行星状星云都有什么（漫谈行星状星云M57的真正形状）
行星状星云都有什么（漫谈行星状星云M57的真正形状）图五在不同的滤光镜之下，M57将有不同的型态 在1970年代中，R. Luise 与T. Hua 用不同的滤光镜来观测M57，结果显示M57在不同颜色的滤光镜之下，会有不同的形状。因此，他们提出了一个球壳模型与甜圈圈模型的综合版，认为M57是一个在赤道地区具有较高密度的扁状球体。另外，在1975年，NK Reay 与S. Worswick 也用不同的滤光片观测了M57。用氦离子的谱线所看到的M57是球状的，用其他的谱线看M57却是环状的（参考图五）。也就是说，行星状星云的型态是与发生在星云内部一些物理过程有关。图三早期的环状星云模型( Seeds 3rd ed.)图四M76 四十年后，R. Minkowski 与D. Oterbrock 用Palomar 山上的6米多的望远镜观测之后，认为M57中的甜圈圈是以45度的斜角对着地球，而M76则是以侧面对着地球的。
行星状星云观测的历史背景行星状星云与行星是没有多大关系的。只是因为在18世纪时，从望远镜所看到的这类星云，都只是像行星一样的盘状影像。因此，威廉˙赫歇尔将它们称为行星状星云。位于天琴座的环状星云（ring nebula M57）是在1779年被Antonie Darquier de Pellepoix 所发现的（参考图一、二），并在1784年被编入梅西尔星表，称为M57。它与地球的距离约1 000~2 000光年，直径约是太阳系的500倍。
图一在天琴座的M57
图二M57 ( Seeds 3rd ed.)
对行星状星云的研究，是到了二十世纪才开始的。在1918年，HD Curtis 首先将行星状星云分类成：螺旋状、环状、盘状、不定形状以及星球状。他同时也注意到一般用来解释环状星云的模型有问题。在当时，一般的都认为环状星云是一个中空的球壳气体在视线上投影的结果（参考图三），此时中心部分的亮度应该大约是环状部分的一半。然而，Curtis 测量M57之后，却发现中心部分的亮度约为环状星云的1/20。因此，Curtis 认为M57不是一个中空的球壳，而是一个像甜圈圈的环状体。同时，Curtis 也提出M76（图四）当作佐证。他认为如果将甜圈圈的环状体，从有洞的方向看过去，就应该看到如M57的影像﹔而从侧面看过去，应该是像M76一样。
图三早期的环状星云模型( Seeds 3rd ed.)
图四M76
四十年后，R. Minkowski 与D. Oterbrock 用Palomar 山上的6米多的望远镜观测之后，认为M57中的甜圈圈是以45度的斜角对着地球，而M76则是以侧面对着地球的。
在1970年代中，R. Luise 与T. Hua 用不同的滤光镜来观测M57，结果显示M57在不同颜色的滤光镜之下，会有不同的形状。因此，他们提出了一个球壳模型与甜圈圈模型的综合版，认为M57是一个在赤道地区具有较高密度的扁状球体。另外，在1975年，NK Reay 与S. Worswick 也用不同的滤光片观测了M57。用氦离子的谱线所看到的M57是球状的，用其他的谱线看M57却是环状的（参考图五）。也就是说，行星状星云的型态是与发生在星云内部一些物理过程有关。
图五在不同的滤光镜之下，M57将有不同的型态
1970年代，还有其他人提出不一样的模型。如，PE Proisy 与LE Goad 分别独立提出M57是一个圆柱体的模型，而且这个圆柱体的主轴与视线的方向的夹角约30~50度。P. Kupferman 则认为M57是一个具有不同密度的球状云气，只是恰巧在视线方向上是比较小的。
1936年，JC Duncan 在一张曝光过度的相片中，发现M57最外围还有一层较淡的光晕，而在光晕与环状星云之间，还有一些较小的亮圈与光丝（见图六）。另外，在1985年，朱有花教授与G. Jacoby 也用CCD观测了126个行星状星云，发现其中半数以上的行星状星云的外围，还会有较暗的光晕。
图六加强曝光的M57
随着太空天文观测的蓬勃发展与CCD技术的突飞猛进，天文学家收集到测到更多的行星状星云的观测结果。如：IUE观测到行星状星云的中心星，会产生高速的恒星风。哈伯太空望远镜拍摄了很多行星状星云具有多层球壳与FLIERs等细微结构（参考图七）。
图七(上)具有多层球壳的猫眼星云NGC6543。(下)具有FLIERs的NGC6826，所谓的FLIERs是再扩散星云边缘上的红色亮点，它们比一般的云气的具有较快的扩散速率。
另外，也有三个新的行星状星云的目录诞生，它们分别是《SCM目录》（A&AS 96 23 1992），《Strasbourg-ESO catalogue of Glasctic planetary nebulae》，以及《IAC Morphological catalog of Northern Galactic planetary nebulae》。它们对行星状星云的型态，给出更详细的分类。大致上可分为以下五大类，而每一大类又可再分成几小类。
点状型的行星状星云（S: point source nebula）
椭圆型的行星状星云
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
双极型行星状星云
B: bipolar nebula that are axial symmetric and show a waist
BM: multiple event bipolar
点对称型的行星状星云
P: point symmetric planetary nebulae that are mainly elliptical nebula with outer structures present in pairs.
