惑星状星雲は、主に気体材料。 それらはサイズが拡張され、外観があいまいであり、一般的にある程度の対称性を示す。 星雲は中央の星に照らされていますが、それは時にはあまりにもかすかに見えます。 当初は「星雲」のクラスの下で銀河や星団とグループ化されていましたが、今では銀河や星団は星で構成されているのに対し、惑星状星雲はガス状であることがわかりました。

惑星状星雲は18世紀に天文学者によって発見され、1784年にチャールズ-メシエによって星雲のカタログに含まれていた。 最もよく知られている惑星状星雲は、ライラの方角にあるリング星雲(図1)で、北半球の夏には小さな望遠鏡で簡単に観測できます。 「惑星状星雲」という用語は、天王星や海王星などの惑星の緑がかった円盤に明らかに似ていることから、William Herschelによって造語されました。 これは、惑星状星雲が惑星とは何の関係もないため、不幸な誤った名称であることが判明しました。図1：リング星雲であるNGC6720のハッブル宇宙望遠鏡の画像（クレジット：NASAと宇宙望遠鏡科学研究所）。

• 1惑星状星雲の物理的およびスペクトル特性
• 2星進化の段階としての惑星状星雲
• 3惑星状星雲の形態
• 4惑星状星雲の発見と分布
• 5惑星状星雲の化学
• 6参考文献
• 7も参照してください

惑星状星雲の物理的およびスペクトル特性

惑星状星雲は、典型的には一光年であり、毎秒約20-50kmの速度で拡大している。 星雲の密度は非常に低く、立方センチメートルあたり数百から百万原子の範囲である。 このような条件は、地球上で達成できる真空よりも優れています。 星雲内のガスの温度は約10,000℃であり、惑星状星雲の中心星は宇宙で最もホットな星の一つであり、温度は25,000-200,000℃以上の範囲である。 中心星も非常に明るく、通常は太陽の数百倍から数千倍の明るさです。 しかし、それらの高温のために、それらは主に紫外線で放射し、しばしば可視光でかすかである。

惑星状星雲のスペクトルは、星のスペクトルとは根本的に異なっています。 太陽の場合のように赤から青への連続的な色の代わりに、惑星状星雲のスペクトルは、原子とイオンによって放出される離散的な輝線によって支配 連続スペクトルが複合的な白色の外観を与える星とは異なり、惑星状星雲は豊富な色を持っています。 強い発光線のいくつかの例は、水素の赤い線と二重イオン化酸素（O++）の緑の線です。 これらの明るい輝線は、星雲全体のエネルギー源である中央の星によって動力を与えられています。 中心星から放出された紫外線は、星雲の中の原子によって遮断され、可視線放射に変換されます。 最初に、紫外線は原子から電子を除去する（光イオン化と呼ばれるプロセスで）。 解放された電子は、イオンと再結合して再結合線を放出するか、他の原子やイオンと衝突して衝突励起線を放出する。 低密度条件のため、地球上の実験室のように高密度条件では一般的に抑制されるが、惑星状星雲の低密度条件では生成することができる原子線。 これらの「禁じられた線」（酸素の緑色の線が一例である）は惑星状星雲で非常に顕著であり、原子物理学を研究するのに理想的な実験室となっている（Aller1991）。

惑星状星雲は、ラジオからX線までの電磁スペクトル全体に強く放射する数少ない天体の1つです。

惑星状星雲は、電波からX線までの電磁スペクトル全体に強く放射される天体の1つです。

電波連続体放射は、星雲のイオン化ガス成分によって放出される。 分子および固体成分は、赤外線およびサブミリ波領域（以下のセクションを参照）の放射に寄与する。 光学領域はイオン化ガスからの原子線放出によって支配される。 相互作用する風プロセスによって作成された非常に低密度のガスの百万度の泡はX線の放出を作り出します。

