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觀測(cè)

 NGC 7293，螺旋星云圖像來(lái)源：NASA、ESA、和C.R. O"Dell（范德堡大學(xué)）

 NGC 2392，愛(ài)斯基摩星云圖像來(lái)源：NASA、 ESA、Andrew Fruchter（STScI）、和ERO的團(tuán)隊(duì)（STScI + ST-ECF）。

第一個(gè)被發(fā)現(xiàn)的行星狀星云是在狐貍座的啞鈴星云。它是梅西耶在1764年發(fā)現(xiàn)的，并且收錄為他的星表中的第27個(gè)天體：M27 。對(duì)只有低分辨率望遠(yuǎn)鏡的早期觀測(cè)者，M27和后來(lái)發(fā)現(xiàn)的行星狀星云看起來(lái)就像巨行星中的天王星。發(fā)現(xiàn)天王星的威廉·赫歇爾創(chuàng)造了"行星狀星云"這個(gè)名詞來(lái)稱呼他們 。起初，赫協(xié)爾認(rèn)為這種天體是被可以冷凝成行星的物質(zhì)包圍著的恒星，而不是現(xiàn)在所知，有證據(jù)顯示是死亡的恒星燒掉在軌道上的任何行星 。

直到19世紀(jì)中葉，第一次觀察到行星狀星云的光譜之前，我們對(duì)它的性質(zhì)毫無(wú)所知。威廉·哈金斯是最早使用棱鏡分解光線，使用光譜研究天體的天文學(xué)家之一 。在1864年8月29日，哈金斯成為第一位分解行星狀星云貓眼星云光譜的天文學(xué)家 。他觀察的恒星顯示它們的光譜是有著許多暗線疊加的連續(xù)光譜。稍后，他發(fā)現(xiàn)許多星云狀的天體，例如仙女座星云（當(dāng)時(shí)的認(rèn)知），都有著十分相似的光譜。這些星云后來(lái)都被證實(shí)是現(xiàn)在被稱為星系的恒星集團(tuán)。

然而，當(dāng)哈金斯看到貓眼星云的光譜時(shí)，他發(fā)現(xiàn)這是非常不同的光譜。貓眼星云和其它類似的天體只有幾條光譜線，取代疊加了吸收線的連續(xù)光譜 。最亮的譜線波長(zhǎng)是500.7奈米，但與已知的任何化學(xué)元素都不相符 。起初，他假設(shè)這條譜線是來(lái)自一種未知的元素，并命名為 nebulium 。在1868年對(duì)太陽(yáng)譜線的相似想法，導(dǎo)致氦元素的發(fā)現(xiàn) 。

雖然在太陽(yáng)光譜中發(fā)現(xiàn)的氦，很快地就在地球上被獨(dú)立發(fā)現(xiàn)，但nebulium始終未被發(fā)現(xiàn)。在20世紀(jì)初期，亨利·諾利斯·羅素提出500.7奈米譜線不是新元素發(fā)出來(lái)的，只是熟悉的元素在我們不熟悉的環(huán)境下發(fā)射出來(lái)的 。

在20世紀(jì)的20年代，物理學(xué)家顯示在極端低密度的環(huán)境，電子可以在原子和離子中占據(jù) 梅塔穩(wěn)定態(tài) （ 英語(yǔ) ： Metastability ） 的能階維持激發(fā)態(tài)；但在高密度下，會(huì)因?yàn)樽矒艉芸斓赝思ぐl(fā)，回到基態(tài) 。氮和氧離子的電子在這些能階間的躍遷（ O ，O 2+，也就是OIII，和 N ）都能發(fā)射出500.7奈米和其他波長(zhǎng)的譜線 。這些只能在低密度下看見(jiàn)的譜線，被稱為 禁線 。光譜的觀測(cè)因而證明行星狀星云是極端稀薄的氣體組成 。

