行星狀星云實(shí)質(zhì)上是一些垂死的恒星拋出的塵埃和氣體殼，直徑一般在一光年左右。由質(zhì)量小于太陽十倍的恒星在其演化的末期，其核心的氫燃料耗盡后，不斷向外拋射的物質(zhì)構(gòu)成。 行星狀星云是指外形呈圓盤狀或環(huán)狀的并且?guī)в邪等跹由煲暶娴男窃疲瑢儆诎l(fā)射星云的一種。在望遠(yuǎn)鏡中看去，它具有像天王星和海王星那樣略帶綠色而有明晰邊緣的圓面。
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行星狀星云實(shí)質(zhì)上是一些垂死的恒星拋出的塵埃和氣體殼，直徑一般在一光年左右。由質(zhì)量小于太陽十倍的恒星在其演化的末期，其核心的氫燃料耗盡后，不斷向外拋射的物質(zhì)構(gòu)成。
行星狀星云是指外形呈圓盤狀或環(huán)狀的并且?guī)в邪等跹由煲暶娴男窃疲瑢儆诎l(fā)射星云的一種。在望遠(yuǎn)鏡中看去，它具有像天王星和海王星那樣略帶綠色而有明晰邊緣的圓面。1777年，威廉·赫歇爾發(fā)現(xiàn)這類天體后，稱它們?yōu)樾行菭钚窃啤Ｓ么笸h(yuǎn)鏡觀察顯示出行星狀星云有纖維、斑點(diǎn)、氣流和小弧等復(fù)雜結(jié)構(gòu)。它們主要分布在銀道面附近，受到星際消光的影響，大量的行星狀星云被暗星云遮蔽而難以觀測，其中央部分有一個很小的核心，是溫度很高的中心星。行星狀星云的氣殼在膨脹，速度為每秒10公里到50公里。其化學(xué)組成和恒星差不多，質(zhì)量一般在0.1到1個太陽質(zhì)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(dá)30，000K以上。星云吸收它發(fā)出的強(qiáng)紫外輻射通過級聯(lián)躍遷過程轉(zhuǎn)化為可見光。[1]
行星狀星云通常是黯淡的天體，而且沒有一個是裸眼能夠看到的。第一個被發(fā)現(xiàn)的行星狀星云是位于狐貍座的啞鈴星云，在1764年被查爾斯·梅西耶發(fā)現(xiàn)并且被編為其目錄中的第27號（M27）。早期觀測用的望遠(yuǎn)鏡分辨率都很低，M27和稍后被發(fā)現(xiàn)的行星狀星云看起來與氣體行星相似，因此，天王星的發(fā)現(xiàn)者威廉·赫歇爾就將她們稱為行星狀星云。雖然，我們現(xiàn)在已經(jīng)知道她們與行星完全不同，但這個名稱已經(jīng)成為專有名詞，因而沿用至今。
直到19世紀(jì)使用分光鏡觀測行星狀星云的光譜之后，它的本質(zhì)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(xué)家，他使用棱鏡來觀測光譜。他的觀測顯示天體的光譜在連續(xù)光譜中有許多黑暗的吸收線疊加在其中，稍后他又發(fā)現(xiàn)了許多看似星云的天體，例如仙女座大星云，也有相似的光譜，而現(xiàn)在我們知道有些當(dāng)時所謂的星云其實(shí)就是星系。
然而，當(dāng)他觀測貓眼星云時，他發(fā)現(xiàn)貓眼星云的光譜與別的十分不同。在貓眼星云和類似天體的光譜中只有少量發(fā)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(dāng)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，并將之命名為nebulium─如同導(dǎo)致在1868年發(fā)現(xiàn)太陽光譜中的氦譜線的猜想。
然而，當(dāng)氦元素從太陽光譜中被發(fā)現(xiàn)后不久，就在地球上被尋獲了，可是假設(shè)的nebulium卻沒有。在20世紀(jì)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(huán)境下產(chǎn)生的譜線。
1920年代，物理學(xué)家顯示氣體在極端低密度下，電子被激發(fā)后能停留在原子或離子的亞穩(wěn)態(tài)上，并經(jīng)由躍遷產(chǎn)生譜線，但在密度較高的環(huán)境中，因?yàn)榕鲎差l繁，這些能階上的電子還來不及躍遷就被撞離了，當(dāng)電子從氧離子（O2+ 或 OIII）的亞穩(wěn)態(tài)躍遷時可以產(chǎn)生500.7納米的譜線。像這種只能在非常低密度的氣體中產(chǎn)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云是由極端稀薄的氣體組成的。
如下面進(jìn)一步談?wù)摰降模行菭钚窃浦行牡暮阈欠浅幔橇炼葏s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么小的的星體，因此行星狀星云被認(rèn)為是恒星演化的最后階段。光譜的觀測顯示所有的行星狀星云都在膨脹中，因此出現(xiàn)行星狀星云是由恒星在生命結(jié)束前將氣體的外殼投擲入太空中所形成的想法。
