行星状星云
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行星状星雲是天體的一種，為低質量恆星(質量介於0.1至1個太陽質量)死亡時的一種狀態，外圍有由電漿構成的發光氣體外殼，中心則為裸露的核心（白矮星）。它們實際上與行星毫無關聯，只是因為通過光學望遠鏡，看起來像木星等巨型氣體行星般有一定的視面積(而不是點狀)，因而得名。與恆星上億年的生命相比，行星狀星雲是短暫的現象，現象只能維持數萬年。在銀河系中已經發現的行星狀星雲約有1,500個。
在天文學中，行星狀星雲是很重要的天體。這是因為它們在星系的化學演化中扮演著關鍵的角色，讓在恆星內部核聚变產生的豐富重元素（碳、氮、氧和鈣）和其他產物能夠回復為星際物質。在其他星系中，行星狀星雲或許是目前唯一能夠經由觀測，獲知元素豐度的有用数据的天體。
近年，哈柏太空望遠鏡的影像顯示出行星狀星雲有著各種極端複雜的形態，大約有五分之一是近乎球形的，但大多數都呈非球形對稱的形狀。要瞭解導致這些不同特徵的機制並不容易，但是雙星、恆星風、和磁場可能扮演著特定角色。
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[编辑] 觀測史
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年被查尔斯·梅西耶（Charles Messier）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分辨率都很低，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（William Herschel）就將她們稱為行星狀星雲。雖然，我們現在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，而現在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 奈米的一些譜線，但卻不能與當時所知的任何元素譜線吻合 [1]。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後不久，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•諾裡斯•羅素提出那不是一種新元素，500.7奈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，電子被激發後能停留在原子或離子的暫穩能階上，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[2]，當電子從氧原子的暫穩能階上躍遷時可以產生500.7奈米的譜線。像這種只能在非常低密度的氣體中產生的譜線稱為禁制譜線 (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。恒星只有用盡了核燃料才能崩潰成這麼小的的星体，因此行星狀星雲被认为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、密度和豐度 。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 ，許多示前所未見的、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。
[编辑] 起源
行星狀星雲是多數恆星演化至末期的狀態。我們的太陽是一顆很普通的恆星，只有少數的恆星質量比他小。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。
經歷數十億年之後，恆星用盡了氫，從核心釋放出來的能量將不足以产生足够的压力去支撐恆星的外層外殼，於是核心將收縮使溫度上升。現在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，急剧膨胀将導致外殼溫度的下降，恆星成為紅巨星。恒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，这一过程是宇宙中金属的来源。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；从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[1]。
拋出的氣體在恆星附近形成彩色的云层，而在中心剩下裸露的核心。隨著越來越多的气体外壳被抛離恆星，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游離，於是氣體開始产生受激辐射，行星狀星雲便誕生了。
[编辑] 生命期
行星狀星雲中的氣體以每秒數千千米的速度向外漂移，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。
[编辑] 星系內的循環
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。(參考星族)。
[编辑] 特性
[编辑] 物理特性
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，密度約為每立方公分一千顆粒子，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，可以達到每立方公分十萬顆粒子。雲氣成長時，他們的膨脹將導至密度的下降。
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游離，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游離的電漿，磁場的作用便影響重大，會使電漿和纖維結構變得不穩定。
[编辑] 數量和分布
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布在銀河的平面上，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，配合高质量的濾色片，將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[2]。
[编辑] 形態
一般而言，行星狀星雲是對稱且幾乎是球形的，但是還是存在着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，天文學家宣佈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[1]。
[编辑] 目前的研究
在許多行星狀星雲的研究中，長久以來的老問題就是他們的距離非常難測量，只有少數鄰近的行星狀星雲能測量到膨脹視差 來測出距離：經由多年高分辨率的觀測，測量出垂直視線方向的膨脹值，並由分光鏡觀察在視線方向上的都卜勒位移，計算出在視線方向的膨脹速度。比較膨脹擴大的角度和擴張的速度就能算出行星狀星雲的距離[3]。
各種不同形狀的行星狀星雲是如何產生的，是一個仍有爭議的問題。明顯的，以不同速度離開中心恆星的物質間的交互作用，能說明被觀察到的星雲的不同形狀。然而有些天文學家相信在星雲中心的雙星至少能對比較複雜和獨特的星雲形狀有所解釋[4]。一項最近的研究發現有幾個行星狀星雲有強大的磁場，而長久以來這只是一個假設，而至少在這些行星狀星雲中，磁場和游離氣體雲氣的交互作用能對星雲的形狀負責[5]。
兩種不同的方法可以測量星雲中金屬的富貧度，分別依據不同的譜線來測量，但有時這兩種方法所得到的結果之間會有很大的差異。有些天文學家將少量的溫度變化擾動加入星雲內；但也有些天文學家認為誤差太大，溫度的擾動效應不足以解釋，並且假設有少量的氫構成溫度較低的團塊來解釋觀測上的差異，但在觀測中並未觀測到這樣的團塊[6]。
[编辑] 參見
[编辑] 參考文献
- ↑ 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
[编辑] 外部鏈結
- 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