  行星狀星云NGC 3699有著明顯不規(guī)則的斑駁外觀和黑暗的裂隙 。

行星狀星云的中心恒星都非常熱 。只有當(dāng)一顆恒星幾乎耗盡其核心的燃料時(shí)，它會(huì)坍縮成如此小的尺度。行星狀星云被認(rèn)知為恒星演化的最后階段，而光譜的觀測(cè)顯示所有的行星狀星云都在膨脹中。這導(dǎo)致行星狀星云是一顆恒星在生命結(jié)束前，將它外層的氣體拋進(jìn)太空中所形成的想法 。

在20世紀(jì)后期，技術(shù)的改進(jìn)，有助于對(duì)行星狀星云進(jìn)一步的研究 ?？臻g天文臺(tái)讓天文學(xué)家可以研究被大氣層遮蔽在外的電磁波與光波。使用紅外線和紫外線研究行星狀星云，可以更準(zhǔn)確地測(cè)量行星狀星云的溫度、密度和元素豐度 。電荷耦合元件技術(shù)讓科學(xué)家能觀察到過(guò)去不可能察覺(jué)到的暗弱譜線，并比以前更準(zhǔn)確地測(cè)量。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡也顯示許多過(guò)去用地基望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)只有簡(jiǎn)單和規(guī)則結(jié)構(gòu)的行星狀星云，在地球大氣層之上的高光學(xué)分辨率下顯示了極為復(fù)雜的結(jié)構(gòu) 。

在摩根·凱納光譜分類下，行星狀星云被列為 P型 ，然而在實(shí)際中很少使用此種標(biāo)示法 。

起源

  電腦模擬一個(gè)有著扭曲盤面的恒星如何形成行星狀星云，顯示從一個(gè)小的不對(duì)稱開(kāi)始導(dǎo)致復(fù)雜的結(jié)構(gòu)。 圖片來(lái)源：Vincent Icke

大于8倍太陽(yáng)質(zhì)量（M ⊙ ）的恒星會(huì)以戲劇化的超新星結(jié)束其生命，而質(zhì)量介于0.8 M ⊙ 至8.0 M ⊙ 的中與低質(zhì)量恒星只會(huì)以行星狀星云結(jié)束其生命 。形成行星狀星云的祖恒星，在其一生的絕大部分時(shí)間都耗費(fèi)在核心以大約1,500萬(wàn)K的溫度將氫融合成氦。這種在核心進(jìn)行的核聚變反應(yīng)產(chǎn)生向外的壓力，平衡了恒星引力向內(nèi)要壓碎裂恒星的壓力 。也就是說(shuō)，所有中低質(zhì)量的恒星在主序帶上的時(shí)間，都持續(xù)了數(shù)千萬(wàn)年至數(shù)十億年。

當(dāng)核心的氫來(lái)源減少時(shí)，重力會(huì)壓縮核心，導(dǎo)致溫度上升至大約1億K 。如此高的核心溫度會(huì)使恒星外圍溫度較低的氣體殼層膨脹，創(chuàng)造出非常巨大的紅巨星。這個(gè)最后的階段雖然會(huì)使表面的溫度下降，但是因?yàn)楹阈潜砻娣e的增加，反而造成恒星的亮度戲劇性的上升。在恒星演化的期間，正在經(jīng)歷這種光度增加的恒星，就是所謂的漸近巨星分支星（AGB） 。

若祖恒星的質(zhì)量超過(guò)3M ⊙ ，這些質(zhì)量較大的恒星形成的漸近巨星分支星，它們的核心會(huì)繼續(xù)縮小。當(dāng)溫度達(dá)到大約1億k，氦核會(huì)繼續(xù)融合生成碳和氧，使得恒星會(huì)繼續(xù)向外輻射能量，而暫時(shí)停止核心的收縮。新的氦燃燒階段（氦原子核聚變）會(huì)在核心產(chǎn)生不斷增長(zhǎng)的碳和氧的核心，在它們的外面被薄薄的氦燃燒殼層包圍著，在望外還有氫燃燒層。然而，這新的階段最多只能持續(xù)20,000年左右，相較于恒星整個(gè)生命期只是很短的一段時(shí)間。

