行星狀星雲與行星是沒有多大關係的。只是因為在18世紀時，從望遠鏡所看到的這類星雲，都只是像行星一樣的盤狀影像。因此，威廉˙赫歇爾將它們稱為行星狀星雲。位於天琴座的環狀星雲（ring nebula, M57）是在1779年被Antonie Darquier de Pellepoix 所發現的（參考圖一、二），並在1784年被編入梅西爾星表，稱為M57。它與地球的距離約1,000~2,000光年，直徑約是太陽系的500倍。
圖一在天琴座的M57
圖二M57 ( Seeds, 3rd ed.)
對行星狀星雲的研究，是到了二十世紀才開始的。在1918年，HD Curtis 首先將行星狀星雲分類成：螺旋狀、環狀、盤狀、不定形狀以及星球狀。他同時也注意到一般用來解釋環狀星雲的模型有問題。在當時，一般的都認為環狀星雲是一個中空的球殼氣體在視線上投影的結果（參考圖三），此時中心部分的亮度應該大約是環狀部分的一半。然而，Curtis 測量M57之後，卻發現中心部分的亮度約為環狀星雲的1/20。因此，Curtis 認為M57不是一個中空的球殼，而是一個像甜圈圈的環狀體。同時，Curtis 也提出M76（圖四）當作佐證。他認為如果將甜圈圈的環狀體，從有洞的方向看過去，就應該看到如M57的影像﹔而從側面看過去，應該是像M76一樣。
圖三早期的環狀星雲模型( Seeds, 3rd ed.)
圖四M76
四十年後，R. Minkowski 與D. Oterbrock 用Palomar 山上的6米多的望遠鏡觀測之後，認為M57中的甜圈圈是以45度的斜角對著地球，而M76則是以側面對著地球的。
在1970年代中，R. Luise 與T. Hua 用不同的濾光鏡來觀測M57，結果顯示M57在不同顏色的濾光鏡之下，會有不同的形狀。因此，他們提出了一個球殼模型與甜圈圈模型的綜合版，認為M57是一個在赤道地區具有較高密度的扁狀球體。另外，在1975年，NK Reay 與S. Worswick 也用不同的濾光片觀測了M57。用氦離子的譜線所看到的M57是球狀的，用其他的譜線看M57卻是環狀的（參考圖五）。也就是說，行星狀星雲的型態是與發生在星雲內部一些物理過程有關。
圖五在不同的濾光鏡之下，M57將有不同的型態
1970年代，還有其他人提出不一樣的模型。如，PE Proisy 與LE Goad 分別獨立提出M57是一個圓柱體的模型，而且這個圓柱體的主軸與視線的方向的夾角約30~50度。P. Kupferman 則認為M57是一個具有不同密度的球狀雲氣，只是恰巧在視線方向上是比較小的。
1936年，JC Duncan 在一張曝光過度的相片中，發現M57最外圍還有一層較淡的光暈，而在光暈與環狀星雲之間，還有一些較小的亮圈與光絲（見圖六）。另外，在1985年，朱有花教授與G. Jacoby 也用CCD觀測了126個行星狀星雲，發現其中半數以上的行星狀星雲的外圍，還會有較暗的光暈。
圖六加強曝光的M57
隨著太空天文觀測的蓬勃發展與CCD技術的突飛猛進，天文學家收集到測到更多的行星狀星雲的觀測結果。如：IUE觀測到行星狀星雲的中心星，會產生高速的恆星風。哈伯太空望遠鏡拍攝了很多行星狀星雲具有多層球殼與FLIERs等細微結構（參考圖七）。
圖七(上)具有多層球殼的貓眼星雲NGC6543。(下)具有FLIERs的NGC6826，所謂的FLIERs是再擴散星雲邊緣上的紅色亮點，它們比一般的雲氣的具有較快的擴散速率。
另外，也有三個新的行星狀星雲的目錄誕生，它們分別是《SCM目錄》（A&AS 96, 23, 1992），《Strasbourg-ESO catalogue of Glasctic planetary nebulae》，以及《IAC Morphological catalog of Northern Galactic planetary nebulae》。它們對行星狀星雲的型態，給出更詳細的分類。大致上可分為以下五大類，而每一大類又可再分成幾小類。
點狀型的行星狀星雲（S: point source nebula）
橢圓型的行星狀星雲
E: round, elliptical nebulae with no inner structure
ES: round, elliptical nebulae with inner knots or filaments
EM: round, elliptical nebulae with multiple shells or halos
雙極型行星狀星雲
B: bipolar nebula that are axial symmetric and show a waist
BM: multiple event bipolar
點對稱型的行星狀星雲
P: point symmetric planetary nebulae that are mainly elliptical nebula with outer structures present in pairs.
