什麼是行星狀星雲

發射星雲的一種。在望遠鏡中大都具有像天王星或海王星那樣的略帶綠色而有明晰邊緣的小圓面。因此，F.W.赫歇耳在1779年發現這類天體後稱它們為行星狀星雲。初看起來行星狀星雲具有較規則、較對稱的圓盤形狀，中心有一個很小的核心──温度很高的中心星。但用大望遠鏡拍得的照片卻顯示出非常複雜的纖維、斑點、氣流和小弧等結構。行星狀星雲大都比較暗，只能用望遠鏡進行觀測和證認，所以到1940年只發現了 130多個。後來使用大口徑施密特望遠鏡，另加物端稜鏡按其光譜特徵來證認，並配合參考《帕洛馬天圖》，到1977年已發現 1，237個。一部分星雲的角直徑小於望遠鏡的分辨率，在底片上很難與恆星區別，因而它們也有恆星狀星雲之稱。此外，由於行星狀星雲分佈在銀道面附近，受到嚴重的星際消光影響，所以大量的行星狀星雲被暗星雲掩蔽而難以觀測。根據太陽附近的空間密度（約每千立方秒差距30～50個），估計整個銀河系中應有行星狀星雲4～5萬個。可見，現在觀測到的只是其中很小的一部分。行星狀星雲不僅集聚在銀道面附近，而且運動特性與蒭藁增二型長週期變星相似（在一個很扁的軌道上繞銀心轉動），所以是盤星族中的一個重要組成部分。

行星狀星雲的光譜很像瀰漫氣體星雲的光譜，但由於前者的中心星比後者的照明星具有高得多的温度，所以激發度也高得多。在微弱的連續背景上重迭着一批強發射線。二次電離氧的禁線(λ5007、λ4959)是行星狀星雲光譜中最強的發射線。1864年哈根斯對天龍座行星狀星雲NGC6543進行分光觀測時，發現了許多很強的亮線，大部分被證認為氫線，有幾條未能證認，認為這些是一種元素的譜線。1927年鮑恩才成功地説明哈根斯發現的“”線是二次電離氧的禁線。

行星狀星雲的質量在0.1～1.0太陽質量之間，星雲中的密度在每立方厘米 100～10，000個原子(離子)之間。行星狀星雲的中心星都是温度很高(≥30，000K)的，它們的輻射集中在光譜的紫外和遠紫外區，加上星雲的“覆蓋”，所以在地面只觀測到200個左右的中心星。行星狀星雲的能量來自中心星，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。在拋出星雲後中心星迅速收縮，光度和温度迅速上升，當光度接近兩萬倍太陽光度時，因收縮而得的重力勢能輻射殆盡，光度和温度又迅速下降，恆星很快地過渡到白矮星階段而瀕於死亡，周圍的星雲氣體也已完全稀薄暗淡而消失於視野中，所以行星狀星雲的出現象徵着恆星已到晚年。據估計，行星狀星雲的平均壽命約為三萬年左右。假定銀河系中行星狀星雲的數量是動態平衡的，則由星雲的壽命和現存的個數可推算出來，在銀河系存在期間(109～1010年)將會有近109～1010個恆星經歷過行星狀星雲階段，因此行星狀星雲很可能是一種普遍存在的天體。銀河系中的大部分恆星很可能都將經過行星狀星雲階段而“死亡”。在其他星系中也發現了不少行星狀星雲。例如仙女星系(M31)中有300多個，大麥哲倫雲中約有400個，小麥哲倫雲中有200多個。（見彩圖）

ian ed.，Planetary　nebulae， Observations and theory，IAU Symposium，No.76， el　.， Dordrecht，Holland，1978.