無(wú)論是何種劇情，向外發(fā)散的氣體是有增無(wú)減的進(jìn)入太空，而當(dāng)曝露的核心表面溫度達(dá)到或超過(guò)30,000K時(shí)，它會(huì)輻射出足夠多的紫外線光子使被拋出的大氣層電離，導(dǎo)致氣體發(fā)光成為一顆行星狀星云 。

壽命

 項(xiàng)鏈星云有一圈明亮的光環(huán)，測(cè)量得出它的直徑大約2光年，點(diǎn)綴著的明亮光點(diǎn)是高密度的氣體團(tuán)塊，像是一條項(xiàng)鏈上的鉆石。這些結(jié)點(diǎn)是因?yàn)槲諄?lái)自中央恒星的紫外線而發(fā)光 。

經(jīng)過(guò)漸近巨星分支（AGB）階段之后，恒星演化開(kāi)始短暫的行星狀星云階段 ，氣體會(huì)以每秒數(shù)公里的速度被中央恒星吹離。中央恒星是前身為在AGB的階段失去了大部分質(zhì)量的氫外殼之后，留下的電子簡(jiǎn)并碳-氧核心殘骸 。當(dāng)氣體膨脹時(shí)，中央的恒星會(huì)經(jīng)歷兩階段的演變。首先，它因?yàn)楹诵牡睦^續(xù)收縮以及核心周圍的氫殼層繼續(xù)進(jìn)行核聚變反應(yīng)使溫度持續(xù)升高。然后，當(dāng)氫殼的融合耗盡燃料和經(jīng)由質(zhì)量的損失，溫度會(huì)緩慢的降低 。在第二個(gè)階段，當(dāng)中央恒星的質(zhì)量不足以維持氦融合成碳-氧所需要的溫度時(shí)，核聚變會(huì)終止，使得能量不再往外輻射 。在第一階段，中央恒星保持恒定的光度 ，同時(shí)它變得更熱，最終表面的溫度可以達(dá)到約100,000K。在第二階段，它持續(xù)的冷卻，以致不足以產(chǎn)生足夠的紫外線輻射，讓日漸遠(yuǎn)離的氣體繼續(xù)因被電離而發(fā)光。這顆恒星演化成為白矮星，而膨脹的氣體變成我們看不見(jiàn)的云氣，結(jié)束了行星狀星云的階段 。對(duì)一個(gè)典型的行星狀星云而言，從它的形成到再回復(fù)成為恒星的期間 大約是10,000年 。

使星系富集的角色

行星狀星云在星系演化中可能扮演著非常重要的角色。新誕生的恒星幾乎完全是由氫和氦組成 。但是，隨著恒星經(jīng)歷漸近巨星分支的階段 ，它們通過(guò)核聚變創(chuàng)造的重元素會(huì)被強(qiáng)勁的恒星風(fēng)驅(qū)散 。行星狀星云通常擁有較大比率的重元素，例如碳、氮和氧，這些都會(huì)經(jīng)由強(qiáng)大的恒星風(fēng)回歸至星際物質(zhì)中。換言之，行星狀星云大大的豐富了銀河系和星云的重元素 －天文學(xué)家將比氦重的元素通通稱為 金屬 ，并以金屬豐度參數(shù) Z 表示 。

從這些殘骸的云氣中誕生的下一代恒星，也傾向有較高豐度的重元素。雖然這些重元素在恒星中的含量都是相對(duì)的少數(shù)，但它們標(biāo)記了核聚變反應(yīng)對(duì)恒星演化的影響。在宇宙早期形成的恒星，在理論上只有非常微量的重元素 ，著名的例子就是貧金屬的第二星族恒星（參見(jiàn)星族） 。恒星的金屬豐度可以由光譜學(xué)來(lái)確認(rèn)。

性質(zhì)

物理性質(zhì)

