行星状星云
行星状星云是天体的一种，为低质量恒星（质量介于0.1至1个太阳质量）死亡时的一种状态，外围有由等离子构成的发光气体外壳，中心则为裸露的核心（白矮星）。它们实际上与行星毫无关联，只是因为通过光学望远镜，看起来像木星等巨型气体行星般有一定的视面积（而不是点状），因而得名。与恒星上亿年的生命相比，行星状星云是短暂的现象，现象只能维持数万年。在银河系中已经发现的行星状星云约有1,500个。
在天文学中，行星状星云是很重要的天体。这是因为它们在星系的化学演化中扮演着关键的角色，让在恒星内部核聚变产生的丰富重元素（碳、氮、氧和钙）和其他产物能够回复为星际物质。在其他星系中，行星状星云或许是目前唯一能够经由观测，获知元素丰度的有用资料的天体。
近年，哈柏太空望远镜的影像显示出行星状星云有着各种极端复杂的形态，大约有五分之一是近乎球形的，但大多数都呈非球形对称的形状。要了解导致这些不同特征的机制并不容易，但是双星、恒星风、和磁场可能扮演着特定角色。
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观测史
行星状星云通常是黯淡的天体，而且没有一个是裸眼能够看到的。第一个被发现的行星状星云是位于狐狸座的哑铃星云，在1764年被查尔斯·梅西耶[1]发现并且被编为其目录中的第27号（M27）。早期观测用的望远镜分辨率都很低，M27和稍后被发现的行星状星云看起来与气体行星相似，因此，天王星的发现者威廉·赫歇尔就将她们称为行星状星云。虽然，我们现在已经知道她们与行星完全不同，但这个名称已经成为专有名词，因而沿用至今。
直到19世纪使用分光镜观测行星状星云的光谱之后，它的本质才开始为人所了解。威廉·赫金斯是其中一位最早研究天体光谱的天文学家，他使用棱镜来观测光谱。他的观测显示天体的光谱在连续光谱中有许多黑暗的吸收线叠加在其中，稍后他又发现了许多看似星云的天体，例如仙女座大星云，也有相似的光谱，而现在我们知道有些当时所谓的星云其实就是星系。
然而，当他观测猫眼星云时，他发现猫眼星云的光谱与别的十分不同。在猫眼星云和类似天体的光谱中只有少量发射谱线 。其中最明显的是波长500.7 纳米的一些谱线，但却不能与当时所知的任何元素谱线吻合。起初他猜想这是一种未知元素的谱线，并将之命名为nebulium─如同导致在1868年发现太阳光谱中的氦谱线的猜想。
然而，当氦元素从太阳光谱中被发现后不久，就在地球上被寻获了，可是假设的nebulium却没有。在20世纪初期，亨利·诺里斯·罗素提出那不是一种新元素，500.7纳米的谱线是一种已知的元素处在我们不熟悉的环境下产生的谱线。
1920年代，物理学家显示气体在极端低密度下，电子被激发后能停留在原子或离子的亚稳态上，并经由跃迁产生谱线，但在密度较高的环境中，因为碰撞频繁，这些能阶上的电子还来不及跃迁就被撞离了，当电子从氧离子（O2+ 或 OIII）的亚稳态跃迁时可以产生500.7纳米的谱线。像这种只能在非常低密度的气体中产生的谱线称为禁线（forbidden lines）。因此，分光镜观测到的这种谱线表示星云是由极端稀薄的气体组成的。
如下面进一步谈论到的，行星状星云中心的恒星非常热，但是亮度却非常低，暗示它一定很小。恒星只有用尽了核燃料才能崩溃成这么小的的星体，因此行星状星云被认为是恒星演化的最后阶段。光谱的观测显示所有的行星状星云都在膨胀中，因此出现行星状星云是由恒星在生命结束前将气体的外壳投掷入太空中所形成的想法。
在20世纪未，科技的进步令我们进一步了解行星状星云。太空望远镜允许天文学家研究可见光之外的电磁波。这是因为大气层只容许无线电波和可见光通过。以红外线和紫外线 研究行星状星云，可以更精确地测量出它们的温度、密度和丰度 。CCD技术能测量出更暗的、过去测量不到的谱线。从地面观测到的星云都是结构简单且形状规则。但通过在地球大气层之上的哈柏太空望远镜 ，许多之前所未见的、极端复杂的星云形态与结构也显露出来。
在摩根-肯纳光谱分类的系统下，行星状星云被归类在型态-P，但实际上很少会用到这样的光谱标示。
起源
行星状星云是多数恒星演化至末期的状态。我们的太阳是一颗很普通的恒星，只有少数的恒星质量比他小。比太阳质量大许多倍的恒星在演化的末期将戏剧化的产生超新星爆炸，但是对于中等质量和低质量的恒星，终将发展成为行星状星云。
质量低于两倍太阳质量的恒星，一生中绝大部分的时间都在核心进行氢融合成氦的核聚变反应，由核聚变释放出来的能量阻挡住恒星自身重力的崩溃，使恒星保持稳定。