星の進化の段階としての惑星状星雲

惑星状星雲の存在は200年以上知られていますが、その起源は比較的最近まで理解されていませんでした。 1956年、ロシアの天文学者ヨシフ・シュクロフスキー(Josif Shklovsky)は、惑星状星雲は恒星の進化の後期段階にある天体を表し、赤色巨星の子孫であり、白色矮星の前駆体であることを示唆した(Shklovsky1978)。 この仮説は米国によって支持された。 天文学者のジョージ・アベルとピーター・ゴールドライヒは、1966年に星雲は赤色巨星の放出された大気を表しており、中央の星は赤色巨星のコアの残骸であることを示唆した。 しかし、放出の物理的な理由は知られていなかった。 1970年、ポーランドの天文学者ボフダン・パチンスキは、惑星状星雲の中心星が漸近巨星分枝星（非常に古い赤色巨星の一種）の核であり、核の上の殻の中で水素を核燃焼させることによってエネルギーを生成することを確立した（Paczynski1970）。 Paczynskiによって計算された進化の軌跡は、ドイツの天文学者Detlef Schönberner(Schönberner1981)によるさらなる計算によって拡張され、恒星進化の後期段階のスキームにおける惑星状星雲の進化の正確な経路を定義している。

星雲放出の問題は、1978年にカナダの天文学者Sun Kwok、Chris Purton、Pim FitzGeraldが、漸近的な巨大な枝星からの恒星風に星雲の起源をたどり、星雲の殻のような構造が二つの恒星風の衝突の”雪かき”効果の結果であることを示したときに解決された。 この「相互作用する風モデル」は、惑星状星雲の形態学的構造をモデル化するために広く使用されている（Balick&Frank2002）。 私たちの現在の理解では、太陽の1〜8倍の質量で生まれた星は、惑星状星雲の段階を経て進化するということです。 これらの星は銀河の恒星の人口の約95％を占めているため、超新星ではなく惑星状星雲がほとんどの星の最終的な運命です。 惑星状星雲の起源と進化についての現代的な理解のより広範な説明は、この本で見つけることができます。

図2: ハッブル宇宙望遠鏡（クレジット：Sun Kwok、Bruce Hrivnak、およびKate Su）によって観測されたさそり座の原始惑星状星雲綿菓子星雲（IRAS17150-3224）。

惑星状星雲は急速に進化しているオブジェクトです。 星が漸近的な巨星の枝を離れてから、利用可能な水素燃料を燃やし、徐々に消えて白色矮星になるまでの時間は、合計数万年です。 星の典型的な寿命は数十億年で測定されるので、惑星状星雲は星の寿命の終わり近くの短い栄光の段階を表しています。 漸近巨星分枝から光イオン化の始まりへの移行、すなわち中心星の温度が25,000度に達すると、約数千年である。 この段階では、星雲は線放出によって輝くのではなく、中央の星からの反射光を通してのみ輝きます。 「原始惑星状星雲」(図2)として知られるこの移行期の天体は、惑星状星雲の進化を理解する上でのミッシングリンクを表していました。 原始惑星状星雲は1980年代に発見されたばかりであり、これらの天体の観測は、惑星状星雲の形態学的、力学的、化学的進化に関する多くの必要な情報を提供している。

惑星状星雲の形態

惑星状星雲は様々な形態学的構造を持っており、見るのが美しいだけでなく、理解するのも難しいものになっています。 ハッブル宇宙望遠鏡が提供する高い感度と分解能は、惑星状星雲の見方を大きく広げてきました（Kwok2001の写真を参照）。 多くの惑星状星雲は環星雲に似た殻のような構造を持っていますが、いくつかは一対のバイポーラローブを持つ蝶のような構造を示しています（図3）。 他のよく知られたバイポーラ惑星状星雲には、さそり座のNGC6302、いて座のハッブル5、いて座のNGC6537などがある。 現在の考え方では、この風の方向性の物理的起源は理解されていないが、バイポーラローブは高速で平行な恒星風によって作成されるということです。 天文学者は現在、球状から双極型への変換は、おそらく数百年の期間内に、非常に急速に起こると信じています。ハッブル宇宙望遠鏡による観測により、多くの惑星状星雲は複数の層を持ち、これらは”殻”、”冠”、”ハロー”とラベル付けされていることが明らかになりました。 コンピュータモデリング(Steffen&Schoenberner2006)は、これらの複数の殻構造が相互作用する風の力学的結果であることを示しています(前のセクションを参照)。 他の小さな形態学的構造には、アーク、リング、ジェット、ansaes、および複数のローブが含まれ、それらはおそらく恒星風のエピソード的および/または方向を変える性質を反映している(図4)。

