行星狀星雲

1777年，威廉·赫歇爾發現這類天體后，稱它們為行星狀星雲。用大望遠鏡觀察顯示出行星狀星雲有纖維、斑點、氣流和小弧等複雜結構。它們主要分佈在銀道面附近，受到星際消光的影響，大量的行星狀星雲被暗星雲遮蔽而難以觀測，其中央部分有一個很小的核心，是溫度很高的中心星。行星狀星雲的氣殼在膨脹，速度為每秒10公里到50公里。其化學組成和恆星差不多，質量一般在0.1到1個太陽質量之間，密度在每立方厘米100到10，000個原子[離子]之間，溫度為6000K到10，000K，中心星的溫度高達30，000K以上。星雲吸收它發出的強紫外輻射通過級聯躍遷過程轉化為可見光。據估計，行星狀星雲的壽命平均約為30，000年左右。這類星雲出現，象徵著恆星已到晚年。

在銀河系存在期間[大約10--100億年]，將近有10億到100億個恆星，經歷過行星狀星雲階段。因此，這種天體很可能是一種普遍存在的天體。銀河系中大部分恆星，很可能都要經過行星狀星雲而後才"死亡"。根據太陽附近的分佈密度(約每千立方秒差距三十到五十個)估計，整個銀河系中應該有四五萬個，觀測到的只是其中很小的一部分。

這類星雲與瀰漫星雲在性質上完全不同，它們是如太陽差不多質量的恆星演化到晚期，核反應停止后，走向死亡時的產物。這類星雲的體積在膨脹之中，最後氣體逐漸擴散消失於星際空間，僅留下一個中央白矮星。在行星狀星雲的中央，都有一顆高溫恆星，稱為行星狀星雲的中央星。這是正在演化成白矮星的恆星。

著名的行星狀星雲有天琴座環狀星雲等。河外星系中也發現了大量的行星狀星雲，如仙女座星系中就已發現300多個行星狀星雲；大麥哲倫星系中發現400多個行星狀星雲；小麥哲倫星系中發現200多個行星狀星雲。

行星狀星雲是多數恆星演化至末期的狀態。我們的太陽是一顆質量不大的恆星，比太陽質量大許多倍的恆星在演化的末期將戲劇化的產生超新星爆炸，但是對於中等質量和低質量的恆星，終將發展成為行星狀星雲。質量低於兩倍太陽質量的恆星，一生中絕大部分的時間都在核心進行氫融合成氦的核聚變反應，由核聚變釋放出來的能量阻擋住恆星自身重力的崩潰，使恆星保持穩定。經曆數十億年之後，恆星用盡了氫，從核心釋放出來的能量將不足以產生足夠的壓力去支撐恆星的外層外殼，於是核心將收縮使溫度上升。太陽核心的溫度接近1,500萬K，但是當氫用盡時，收縮將使溫度上升至1億K。

恆星的外殼因為核心溫度的升高將劇烈的膨脹，急劇膨脹將導致外殼溫度的下降，恆星成為紅巨星。恆星的核心繼續收縮並使溫度再升高，而當溫度達到1億K 時，核心的氦將開始核聚變成為碳和氧，這一過程是宇宙中金屬的來源。再度點燃的核聚變反應阻止了核心的收縮，燃燒的氦將在內部產生碳和氧的核心，外面則被燃燒中的氦包圍著。.氦的核聚變反應對溫度極端的敏感，與溫度的40次方(T40)成正比，也就是說溫度祇要上升不到2%，反應的速率就會增加一倍，因此溫度只要略有上升，就會迅速導致反應速率的增加，然後釋放出更多的能量，進一步的提高溫度；從而使外殼向外膨脹的速率增加，外殼的溫度也更為降低。這使得恆星變得很不穩定，於是巨大的脈動組合產生了，恆星的氣體外殼在反覆的收縮、膨脹之中，最後終將被拋入太空中。