在20世紀(jì)未，科技的進(jìn)步令我們進(jìn)一步了解行星狀星云。太空望遠(yuǎn)鏡允許天文學(xué)家研究可見光之外的電磁波。這是因?yàn)榇髿鈱又蝗菰S無線電波和可見光通過。以紅外線和紫外線 研究行星狀星云，可以更精確地測量出它們的溫度、密度和豐度 。CCD技術(shù)能測量出更暗的、過去測量不到的譜線。從地面觀測到的星云都是結(jié)構(gòu)簡單且形狀規(guī)則。但通過在地球大氣層之上的哈柏太空望遠(yuǎn)鏡 ，許多之前所未見的、極端復(fù)雜的星云形態(tài)與結(jié)構(gòu)也顯露出來。
在摩根-肯納光譜分類的系統(tǒng)下，行星狀星云被歸類在型態(tài)-P，但實(shí)際上很少會用到這樣的光譜標(biāo)示。[2]
行星狀星云是多數(shù)恒星演化至末期的狀態(tài)。我們的太陽是一顆很普通的恒星，只有少數(shù)的恒星質(zhì)量比他小。比太陽質(zhì)量大許多倍的恒星在演化的末期將戲劇化的產(chǎn)生超新星爆炸，但是對于中等質(zhì)量和低質(zhì)量的恒星，終將發(fā)展成為行星狀星云。
質(zhì)量低于兩倍太陽質(zhì)量的恒星，一生中絕大部分的時間都在核心進(jìn)行氫融合成氦的核聚變反應(yīng)，由核聚變釋放出來的能量阻擋住恒星自身重力的崩潰，使恒星保持穩(wěn)定。
經(jīng)歷數(shù)十億年之后，恒星用盡了氫，從核心釋放出來的能量將不足以產(chǎn)生足夠的壓力去支撐恒星的外層外殼，于是核心將收縮使溫度上升。現(xiàn)在太陽核心的溫度接近1,500萬K，但是當(dāng)氫用盡時，收縮將使溫度上升至1億K。
恒星的外殼因?yàn)楹诵臏囟鹊纳邔×业呐蛎洠眲∨蛎泴?dǎo)致外殼溫度的下降，恒星成為紅巨星。恒星的核心繼續(xù)收縮并使溫度再升高，而當(dāng)溫度達(dá)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(diǎn)燃的核聚變反應(yīng)阻止了核心的收縮，燃燒的氦將在內(nèi)部產(chǎn)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(yīng)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(yīng)的速率就會增加一倍，因此溫度只要略有上升，就會迅速導(dǎo)致反應(yīng)速率的增加，然后釋放出更多的能量，進(jìn)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。這使得恒星變得很不穩(wěn)定，于是巨大的脈動組合產(chǎn)生了，恒星的氣體外殼在反覆的收縮、膨脹之中，最后終將被拋入太空中。
拋出的氣體在恒星附近形成彩色的云層，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恒星，恒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(dāng)露出的表面溫度大約達(dá)到30,000K時，就會有足夠紫外線光子將大氣層中的原子游離，于是氣體開始產(chǎn)生受激輻射，行星狀星云便誕生了。
行星狀星云是恒星晚年時的產(chǎn)物。行星狀星云實(shí)際上是由即將消亡的恒星拋出的氣體組成的。在整個恒星生命的最后階段，恒星依靠位于內(nèi)核外面的殼層中的氦進(jìn)行聚變反應(yīng)提供能量。這個過程很不穩(wěn)定。在內(nèi)部的劇烈動蕩和輻射壓力等共同作用下，已經(jīng)膨脹并且相互間結(jié)合的很松散的恒星表面層被拋入太空，這就形成了行星狀星云。被拋到太空的物質(zhì)非常多，以每秒1000公里的高速運(yùn)動，形成一股強(qiáng)勁的“風(fēng)”。組成星云的這些物質(zhì)雖然很稀薄，但質(zhì)量很大。
在銀河系中，平均每年都有一個新的行星狀星云誕生。自18世紀(jì)以來，天文學(xué)家已經(jīng)觀測了大約1500個行星狀星云的圖像，并對它們進(jìn)行了編目分類。另外，可能還有大約1萬個行星狀星云隱藏在銀河系稠密的塵埃云后面。
行星狀星云有各種復(fù)雜形狀，它們幾乎都具有對稱性。它擁有五彩繽紛的氣體云，是天文學(xué)中最壯麗的景觀之一。關(guān)于星云的形成和發(fā)展過程的研究正在繼續(xù)，有多種模型，但都不能正確地解釋所有現(xiàn)在的觀測結(jié)果。
最初的“互動恒星風(fēng)假說”模型認(rèn)為，高速的恒星風(fēng)沖入前方低速的恒星風(fēng)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云給出了滿意的解釋。但根據(jù)現(xiàn)在觀測，圓形的行星狀星云只占總數(shù)的10%，更多的是扁、長的形狀。
