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行星状星云

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類似貓眼睛組織的影像。一個明亮的白點描繪出針尖大小的中央恆星,幾乎就精確地位於影像的中心。中央恆星由在三度空間呈橢圓形,表面有著不規則邊緣的殼層區域包圍著。這是一個被有著黃色和綠色邊緣包覆疊加的紅色的區域,暗示有著另一個三度空間的殼層。
X射線/光學合成的貓眼星雲(NGC 6543)的影像。
中央有一對雙星的NGC 6326,是有著一縷縷向外噴發炙熱氣體的行星狀星雲[1]

行星狀星雲,通常縮寫為PN或複數的PNs,它們是在生命晚期成為紅巨星的老年恆星,向外膨脹的氣體殼層被電離形成的發射星雲[2]。天文學家赫歇爾在1780年代創造的行星狀星雲顯然是個不恰當的名詞,因為"nebula"這個字在拉丁文的意思是輕霧或雲。只因為從他的望遠鏡觀察,這類天體呈現像行星的圓盤狀。但是赫歇爾創造的名詞被普遍的採用,並沒有改變[3][4]。相較於恆星一生數十億年的歲月,它們是相對短暫的現象,只能存在數萬年[5]

大多數行星狀星雲形成的機制被認為如下: 在恆星生命結束的紅巨星階段,恆星的外層會被強烈的恆星風剝離。最終,紅巨星大部分的氣體都被驅散,露出炙熱的核心。明亮的核心輻射出強烈的紫外線,使從恆星逃逸的氣體被電離[2]。吸收紫外線能量的氣體殼放出朦朧的光圍繞著中央的恆星,在幾個離散的可見光波長上呈現彩色、明亮的行星狀星雲。

行星狀星雲在銀河系演化化學成分上扮演著關鍵性的角色。從恆星返回星際介質的物質是核合成創造的產物,包括等和其它元素。在遙遠的星系也觀察到行星狀星雲,收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。

近年來,哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和多樣的形狀。大約只有五分之一的大致上呈現球形,而大部分都不是球對稱。產生各種各樣形狀和功能的機制仍都不十分清楚,但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。

觀測[编辑]

色彩豐富的殼有著像眼睛一樣的外觀。中心細小的恆星被一個像是虹膜的藍色區域包圍著。這個虹膜又被同心圓的橘色環帶環繞著,在空間顯示出眼睛形狀的區域呈現出紅色。整幅圖的背景點綴著恆星。
NGC 7293,螺旋星雲
圖像來源:NASA、ESA、和C.R. O'Dell(范德堡大學)
球殼的彩色區域相對於沒有恆星的背景。錯綜複雜的彗星狀結理從邊緣輻射至距離中心三分之一左右。中心的一半包含互相重疊,有著粗糙的邊緣但更亮的球殼。在中心可以看見一顆孤獨的恆星。沒有可見的背景恆星。
NGC 2392,愛斯基摩星雲
圖像來源:NASA、 ESA、Andrew Fruchter(STScI)、和ERO的團隊(STScI + ST-ECF)。

行星狀星雲一般都很黯淡,裸眼是看不見的。第一個被發現的行星狀星雲是在狐狸座啞鈴星雲,它是梅西爾在1764年發現的,並且收錄為他的星表中的第27個天體:M27[6]。對只有低解析度望遠鏡的早期觀測者,M27和後來發現的行星狀星雲看起來就像巨行星中的天王星。發現天王星的威廉·赫歇爾創造了行星狀星雲這個名詞來稱呼他們[6][7]。起初,赫協爾認為這種天體是被可以冷凝成行星的物質包圍著的恆星,而沒有任何證據顯示是有軌道上的行星被焚燒而死的恆星 [8]

直到19世紀中葉,第一次使用光譜儀觀察之前,行星狀星雲的性質是完全未知的。威廉·哈金斯是最早使用稜鏡分解光線,研究光譜的天文學家之一[7]。在1864年8月29日,哈金斯是第一個分解行星狀星雲貓眼星雲光譜的天文學家[6]。他的觀察顯示這種恆星的光譜是有著許多暗線疊加的連續光譜。稍後,他發現許多許多星雲狀的天體,例如仙女座星雲(當時的認知),有著十分相似的光譜。這些後來被證明是星系

然而,當哈金斯觀測貓眼星雲時,它發現一個非常不同的光譜。取代有著吸收線疊加的連續光譜,貓眼星雲和其它類似的天體顯示只有少量的發射線 [7]。最亮的譜線波長是500.7奈米,與任何已知的化學元素都不符[9]。首先,它被假設是一種未知的元素。被命名為nebulium;而在1868年,對太陽譜線中的相似想法,導致元素的發現[6]

