行星状星云是由某些类型的恒星在生命末期处于渐近巨星分支阶段时抛射出的离子态气体组成的膨胀、发光外壳形成的一种发射星云。[1]“行星状星云”这个名称起源于 18 世纪[2]它们首次被发现时，因它们在通过小型光学望远镜观测时外观形似气态行星而得名；除此之外，它们和太阳系的行星并无联系。[3]行星状星云的寿命约数万年，和通常恒星数十亿年的寿命相比是一种相对较短暂的现象。
处于生命末期的红巨星阶段的恒星通过脉动和强大的恒星风将其表层抛射出去。失去了这些不透明的表层，炽热、明亮的核心发射出紫外辐射将抛射出的表层电离，[1]使其受到激发而显示出行星状星云的形态。
行星状星云在星系的化学演化中扮演关键角色。它们把物质回馈到星际物质中，使其重元素以及其它如碳、氮、氧、钙等核合成产物的含量更加丰富。在遥远的星系中，行星状星云可能是唯一一种可以分辨出关于化学组成的有用信息的天体。
近年来，哈勃空间望远镜拍摄的图像显示许多行星状星云具有极端复杂而多变的形态。其中约五分之一接近球形，然而大部分都不是球对称的。形成如此丰富的形状和特征的机制尚未得到充分的认识，但是联星、恒星风和磁场都可能是原因之一。
观测
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图像来源：NASA，ESA 以及 C. R. O'Dell（范德堡大学）
图像来源：NASA、ESA、Andrew Fruchter（STScI）以及 ERO 团队（STScI + ST-ECF）
行星状星云通常比较昏暗，肉眼不可见。第一个发现的行星状星云是位于狐狸座的哑铃星云。夏尔·梅西耶在 1764 年首先观测到它并在他的《星云星团表》中记录为 M27。[4] 对于只有低分辨率望远镜的早期观测者，M27 和此后发现的行星状星云形似诸如天王星的巨行星。天王星的发现者威廉·赫歇尔最终为它们确定了“行星状星云”这个名称，[4]尽管它们和行星非常地不同。[5]
行星状星云的本质直到 19 世纪中的首次光谱观测之后才为人所知。威廉·哈金斯是最早通过棱镜分光对天体进行可见光研究的天文学家之一。[5] 1864 年 8 月 29 日，哈金斯在研究猫眼星云时首次记录了一个行星状星云的光谱。[4]他对恒星的观测显示它们的光谱是叠加了很多暗线的连续谱；随后他又发现许多诸如“仙女座星云”（当时认知如此）的星云状天体的光谱与此相当相似——这些“星云”后来都被证明是星系。
然而，在观测猫眼星云时，他发现了一种非常不同的光谱。猫眼星云和其他类似天体的光谱不是叠加了吸收谱线的坚实的连续谱，而是只有少数几条发射谱线。[5]其中最亮的谱线对应的波长是 500.7 纳米，不属于任何已知的化学元素。[6]起初，人们推测这条谱线可能对应一种未知的元素，并将这种元素命名为“nebulium”——类似的想法在 1868 年太阳的光谱分析之后带来了氦的发现。[4]
人们在从太阳光谱中发现氦之后不久就在地球上将它分离出来，却未能够分离出 nebulium。20 世纪初，亨利·诺利斯·罗素提出，500.7 纳米处的谱线不是一种新元素，而是处于不寻常状态的一种已知元素。[4]
物理学家在 1920 年代证明，密度非常低的气体中的电子会填充离子和原子处于激发、亚稳态的能级；在密度上升之后，这些电子就会因为碰撞而迅速失去激发态。[7] 从氮离子（N+）和氧离子（O2+ 即 OIII 以及 O+）的这种能级产生的电子跃迁就会导致包括 500.7 纳米在内的一些谱线[4] 这些只能在密度非常低的气体发现的谱线被称为“禁线”。光谱观测于是就证明了星云是由极端稀薄的气体组成的。[8]
行星状星云的中心恒星温度非常高。[1]由于恒星只有耗竭了它的全部核燃料之后才能塌缩到那么小的尺寸，所以行星状星云被认为是恒星演化的最后阶段之一。光谱观测表明所有的行星状星云都在膨胀中。这让人们认识到行星状星云是因为恒星在生命末期将其外层结构抛射进太空而造成的。[4]
20 世纪末，技术进步进一步推动了行星状新云的研究。[2] 空间望远镜使得天文学家可以超越可见光，研究在地面天文台检测不到的谱段（因为只有无线电波和可见光可以穿透地球大气）。对行星状星云的红外和紫外观测更准确地确定了它们的温度、密度和化学组成。[9][10] 电荷耦合元件技术使得微弱的谱线得到比以前更精确的测量。哈勃空间望远镜也表明，尽管地面观测显示很多星云结构比较简单、规则，但是大气层以外的望远镜达到的极高光学分辨率则揭示出非常复杂的形态。[11][12]
根据摩根—肯那光谱分类法，行星状星云属于 P 型，但是这在实践中并不常用。[13]
起源
图像来源：Vincent Icke
质量超过 8 倍太阳质量（M⊙）会在激烈的超新星爆发中结束其生命。[14] 质量中等乃至小到 0.8 M⊙ 的恒星则会产生行星状星云。[14]
恒星在生命的大部分时间中都通过在其核心进行将氢转化成氦的核聚变反应来发光。核心聚变产生的向外压力和自身重力导致的向内压力相互平衡。[15] 处于这个状态的恒星被称为主序星。
中低质量恒星核心的氢在它们成为主序星后数千万至数十亿年内耗竭，核心随之被重力压缩而升温。目前太阳的核心温度约为 1,500 万开尔文，但是当它的氢耗尽时，重力压缩将使其核心温度上升至 1 亿开尔文。[16]
恒星的外层大幅膨胀，相对于核心的极高温度变得非常冷。恒星于是变成红巨星。核心持续收缩和升温，在其温度达到 1 亿开尔文时，氦核开始聚变成碳和氧。聚变反应的回复使得核心停止收缩。氦的燃烧很快形成一个由碳和氧组成的惰性核心，周围被两层分别燃烧氦和氧的外壳包围。在这个最后阶段，恒星在观测上是一颗红巨星，在结构上则是属于渐进巨星分支。[16]