拋出的氣體在恆星附近形成彩色的雲層，而在中心剩下裸露的核心。隨著越來越多的氣體外殼被拋離恆星，恆星裸露出來的層次不斷深入核心，露出部分的表面溫度也越來越高。當露出的表面溫度大約達到30,000K時，就會有足夠紫外線光子將大氣層中的原子遊離，於是氣體開始產生受激輻射，行星狀星雲便誕生了。

行星狀星雲中的氣體以每秒數千公里的速度向外漂移，當氣體持續向外膨脹的同時，因為恆星的質量不足以讓核心收縮至溫度能引發碳和氧進行核聚變所需要的溫度，中心的恆星會因為核聚變反應的停止而開始逐漸冷卻。一旦核心的表面溫度低至不足以釋放出足夠的紫外線讓越來越遙遠的氣體發光，雲氣將不再被看見，這顆恆星就成為白矮星，而氣體的雲氣也將重組。一個典型的行星狀星雲從誕生到重組，大約只需要10,000年的時間。

行星狀星雲是恆星晚年時的產物。行星狀星雲實際上是由即將消亡的恆星拋出的氣體組成的。在整個恆星生命的最後階段，恆星依靠位於內核外面的殼層中的氦進行聚變反應提供能量。這個過程很不穩定。在內部的劇烈動蕩和輻射壓力等共同作用下，已經膨脹並且相互間結合的很鬆散的恆星表面層被拋入太空，這就形成了行星狀星雲。被拋到太空的物質非常多，以每秒1000公里的高速運動，形成一股強勁的“風”。組成星雲的這些物質雖然很稀薄，但質量很大。在銀河系中，平均每年都有一個新的行星狀星雲誕生。自18世紀以來，天文學家已經觀測了大約1500個行星狀星雲的圖像，並對它們進行了編目分類。另外，可能還有大約1萬個行星狀星雲隱藏在銀河系稠密的塵埃雲後面。

行星狀星雲有各種複雜形狀，它們幾乎都具有對稱性。它擁有五彩繽紛的氣體雲，是天文學中最壯麗的景觀之一。關於星雲的形成和發展過程的研究正在繼續，有多種模型，但都不能正確地解釋所有觀測結果。

最初的“互動恆星風假說”模型認為，高速的恆星風沖入前方低速的恆星風時，將在兩者的交接面形成一個稠密的壓縮氣體圈。這種模型對圓形和近圓形的行星狀星雲給出了滿意的解釋。但根據觀測，圓形的行星狀星雲只佔總數的10%，更多的是扁、長的形狀。在“互動恆星風假說”的修正模型中，假設低速恆星風如今赤道位置形成了厚密的環。由於這個環的影響，高速恆星風強烈偏轉，形成呈鏡像對稱的沙漏形狀。在計算機模擬中，這一模型圓滿地解釋了到1993年所發現的所有形狀。

行星狀星雲在星系的演化中扮演著重要的角色。在早期的宇宙中幾乎全是氫和氦。但是恆星能經由核聚變產生重元素，行星狀星雲的氣體因而包含了極大比例的碳、氮和氧。並且經由擴展與星際物質混合在一起，因而豐富了其中的重原素含量。

天文學家稱這種過程為金屬化。在之後誕生的恆星，一開始就會有比較多的重元素。即使如此，重元素的含量在恆星內所佔的比例依然很低，但對恆星的演化已足以造成重大的影響。在宇宙的早期誕生，重元素含量比較低的恆星被稱為第二星族，而較年輕的含有較多重元素的恆星被稱為第一星族。

行星狀星雲通常是黯淡的天體，而且沒有一個是裸眼能夠看到的。第一個被發現的行星狀星雲是位於狐狸座的啞鈴星雲，在1764年被查爾斯·梅西耶發現並且被編為其目錄中的第27號（M27）。早期觀測用的望遠鏡解析度都很低，M27和稍後被發現的行星狀星雲看起來與氣體行星相似，因此，天王星的發現者威廉·赫歇爾就將她們稱為行星狀星雲。雖然，我們已經知道她們與行星完全不同，但這個名稱已經成為專有名詞，因而沿用至今。

