| 词条 | 行星状星云 |
| 释义 | 行星状星云实质上是一些垂死的恒星抛出的尘埃和气体壳，直径一般在一光年左右。由质量小于太阳十倍的恒星在其演化的末期，其核心的氢燃料耗尽后，不断向外抛射的物质构成。行星状星云是指外形呈圆盘状或环状的并且带有暗弱延伸视面的星云，属于发射星云的一种。在望远镜中看去，它具有像天王星和海王星那样略带绿色而有明晰边缘的圆面。 行星状星云呈圆形、扁圆形或环形，有些与大行星很相像，因而得名。 概述1777年，威廉·赫歇尔发现这类天体后，称它们为行星状星云。用大望远镜观察显示出行星状星云有纤维、斑点、气流和小弧等复杂结构。它们主要分布在银道面附近，受到星际消光的影响，大量的行星状星云被暗星云遮蔽而难以观测，其中央部分有一个很小的核心，是温度很高的中心星。行星状星云的气壳在膨胀，速度为每秒10公里到50公里。其化学组成和恒星差不多，质量一般在0.1到1个太阳质量之间，密度在每立方厘米100到10，000个原子[离子]之间，温度为6000K到10，000K，中心星的温度高达30，000K以上。星云吸收它发出的强紫外辐射通过级联跃迁过程转化为可见光.据估计，行星状星云的寿命平均约为30，000年左右。这类星云出现，象征着恒星已到晚年。在银河系存在期间[大约10--100亿年]，将近有10亿到100亿个恒星，经历过行星状星云阶段。因此，这种天体很可能是一种普遍存在的天体。银河系中大部分恒星，很可能都要经过行星状星云而后才"死亡"。根据太阳附近的分布密度(约每千立方秒差距三十到五十个)估计，整个银河系中应该有四五万个，现在观测到的只是其中很小的一部分。 这类星云与弥漫星云在性质上完全不同，它们是如太阳差不多质量的恒星演化到晚期，核反应停止后，走向死亡时的产物。这类星云的体积在膨胀之中，最后气体逐渐扩散消失于星际空间，仅留下一个中央白矮星。在行星状星云的中央，都有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星。这是正在演化成白矮星的恒星。 著名的行星状星云有天琴座环状星云等。目前河外星系中也发现了大量的行星状星云，如仙女座星系中就已发现300多个行星状星云；大麦哲伦星系中发现400多个行星状星云；小麦哲伦星系中发现200多个行星状星云。 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。 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。 行星状星云-主要特点行星状星云是恒星晚年时的产物。行星状星云实际上是由即将消亡的恒星抛出的气体组成的。在整个恒星生命的最后阶段，恒星依靠位于内核外面的壳层中的氦进行聚变反应提供能量。这个过程很不稳定。在内部的剧烈动荡和辐射压力等共同作用下，已经膨胀并且相互间结合的很松散的恒星表面层被抛入太空，这就形成了行星状星云。被抛到太空的物质非常多，以每秒1000公里的高速运动，形成一股强劲的“风”。组成星云的这些物质虽然很稀薄，但质量很大。在银河系中，平均每年都有一个新的行星状星云诞生。自18世纪以来，天文学家已经观测了大约1500个行星状星云的图像，并对它们进行了编目分类。另外，可能还有大约1万个行星状星云隐藏在银河系稠密的尘埃云后面。 行星状星云有各种复杂形状，它们几乎都具有对称性。它拥有五彩缤纷的气体云，是天文学中最壮丽的景观之一。关于星云的形成和发展过程的研究正在继续，有多种模型，但都不能正确地解释所有现在的观测结果。 最初的“互动恒星风假说”模型认为，高速的恒星风冲入前方低速的恒星风时，将在两者的交接面形成一个稠密的压缩气体圈。这种模型对圆形和近圆形的行星状星云给出了满意的解释。但根据现在观测，圆形的行星状星云只占总数的10%，更多的是扁、长的形状。 在“互动恒星风假说”的修正模型中，假设低速恒星风现在赤道位置形成了厚密的环。由于这个环的影响，高速恒星风强烈偏转，形成呈镜像对称的沙漏形状。在计算机模拟中，这一模型圆满地解释了到1993年所发现的所有形状。 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。 物理特性行星状星云典型的大小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。 行星状星云的温度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。 行星状星云的结构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。 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。 环状星云除了土星环外，环状星云(M57)可能是天空中最著名的环状天体了。 这个外观单纯且优雅的行星状星云，可能是我们从地球看出去的视线恰好穿过筒状云气的投影结果，而这团云气是由一颗垂死的中央星所抛出来的。 哈伯传家宝计划的天文学家，使用太空望远镜所拍摄的数张影像制作出这张精彩的高解析照片，影像所选用的色泽是用来标示这团恒星寿衣的温度分布。蓝色代表靠近高温中心星区域的炽热气体，慢慢地转变为较外面也是较低温的绿色和黄色区域，以及最边缘也是最低温的红色气体。