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使用者:Kxx/沙盒/行星狀星雲

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這幅圖像猶如一隻貓眼。在圖的中央的一個明亮、近乎針尖大小的白色圓點就是中心恆星。中心恆星被一層三維外殼包圍。在圖中，這個外殼就似乎恆星周圍一片紫紅色、邊緣不規則的橢圓形區域。在這層外殼以外是兩個互相重疊、分別具有黃色和綠色邊緣的紅色圓形區域，顯示出另外一層三維外殼。
貓眼星雲的 X 射線/可見光合成圖像
行星狀星雲的形成
NGC 6326，生命即將終結的中央恆星照亮了一縷縷噴射出的發光氣體

行星狀星雲是由某些類型的恆星在生命末期處於漸近巨星分支階段時拋射出的離子態氣體組成的膨脹、發光外殼形成的一種發射星雲。[1]「行星狀星雲」這個名稱起源於 18 世紀[2]它們首次被發現時，因它們在通過小型光學望遠鏡觀測時外觀形似氣態行星而得名；除此之外，它們和太陽系的行星並無聯繫。[3]行星狀星雲的壽命約數萬年，和通常恆星數十億年的壽命相比是一種相對較短暫的現象。

處於生命末期的紅巨星階段的恆星通過脈動和強大的恆星風將其表層拋射出去。失去了這些不透明的表層，熾熱、明亮的核心發射出紫外輻射將拋射出的表層電離，[1]使其受到激發而顯示出行星狀星雲的形態。

行星狀星雲在星系的化學演化中扮演關鍵角色。它們把物質回饋到星際物質中，使其重元素以及其它如碳、氮、氧、鈣等核合成產物的含量更加豐富。在遙遠的星系中，行星狀星雲可能是唯一一種可以分辨出關於化學組成的有用信息的天體。

近年來，哈伯太空望遠鏡拍攝的圖像顯示許多行星狀星雲具有極端複雜而多變的形態。其中約五分之一接近球形，然而大部分都不是球對稱的。形成如此豐富的形狀和特徵的機制尚未得到充分的認識，但是聯星、恆星風和磁場都可能是原因之一。

觀測

 
NGC 7293（螺旋星雲）
圖像來源：NASA，ESA 以及 C. R. O'Dell（范德堡大學）
 
NGC 2392（愛斯基摩星雲）
圖像來源：NASA、ESA、Andrew Fruchter（STScI）以及 ERO 團隊（STScI + ST-ECF）

行星狀星雲通常比較昏暗，肉眼不可見。第一個發現的行星狀星雲是位於狐狸座的啞鈴星雲。夏爾·梅西耶在 1764 年首先觀測到它並在他的《星雲星團表》中記錄為 M27。[4] 對於只有低解析度望遠鏡的早期觀測者，M27 和此後發現的行星狀星雲形似諸如天王星的巨行星。天王星的發現者威廉·赫歇爾最終為它們確定了「行星狀星雲」這個名稱，[4]儘管它們和行星非常地不同。[5]

行星狀星雲的本質直到 19 世紀中的首次光譜觀測之後才為人所知。威廉·哈金斯是最早通過稜鏡分光對天體進行可見光研究的天文學家之一。[5] 1864 年 8 月 29 日，哈金斯在研究貓眼星雲時首次記錄了一個行星狀星雲的光譜。[4]他對恆星的觀測顯示它們的光譜是疊加了很多暗線的連續譜；隨後他又發現許多諸如「仙女座星雲」（當時認知如此）的星雲狀天體的光譜與此相當相似——這些「星雲」後來都被證明是星系。

然而，在觀測貓眼星雲時，他發現了一種非常不同的光譜。貓眼星雲和其他類似天體的光譜不是疊加了吸收譜線的堅實的連續譜，而是只有少數幾條發射譜線。[5]其中最亮的譜線對應的波長是 500.7 納米，不屬於任何已知的化學元素。[6]起初，人們推測這條譜線可能對應一種未知的元素，並將這種元素命名為「nebulium」——類似的想法在 1868 年太陽的光譜分析之後帶來了氦的發現。[4]

人們在從太陽光譜中發現氦之後不久就在地球上將它分離出來，卻未能夠分離出 nebulium。20 世紀初，亨利·諾利斯·羅素提出，500.7 納米處的譜線不是一種新元素，而是處於不尋常狀態的一種已知元素。[4]