直到19世紀使用分光鏡觀測行星狀星雲的光譜之後，它的本質才開始為人所了解。威廉·赫金斯是其中一位最早研究天體光譜的天文學家，他使用稜鏡來觀測光譜。他的觀測顯示天體的光譜在連續光譜中有許多黑暗的吸收線疊加在其中，稍後他又發現了許多看似星雲的天體，例如仙女座大星雲，也有相似的光譜，而我們知道有些當時所謂的星雲其實就是星系。

然而，當他觀測貓眼星雲時，他發現貓眼星雲的光譜與別的十分不同。在貓眼星雲和類似天體的光譜中只有少量發射譜線。其中最明顯的是波長500.7 納米的一些譜線，但卻不能與當時所知的任何元素譜線吻合。起初他猜想這是一種未知元素的譜線，並將之命名為nebulium─如同導致在1868年發現太陽光譜中的氦譜線的猜想。

然而，當氦元素從太陽光譜中被發現后不久，就在地球上被尋獲了，可是假設的nebulium卻沒有。在20世紀初期，亨利·諾里斯·羅素提出那不是一種新元素，500.7納米的譜線是一種已知的元素處在我們不熟悉的環境下產生的譜線。

1920年代，物理學家顯示氣體在極端低密度下，電子被激發后能停留在原子或離子的亞穩態上，並經由躍遷產生譜線，但在密度較高的環境中，因為碰撞頻繁，這些能階上的電子還來不及躍遷就被撞離了，當電子從氧離子（O2+ 或 OIII）的亞穩態躍遷時可以產生500.7納米的譜線。像這種只能在非常低密度的氣體中產生的譜線稱為禁線（forbidden lines）。因此，分光鏡觀測到的這種譜線表示星雲是由極端稀薄的氣體組成的。如下面進一步談論到的，行星狀星雲中心的恆星非常熱，但是亮度卻非常低，暗示它一定很小。恆星只有用盡了核燃料才能崩潰成這麼小的的星體，因此行星狀星雲被認為是恆星演化的最後階段。光譜的觀測顯示所有的行星狀星雲都在膨脹中，因此出現行星狀星雲是由恆星在生命結束前將氣體的外殼投擲入太空中所形成的想法。

在20世紀未，科技的進步令我們進一步了解行星狀星雲。太空望遠鏡允許天文學家研究可見光之外的電磁波。這是因為大氣層只容許無線電波和可見光通過。以紅外線和紫外線 研究行星狀星雲，可以更精確地測量出它們的溫度、密度和丰度。CCD技術能測量出更暗的、過去測量不到的譜線。從地面觀測到的星雲都是結構簡單且形狀規則。但通過在地球大氣層之上的哈柏太空望遠鏡，許多之前所未見的、極端複雜的星雲形態與結構也顯露出來。在摩根-肯納光譜分類的系統下，行星狀星雲被歸類在型態-P，但實際上很少會用到這樣的光譜標示。

行星狀星雲研究中的一個長期問題就是在多數情況下，它們的距離都未能精確的確定。距離最近的行星狀星雲可以通過測量它們膨脹視差確定它們的距離。時間相差數年的高解析度觀測可以顯示出他們垂直與視線方向的膨脹，多普勒效應的光譜觀測可以揭示它們在視線方向上的膨脹。將張角的擴大和推算出的膨脹速度進行比較就可以得出星雲的距離。

星雲形狀多樣性的產生原因是一個備受爭議的課題。人們相信以不同速度離開恆星的物質之間的相互作用產生了大多數觀測到的形狀。然而，有些天文學家相信中心聯星是更複雜、極端的行星狀星雲產生的原因。一些行星狀星雲已被證實擁有強大的磁場，一如 Grigor Gurzadyan 在 1960 年代所提出的假說。電離氣體的磁相互作用可能是產生一些行星狀星雲的形狀的原因。