PM: multiple event point symmetry
不規則型的行星狀星雲（I: irregular nebulae）
對行星狀星雲的型態與結構分類，將有助於了解不同質量的恆星在演化後期的改變情形，詳情請參閱參考資料(4)與(5)。另外，對細微結構的觀測，也將會增進我們對行星狀星雲的形成機制有更深的了解。
行星狀星雲的理論模型關於行星狀星雲的理論探討，最早是在1956年由JS Shklovsky 所提出的。他注意到行星狀星雲的中央都有一顆高溫的白矮星，因此他認為行星狀星雲是由紅巨星所噴發出來，最後會在中央殘留了白矮星。後來，在1966年，G. Abel l與P. Goldreich 測到了行星狀星雲的膨脹速度與紅巨星表面的脫離速度是很相似的。這個結果支持了Shklovsky 的觀點。
第一個較完整的理論模型是在1978年由郭新教授，CR Purton 與MP FitzGerald 所合提出的《恆星風作用模型》（Interacting Stellar Wind Model, ISW Model，參考圖八）。在這個模型中，行星狀星雲的形成步驟如下：
由紅巨星拋射出較慢的恆星風～10km/s；
巨星中的核心耗盡了氫與氦之後，塌縮成一個高溫的中心星；
高溫的中心星將會產生高速的恆星風～2000km/s；
高速的恆星風推擠著先前的慢速恆星風，形成行星狀星雲。
圖八ISW模型
圖九Spapley 1 行星狀星雲
恆星風作用模型可以成功地解釋如圖九的球狀行星狀星雲。另外，朱有花教授與Jacoby 所觀測到行星狀星雲的光暈，以及IUE觀測到中心區域有高速的恆星風等觀測結果，都支持恆星風作用模型。然而，還有其他各種型態是恆星風作用模型所無法解釋的。因此，B. Balick 緊接著提出一個慢恆星風並不是球對稱的修正模型，用以產生各種不同形狀的行星狀星雲。
另外，B. Balick 也注意到了雙極型的行星狀星雲的特殊性，他提出了另一個新的想法來解釋這種行星狀星雲的成因。他認為在中心星附近有一些看不見的中性氣體，其中有一些會被聚集在中心附近形成環型體，另外有一些氣體會沿著環型體中空的方向，向外流動形成所謂的雙極波包。在1994年，M. Bryce，B. Balick 與J. Meaburn 等人，除了再度確認外層的光暈是紅巨星的拋出物之外﹔也從光譜觀測得知環狀星雲M57的內層光暈有向前或向後傳播的部分，因此他們認為那是存在有雙極波包的表象。
圖十 一個普適的行星狀星雲模型
如今，有很多天文學家相信行星狀星雲型態的不同，可能只是一個如圖十中所示的普適模型在視線方向的不同投影而已。這個模型在中央部分有環狀的中性氣體，沿著環的中心軸方向，會有流向兩端的雙極波包，在最外面還有一層球對稱的光暈。在這個模型中，環狀星雲是正對著中央部分的環所看到的結果，而雙極型行星狀星雲NGC6302與NGC2346，分別是從環的側面與斜側方所看到的結果。
心得與展望其實，第一個普適性的行星狀星雲模型是建立於1960年代末。當時，俄羅蘇的天文學家G. Khromov 與L. Kohoutek 曾用空著兩端的圓柱體在視線上不同角度的投影，來解釋多種不同型態的產生。另外，在1990年代，CR Masson 也曾經提出一個密度會隨著半徑與緯度變化的橢球殼模型（參考圖十一）。在這個模型中，隨著各種物理參數的調整與橢球殼在視線上各種角度的投影，Masson 也可模擬出多種不同型態的行星狀星雲。
圖十一Masson 的橢球殼模型
這些模型中，那一個是對的呢？目前仍無定論。它們都可以解釋某些行星狀星雲的型態，但也都有各自的局限性。其實科學研究工作就像瞎子摸象一樣，或許每一個理論模型都只是摸到大象的一部份而所下的結論。在1990年代以後，已經編有更多的行星狀星雲的目錄，提供了更多的觀測資料﹔另外，各種波段的太空觀測站也收集了一些行星狀星雲的觀測資料。我相信，投入更多的分析工作，將會提供更多有利於探討行星狀星雲的線索。
在這裡所提到的都是行星狀星雲的型態分析。這些型態與原始巨星的質量有何關係呢？這些型態與行星狀星雲的演化過程有何關係呢？這是目前我們有興趣探討的主題。
關於第一個問題，在參考資料(4)與(5)中，已有部分解答了。例如，在參考資料(5)中，就曾指出《多層殼橢球型行星狀星雲的中心星，它們的質量要比單層殼橢球型行星狀星雲的中心星質量少了些》。在參考資料(4)中，也曾經由行星狀星雲在銀河系的分布情形，得到了以下的結果：《橢球型行星狀星雲的原始質量是小於1.0太陽質量，雙極型行星狀星雲的原始質量是大於1.5太陽質量，而點對稱型行星狀星雲的原始質量是大於1.2太陽質量》。
對於第二個問題，在參考資料(2)中，也有一些答案了。利用紫外線、紅外線與無線電波的觀測，可以辨別出較年輕的行星狀星雲。其中，具有較冷的中心星而且不會輻射紫外線的行星狀星雲，稱為原始行星狀星雲(proto planetary nebulae)。它是介於紅巨星與行星狀星雲之間的一種狀態。
雖然，已經有了部分的答案，但仍無法完整地勾勒出不同原始質量的行星狀星雲在演化過程中型態的變化情形。我們希望能過找到足過多的資料，可用以建構出行星狀星雲的動態演歷情形。
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成功大學物理系許瑞榮
2000年12月15日高中地球科學教師研習
排版：零度星系
參考資料1.WJ百科全書
2.天文學名詞
3.原文來自：http://resource.blsh.tp.edu.tw/taipei-earth/study/m57.htm
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