除此之外，在星云的边缘附近，还可以看到许多黝黑的条状结构。 环状星云位在北天的天琴座(lyra)内，大小约为一光年，距离我们约有2000光年远。 哑铃星云在全天的行星状星云中，狐狸座哑铃星云无疑是最美丽的一个，它列于梅西耶星团星云星表的第27位，故又称M27星云。在行星状星云中它并不是最大的，也不是最亮的。由于较大的行星状星云均比较暗，而最亮的行星状星云又很小，因此狐狸座的哑铃星云就成为最容易观测的行星状星云了。在天箭座γ星以北3°处很容易找到M27。甚至用小望远镜都可以一下子辨认出来。它的赤道坐标为：赤经19时59.6分；赤纬+22°43′(2000.0)。角大小为8′*4′，距离为300秒差距，975光年。 狐狸座哑铃星云是个很美丽的天体。很明亮，视星等为7.6 等。在满布恒星的星空背景中仍显得很突出，它的形状象两个圆锥顶对顶对接起来的哑铃，因此被称为哑铃星云。用口径6 英寸的望远镜观看，显得非常清晰动人。 当用更大的望远镜观测时，能够看到柔和的蓝绿色的光晕包围在“哑铃”的周围。用大望远镜照相观测表明，光晕的长轴方向的方位角为125°，12等的核星很明显地靠近哑铃形的西边缘，不过，天文学家维波注意到那里有几颗和星云并无物理联系的暗星。那颗12等的核星是很难辨认出来的。另外，在哑铃星云以北25′处，仅有一颗5 等星，它就是狐狸座14星。 爱斯基摩星云爱斯基摩星云又名为NGC 2392，它是天文学家威廉·赫歇尔在1787年发现的，由于从地面看去，它像是一颗载着爱斯基摩毛皮兜帽的人头，所以得到了这种昵称。在2000年时，哈勃太空望远镜为它拍摄了一张照片，发现这个星云具有非常复杂的云气结构，直至现在，这些结构的成因仍然不完全清楚。无论如何，爱斯基摩星云是个如假包换的行星状星云，而影像中的云气是由一颗很像太阳的恒星在一万年前抛出来的外层气壳。影像中清楚可见的星云内层丝状结构，是强烈恒星风所抛出的中心星物质，而外层碟状区，有许多长度有一光年长的奇特橘色指状物。 猫眼星云猫眼星云（Cat's Eye Nebula, NGC 6543）位于天龙座。这个星云特别的地方，在于其结构几乎是所有有记录的星云当中最为复杂的一个。从哈勃太空望远镜拍得的图像显示，猫眼星云拥有绳结、喷柱、弧形等各种形状的结构。 这个星云是最被广为研究的星云之一，它的视星等为+8.1，拥有高表面光度。其赤经及赤纬分别为17h 58.6m及+66°38'，其高赤纬度代表北半球的观测者可较易看到。不少大型望远镜均坐落于北半球地区范围，由于该星云处于接近正北黄极点的位置，在良好天气的情况下，只要在黄极点附近寻找，应该不难找到。 直径方面，较亮的内星云部分直径约为20角秒，其扩张星云晕物质直径约为386角秒（6.4角分）。它的星云晕物质是原有恒星演化为红巨星阶段时喷出的。 根据观测结果，星云主体的密度约为每立方厘米有5,000颗粒子，温度约为8,000 K1，外层星云晕的温度更高，达15,000 K，而密度方面则比内部更低。 星云中央拥有一颗O型恒星，其温度约为80,000 K，光度约为太阳的10,000倍，半径为太阳的0.65倍。据光谱学分析，由于受恒星风的影响，中央恒星的质量正以每秒20兆吨的速度不断流失，相等于每年3.2×10^-7太阳质量，恒星风的风力时速为每秒1,900公里。根据计算结果，中央恒星的质量与太阳差不多，约为一个太阳质量，演化前的恒星质量估计约为太阳的五倍。 其它下面列出了目前已经发现的一部分行星状星云： 梅西耶的分类 星云和星团新总表 其他命名 昵称 发现日期 距离地球(光年) M2-9 喷射星云 1990年代 M27 NGC 6853 哑铃星云 1764年 约1250 M57 环状星云 1779年 2300 Mz3 蚂蚁星云 1997年7月20日 NGC 2392 爱斯基摩星云 1787年 约5000 NGC 6543 猫眼星云 1786年 约3260 NGC 7009 土星星云 1782年 NGC 7293 耳轮星云 1824年 450 MyCn18 沙漏星云 1996年 约8000 CRL 2688 蛋状星云 1996年 约3000 M76 NGC 650, NGC 651 小哑铃星云 1780年 M97 NGC 3587 猫头鹰星云 1781年 NGC 6537 红蜘蛛星云 C 418 螺线图星云 2000年 NGC 5189 螺旋行星状星云 1835年 3000 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。 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。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。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。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。 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。 |
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