PM: multiple event point symmetry
不规则型的行星状星云（I: irregular nebulae）
对行星状星云的型态与结构分类，将有助于了解不同质量的恒星在演化后期的改变情形，详情请参阅参考资料(4)与(5)。另外，对细微结构的观测，也将会增进我们对行星状星云的形成机制有更深的了解。
行星状星云的理论模型关于行星状星云的理论探讨，最早是在1956年由JS Shklovsky 所提出的。他注意到行星状星云的中央都有一颗高温的白矮星，因此他认为行星状星云是由红巨星所喷发出来，最后会在中央残留了白矮星。后来，在1966年，G. Abel l与P. Goldreich 测到了行星状星云的膨胀速度与红巨星表面的脱离速度是很相似的。这个结果支持了Shklovsky 的观点。
第一个较完整的理论模型是在1978年由郭新教授，CR Purton 与MP FitzGerald 所合提出的《恒星风作用模型》（Interacting Stellar Wind Model ISW Model，参考图八）。在这个模型中，行星状星云的形成步骤如下：
由红巨星抛射出较慢的恒星风～10km/s；
巨星中的核心耗尽了氢与氦之后，塌缩成一个高温的中心星；
高温的中心星将会产生高速的恒星风～2000km/s；
高速的恒星风推挤着先前的慢速恒星风，形成行星状星云。
图八ISW模型
图九Spapley 1 行星状星云
恒星风作用模型可以成功地解释如图九的球状行星状星云。另外，朱有花教授与Jacoby 所观测到行星状星云的光晕，以及IUE观测到中心区域有高速的恒星风等观测结果，都支持恒星风作用模型。然而，还有其他各种型态是恒星风作用模型所无法解释的。因此，B. Balick 紧接着提出一个慢恒星风并不是球对称的修正模型，用以产生各种不同形状的行星状星云。
另外，B. Balick 也注意到了双极型的行星状星云的特殊性，他提出了另一个新的想法来解释这种行星状星云的成因。他认为在中心星附近有一些看不见的中性气体，其中有一些会被聚集在中心附近形成环型体，另外有一些气体会沿着环型体中空的方向，向外流动形成所谓的双极波包。在1994年，M. Bryce，B. Balick 与J. Meaburn 等人，除了再度确认外层的光晕是红巨星的抛出物之外﹔也从光谱观测得知环状星云M57的内层光晕有向前或向后传播的部分，因此他们认为那是存在有双极波包的表象。
图十 一个普适的行星状星云模型
如今，有很多天文学家相信行星状星云型态的不同，可能只是一个如图十中所示的普适模型在视线方向的不同投影而已。这个模型在中央部分有环状的中性气体，沿着环的中心轴方向，会有流向两端的双极波包，在最外面还有一层球对称的光晕。在这个模型中，环状星云是正对着中央部分的环所看到的结果，而双极型行星状星云NGC6302与NGC2346，分别是从环的侧面与斜侧方所看到的结果。
心得与展望其实，第一个普适性的行星状星云模型是建立于1960年代末。当时，俄罗苏的天文学家G. Khromov 与L. Kohoutek 曾用空着两端的圆柱体在视线上不同角度的投影，来解释多种不同型态的产生。另外，在1990年代，CR Masson 也曾经提出一个密度会随着半径与纬度变化的椭球壳模型（参考图十一）。在这个模型中，随着各种物理参数的调整与椭球壳在视线上各种角度的投影，Masson 也可模拟出多种不同型态的行星状星云。
图十一Masson 的椭球壳模型
这些模型中，那一个是对的呢？目前仍无定论。它们都可以解释某些行星状星云的型态，但也都有各自的局限性。其实科学研究工作就像瞎子摸象一样，或许每一个理论模型都只是摸到大象的一部份而所下的结论。在1990年代以后，已经编有更多的行星状星云的目录，提供了更多的观测资料﹔另外，各种波段的太空观测站也收集了一些行星状星云的观测资料。我相信，投入更多的分析工作，将会提供更多有利于探讨行星状星云的线索。
在这里所提到的都是行星状星云的型态分析。这些型态与原始巨星的质量有何关系呢？这些型态与行星状星云的演化过程有何关系呢？这是目前我们有兴趣探讨的主题。
关于第一个问题，在参考资料(4)与(5)中，已有部分解答了。例如，在参考资料(5)中，就曾指出《多层壳椭球型行星状星云的中心星，它们的质量要比单层壳椭球型行星状星云的中心星质量少了些》。在参考资料(4)中，也曾经由行星状星云在银河系的分布情形，得到了以下的结果：《椭球型行星状星云的原始质量是小于1.0太阳质量，双极型行星状星云的原始质量是大于1.5太阳质量，而点对称型行星状星云的原始质量是大于1.2太阳质量》。
对于第二个问题，在参考资料(2)中，也有一些答案了。利用紫外线、红外线与无线电波的观测，可以辨别出较年轻的行星状星云。其中，具有较冷的中心星而且不会辐射紫外线的行星状星云，称为原始行星状星云(proto planetary nebulae)。它是介于红巨星与行星状星云之间的一种状态。
虽然，已经有了部分的答案，但仍无法完整地勾勒出不同原始质量的行星状星云在演化过程中型态的变化情形。我们希望能过找到足过多的资料，可用以建构出行星状星云的动态演历情形。
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