惑星状星雲の豊富な形態学的構造は、放出、視準、歳差運動などを含む複雑な力学的過程が存在することを示唆している。 これらの形態学的構造の背後にある物理的メカニズムの理解を深めることは、天文学者が活動銀河核のようなより遠い現象を理解するのに役立

惑星状星雲の発見と分布

惑星状星雲は、通常、それらの放出線スペクトルによって同定される。 新しい惑星状星雲の最近の発見は、水素のHa線の周りの狭帯域フィルターを用いた銀河のイメージング調査の結果である（Parker et al. 2006). これにより、放出星雲を星から容易に分離することができる。 天の川銀河には約2,500個の惑星状星雲がありますが、銀河の塵の不明瞭さと調査の不完全さのために、総人口はこの数の約十倍になると予想されています。 スペクトルの類似性のために、惑星状星雲は、HII領域（若い星に関連する星雲）、共生星または新星（どちらも連星進化の結果である）などの他の放出線天体と混同される可能性がある。 天の川銀河のほとんどの惑星状星雲は、その前駆体が中質量の恒星の集団から降りるので、銀河面の周りに分布しています。

惑星状星雲からの光は輝線に集中しているため、遠くの銀河でも星と簡単に区別することができます。 数千の惑星状星雲は、1億光年離れた外部銀河にカタログ化されています。 惑星状星雲は、宇宙の年齢と大きさを決定するための標準的なろうそくとして広く使用されてきた（Jacoby1989）。 銀河内の惑星状星雲の速度パターンを追跡することによって、天文学者は銀河内の暗黒物質の分布をマッピングすることもできます。

惑星状星雲の化学

惑星状星雲の光学スペクトルは、多くの重元素の輝線を示しており、その多くは先行する漸近巨星分枝相の間に核プロセ したがって、惑星状星雲は、銀河系内の重元素の拡散において重要なエージェントとみなされている。 赤外線やミリ波望遠鏡による最近の観測では、惑星状星雲は原子、分子、固体粒子に加えて含まれていることがわかっています。 実際には、いくつかの惑星状星雲は、遠赤外線の形でそれらの固体成分からそのエネルギーの大部分を放出します。 気相分子は、それらの回転または振動遷移およびそれらの格子振動モードを介して固体粒子を介して同定することができる。 最も興味深いことに、惑星状星雲には芳香族構造と脂肪族構造の複雑な有機化合物が含まれていることがわかりました(図5)。 進化の異なる段階での惑星状星雲のスペクトルの比較は、これらの化合物が数百年のオーダーのタイムスケールにわたって迅速に合成されることを示している(Kwok2004)。 そのような有機物がどのように作られ、それが銀河全体に分布していることから（例えば太陽系に）どのような影響を与えるかは、現在の関心の高い話題

: はくちょう座の惑星状星雲NGC7027は、複雑な有機化合物を含む分子含有量が豊富な多くの炭素に富む惑星状星雲の1つです（クレジット：R.Ciardullo）。

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• Balick,B,Frank,A(2002)Shapes and Shaping of Planetary Nebulae,Ann. アストロズ所属。 アストロフィーズ 40,439

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• Kwok,S(2000)The Origin and Evolution of Planetary Nebulae,Cambridge University Press(ISBN0-521-62313-8)

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Parker,Q et al. (2006)The Macquarie/AAO/Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue:MASH,Mon. 違う ロイ アストラ Soc.,373,79

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も参照してください

ハッブルヘリテージのウェブサイトには、多数の惑星状星雲のハッブル宇宙望遠鏡の画像が含まれています。