物理學家在 1920 年代證明，密度非常低的氣體中的電子會填充離子和原子處於激發、亞穩態的能級；在密度上升之後，這些電子就會因為碰撞而迅速失去激發態。[7] 從氮離子（N+）和氧離子（O2+ 即 OIII 以及 O+）的這種能級產生的電子躍遷就會導致包括 500.7 納米在內的一些譜線[4] 這些只能在密度非常低的氣體發現的譜線被稱為「禁線」。光譜觀測於是就證明了星雲是由極端稀薄的氣體組成的。[8]

行星狀星雲的中心恆星溫度非常高。[1]由於恆星只有耗竭了它的全部核燃料之後才能塌縮到那麼小的尺寸，所以行星狀星雲被認為是恆星演化的最後階段之一。光譜觀測表明所有的行星狀星雲都在膨脹中。這讓人們認識到行星狀星雲是因為恆星在生命末期將其外層結構拋射進太空而造成的。[4]

20 世紀末，技術進步進一步推動了行星狀新雲的研究。[2] 空間望遠鏡使得天文學家可以超越可見光，研究在地面天文台檢測不到的譜段（因為只有無線電波和可見光可以穿透地球大氣）。對行星狀星雲的紅外和紫外觀測更準確地確定了它們的溫度、密度和化學組成。[9][10] 電荷耦合元件技術使得微弱的譜線得到比以前更精確的測量。哈伯太空望遠鏡也表明，儘管地面觀測顯示很多星雲結構比較簡單、規則，但是大氣層以外的望遠鏡達到的極高光學解析度則揭示出非常複雜的形態。[11][12]

根據摩根—肯那光譜分類法，行星狀星雲屬於 P 型，但是這在實踐中並不常用。[13]

起源

 
計算機模擬的從一個星盤彎曲的恆星形成的行星狀星雲，顯示從初始細小的非對稱性可以產生複雜的形態
圖像來源：Vincent Icke

質量超過 8 倍太陽質量（M⊙）會在激烈的超新星爆發中結束其生命。[14] 質量中等乃至小到 0.8 M⊙ 的恆星則會產生行星狀星雲。[14]

恆星在生命的大部分時間中都通過在其核心進行將氫轉化成氦的核融合反應來發光。核心聚變產生的向外壓力和自身重力導致的向內壓力相互平衡。[15] 處於這個狀態的恆星被稱為主序星。

中低質量恆星核心的氫在它們成為主序星後數千萬至數十億年內耗竭，核心隨之被重力壓縮而升溫。目前太陽的核心溫度約為 1,500 萬開爾文，但是當它的氫耗盡時，重力壓縮將使其核心溫度上升至 1 億開爾文。[16]

恆星的外層大幅膨脹，相對於核心的極高溫度變得非常冷。恆星於是變成紅巨星。核心持續收縮和升溫，在其溫度達到 1 億開爾文時，氦核開始聚變成碳和氧。聚變反應的回覆使得核心停止收縮。氦的燃燒很快形成一個由碳和氧組成的惰性核心，周圍被兩層分別燃燒氦和氧的外殼包圍。在這個最後階段，恆星在觀測上是一顆紅巨星，在結構上則是屬於漸進巨星分支。[16]

氦聚變反應對溫度非常敏感，反應速率正比於 T40 即溫度的 40 次方（在相對較低溫度下）。[17]這意味著溫度上升 2% 就可以使反應速率成倍增長。這種條件使得恆星變得十分不穩定——溫度的細小上升導致反應速率快速上升，放出大量能量，進一步使溫度上升。氦燃燒層迅速膨脹，從而冷卻，又使反應減速。脈動幅度逐漸加劇，最終將整個恆星大氣拋射入空間中。[18]

拋射出的氣體在裸露的核心周圍形成一層物質雲。隨著越來越多的大氣被拋射出來，更深、更高溫的層次被連續暴露出來。當外露表面的溫度達到 30,000 開爾文，發射出的紫外光子就足以使拋射出的大氣電離而發光。物質雲就變成了行星狀星雲。[16]

壽命

在漸近巨星分支（AGB）階段之後，恆星演化過程中短暫的行星狀星雲階段隨著氣體以每秒數千米的速度飄離中心恆星而開始。[2]中心恆星是它的 AGB 前身的遺蹟，是一個在 AGB 階段失去了大部分氫外殼的處於電子簡併態的碳氧核心。[2]隨著氣體膨脹，中心恆星進行兩階段的演化。首先，它因為繼續收縮而變熱，在外殼中發生氫聚變，在氫外殼因聚變和質量損失耗盡之後，就開始慢慢冷卻；[2]然後，它的能量輻射殆盡，聚變反應由於本身質量不足以產生碳和氧發生聚變所需的溫度而停止。[2][4]在第一階段中，中心恆星保持恆定的亮度，[2]同時變得比以前更熱，最終溫度可以達到約 100,000 開爾文。在第二階段，它最終會冷卻不能釋放出足夠的紫外輻射來電離越發遙遠的氣體雲。此時它就變成一顆白矮星，膨脹的氣體雲也變得不可見，演化的行星狀星雲階段就結束了。[2] 一個典型的行星狀星雲在其形成和與恆星複合之間約經過 10,000 年。[2][4]