经历数十亿年之后，恒星用尽了氢，从核心释放出来的能量将不足以产生足够的压力去支撑恒星的外层外壳，于是核心将收缩使温度上升。现在太阳核心的温度接近1,500万K，但是当氢用尽时，收缩将使温度上升至1亿K。
恒星的外壳因为核心温度的升高将剧烈的膨胀，急剧膨胀将导致外壳温度的下降，恒星成为红巨星。恒星的核心继续收缩并使温度再升高，而当温度达到1亿K 时，核心的氦将开始核聚变成为碳和氧，这一过程是宇宙中金属的来源。再度点燃的核聚变反应阻止了核心的收缩，燃烧的氦将在内部产生碳和氧的核心，外面则被燃烧中的氦包围着。.
氦的核聚变反应对温度极端的敏感，与温度的40次方(T40)成正比，也就是说温度祇要上升不到2%，反应的速率就会增加一倍，因此温度只要略有上升，就会迅速导致反应速率的增加，然后释放出更多的能量，进一步的提高温度；从而使外壳向外膨胀的速率增加，外壳的温度也更为降低。这使得恒星变得很不稳定，于是巨大的脉动组合产生了，恒星的气体外壳在反覆的收缩、膨胀之中，最后终将被抛入太空中[2]。
抛出的气体在恒星附近形成彩色的云层，而在中心剩下裸露的核心。随着越来越多的气体外壳被抛离恒星，恒星裸露出来的层次不断深入核心，露出部分的表面温度也越来越高。当露出的表面温度大约达到30,000K时，就会有足够紫外线光子将大气层中的原子游离，于是气体开始产生受激辐射，行星状星云便诞生了。
生命期
行星状星云中的气体以每秒数千公里的速度向外漂移，当气体持续向外膨胀的同时，因为恒星的质量不足以让核心收缩至温度能引发碳和氧进行核聚变所需要的温度，中心的恒星会因为核聚变反应的停止而开始逐渐冷却。一旦核心的表面温度低至不足以释放出足够的紫外线让越来越遥远的气体发光，云气将不再被看见，这颗恒星就成为白矮星，而气体的云气也将重组。一个典型的行星状星云从诞生到重组，大约只需要10,000年的时间。
星系内的循环
行星状星云在星系的演化中扮演着重要的角色。在早期的宇宙中几乎全是氢和氦。但是恒星能经由核聚变产生重元素，行星状星云的气体因而包含了极大比例的碳、氮和氧。并且经由扩展与星际物质混合在一起，因而丰富了其中的重原素含量。天文学家称这种过程为金属化。
在之后诞生的恒星，一开始就会有比较多的重元素。即使如此，重元素的含量在恒星内所占的比例依然很低，但对恒星的演化已足以造成重大的影响。在宇宙的早期诞生，重元素含量比较低的恒星被称为第二星族，而较年轻的含有较多重元素的恒星被称为第一星族。(参考星族)。
特性
物理特性
行星状星云典型的大小约为一光年，并包含极端稀薄的气体，密度约为每立方厘米一千颗粒子，仅仅是地球大气层密度的百亿兆（1024）分之一。年轻的行星状星云密度会比较高，可以达到每立方厘米十万颗粒子。云气成长时，他们的膨胀将导至密度的下降。
来自恒星中心的辐射能将云气加热至10,000K。与直观不同的是，离中心越远的云气温度越高，这是因为能量越高的光子越不易被吸收。所以，能量较低的光子会先被吸收，而能抵达外围的几乎都是能量较高的光子，而能量越高的光子，能让气体的温度越高。
星云也可以用物质边界或辐射边界来描述，依据这种违反直观的术语，前者在云气中没有足够的物质来吸收来自恒星辐射的紫外线光子，而能看见的都是充满离子的部份；后者则是没有足够的来自中心恒星的紫外线光子，让包围着恒星扩散的前缘被游离，于是在其外的气体便成为中性的原子。
因为在行星状星云中的气体都是游离的等离子，磁场的作用便影响重大，会使等离子和纤维结构变得不稳定。
数量和分布
在我们银河系二千亿颗的恒星中，已知大约有1,500个行星状星云存在其间。由于生命期与恒星的寿命相比是非常的短暂，因此非常稀有。被发现的行星状星云都分布在银河的平面上，并大量集中在银河中心的附近。在星团中被发现的数量很少，只有一、两个被知道的例子。
在现代天文学中，CCD几乎已经完全取代了摄影底片，在最后一次使用柯达TP 2415底片的巡天观测中，配合高品质的滤色片，用几乎在所有的行星状星云中都是最明显的辐射线，也就是以氢最明亮的发射谱线来筛检，发现了许多的行星状星云[3]。
形态
一般而言，行星状星云是对称且几乎是球形的，但是还是存在着各种各样的形状和非常复杂的形式。大约有10%的行星状星云有强大的偶极性，和少数的有不对称性，甚至有一个是长方形的。各种不同形状的成因还没有被完全了解，但有可能是中心恒星是双星所造成的重力交互作用。另一种可能则是行星扰乱了恒星形成星云时的物质喷流。在2005年1月，天文学家宣布在二个行星状星云中心的恒星探测到了磁场，并且假设这些磁场能部份或完全的解释她们特殊的形状[1]。