雖然在太陽光譜中發現的氦很快就在地球上被獨立發現,但nebulium並沒有被發現。在20世紀初期,亨利·諾利斯·羅素提出,發出500.7奈米譜線的不是新元素,只是在不熟悉環境下的已知元素[6]

在20世紀的20年代,物理學家表明在極低密度下,原子和離子的電子都可以在梅塔穩定態能階維持激發態,但在高密度下,會迅速因撞擊而消除[10]。在離子(O+O2+(也就是OIII),和N+的電子躍遷能階,會引發500.7奈米和其它的發射譜線[6]。這些只能在極低密度下看見的譜線被稱為禁線。因此,光譜觀測證明星雲是由極端稀薄的氣體組成[11]

行星狀星雲中心的恆星非常熱[2]。一顆恆星只要耗盡核心大部份的核燃料,體積就可以坍縮成很小的尺度。行星狀星雲被認知為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擴大中。這導致行星狀星雲是一顆恆星的外層,在生命結束前被拋進太空中的想法[6]

在20世紀後期,技術的改進,有助於對行星狀星雲的研究[12]太空望遠鏡讓天文學家可以研究被大氣層遮蔽在外的電磁波與光波。以紅外線紫外線 研究行星狀星雲,可以更精確的測量這些星雲的溫度密度和元素豐度[13][14]電荷耦合元件技術允許能觀察微弱的譜線,和比以前更精確的測量。哈伯太空望遠鏡也顯示,雖然許多星雲從地面觀測時似乎只有簡單和常規結構,但在地球大氣層之上,非常高光學解析度的望遠鏡觀測下,都揭示了極為複雜的結構[15][16]

摩根·凱納光譜分類下,行星狀星雲被列為P型,然而在實際中很少使用此種標示法[17]

起源[编辑]

拉長的白色S形曲線由中央恆星向相反方向的兩側邊緣延伸。像蝴蝶形狀的區域圍繞著S形狀對應著蝴蝶的身體。
電腦模擬一個有著扭曲盤面的恆星如何形成行星狀星雲,顯示從一個小的不對稱開始導致複雜的結構。
圖片來源:Vincent Icke

大於8倍太陽質量(M)的恆星會以戲劇化的超新星結束其生命,而質量介於0.8 M至8.0 M的中與低質量恆星只會以行星狀星雲結束其生命[18]。形成行星狀星雲的祖恆星在其一生的絕大部分時間會在核心以大約1,500萬K的溫度將融合成。這種在核心進行的核融合反應產生向外的壓力,平衡了恆星引力向內擠壓要碎裂恆星的壓力[19]。因此,所有中低質量的恆星可以在主序帶上持續數十億年至數百億年的生命。

當核心的氫燃料開始減少時,重力開始壓縮核心,導致溫度上升至1億K[20]。如此高溫的核心會使恆星低溫的外層膨脹,創造出非常巨大的紅巨星。這最後的階段導致恆星的亮度戲劇化的上升,但能量分布在較之前更為廣大的面積向外釋放,使表面的平均溫度下降。在恆星演化的期間,恆星經歷光度增加就是所謂的漸近巨星分支恆星(AGB)[20]

質量較大的漸近巨星分支恆星形成行星狀星雲之後,若祖恆星的質量超過3M,核心會繼續萎縮。當溫度達到1億K,氦核會融合成,使得恆星再次恢復向外輻射能量,並且暫時停止核心的收縮。這新的氦燃燒階段(氦原子核融合)形成內在核心日益增長惰性的碳和氧。在它上面是薄薄的氦燃燒外殼,被包圍在氫燃燒的殼層內。然而,這新的階段最多只能持續20,000年左右,在整個恆星生命期是很短的一段時間。

無論是何種方式,向外發散的氣體是有增無減的進入太空,但是當曝露的核心表面溫度達到或超過30,000K時,它會輻射出足夠多的紫外線光子進入被拋出的大氣層,導致氣體發光成為一個行星狀星雲[20]

壽命[编辑]

項鍊星雲有一圈明亮的光環,測量得出它的直徑大約2光年,點綴著的明亮光點是高密度的氣體團塊,像是一條項鍊上的鑽石。這些結點是因為吸收來自中央恆星的紫外線而發光[21]