星系物質循環

行星狀星雲在星系演化扮演重要角色。早期的宇宙幾乎完全有氫和氦組成，但是恆星通過核融合產生更重的元素。行星狀星雲的氣體因此含有大量諸如碳、氮、氧等元素。隨著它們膨脹並和星際物質結合，星系物質中這些被天文學家統稱為「金屬」的重元素得到了豐富。[19]

此後產生的恆星中這些重元素的初始含量會更高。儘管重元素仍然只占恆星很小的組成部分，它們對恆星的演化有重要的影響。形成較早、重元素含量少的恆星被稱為第二星族恆星；更年輕、重元素含量較高的恆星被稱為第一星族恆星。[20]

特徵

物理特徵

 
NGC 6720，環狀星雲
圖像來源：STScI/AURA
 
IC 3568

一個典型的行星狀星雲直徑約 1 光年，由極端稀薄的氣體組成，密度一般在 100 至 10,000 個粒子每立方厘米之間.[21]（對比之下，每立方厘米地球大氣含有 2.5 × 1019 個粒子。）年輕的行星狀新雲密度最高，有時可以高達 106 個粒子每立方厘米。隨著星雲老化，它們的膨脹使得密度下降。行星狀星雲的質量在 0.1 至 1 倍太陽質量之間。[21]

中心恆星的輻射把氣體加熱到約 10,000 開爾文。[22]中心區域的氣體問題通常比外圍高很多，可達到 16,000 至 25,000 開爾文。[23]中心恆星的周圍經常被溫度高達 1,000,000 開爾文的高溫（冠狀）氣體填充。這些氣體以中心恆星表面的快速恆星風的形式出現。.[24]

星雲可以被描述成「物質受限」和「輻射受限」兩種。前者沒有足夠的物質來吸收恆星發射的紫外光子，因此可見的星雲是完全電離的；後者的中心恆星發射的紫外光子不足以電離周圍的全部氣體，電離的前沿只能向外擴散到圍繞恆星的中性包圍區域。[25]

數量和分布

在銀河系中 2,000 億個恆星中約有 3,000 個已知的行星狀星雲。[26]它們如此罕見的原因是它們短暫的壽命。它們主要分布在銀道面上，以銀心周圍最為集中。[27]

形態

全部行星狀星雲中只有約 20% 是球對稱的（例如 Abell 39），[28]形態十分多樣，有些非常複雜。不同的作者把行星狀星雲分類為恆星狀、盤狀、環狀、不規則、螺旋狀、雙極、四極[29]等等類型。[30]但是其中多數都屬於球形、橢球形和雙極三種類型。最後一種類型的星雲在星系盤面上最為集中，因此它們的前身通常是年輕的巨星恆星；另一方面，球形星雲則多由類似太陽的年老恆星形成。[24]

產生多樣化的形狀的部分原因是投影效應——同一個星雲從不同的角度去觀察會有不同外觀。儘管如此，物理形態極大多樣化的原因尚未得到完全的認識；[30]如果中心恆星是一對聯星，主星和伴星之間的重力相互作用有可能產生多種的形態；另一種可能性是行星在星雲形成時阻斷了離開恆星的物質流。目前已經確定大質量恆星更多地會產生形狀不規則的星雲。[31] 2005 年 1 月，天文學家宣布首次檢測到了兩個行星狀星雲的中心恆星周圍的磁場，並且假說磁場有可能是造成它們的特殊形狀的部分或者全部原因。[32][33]

星團中的行星狀星雲

 
Abell 78，使用 24 英寸望遠鏡在亞利桑那州 Lemmon 山上拍攝，由 Joseph D. Schulman 提供

目前已在 M15、M22、NGC 6441 以及 Palomar 6 四個球狀星團中發現了行星狀星雲；但是，在疏散星團中尚未有建立在一組一致的距離、紅移和徑向速度基礎上的確定的案例。[27]M46 中的 NGC 2348 和 NGC 2818 中的同名星雲常被善意地引用為這樣的案例，然而它們都只是視線方向上的偶合，星團和星雲各自的徑向速度並不吻合。[27][34][35]