在“互動恒星風(fēng)假說”的修正模型中，假設(shè)低速恒星風(fēng)現(xiàn)在赤道位置形成了厚密的環(huán)。由于這個環(huán)的影響，高速恒星風(fēng)強(qiáng)烈偏轉(zhuǎn)，形成呈鏡像對稱的沙漏形狀。在計算機(jī)模擬中，這一模型圓滿地解釋了到1993年所發(fā)現(xiàn)的所有形狀。
行星狀星云中的氣體以每秒數(shù)千公里的速度向外漂移，當(dāng)氣體持續(xù)向外膨脹的同時，因?yàn)楹阈堑馁|(zhì)量不足以讓核心收縮至溫度能引發(fā)碳和氧進(jìn)行核聚變所需要的溫度，中心的恒星會因?yàn)楹司圩兎磻?yīng)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(yuǎn)的氣體發(fā)光，云氣將不再被看見，這顆恒星就成為白矮星，而氣體的云氣也將重組。一個典型的行星狀星云從誕生到重組，大約只需要10,000年的時間。
行星狀星云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。但是恒星能經(jīng)由核聚變產(chǎn)生重元素，行星狀星云的氣體因而包含了極大比例的碳、氮和氧。并且經(jīng)由擴(kuò)展與星際物質(zhì)混合在一起，因而豐富了其中的重原素含量。天文學(xué)家稱這種過程為金屬化。
在之后誕生的恒星，一開始就會有比較多的重元素。即使如此，重元素的含量在恒星內(nèi)所占的比例依然很低，但對恒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恒星被稱為第二星族，而較年輕的含有較多重元素的恒星被稱為第一星族。
行星狀星云典型的大小約為一光年，并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。年輕的行星狀星云密度會比較高，可以達(dá)到每立方厘米十萬顆粒子。云氣成長時，他們的膨脹將導(dǎo)至密度的下降。
來自恒星中心的輻射能將云氣加熱至10,000K。與直觀不同的是，離中心越遠(yuǎn)的云氣溫度越高，這是因?yàn)槟芰吭礁叩墓庾釉讲灰妆晃铡Ｋ裕芰枯^低的光子會先被吸收，而能抵達(dá)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。
星云也可以用物質(zhì)邊界或輻射邊界來描述，依據(jù)這種違反直觀的術(shù)語，前者在云氣中沒有足夠的物質(zhì)來吸收來自恒星輻射的紫外線光子，而能看見的都是充滿離子的部份；后者則是沒有足夠的來自中心恒星的紫外線光子，讓包圍著恒星擴(kuò)散的前緣被游離，于是在其外的氣體便成為中性的原子。
因?yàn)樵谛行菭钚窃浦械臍怏w都是游離的等離子，磁場的作用便影響重大，會使等離子和纖維結(jié)構(gòu)變得不穩(wěn)定。
數(shù)量和分布
在我們銀河系二千億顆的恒星中，已知大約有1,500個行星狀星云存在其間。由于生命期與恒星的壽命相比是非常的短暫，因此非常稀有。被發(fā)現(xiàn)的行星狀星云都分布在銀河的平面上，并大量集中在銀河中心的附近。在星團(tuán)中被發(fā)現(xiàn)的數(shù)量很少，只有一、兩個被知道的例子。
在現(xiàn)代天文學(xué)中，CCD幾乎已經(jīng)完全取代了攝影底片，在最后一次使用柯達(dá)TP 2415底片的巡天觀測中，配合高品質(zhì)的濾色片，用幾乎在所有的行星狀星云中都是最明顯的輻射線，也就是以氫最明亮的發(fā)射譜線來篩檢，發(fā)現(xiàn)了許多的行星狀星云。
形態(tài)
一般而言，行星狀星云是對稱且?guī)缀跏?a target="_blank" style="color: rgb(68, 68, 68); text-decoration: none; ">球形的，但是還是存在著各種各樣的形狀和非常復(fù)雜的形式。大約有10%的行星狀星云有強(qiáng)大的偶極性，和少數(shù)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，但有可能是中心恒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恒星形成星云時的物質(zhì)噴流。在2005年1月，天文學(xué)家宣布在二個行星狀星云中心的恒星探測到了磁場，并且假設(shè)這些磁場能部份或完全的解釋她們特殊的形狀。