確定星雲中金屬丰度有兩種方法。它們以來與不同類型的譜線——複合線和碰撞激發線。這兩種方法得出的結果之間有時會存在重大的差異。一些天文學家通過行星狀星雲內部細小的溫度波動來解釋這種現象；其他人則認為溫度效應不能導致那麼大的差異，並提出了存在氫含量非常低的低溫扭結的假說。但是，這種扭結目前尚未被發現。

除了土星環外，環狀星雲(M57)可能是天空中最著名的環狀天體了。這個外觀單純且優雅的行星狀星雲，可能是我們從地球看出去的視線恰好穿過筒狀雲氣的投影結果，而這團雲氣是由一顆垂死的中央星所拋出來的。

哈伯傳家寶計劃的天文學家，使用太空望遠鏡所拍攝的數張影像製作出這張精彩的高解析照片，影像所選用的色澤是用來標示這團恆星壽衣的溫度分佈。藍色代表靠近高溫中心星區域的熾熱氣體，慢慢地轉變為較外面也是較低溫的綠色和黃色區域，以及最邊緣也是最低溫的紅色氣體。除此之外，在星雲的邊緣附近，還可以看到許多黝黑的條狀結構。

環狀星雲位在北天的天琴座(lyra)內，大小約為一光年，距離我們約有2000光年遠。

在全天的行星狀星雲中，狐狸座啞鈴星雲無疑是最美麗的一個，它列於梅西耶星團星雲星表的第27位，故又稱M27星雲。在行星狀星雲中它並不是最大的，也不是最亮的。由於較大的行星狀星雲均比較暗，而最亮的行星狀星雲又很小，因此狐狸座的啞鈴星雲就成為最容易觀測的行星狀星雲了。在天箭座γ星以北3°處很容易找到M27。甚至用小望遠鏡都可以一下子辨認出來。它的赤道坐標為：赤經19時59.6分；赤緯+22°43′(2000.0)。角大小為8′*4′，距離為300秒差距，975光年。

狐狸座啞鈴星雲是個很美麗的天體。很明亮，視星等為7.6 等。在滿布恆星的星空背景中仍顯得很突出，它的形狀象兩個圓錐頂對頂對接起來的啞鈴，因此被稱為啞鈴星雲。用口徑6 英寸的望遠鏡觀看，顯得非常清晰動人。當用更大的望遠鏡觀測時，能夠看到柔和的藍綠色的光暈包圍在“啞鈴”的周圍。用大望遠鏡照相觀測表明，光暈的長軸方向的方位角為125°，12等的核星很明顯地靠近啞鈴形的西邊緣，不過，天文學家維波注意到那裡有幾顆和星雲並無物理聯繫的暗星。那顆12等的核星是很難辨認出來的。另外，在啞鈴星雲以北25′處，僅有一顆5 等星，它就是狐狸座14星。

愛斯基摩星雲又名為NGC 2392，它是天文學家威廉·赫歇爾在1787年發現的，由於從地面看去，它像是一顆載著愛斯基摩毛皮兜帽的人頭，所以得到了這種昵稱。在2000年時，哈勃太空望遠鏡為它拍攝了一張照片，發現這個星雲具有非常複雜的雲氣結構，這些結構的成因仍然不完全清楚。無論如何，愛斯基摩星雲是個如假包換的行星狀星雲，而影像中的雲氣是由一顆很像太陽的恆星在一萬年前拋出來的外層氣殼。影像中清楚可見的星雲內層絲狀結構，是強烈恆星風所拋出的中心星物質，而外層碟狀區，有許多長度有一光年長的奇特橘色指狀物。

