[拼音]：xingxingzhuang xingyun
[外文]：planetary nebula
发射星云的一种。在望远镜中大都具有像天王星或海王星那样的略带绿色而有明晰边缘的小圆面。因此，F.W.赫歇耳在1779年发现这类天体后称它们为行星状星云。初看起来行星状星云具有较规则、较对称的圆盘形状，中心有一个很小的核心──温度很高的中心星。但用大望远镜拍得的照片却显示出非常复杂的纤维、斑点、气流和小弧等结构。行星状星云大都比较暗，只能用望远镜进行观测和证认，所以到1940年只发现了 130多个。后来使用大口径施密特望远镜，另加物端棱镜按其光谱特征来证认，并配合参考《帕洛马天图》，到1977年已发现 1，237个。一部分星云的角直径小于望远镜的分辨率，在底片上很难与恒星区别，因而它们也有恒星状星云之称。此外，由于行星状星云分布在银道面附近，受到严重的星际消光影响，所以大量的行星状星云被暗星云掩蔽而难以观测。根据太阳附近的空间密度（约每千立方秒差距30～50个），估计整个银河系中应有行星状星云4～5万个。可见，现在观测到的只是其中很小的一部分。行星状星云不仅集聚在银道面附近，而且运动特性与蒭藁增二型长周期变星相似（在一个很扁的轨道上绕银心转动），所以是盘星族中的一个重要组成部分。
行星状星云的光谱很像弥漫气体星云的光谱，但由于前者的中心星比后者的照明星具有高得多的温度，所以激发度也高得多。在微弱的连续背景上重迭着一批强发射线。二次电离氧的禁线(λ5007、λ4959)是行星状星云光谱中最强的发射线。1864年哈根斯对天龙座行星状星云NGC6543进行分光观测时，发现了许多很强的亮线，大部分被证认为氢线，有几条未能证认，认为这些是一种元素的谱线。1927年鲍恩才成功地说明哈根斯发现的“”线是二次电离氧的禁线。
行星状星云的质量在0.1～1.0太阳质量之间，星云中的密度在每立方厘米 100～10，000个原子(离子)之间。行星状星云的中心星都是温度很高(≥30，000K)的，它们的辐射集中在光谱的紫外和远紫外区，加上星云的“覆盖”，所以在地面只观测到200个左右的中心星。行星状星云的能量来自中心星，星云吸收它发出的强紫外辐射通过级联跃迁过程转化为可见光。在抛出星云后中心星迅速收缩，光度和温度迅速上升，当光度接近两万倍太阳光度时，因收缩而得的重力势能辐射殆尽，光度和温度又迅速下降，恒星很快地过渡到白矮星阶段而濒于死亡，周围的星云气体也已完全稀薄暗淡而消失于视野中，所以行星状星云的出现象征着恒星已到晚年。据估计，行星状星云的平均寿命约为三万年左右。假定银河系中行星状星云的数量是动态平衡的，则由星云的寿命和现存的个数可推算出来，在银河系存在期间(109～1010年)将会有近109～1010个恒星经历过行星状星云阶段，因此行星状星云很可能是一种普遍存在的天体。银河系中的大部分恒星很可能都将经过行星状星云阶段而“死亡”。在其他星系中也发现了不少行星状星云。例如仙女星系(M31)中有300多个，大麦哲伦云中约有400个，小麦哲伦云中有200多个。（见彩图）
- 参考书目
- Y.Terzian ed.，Planetary nebulae， Observations and theory，IAU Symposium，No.76， D.Reidel Publ.Co.， Dordrecht，Holland，1978.