 NGC 6720，環(huán)狀星云影像來(lái)源：STScI/AURA

 檸檬片星云（IC 3568）。

一個(gè)典型行星狀星云的直徑大約是1光年，并且氣體極端的稀薄，密度一般從每 cm 100顆到10,000顆的顆粒 （相較之下，地球大氣層每 cm 包含2.5×10 顆。）。最年輕的行星狀星云有著最高的密度，有時(shí)可以高達(dá)每 cm 10 顆。隨著星云年齡的增長(zhǎng)，它們的膨脹會(huì)造成密度降低。行星狀星云的質(zhì)量范圍從0.1至1.0太陽(yáng)質(zhì)量 。

來(lái)自中心恒星的輻射可以將氣體加熱至大約10,000K 。中心區(qū)域的溫度通常遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于周邊，可以達(dá)到16,000－25,000K 。鄰近中心恒星附近的區(qū)域通常充滿非常熱的氣體（星冕），溫度大約1,000,000K。這些氣體的來(lái)源是在中心恒星表面形成的高速恒星風(fēng) 。

星云的邊界可以用 物質(zhì)邊界 或 輻射邊界 來(lái)界定。前者的狀況：星云沒(méi)有足夠的物質(zhì)吸收來(lái)自中央恒星輻射的所有紫外線光子，并且星云可見(jiàn)的部分完全被電離。后者的情況：來(lái)自中心恒星輻射出的紫外線光子，不足以使周圍所有的氣體電離，向外傳播的電離區(qū)前緣進(jìn)入包圍在外面中性原子的星周包層 。

數(shù)量和分布

在銀河系約2,000億顆恒星中，目前已知的行星狀星云大約是3,000顆 。它們是如此的稀少，只因?yàn)橄噍^于恒星的一生只占有很短的時(shí)期。它們大多是在接近銀河平面的附近被發(fā)現(xiàn)，而且在靠近銀心處最為密集 。

型態(tài)

  "> 播放媒體   這幅動(dòng)畫顯示像弗萊明1這種在核心有兩顆恒星的行星狀星云可以控制從核心噴發(fā)的物質(zhì)，創(chuàng)造出壯觀的噴流。

行星狀星云的種類繁多，有許多不同的形狀，與一些非常復(fù)雜的形式，大約只有20%是球?qū)ΨQ（例如，參見(jiàn)阿貝爾39） 。不同的作者對(duì)行星狀星云會(huì)有不同的分類：恒星、盤、環(huán)、不規(guī)則、螺旋、雙極、四極 ，和其它的類型 ；然而，其中大多數(shù)只屬于下列三種類型：球形、橢圓和雙極性。雙極星云都集中在銀河平面，很可能其祖恒星是相對(duì)年輕的大質(zhì)量恒星；在核球的雙極星云傾向于喜歡將其軌道軸平行于銀河平面 。在另一方面，球形的星云可能是由像太陽(yáng)這樣的恒星，在老年時(shí)形成的 。

星云有著各種各樣的形狀，絕大部分是投影的效果 －以不同的角度觀看同一個(gè)星云，會(huì)呈現(xiàn)不同的形狀。然而，絕大多數(shù)的物理原因尚不完全清楚 。如果中央的恒星是聯(lián)星，與伴星之間的引力交互作用可能是原因之一。另一種可能性是當(dāng)星云形成時(shí)，行星擾亂了物質(zhì)離開(kāi)恒星的物質(zhì)流。已經(jīng)確認(rèn)質(zhì)量越大的恒星，產(chǎn)生的星云越不規(guī)則 。在2005年1月，天文學(xué)家宣布在兩個(gè)行星狀星云的中心恒星檢測(cè)到磁場(chǎng)，并且假設(shè)這些磁場(chǎng)要為全部或部分的形狀負(fù)責(zé) 。