貓眼星雲（Cat's Eye Nebula, NGC 6543）位於天龍座。

這個星雲特別的地方，在於其結構幾乎是所有有記錄的星雲當中最為複雜的一個。從哈勃太空望遠鏡拍得的圖像顯示，貓眼星雲擁有繩結、噴柱、弧形等各種形狀的結構。這個星雲是最被廣為研究的星雲之一，它的視星等為+8.1，擁有高表面光度。其赤經及赤緯分別為17h 58.6m及+66°38'，其高赤緯度代表北半球的觀測者可較易看到。不少大型望遠鏡均坐落於北半球地區範圍，由於該星雲處於接近正北黃極點的位置，在良好天氣的情況下，只要在黃極點附近尋找，應該不難找到。

較亮的內星雲部分直徑約為20角秒，其擴張星雲暈物質直徑約為386角秒（6.4角分）。它的星雲暈物質是原有恆星演化為紅巨星階段時噴出的。根據觀測結果，星雲主體的密度約為每立方厘米有5,000顆粒子，溫度約為8,000 K1，外層星雲暈的溫度更高，達15,000 K，而密度方面則比內部更低。星雲中央擁有一顆O型恆星，其溫度約為80,000 K，光度約為太陽的10,000倍，半徑為太陽的0.65倍。據光譜學分析，由於受恆星風的影響，中央恆星的質量正以每秒20兆噸的速度不斷流失，相等於每年3.2×10^-7太陽質量，恆星風的風力時速為每秒1,900公里。根據計算結果，中央恆星的質量與太陽差不多，約為一個太陽質量，演化前的恆星質量估計約為太陽的五倍。

美國航天局利用哈勃望遠鏡在宇宙深處發現了一個行星狀星雲，美國NASA航天局將其命名為：Hen 3-1475。宇宙中有非常多漂亮、迷人的天體，而近日美國NASA透漏，他們在宇宙深處發現了一個行星狀的星雲正在逐步的形成，而這個天體是目前宇宙中發現最漂亮、最迷人的天體之一。

之所以稱之為行星狀星雲，是因為這個星雲的外形酷似行星，非常漂亮，在美國航天局第一次發現這個星雲的時候，它正在快速的形成、擴大，這個星雲有著自己的能量和光源，它利用自身內核的輻射來產生熱和光，但是它也跟太陽一樣，在快速的消耗著自己的“壽命”，脫掉氣體“外殼”之後，星雲內部的物體將擁有足夠的能量在產生光亮。

每一個行星狀星雲都有著複雜的結構，Hen 3-1475也不例外，因為科學家完整的觀測了整個行星狀星雲的形成過程，這對人類了解這個行星狀星雲的前世今生都會有所幫助。可以通過哈勃望遠鏡發現，恆星的外殼並沒有完全剝落，這是因為沒有足夠的熱量來達到這個結果，這樣就形成了電離氣體的外殼，成為了一個沒有足夠光亮的外殼。如果一定外來光的反射，這個時候的恆星外殼是完好無損的，那麼就會出現星雲發光的情況，最終形成一個行星狀星雲。

Hen 3-1475位於人馬座約18,000光年，而且正在遠離地球。這個行星狀星雲中央的恆星的光亮度超過了太陽系中的太陽12,000倍以上。這個行星狀星雲有個非常明顯的特色，那就是其中央有數量眾多的恆星和兩個S形的極區導致中央恆星周圍存在著許多的塵埃環。這些塵埃環的速度高達每秒數百公里。

雙極噴流的形成需要很長一段時間，而這個問題一直困擾著美國天文學家。一個球形恆星是如何形成這些複雜的結構的？最近的研究表明，形成雙極噴流的原因主要是因為中央恆星造成的，導致噴出的氣體朝著相反的方向移動，每千年發生一次改變。最終形成了雙極噴流的形態。

下面列出了已經發現的一部分行星狀星云：

環球時報特約記者汪易報道 據美國太空網11日消息，日前，美國宇航局哈勃太空望遠鏡的第二代廣角及行星相機拍攝到一組圖片，其中一張圖片清晰地展現一個行星狀星雲酷似"宇宙巨眼"。此亮麗星雲實際上是由鮮艷的氣體和灰塵構成的，名為科胡特克4-55行星狀星雲（簡稱K4-55）。這張圖片是哈勃太空望遠鏡在美國東部時間拍攝，並於10日最新發布的。