氦聚变反应对温度非常敏感，反应速率正比于 T40 即温度的 40 次方（在相对较低温度下）。[17]这意味着温度上升 2% 就可以使反应速率成倍增长。这种条件使得恒星变得十分不稳定——温度的细小上升导致反应速率快速上升，放出大量能量，进一步使温度上升。氦燃烧层迅速膨胀，从而冷却，又使反应减速。脉动幅度逐渐加剧，最终将整个恒星大气抛射入空间中。[18]
抛射出的气体在裸露的核心周围形成一层物质云。随着越来越多的大气被抛射出来，更深、更高温的层次被连续暴露出来。当外露表面的温度达到 30,000 开尔文，发射出的紫外光子就足以使抛射出的大气电离而发光。物质云就变成了行星状星云。[16]
寿命
在渐近巨星分支（AGB）阶段之后，恒星演化过程中短暂的行星状星云阶段随着气体以每秒数千米的速度飘离中心恒星而开始。[2]中心恒星是它的 AGB 前身的遗迹，是一个在 AGB 阶段失去了大部分氢外壳的处于电子简并态的碳氧核心。[2]随着气体膨胀，中心恒星进行两阶段的演化。首先，它因为继续收缩而变热，在外壳中发生氢聚变，在氢外壳因聚变和质量损失耗尽之后，就开始慢慢冷却；[2]然后，它的能量辐射殆尽，聚变反应由于本身质量不足以产生碳和氧发生聚变所需的温度而停止。[2][4]在第一阶段中，中心恒星保持恒定的亮度，[2]同时变得比以前更热，最终温度可以达到约 100,000 开尔文。在第二阶段，它最终会冷却不能释放出足够的紫外辐射来电离越发遥远的气体云。此时它就变成一颗白矮星，膨胀的气体云也变得不可见，演化的行星状星云阶段就结束了。[2] 一个典型的行星状星云在其形成和与恒星复合之间约经过 10,000 年。[2][4]
星系物质循环
行星状星云在星系演化扮演重要角色。早期的宇宙几乎完全有氢和氦组成，但是恒星通过核聚变产生更重的元素。行星状星云的气体因此含有大量诸如碳、氮、氧等元素。随着它们膨胀并和星际物质结合，星系物质中这些被天文学家统称为“金属”的重元素得到了丰富。[19]
此后产生的恒星中这些重元素的初始含量会更高。尽管重元素仍然只占恒星很小的组成部分，它们对恒星的演化有重要的影响。形成较早、重元素含量少的恒星被称为第二星族恒星；更年轻、重元素含量较高的恒星被称为第一星族恒星。[20]
特征
物理特征
图像来源：STScI/AURA
一个典型的行星状星云直径约 1 光年，由极端稀薄的气体组成，密度一般在 100 至 10,000 个粒子每立方厘米之间.[21]（对比之下，每立方厘米地球大气含有 2.5 × 1019 个粒子。）年轻的行星状新云密度最高，有时可以高达 106 个粒子每立方厘米。随着星云老化，它们的膨胀使得密度下降。行星状星云的质量在 0.1 至 1 倍太阳质量之间。[21]
中心恒星的辐射把气体加热到约 10,000 开尔文。[22]中心区域的气体问题通常比外围高很多，可达到 16,000 至 25,000 开尔文。[23]中心恒星的周围经常被温度高达 1,000,000 开尔文的高温（冠状）气体填充。这些气体以中心恒星表面的快速恒星风的形式出现。.[24]
星云可以被描述成“物质受限”和“辐射受限”两种。前者没有足够的物质来吸收恒星发射的紫外光子，因此可见的星云是完全电离的；后者的中心恒星发射的紫外光子不足以电离周围的全部气体，电离的前沿只能向外扩散到围绕恒星的中性包围区域。[25]
数量和分布
在银河系中 2,000 亿个恒星中约有 3,000 个已知的行星状星云。[26]它们如此罕见的原因是它们短暂的寿命。它们主要分布在银道面上，以银心周围最为集中。[27]
形态
全部行星状星云中只有约 20% 是球对称的（例如 Abell 39），[28]形态十分多样，有些非常复杂。不同的作者把行星状星云分类为恒星状、盘状、环状、不规则、螺旋状、双极、四极[29]等等类型。[30]但是其中多数都属于球形、椭球形和双极三种类型。最后一种类型的星云在星系盘面上最为集中，因此它们的前身通常是年轻的巨星恒星；另一方面，球形星云则多由类似太阳的年老恒星形成。[24]
产生多样化的形状的部分原因是投影效应——同一个星云从不同的角度去观察会有不同外观。尽管如此，物理形态极大多样化的原因尚未得到完全的认识；[30]如果中心恒星是一对联星，主星和伴星之间的重力相互作用有可能产生多种的形态；另一种可能性是行星在星云形成时阻断了离开恒星的物质流。目前已经确定大质量恒星更多地会产生形状不规则的星云。[31] 2005 年 1 月，天文学家宣布首次检测到了两个行星状星云的中心恒星周围的磁场，并且假说磁场有可能是造成它们的特殊形状的部分或者全部原因。[32][33]
星团中的行星状星云
目前已在 M15、M22、NGC 6441 以及 Palomar 6 四个球状星团中发现了行星状星云；但是，在疏散星团中尚未有建立在一组一致的距离、红移和径向速度基础上的确定的案例。[27]M46 中的 NGC 2348 和 NGC 2818 中的同名星云常被善意地引用为这样的案例，然而它们都只是视线方向上的偶合，星团和星云各自的径向速度并不吻合。[27][34][35]
部分地因为他们较小的总质量，疏散星团的重力内聚较弱。因此，疏散星团通常在相对较短的 1 亿至 6 亿年之后就会在包括外部重力影响的因素作用下分散。在异常情况下，疏散星团才可以保持超过 10 亿年。[36]