星團(tuán)中的成員

  使用亞利桑那州萊檬山24英寸望遠(yuǎn)鏡拍攝的阿貝爾78。圖片由Joseph D. Schulman提供。

目前已經(jīng)在銀河的四個(gè)球狀星團(tuán)：M15、M22、NGC 6441、帕羅馬6內(nèi)檢出行星狀星云的成員。證據(jù)也指出在M31的球狀星團(tuán)中也潛在著未發(fā)現(xiàn)的行星狀星云 。然而，目前只有一個(gè)在疏散星團(tuán)中發(fā)現(xiàn)行星狀星云的例子，而且是不同的研究人員各自獨(dú)立確認(rèn)的 。這個(gè)案例的行星狀星云是疏散星團(tuán)安德魯斯琳賽1的PHR 1315-6555。事實(shí)上，經(jīng)由星團(tuán)的成員估計(jì)出PHR 1315 6555最精確的距離（也就是距離上的誤差只有4%）。在M46的NGC 2818和NGC 2348的案例中，行星狀星云和星團(tuán)的速度不能匹配，顯示它們只是在視線方向上的巧合 。潛在的可能有PN的星團(tuán)還有阿貝爾8與比卡6 ，和He 2-86與NGC 4463 。

理論模型預(yù)測(cè)行星狀星云是由1－8太陽(yáng)質(zhì)量的主序星演化后形成的，這提升了祖恒星的年齡必須大于4,000萬(wàn)年以上。雖然，有幾百個(gè)已知的疏散星團(tuán)年齡合于這個(gè)范圍，但有各種原因限制找到任何一個(gè)行星狀星云的機(jī)會(huì) 。其中一個(gè)原因是，大質(zhì)量恒星的行星狀星云階段大約只有幾千年，這在宇宙的時(shí)間中只是一眨眼之間。另外，部分原因是它們的總質(zhì)量太小，使得疏散集團(tuán)的凝聚力較差，傾向于在相對(duì)較短的時(shí)間就潰散，通常是從1億至6億年之間 。

行星狀星云研究的當(dāng)前問(wèn)題

  一對(duì)成熟的恒星造成形狀奇特且壯觀的行星狀星云 。

  極小的行星狀星云NGC 6886。

行星狀星云的距離通常很難測(cè)量 。距離較近的行星狀星云，可以經(jīng)由測(cè)量其膨脹速度，來(lái)測(cè)量出它的距離。采取相隔數(shù)年的高解析觀測(cè)，可以顯示星云在垂直視線方向上的擴(kuò)展，而觀測(cè)光譜的多普勒頻移可以得知在視線方向上的速度。比較膨脹的角度和擴(kuò)張的速度，就可以揭露到星云的距離 。

問(wèn)題是如何產(chǎn)生種類繁多且形狀各異的行星狀星云，這還是個(gè)有爭(zhēng)議性的話題。理論上，以不同速度離開(kāi)恒星的物質(zhì)，彼此之間的交互作用是可以產(chǎn)生觀測(cè)到的各種形狀 。然而，有些天文學(xué)家假設(shè)外觀更復(fù)雜、更極端的行星狀星云應(yīng)該是靠近的聯(lián)星造成的 。有幾個(gè)呈現(xiàn)出強(qiáng)大的磁場(chǎng) ，它們和電離氣體的交互作用可以解釋一些行星狀星云的形狀 。

測(cè)量星云中的金屬豐度有兩種主要的方法，都是依靠復(fù)合線和碰撞所激發(fā)的譜線。但是，這兩種方法的結(jié)果有時(shí)會(huì)出現(xiàn)很大的歧異。這或許可以用行星狀星云內(nèi)部都存在著一些溫度擾動(dòng)來(lái)解釋；但有些太大的差異就無(wú)法用溫度來(lái)解釋。有些假設(shè)存在著非常小的氫冷凝結(jié)點(diǎn)，來(lái)解釋觀測(cè)到存在的現(xiàn)象。然而，迄今尚未觀察到這種結(jié)點(diǎn) 。

相關(guān)條目

前期演化階段：

漸近巨星分支

原行星云

后續(xù)演化階段：

快速低電離輻射區(qū)（Fast Low-Ionization Emission Region）

PG 1159星（ 前簡(jiǎn)并星 ）

白矮星

一般性議題：

行星狀星云列表

其它議題：

宇宙距離尺度

其它的演化階段：

新星遺跡

超新星遺跡

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