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| 惑星状星雲 | |
|---|---|
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| 特徴 | |
| タイプ | 散光星雲 |
| 質量範囲 | 0.1 M ☉ -1 M ☉ [1] |
| サイズ範囲 | 約1光年[1] |
| 密度 | 1cm3あたり100～10,000個の粒子[1] |
| 外部リンク | |
 メディアカテゴリー | |
 Q13632 | |
| 追加情報 | |
| 発見した | 1764年、シャルル・メシエ[2] |
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惑星状星雲は、赤色巨星の晩年に放出されたイオン化ガスの膨張した輝く殻からなる発光星雲の一種です。 [4]
「惑星状星雲」という用語は、惑星とは無関係であるため、誤った名称である。この用語は、天文学者が初期の望遠鏡で観測したこれらの星雲の、惑星のような丸い形に由来する。最初の使用は、1780年代にイギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルがこれらの星雲を惑星に似ていると表現したことによると思われる。しかし、早くも1779年1月には、フランスの天文学者アントワーヌ・ダルキエ・ド・ペルポワがリング星雲の観測で「非常に暗いが輪郭は完璧。木星と同じくらいの大きさで、消えゆく惑星に似ている」と表現している。[5] [6] [7] 現代の解釈は異なるが、古い用語は今でも使用されている。
すべての惑星状星雲は、中程度の質量（太陽の1～8倍程度）の恒星の寿命の終わりに形成されます。太陽は、その寿命の終わりに惑星状星雲を形成すると予想されています。 [8]惑星状星雲は比較的短命な現象で、恒星の進化のかなり長い段階と比較すると、おそらく数万年続きます。[9]赤色巨星の大気がすべて消散すると、惑星状星雲核（PNN）と呼ばれる露出した高温の明るい核からの強力な紫外線放射が、放出された物質をイオン化します。[4]吸収された紫外線は、中心の恒星の周りの星雲ガスの殻を活性化し、明るい色の惑星状星雲のように見えます。
惑星状星雲は、元素が生成された恒星から星間物質に元素を放出することで、天の川銀河の化学的 進化に重要な役割を果たしていると考えられます。惑星状星雲はより遠方の銀河で観測され、その化学的存在量に関する有用な情報をもたらします。
1990年代から、ハッブル宇宙望遠鏡の画像により、多くの惑星状星雲が極めて複雑で多様な形態をしていることが明らかになった。約5分の1はほぼ球形だが、大部分は球対称ではない。このような多様な形状や特徴を生み出すメカニズムはまだよくわかっていないが、中心の連星、恒星風、磁場などが役割を果たしている可能性がある。
観察
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発見
最初に発見された惑星状星雲（まだ惑星状星雲とは呼ばれていなかった）は、こぎつね座の亜鈴星雲である。これは1764年7月12日にシャルル・メシエによって観測され、彼の星雲天体カタログにM27として記載された。[10]低解像度の望遠鏡を使った初期の観測者にとって、M27とその後発見された惑星状星雲は、天王星のような巨大惑星に似ていた。早くも1779年1月には、フランスの天文学者アントワーヌ・ダルキエ・ド・ペルポワがリング星雲の観測で「非常に鈍い星雲だが、輪郭は完璧で、木星と同じくらいの大きさで、消えゆく惑星のように見える」と述べている。[5] [6] [7]
これらの天体の性質は不明のままであった。1782年、天王星の発見者であるウィリアム・ハーシェルは土星星雲（NGC 7009）を発見し、「奇妙な星雲、あるいは他に何と呼べばいいのか分からない」と表現した。彼は後に、これらの天体は「星のような種類の」惑星のように見えると表現した。[11] 彼より前にダルキエが指摘したように、ハーシェルは円盤が惑星に似ているが、惑星であるには暗すぎることを発見した。1785年、ハーシェルはジェローム・ラランドに次のように書いている。