除了土星環(huán)外，環(huán)狀星云(M57)可能是天空中最著名的環(huán)狀天體了。 這個外觀單純且優(yōu)雅的行星狀星云，可能是我們從地球看出去的視線恰好穿過筒狀云氣的投影結(jié)果，而這團(tuán)云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(xué)家，使用太空望遠(yuǎn)鏡所拍攝的數(shù)張影像制作出這張精彩的高解析照片，影像所選用的色澤是用來標(biāo)示這團(tuán)恒星壽衣的溫度分布。藍(lán)色代表靠近高溫中心星區(qū)域的熾熱氣體，慢慢地轉(zhuǎn)變?yōu)檩^外面也是較低溫的綠色和黃色區(qū)域，以及最邊緣也是最低溫的紅色氣體。 除此之外，在星云的邊緣附近，還可以看到許多黝黑的條狀結(jié)構(gòu)。 環(huán)狀星云位在北天的天琴座(lyra)內(nèi)，大小約為一光年，距離我們約有2000光年遠(yuǎn)。
在全天的行星狀星云中，狐貍座啞鈴星云無疑是最美麗的一個，它列于梅西耶星團(tuán)星云星表的第27位，故又稱M27星云。在行星狀星云中它并不是最大的，也不是最亮的。由于較大的行星狀星云均比較暗，而最亮的行星狀星云又很小，因此狐貍座的啞鈴星云就成為最容易觀測的行星狀星云了。在天箭座γ星以北3°處很容易找到M27。甚至用小望遠(yuǎn)鏡都可以一下子辨認(rèn)出來。它的赤道坐標(biāo)為：赤經(jīng)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。 狐貍座啞鈴星云是個很美麗的天體。很明亮，視星等為7.6 等。在滿布恒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，因此被稱為啞鈴星云。用口徑6 英寸的望遠(yuǎn)鏡觀看，顯得非常清晰動人。 當(dāng)用更大的望遠(yuǎn)鏡觀測時，能夠看到柔和的藍(lán)綠色的光暈包圍在“啞鈴”的周圍。用大望遠(yuǎn)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(xué)家維波注意到那里有幾顆和星云并無物理聯(lián)系的暗星。那顆12等的核星是很難辨認(rèn)出來的。另外，在啞鈴星云以北25′處，僅有一顆5 等星，它就是狐貍座14星。
愛斯基摩星云又名為NGC 2392，它是天文學(xué)家威廉·赫歇爾在1787年發(fā)現(xiàn)的，由于從地面看去，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(yuǎn)鏡為它拍攝了一張照片，發(fā)現(xiàn)這個星云具有非常復(fù)雜的云氣結(jié)構(gòu)，直至現(xiàn)在，這些結(jié)構(gòu)的成因仍然不完全清楚。無論如何，愛斯基摩星云是個如假包換的行星狀星云，而影像中的云氣是由一顆很像太陽的恒星在一萬年前拋出來的外層氣殼。影像中清楚可見的星云內(nèi)層絲狀結(jié)構(gòu)，是強(qiáng)烈恒星風(fēng)所拋出的中心星物質(zhì)，而外層碟狀區(qū)，有許多長度有一光年長的奇特橘色指狀物。
貓眼星云（Cat's Eye Nebula, NGC 6543）位于天龍座。這個星云特別的地方，在于其結(jié)構(gòu)幾乎是所有有記錄的星云當(dāng)中最為復(fù)雜的一個。從哈勃太空望遠(yuǎn)鏡拍得的圖像顯示，貓眼星云擁有繩結(jié)、噴柱、弧形等各種形狀的結(jié)構(gòu)。 這個星云是最被廣為研究的星云之一，它的視星等為+8.1，擁有高表面光度。其赤經(jīng)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(yuǎn)鏡均坐落于北半球地區(qū)范圍，由于該星云處于接近正北黃極點(diǎn)的位置，在良好天氣的情況下，只要在黃極點(diǎn)附近尋找，應(yīng)該不難找到。 直徑方面，較亮的內(nèi)星云部分直徑約為20角秒，其擴(kuò)張星云暈物質(zhì)直徑約為386角秒（6.4角分）。它的星云暈物質(zhì)是原有恒星演化為紅巨星階段時噴出的。 根據(jù)觀測結(jié)果，星云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，外層星云暈的溫度更高，達(dá)15,000 K，而密度方面則比內(nèi)部更低。 星云中央擁有一顆O型恒星，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(jù)光譜學(xué)分析，由于受恒星風(fēng)的影響，中央恒星的質(zhì)量正以每秒20兆噸的速度不斷流失，相等于每年3.2×10^-7太陽質(zhì)量，恒星風(fēng)的風(fēng)力時速為每秒1,900公里。根據(jù)計算結(jié)果，中央恒星的質(zhì)量與太陽差不多，約為一個太陽質(zhì)量，演化前的恒星質(zhì)量估計約為太陽的五倍。
下面列出了目前已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的一部分行星狀星云：