部分地因為他們較小的總質量，疏散星團的重力內聚較弱。因此，疏散星團通常在相對較短的 1 億至 6 億年之後就會在包括外部重力影響的因素作用下分散。在異常情況下，疏散星團才可以保持超過 10 億年。[36]

理論模型預測行星狀星雲可以從質量在一至八倍太陽質量的主序星產生，因此它們的年齡超過 4,000 萬年。雖然在這個年齡範圍內有數百個已知的疏散星團，多種原因限制了在疏散星團中找到處於行星狀星雲階段的恆星的機會。其中一個原因就是年輕星團中大質量恆星的行星狀星雲階段的時間跨度只有數千年，這在宇宙的範疇里只是眨眼般的一瞬。[27]

當前的行星狀星雲研究課題

 
微小的 NGC 6886

行星狀星雲研究中的一個長期問題就是在多數情況下，它們的距離都未能精確的確定。距離最近的行星狀星雲可以通過測量它們膨脹視差確定它們的距離。時間相差數年的高解析度觀測可以顯示出他們垂直與視線方向的膨脹，都卜勒效應的光譜觀測可以揭示它們在視線方向上的膨脹。將張角的擴大和推算出的膨脹速度進行比較就可以得出星雲的距離。[11]

星雲形狀多樣性的產生原因是一個備受爭議的課題。人們相信以不同速度離開恆星的物質之間的相互作用產生了大多數觀測到的形狀。[30]然而，有些天文學家相信中心聯星是更複雜、極端的行星狀星雲產生的原因。[37]一些行星狀星雲已被證實擁有強大的磁場，一如 Grigor Gurzadyan 在 1960 年代所提出的假說。[38]電離氣體的磁相互作用可能是產生一些行星狀星雲的形狀的原因。[33]

確定星雲中金屬豐度有兩種方法。它們以來與不同類型的譜線——複合線和碰撞激發線。這兩種方法得出的結果之間有時會存在重大的差異。一些天文學家通過行星狀星雲內部細小的溫度波動來解釋這種現象；其他人則認為溫度效應不能導致那麼大的差異，並提出了存在氫含量非常低的低溫扭結的假說。但是，這種扭結目前尚未被發現。[39]

相關條目

尾注

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Frankowski & Soker 2009，第654–8頁
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 2.8 Kwok 2005，第271–8頁
  3. ^ Hubblesite.org 1997
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 4.6 4.7 4.8 Kwok 2000，第1–7頁
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Moore 2007，第279–80頁
  6. ^ Huggins & Miller 1864，第437–44頁
  7. ^ Bowen 1927，第295–7頁
  8. ^ Gurzadyan 1997
  9. ^ Hora et al. 2004，第296–301頁
  10. ^ Kwok et al. 2006，第445–6頁
  11. ^ 11.0 11.1 Reed et al. 1999，第2430–41頁
  12. ^ Aller & Hyung 2003，第15頁
  13. ^ Krause 1961，第187頁
  14. ^ 14.0 14.1 Maciel, Costa & Idiart 2009，第127–37頁
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  18. ^ Renzini 1987，第391–400頁
  19. ^ Kwok 2000，第199–207頁
  20. ^ Marochnik, Shukurov & Yastrzhembsky 1996，第6–10頁
  21. ^ 21.0 21.1 Osterbrock & Ferland 2005，第10頁
  22. ^ Gurzadyan 1997，第238頁
  23. ^ Gurzadyan 1997，第130–7頁
  24. ^ 24.0 24.1 Osterbrock & Ferland 2005，第261–2頁
  25. ^ Osterbrock & Ferland 2005，第207頁
  26. ^ Parker et al. 2006，第79–94頁
  27. ^ 27.0 27.1 27.2 27.3 Majaess, Turner & Lane 2007，第1349–60頁
  28. ^ Jacoby, Ferland & Korista 2001，第272–86頁
  29. ^ Kwok & Su 2005，第L49–52頁
  30. ^ 30.0 30.1 30.2 Kwok 2000，第89–96頁
  31. ^ Morris 1990，第526–30頁
  32. ^ SpaceDaily Express 2005
  33. ^ 33.0 33.1 Jordan, Werner & O'Toole 2005，第273–9頁
  34. ^ Kiss et al. 2008，第399–404頁
  35. ^ Mermilliod et al. 2001，第30–9頁
  36. ^ Allison 2006，第56–8頁
  37. ^ Soker 2002，第481–6頁
  38. ^ Gurzadyan 1997，第424頁
  39. ^ Liu et al. 2000，第585–587頁

參考文獻

外部連結

 
維基共享資源上的相關多媒體資源：Kxx/沙盒/行星狀星雲

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