これらは、まだはっきりとした見当がつかない天体であり、おそらく私たちが天空でよく知っているものとはまったく異なる種類のものである。私はすでに、可視直径が 15 秒から 30 秒の天体を 4 つ発見している。これらの天体は、惑星に似た円盤を持っているように見える。つまり、全体に均一な明るさがあり、丸い、またはやや楕円形で、輪郭は惑星の円盤と同じくらいはっきりしている。その光は、通常の 1 フィートの望遠鏡で見えるほど強いが、見た目は 9 等級程度の恒星にすぎない。[12]
彼はこれらを「星雲」カタログのクラスIVに分類し、最終的に78個の「惑星状星雲」をリストアップしたが、そのほとんどは実際には銀河であった。[13]
ハーシェルはこれらの天体を「惑星状星雲」と呼んだ。この用語の起源は不明である。[10] [14]「惑星状星雲」という呼称は、天文学者がこれらのタイプの星雲を分類するために使用する用語として定着し、今日でも天文学者によって使用されている。[15] [16]
スペクトラ
惑星状星雲の性質は、19世紀半ばに初めて分光観測が行われるまで不明でした。ウィリアム・ハギンズはプリズムを使って光を分散させ、天体の光学スペクトルを研究した最初の天文学者の一人でした。[14]
1864年8月29日、ハギンズはキャッツアイ星雲を観測し、惑星状星雲のスペクトルを初めて解析した。[10]彼の星の観測により、そのスペクトルは多くの暗線が重なった放射の連続体で構成されていることがわかっていた。彼は、アンドロメダ星雲（当時はそう呼ばれていた）などの多くの星雲状天体が、非常によく似たスペクトルを持っていることを発見した。しかし、ハギンズがキャッツアイ星雲を見たとき、彼は非常に異なるスペクトルを発見した。吸収線が重なった強い連続体ではなく、キャッツアイ星雲や他の同様の天体は、多数の輝線を示した。 [ 14]これらのうち最も明るいのは波長500.7ナノメートルで 、これは既知のどの元素の線とも一致しなかった。[17]
当初、この線は未知の元素によるものではないかと仮説が立てられ、その元素はネブリウムと名付けられました。同様の考えから、1868年に太陽のスペクトルの分析によってヘリウムが発見されました。 [10]ヘリウムは太陽のスペクトルで発見されてすぐに地球上で分離されましたが、「ネブリウム」は分離されていませんでした。20世紀初頭、ヘンリー・ノリス・ラッセルは、500.7 nmの線は新しい元素ではなく、未知の条件における既知の元素によるものであると提唱しました。[10]
物理学者は1920年代に、極度に低密度のガスでは、電子が原子やイオンの励起準 安定 エネルギー準位を占めることができることを示した。この準位は、高密度で起こる衝突によって非励起状態になるはずだった。 [18]窒素イオンと酸素イオン（O +、O 2+（別名O iii）、N + ）のこれらの準位からの電子遷移により、500.7 nmの輝線などが生じる。[10]極度に低密度のガスでしか見られないこれらのスペクトル線は禁制線と呼ばれる。したがって、分光観測により、星雲は極度に希薄なガスでできていることが示された。[19]
中心星
惑星状星雲の中心にある恒星は非常に高温である。[4]恒星は核燃料のほとんどを使い果たした場合にのみ、小さなサイズに収縮することができる。惑星状星雲は恒星の進化の最終段階であると理解されている。分光観測により、すべての惑星状星雲は膨張していることが判明している。このことから、惑星状星雲は恒星の寿命の終わりに外層が宇宙に投げ出されたために生じたという考えが生まれた。[10]
現代の観察
20世紀末にかけて、技術の進歩により惑星状星雲の研究が進んだ。[21] 宇宙望遠鏡により、天文学者は地球の大気が透過する波長以外の光の波長を研究できるようになった。惑星状星雲の赤外線および紫外線の研究により、星雲の温度、密度、元素の存在量をはるかに正確に測定できるようになった。[22] [23] 電荷結合素子技術により、これまで可能だったよりもはるかに微弱なスペクトル線を正確に測定できるようになった。ハッブル宇宙望遠鏡はまた、地上から観測すると多くの星雲が単純で規則的な構造をしているように見えるが、地球の大気圏上の望遠鏡で達成できる非常に高い光学解像度により、極めて複雑な構造が明らかになることを示した。[24] [25]