目前的研究
在许多行星状星云的研究中，长久以来的老问题就是他们的距离非常难测量，只有少数邻近的行星状星云能测量到膨胀视差 来测出距离：经由多年高分辨率的观测，测量出垂直视线方向的膨胀值，并由分光镜观察在视线方向上的多普勒位移，计算出在视线方向的膨胀速度。比较膨胀扩大的角度和扩张的速度就能算出行星状星云的距离[4]。
各种不同形状的行星状星云是如何产生的，是一个仍有争议的问题。明显的，以不同速度离开中心恒星的物质间的交互作用，能说明被观察到的星云的不同形状。然而有些天文学家相信在星云中心的双星至少能对比较复杂和独特的星云形状有所解释[5]。一项最近的研究发现有几个行星状星云有强大的磁场，而长久以来这只是一个假设，而至少在这些行星状星云中，磁场和游离气体云气的交互作用能对星云的形状负责[6]。
两种不同的方法可以测量星云中金属的丰度，因为依据不同的谱线，有时这两种方法所得到的结果会有很大的差异。有些天文学家将少量的温度变化扰动加入星云内，并且假设有少量的氢构成温度较低的团块来解释观测上的差异；但也有些天文学家认为误差太大，温度的扰动效应不足以解释，而且在观测中并未观测到这样的团块[7]。
参见
参考文献
- ^ （Charles Messier）
- ^ Renzini, A. (1987). Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells, Proceedings of the 131st symposium of the IAU, Ed S. Torres-Peimbert, 391
- ^ Parker Q.A., Hartley M., Russeil D. et al (2003) A Rich New Vein of Planetary Nebulae From the AAO/UKST Hα Survey, Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Eds. Sun Kwok, Michael Dopita, and Ralph Sutherland, 25
- ^ Reed, D.S., Balick, B., Hajian, A.R. et al (1999). Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution, Astronomical Journal, 118, 2430
- ^ Soker N. (2002), Why every bipolar planetary nebula is 'unique', Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, 481
- ^ Jordan S, Werner K., O’Toole S.J. (2005), Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae, Astronomy & Astrophysics, 432, 273
- ^ Liu X.W., Storey P, Barlow M.J. et al (2000), NGC 6153: a super-metal-rich planetary nebula?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 312, 585
外部链结
- Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
- Press release on recent observations of the Cat's Eye Nebula
- Planetary Nebulae, SEDS Messier Pages
- The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae
- WWW Search for Galactic Planetary Nebulae
- Planetary Nebulae - Information and amateur observations
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