理论模型预测行星状星云可以从质量在一至八倍太阳质量的主序星产生，因此它们的年龄超过 4,000 万年。虽然在这个年龄范围内有数百个已知的疏散星团，多种原因限制了在疏散星团中找到处于行星状星云阶段的恒星的机会。其中一个原因就是年轻星团中大质量恒星的行星状星云阶段的时间跨度只有数千年，这在宇宙的范畴里只是眨眼般的一瞬。[27]
当前的行星状星云研究课题
行星状星云研究中的一个长期问题就是在多数情况下，它们的距离都未能精确的确定。距离最近的行星状星云可以通过测量它们膨胀视差确定它们的距离。时间相差数年的高分辨率观测可以显示出他们垂直与视线方向的膨胀，多普勒效应的光谱观测可以揭示它们在视线方向上的膨胀。将张角的扩大和推算出的膨胀速度进行比较就可以得出星云的距离。[11]
星云形状多样性的产生原因是一个备受争议的课题。人们相信以不同速度离开恒星的物质之间的相互作用产生了大多数观测到的形状。[30]然而，有些天文学家相信中心联星是更复杂、极端的行星状星云产生的原因。[37]一些行星状星云已被证实拥有强大的磁场，一如 Grigor Gurzadyan 在 1960 年代所提出的假说。[38]电离气体的磁相互作用可能是产生一些行星状星云的形状的原因。[33]
确定星云中金属丰度有两种方法。它们以来与不同类型的谱线——复合线和碰撞激发线。这两种方法得出的结果之间有时会存在重大的差异。一些天文学家通过行星状星云内部细小的温度波动来解释这种现象；其他人则认为温度效应不能导致那么大的差异，并提出了存在氢含量非常低的低温扭结的假说。但是，这种扭结目前尚未被发现。[39]
相关条目
尾注
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We report the discovery of multiple two-dimensional rings in the quadrupolar planetary nebula NGC 6881. As many as four pairs of rings are seen in the bipolar lobes, and three rings are seen in the central torus. While the rings in the lobes have the same axis as one pair of the bipolar lobes, the inner rings are aligned with the other pair. The two pairs of bipolar lobes are likely to be carved out by two separate high-velocity outflows from the circumstellar material left over from the asymptotic giant branch (AGB) wind. The two-dimensional rings could be the results of dynamical instabilities or the consequence of a fast outflow interacting with remnants of discrete AGB circumstellar shells.
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Planetary nebulae (PNs) have high dust content and radiate strongly in the infrared. For young PNs, the dust component accounts for ~1/3 of the total energy output of the nebulae (Zhang & Kwok 1991). The typical color temperatures of PNs are between 100 and 200 K, and at λ > 5 μm, dust begins to dominate over bound-free emission from the ionized component. Although PNs are traditionally discovered through examination of photographic plates or Hα surveys, PNs can also be identified in infrared surveys by searching for red objects with a rising spectrum between 4–10 μm.
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Source: Journal Astronomy & Astrophysics
外部链接
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- Planetary Nebulae—Information and amateur observations
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