モーガン・キーナンのスペクトル分類では、惑星状星雲はP型に分類されるが、この表記法は実際にはほとんど使われていない。[26]
起源
8太陽質量（M ⊙）を超える恒星は 、おそらく劇的な超新星爆発でその生涯を終えるでしょう。一方、惑星状星雲は、0.8 M ⊙から 8.0 M ⊙までの中低質量の恒星の生涯の終わりにのみ発生するようです。[27]惑星状星雲を形成する前駆恒星は、その生涯のほとんどを、約1500万Kで核融合反応を起こして恒星の中心核で水素をヘリウムに変換することに費やします。これにより中心核にエネルギーが生成され、重力の内向きの圧力とバランスをとる外向きの圧力が生じます。[28]この平衡状態は主系列と呼ばれ、質量に応じて数千万年から数十億年続くことがあります。
中心核の水素が枯渇し始めると、核融合で生成されるエネルギーが減少し、重力によって中心核が圧縮され始め、温度が約 1 億 K まで上昇します。[29]中心核の温度がこのように高くなると、[どのように？ ]星のより冷たい外層が膨張して、はるかに大きな赤色巨星が形成されます。この最終段階では、星の光度が劇的に上昇し、放出されたエネルギーがはるかに広い表面積に分散されるため、平均表面温度が低下します。星の進化の観点から、このような光度の増加が見られる星は、漸近巨星分枝星(AGB) として知られています。[29]この段階で、星は星風によって全質量の 50～70% を失うことがあります。[30]
惑星状星雲を形成する、より質量の大きい漸近巨星分枝星（その起源はおよそ 0.6M ⊙を超える）の場合、その中心核は収縮し続ける。温度がおよそ 1 億 K に達すると、利用可能なヘリウム原子核が炭素と酸素に融合し、その結果、星は再びエネルギーを放射するようになり、中心核の収縮が一時的に停止する。この新しいヘリウム燃焼段階（ヘリウム原子核の融合）により、不活性な炭素と酸素からなる成長する内核が形成される。その上には薄いヘリウム燃焼殻があり、その周囲を水素燃焼殻が囲んでいる。しかし、この新しい段階はわずか 2 万年程度しか続かず、星の寿命全体と比較すると非常に短い期間である。
大気の放出は星間空間へと止まることなく続くが、露出した核の外表面の温度が約30,000 Kを超えると、放出された大気をイオン化するのに十分な紫外線 光子が放出され、ガスが惑星状星雲のように輝くようになる。[29]
一生
恒星が漸近巨星分岐（AGB）段階を経た後、中心星からガスが数キロメートル/秒の速度で吹き飛ばされ、恒星進化の短期惑星状星雲段階が始まる[21]。中心星はAGBの祖先の残骸であり、電子が縮退した炭素酸素核で、AGBでの質量損失により水素外殻のほとんどを失ったものである。[21]ガスが膨張するにつれ、中心星は2段階の進化を遂げる。最初は収縮を続け、核の周りの殻で水素核融合反応が起こるため高温になり、次に核融合と質量損失により水素殻が枯渇するとゆっくりと冷却する。[21]第2段階では、中心星はエネルギーを放射し、核融合反応は停止する。これは、中心星が炭素と酸素が核融合するのに必要な核温度を生み出すほど重くないためである。[10] [21]第一段階では、中心星は一定の光度を維持しながら[21]どんどん熱くなり、最終的には約100,000 Kの温度に達します。第二段階では、中心星は非常に冷えてしまい、ますます遠ざかるガス雲をイオン化するのに十分な紫外線を放射しなくなります。星は白色矮星になり、膨張するガス雲は私たちの目に見えなくなり、惑星状星雲の進化段階は終了します。[21]典型的な惑星状星雲の場合、その形成から結果として生じるプラズマの再結合までには、約10,000年[21]かかります。[10]
銀河の豊かさにおける役割