經過漸近巨星分支(AGB)階段的恆星,當氣體以每秒數公里的速度被吹離中央的恆星時,便開始其短暫的行星狀星雲演化階段[12]。在中央的恆星是AGB階段留下的殘骸,已經在AGB階段失去氫外殼的大部分質量,留下簡併態的碳-氧核心[12]。由於氣體膨脹,中央的恆星經歷兩個階段的演化。首先,它經由收縮繼續輻射出能量,使核心周圍的氫殼層繼續進行核融合反應,一旦氫殼層通過核融合和質量損失耗盡,它就會慢慢冷卻[12]。在第二階段,它因為中央恆星的質量不足以產生碳和氧融合所需要的核心溫度,它停止核融合反應和能量的釋出 [6][12]。在第一階段,中心恆星保持恆定的亮度[12],同時它變得更炙熱,最終溫度可以達到約100,000K。在第二階段,它冷卻得如此快,以致不能產生足夠的紫外線使日漸遠離的氣體雲繼續發光。這顆恆星將變成白矮星,而膨脹的氣體雲變得肉眼無法看見,結束了行星狀星雲的階段[12]。對一顆典型的行星狀星雲,其形成和恆星之間的連結,壽命大約在10,000年之間[6]

星系物質循環[编辑]

行星狀星雲在星系演化中扮演著非常重要的作用。早期宇宙幾乎完全都是氫和氦,但是通過恆星的核融合創造出更重的元素。行星狀星雲的氣體包含大量的等元素,因為它們膨脹進入星際介質中,豐富了其中的重元素,而天文學家統稱這些元素為金屬[22]

下一代的恆星由這些雲氣的遺骸中誕生,含有比初始更重的元素。即使重元素的量仍然只佔恆星的一小部分,但它們對演化有著顯著的影響。在宇宙中越早形成的恆星,含有的重元素越少,被稱為第二星族星;而較年輕的,含有較多種元素的被稱為第一星族星(詳見星族[23]

性質[编辑]

物理性質[编辑]

橢圓的外殼有著細緻的紅色圍繞著黃色的區域,然後粉紅色圍繞著在中心接近圓形的藍色區域與中央的恆星。可以看見幾顆背景的恆星。
NGC 6720,環狀星雲

影像來源:STScI/AURA
檸檬片星雲(IC 3568)

一個典型行星狀星雲的直徑大約是1光年,並且有著極度稀薄的氣體,密度從每釐米3100到10,000個顆粒[24](相較之下,地球大氣層每釐米3包含2.5×1019個顆粒。)。年輕的行星狀星雲有著較高的密度,有時可以達到每釐米3106個顆粒。隨著星雲老化,它們的膨脹造成密度降低。行星狀星雲的質量範圍從0.1至1太陽質量 [24]

中心恆星的輻射可以將氣體加熱至大約10,000K[25]。中心區域的溫度床遠遠高於周邊,可以達到16,000 — 25,000 K[26]。鄰近中心恆星的體積經常充滿了非常熱的氣體(冕),溫度約1,000,000K。中央恒星附近卷經常充滿了 (日冕) 氣很熱,溫度約 1,000,000 k。這些氣體起源於中心恆星表面高速的恆星風[27]

星雲的邊界可以用物質邊界輻射邊界來描述。在前一種狀況,星雲沒有足夠的物質可以吸收恆星輻射的紫外線光子,並且星雲可見的分完全被電離。在後者的情況,來自中心的恆星輻射出的紫外線光子,不足以使周圍所有的氣體電離,向外傳播的電離波前緣進入環繞在外圍中性原子的星周包層[28]

數量和分布[编辑]

在銀河系約2,000億顆恆星中,已知的行星狀星雲大約是3,000顆[29]。它們如此罕見只因為相較於恆星的一生只佔有很短的時期。它們大多是在接近銀河的平面附近被發現的,而且在靠近銀心處最為集中[30]

型態[编辑]

這幅動畫顯示像弗萊明1這種在核心有兩顆恆星的行星狀星雲可以控制從核心噴發的物質,創造出壯觀的噴流。

行星狀星雲的種類繁多,有許多不同的形狀,與一些非常複雜的形式,大約只有20%是球對稱(例如,參見阿貝爾39[31]。不同的作者對行星狀星雲會有不同的分類:恆星、盤、環、不規則、螺旋、雙極、四極[32],和其他的類型[33];然而其中大多數都屬於球形、橢圓和雙極性這三類。雙極星雲都集中在銀河平面,可能是由相對年輕的大質量恆星形成的;而在核球的雙極星雲的軌道軸的指向似乎都傾向於平行於銀河平面[34]。另一方面,球形星雲可能是由類似太陽的老年恆星形成的[27]