行星狀星雲典型的大小約為一光年，並包含極端稀薄的氣體，密度約為每立方厘米一千顆粒子，僅僅是地球大氣層密度的百億兆（1024）分之一。年輕的行星狀星雲密度會比較高，可以達到每立方厘米十萬顆粒子。雲氣成長時，他們的膨脹將導至密度的下降。

一般而言，行星狀星雲是對稱且幾乎是球形的，但是還是存在著各種各樣的形狀和非常複雜的形式。大約有10%的行星狀星雲有強大的偶極性，和少數的有不對稱性，甚至有一個是長方形的。各種不同形狀的成因還沒有被完全了解，但有可能是中心恆星是雙星所造成的重力交互作用。另一種可能則是行星擾亂了恆星形成星雲時的物質噴流。在2005年1月，天文學家宣布在二個行星狀星雲中心的恆星探測到了磁場，並且假設這些磁場能部份或完全的解釋她們特殊的形狀。

來自恆星中心的輻射能將雲氣加熱至10,000K。與直觀不同的是，離中心越遠的雲氣溫度越高，這是因為能量越高的光子越不易被吸收。所以，能量較低的光子會先被吸收，而能抵達外圍的幾乎都是能量較高的光子，而能量越高的光子，能讓氣體的溫度越高。

星雲也可以用物質邊界或輻射邊界來描述，依據這種違反直觀的術語，前者在雲氣中沒有足夠的物質來吸收來自恆星輻射的紫外線光子，而能看見的都是充滿離子的部份；後者則是沒有足夠的來自中心恆星的紫外線光子，讓包圍著恆星擴散的前緣被遊離，於是在其外的氣體便成為中性的原子。

因為在行星狀星雲中的氣體都是遊離的等離子，磁場的作用便影響重大，會使等離子和纖維結構變得不穩定。

在我們銀河系二千億顆的恆星中，已知大約有1,500個行星狀星雲存在其間。由於生命期與恆星的壽命相比是非常的短暫，因此非常稀有。被發現的行星狀星雲都分佈在銀河的平面上，並大量集中在銀河中心的附近。在星團中被發現的數量很少，只有一、兩個被知道的例子。

在現代天文學中，CCD幾乎已經完全取代了攝影底片，在最後一次使用柯達TP 2415底片的巡天觀測中，配合高品質的濾色片，用幾乎在所有的行星狀星雲中都是最明顯的輻射線，也就是以氫最明亮的發射譜線來篩檢，發現了許多的行星狀星雲。

行星狀星雲的距離通常很難測量。距離較近的行星狀星雲，可以經由測量其膨脹速度，來測量出它的距離。採取相隔數年的高解析觀測，可以顯示星雲在垂直視線方向上的擴展，而觀測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張的速度，就可以揭露到星雲的距離。

問題是如何產生種類繁多且形狀各異的行星狀星雲，這還是個有爭議性的話題。理論上，以不同速度離開恆星的物質，彼此之間的交互作用是可以產生觀測到的各種形狀。然而，有些天文學家假設外觀更複雜、更極端的行星狀星雲應該是靠近的聯星造成的。有幾個呈現出強大的磁場，它們和電離氣體的交互作用可以解釋一些行星狀星雲的形狀。

測量星雲中的金屬丰度有兩種主要的方法，都是依靠複合線和碰撞所激發的譜線。但是，這兩種方法的結果有時會出現很大的歧異。這或許可以用行星狀星雲內部都存在著一些溫度擾動來解釋；但有些太大的差異就無法用溫度來解釋。有些假設存在著非常小的氫冷凝結點，來解釋觀測到存在的現象。然而，迄今尚未觀察到這種結點。