惑星状星雲は銀河の進化において非常に重要な役割を果たしている可能性がある。生まれたばかりの恒星はほぼ完全に水素とヘリウムで構成されている[33]が、恒星が漸近巨星分岐段階を経て進化するにつれて[ 34 ]、核融合によってより重い元素が作られ、最終的には強い恒星風によって追い出される。[35]惑星状星雲は通常、炭素、窒素、酸素などの元素を多く含み、これらはこれらの強力な恒星風によって星間物質にリサイクルされる。このようにして、惑星状星雲は天の川とその星雲をこれらのより重い元素で大いに豊かにする。天文学者はこれらを総称して金属と呼び、特に金属量パラメータ Zで表す。[36]
このような星雲から形成されるその後の世代の星も、金属量が高くなる傾向があります。これらの金属は星の中に比較的微量しか存在しませんが、星の進化と核融合反応に顕著な影響を及ぼします。宇宙の初期に星が形成されたときは、理論上、より重い元素が少量含まれていました。[37]既知の例としては、金属の少ない種族IIの星があります。（恒星の種族を参照。）[38] [39]恒星の金属含有量の特定は分光法によって行われます。
特徴
身体的特徴
典型的な惑星状星雲は直径がおよそ1光年で、非常に希薄なガスから成り、密度は一般に1cm3あたり100～10,000個の粒子である。[40]（比較すると、地球の大気には2.5 × 10若い惑星状星雲は密度が最も高く、時には106個/cm3に達することもあります。星雲が古くなるにつれて、その膨張により密度は減少します。惑星状星雲の質量は0.1から1太陽質量の範囲です 。 [40 ]
中心星からの放射により、ガスは約10,000 Kの温度まで加熱されます。[41]中心領域のガス温度は通常、周辺部よりもはるかに高く、16,000～25,000 Kに達します。[42]中心星の近くの体積は、約1,000,000 Kの温度を持つ非常に高温の（コロナ）ガスで満たされていることがよくあります。このガスは、中心星の表面から高速恒星風の形で発生します。[43]
星雲は物質境界型または放射線境界型と説明される。前者の場合、星雲には星から放出される紫外線光子をすべて吸収するのに十分な物質がなく、目に見える星雲は完全に電離している。後者の場合、中心星から放出される紫外線光子は周囲のガスをすべて電離させるのに十分な量ではなく、電離前線が中性原子の星周エンベロープに向かって外側に伝播する。[44]
数と分布
現在、銀河系には2000億個の恒星のうち約3000個の惑星状星雲が存在することが知られています[45]。恒星全体の寿命に比べて非常に短い寿命であることが、惑星状星雲の希少性につながっています。惑星状星雲は主に天の川銀河面付近で発見され、銀河中心付近に最も集中しています[46]。
形態学
惑星状星雲のうち球対称なのはわずか20%ほどである（例えば、Abell 39を参照）。[47]非常に複雑な形も見られるなど、多種多様な形状が存在する。惑星状星雲は、様々な著者によって恒星状、円盤状、リング状、不規則状、らせん状、双極状、四極状、[48]その他[49]に分類されているが、その大部分は球状、楕円状、双極状の3種類だけに属する。双極星雲は銀河面に集中しており、おそらく比較的若い大質量の祖先星によって生成されたものであり、銀河バルジ内の双極星は軌道軸を銀河面と平行に向けることを好むように見える。[50]一方、球状星雲はおそらく太陽のような古い星によって生成されたものである。[1]
形状の多様性は部分的には投影効果によるもので、同じ星雲でも異なる角度から見ると違って見える。[51]しかし、物理的形状の多様性の理由は完全には解明されていない。[49]中心星が連星の場合、伴星との重力相互作用が原因の1つである可能性がある。別の可能性としては、星雲が形成される際に惑星が星から離れる物質の流れを乱すということである。質量の大きい星ほど不規則な形状の星雲を形成することが判明している。[52] 2005年1月、天文学者は2つの惑星状星雲の中心星の周囲に磁場を初めて検出したと発表し、磁場がそれらの驚くべき形状の一部または全部の原因である可能性があるという仮説を立てた。[53] [54]
クラスターのメンバーシップ
