理论（Theory of internal radiative shocks in Classical Novae）
前面的观测证据表明，在新星的外流中经常（即使不是普遍）存在内激波（internal shock）。能量最高的激波产生于双星轨道的平面内，一些速度较慢的预先存在的外流（(slow)在数百km/s）被一些高速的外流（(fast)在数千km/s）撞击。这些慢的外流可能是之前新星的包层在外拉格朗日点产生的，而快的外流则是辐射驱动的星风。无论他们起源何处，在单次的新星爆发中都会发生多重的慢-快外流的转换与碰撞，于是在光学波段和伽马射线波段产生不同的耀发。
图六 新星中的激波模型
关于激波，这里的叙述是不能很好