各種不同形狀的星雲絕大部分是投影的效果 --以不同的角度查看會出現不同的形狀;然而,多樣性的物理原因上不是完全清楚[33]。如果它們的中心是雙星,伴星的引力交互作用可能是原因之一。另一種可能是行星擾亂了離開恆星的物質流。已經確定的是質量越大的恆星產的行星狀星雲形狀越不規則[35]。在2005年1月,天文學家首次宣布檢出兩個行星狀星雲中央恆星周圍的磁場,並且假設這些磁場要為部分或全部的形狀負責[36][37]

星團中的成員[编辑]

在亞利桑那州檸檬山使用24吋望遠鏡拍攝的阿貝爾78。圖片由Joseph D. Schulman提供。

目前已經在銀河的四個球狀星團成員:M15M22NGC 6441帕羅馬6檢出行星狀星雲。證據也指出在M31的球狀星團中也潛在著未發現的行星狀星雲[38]。然而,目前只有一個在疏散星團中發現行星狀星雲的例子,而且得到各自不同的獨立研究人員確認[39][40][41]。這個案例涉及的是行星狀星雲PHR 1315-6555和疏散星團安德魯斯琳賽1(Andrews-Lindsay 1)。事實上,通過該星團的成員,PHR 1315-6555建立了行星狀星雲最精確的距離(也就是4%的距離解決方案)。在M46中的NGC 2818和NGC 2348為常被引用的相似例子,但在速度上不能匹配,顯示這只是在視線方向上的巧合[30][42][43]。潛在的可能PN群集例子暫時還有阿貝爾8和Bica 6[44][45],和He 2-86與NGC 4463[46]

理論模型預測1-8太陽質量的主序星可以形成行星狀星雲,這使得祖恆星的年齡要大於4,000萬年。雖然有數百個疏散星團的年齡在這個範圍內,但由於種種原因的限制,很難有機會在其中找到行星狀星雲[30]。原因之一,是大質量恆星的行星狀星雲階段只有數千年,這在宇宙中只是一眨眼之間。另外,部分原因在它們的總質量偏低,相對而言就是疏散星團的凝聚力較差,傾向於在相對較短的時間內潰散,通常是1億至6億年的時間[47]

行星狀星雲當前的研究成果[编辑]

一對成熟的恆星造成形狀奇特且壯觀的行星狀星雲[48]
極小的行星狀星雲NGC 6886

行星狀星雲的距離通常很難確定[49]。距離較近的可以透過膨脹率來確定。採用相隔多年的高解析度觀測顯示垂直於視線方向的擴張,而光譜的都卜勒頻移可以揭露在視線方向上的速度。比較角膨脹率和擴張的速度可以揭示到星雲的距離[15]

行星狀星雲如何產生種類繁多的形狀是一個仍然有爭議的話題。理論上,以不同速度離開恆星的物質之間的交互作用可以產生觀測到的各種形狀[33]。然而,有些天文學家主張密近雙星可能形成更複雜、更極端的行星狀星雲[50]。就有幾個表現出強大的磁場[51],和它們與電離氣體的交互作用可以解釋一些行星狀星雲的形狀[37]

有兩種主要方法可以測量星雲中的金屬豐度。這些方法是依靠復合線和碰撞激發的譜線,但是兩種方法的結果有很大的差異。這可能說明行星狀星雲內部都有些許的溫度擾動。有些差異太大,無法用溫度的影響來解釋,有些就假設存在著包含低溫氫氣的結點來解釋觀察到的現象。但是,迄今尚未觀察到這些結點[52]

相關條目[编辑]

前期演化階段:

後續演化階段:

一般議標題:

其它議題:

其它的演化階段:

參考資料[编辑]

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  • Kwok, Sun; Su, Kate Y. L., Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881, The Astrophysical Journal, December 2005, 635 (1): L49–52, Bibcode:2005ApJ...635L..49K, doi:10.1086/499332, 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. 
  • Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward, Barlow, M. J.; Méndez, R. H., 编, Planetary nebulae in the GLIMPSE survey, Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium #234, Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond (Cambridge: Cambridge University Press), 2006, 2 (S234): 445–6, Bibcode:2006IAUS..234..445K, doi:10.1017/S1743921306003668, 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. 
  • Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M., NGC 6153: a super–metal–rich planetary nebula?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, March 2000, 312 (3): 585–628, Bibcode:2000MNRAS.312..585L, doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x 
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進階讀物[编辑]

  • Iliadis, Christian, Nuclear physics of stars. Physics textbook, Wiley-VCH: 18, 439–42, 2007, ISBN 978-3-527-40602-9 
  • Renzini, A., S. Torres-Peimbert, 编, Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells, Proceedings of the 131st symposium of the IAU, 1987, 131: 391–400, Bibcode:1989IAUS..131..391R 

外部連結[编辑]

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