惑星状星雲は、銀河系の球状星団であるメシエ15、メシエ22、NGC 6441、パロマー6のメンバーとして検出されています。また、銀河系M31の球状星団で惑星状星雲が発見される可能性があることを示す証拠もあります。[55]しかし、現在のところ、独立した研究者によって合意された散開星団で惑星状星雲が発見されたケースは1つしかありません。 [56] [57] [58]そのケースは、惑星状星雲PHR 1315-6555と散開星団アンドリュース・リンゼイ1に関係しています。実際、星団のメンバーシップを通じて、PHR 1315-6555は、惑星状星雲に対して確立された最も正確な距離（つまり、4%の距離解）を持っています。メシエ46のNGC 2818とNGC 2348のケースでは、惑星状星雲と星団の速度が一致していないことが示されており、視線方向の一致であることを示しています。[46] [59] [60]星団/PNペアの可能性がある暫定的なケースのサブサンプルには、アベル8とビカ6、[61] [62]、He 2-86とNGC 4463が含まれます。[63]
理論モデルでは、惑星状星雲は太陽の1～8倍の質量を持つ主系列星から形成されると予測されており、その場合、元となる星の年齢は4000万年以上となる。その年齢範囲内には数百の散開星団が知られているが、さまざまな理由から、その中に惑星状星雲が見つかる可能性は限られている。 [46]理由の1つは、より質量の大きい星の惑星状星雲の段階は数千年単位であり、これは天文学的には瞬きするほどの期間である。また、散開星団は総質量が小さいこともあり、重力による凝集力が比較的弱く、比較的短期間、通常は1億～6億年で分散する傾向がある。[64]
惑星状星雲研究における現在の課題
惑星状星雲までの距離は一般にあまり正確には決定されていないが[65]、ガイア計画は現在、中心星と近隣の星の間の直接視差距離を測定している。 [66]また、膨張率を測定することで近くの惑星状星雲までの距離を決定することも可能である。数年の間隔を置いて高解像度の観測を行うと、視線に対して垂直な星雲の膨張が示され、ドップラーシフトの分光観測では視線方向の膨張速度が明らかになる。角度膨張と導出された膨張速度を比較すると、星雲までの距離が明らかになる。[24]
星雲の形状がこのように多様である理由については議論の余地がある。観測される形状のほとんどは、星から異なる速度で遠ざかる物質間の相互作用によって生じると理論づけられている。[49]しかし、一部の天文学者は、より複雑で極端な惑星状星雲は、中心に近い連星系星によるものだと仮定している。[67]いくつかは強い磁場を示すことが示されており、[68]電離ガスとの相互作用によって、惑星状星雲の形状を説明できる可能性がある。[54]
星雲内の金属存在量を決定する主な方法は2つある。これらは再結合線と衝突励起線に頼るものである。2つの方法から得られた結果には大きな相違が見られることがある。これは惑星状星雲内の小さな温度変動の存在によって説明できるかもしれない。この相違は温度の影響によって生じるには大きすぎる可能性があり、観測結果を説明するために水素をほとんど含まない冷たい結び目が存在すると仮定する人もいる。しかし、そのような結び目はまだ観測されていない。[69]
参照
参考文献
引用
- ^ abcd オスターブロック、ドナルド E.; ファーランド、GJ (2005)、ファーランド、GJ (編)、ガス星雲と活動銀河核の天体物理学、University Science Books、ISBN 978-1-891389-34-4
- ^ 「メシエ27（亜鈴星雲）」nasa.gov 2017年10月19日。
- ^ ミザルスキ他 2011
- ^ abc フランコウスキー & ソーカー 2009、654–8 ページ
- ^ ab ダルキエ、A. (1777)。 Observations astronomiques, faites à Toulouse (トゥールーズで行われた天体観測)。アヴィニョン：J.オベール。 （そしてパリ：ラポルトなど）。
- ^ ab オルソン、ドン; カグリエリス、ジョヴァンニ・マリア (2017年6月)。「リング星雲を発見したのは誰か?」スカイ&テレスコープ。pp.32–37。
- ^ Wolfgang Steinicke著「Antoine Darquier de Pellepoix」 。 2018年6月9日閲覧。
- ^ デイリー、ジェイソン（2018年5月8日）。「太陽は死ぬと美しい惑星状星雲を生み出す」スミソニアン誌。 2020年3月30日閲覧。
- ^ 赤色巨星段階の後に、恒星の外層のほとんどが強い恒星風によって吹き飛ばされた後に形成される。Frew & Parker 2010、pp. 129–148
- ^ abcdefghi クォック 2000、pp. 1–7
- ^ Zijlstra、A. (2015)。 「2014 年の惑星状星雲: 研究のレビュー」(PDF)。Revista Mexicana de Astronomya y Astrofísica。51 : 221–230。arXiv : 1506.05508。ビブコード:2015RMxAA..51..221Z。2022 年 10 月 9 日にオリジナルからアーカイブ(PDF)されました。
- ^ Hoskin, Michael (2014)より引用。「ウィリアム・ハーシェルと惑星状星雲」天文学史ジャーナル45 ( 2 ): 209–225。Bibcode : 2014JHA ....45..209H。doi :10.1177/002182861404500205。S2CID 122897343 。
- ^ Mullaney, James (2007)の 16 ページ。 『ハーシェル天体とその観測方法』天文学者のための観測ガイド。Bibcode : 2007hoho.book.....M. doi :10.1007/ 978-0-387-68125-2。ISBN 978-0-387-68124-5。
- ^ abc ムーア2007、pp.279-80
- ^ SEDS 2013
- ^ Hubblesite.org 1997
- ^ ハギンズ＆ミラー 1864年、437～444ページ
- ^ ボウエン 1927、295～297 ページ
- ^ グルザディアン 1997
- ^ 「分裂した惑星状星雲」 。 2015年12月21日閲覧。
- ^ abcdefgh クォック 2005、271-8 ページ
- ^ ホラら。 2004 年、296 ～ 301 ページ
- ^ クォック他 2006年、445～446頁
- ^ ab リード他 1999年、2430～2441頁
- ^ アラー＆ヒョン 2003、15ページ
- ^ クラウス 1961、187 ページ
- ^ Maciel、Costa、Idiart 2009、pp. 127–37
- ^ ハルパズ 1994、55-80ページ
- ^ abc ハルパズ 1994、99-112 ページ
- ^ Wood, PR; Olivier, EA; Kawaler, SD (2004). 「脈動する漸近巨星分枝星の長い二次周期：その起源の調査」.天体物理学ジャーナル. 604 (2): 800. Bibcode :2004ApJ...604..800W. doi :10.1086/382123. S2CID 121264287.
- ^ 「ハッブルがまばゆいばかりのネックレスを提供」。今週の写真。ESA/ハッブル。 2011年8月18日閲覧。
- ^ 「星間ディストリビューター」。今週の写真。ESA/ハッブル。 2020年1月29日閲覧。
- ^ W. Sutherland (2013年3月26日). 「銀河。第4章 銀河の化学進化」(PDF) 。 2015年1月13日閲覧。[永久リンク切れ]
- ^ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, AI; Kraemer, KE (1993). 「私たちの太陽。III. 現在と未来」。The Astrophysical Journal。418 : 457。Bibcode : 1993ApJ ...418..457S。doi : 10.1086 / 173407。
- ^ Castor, J.; McCray, R.; Weaver, R. (1975). 「星間泡」.アストロフィジカルジャーナルレター. 200 : L107–L110. Bibcode :1975ApJ...200L.107C. doi : 10.1086/181908 .
- ^ クォック 2000、199-207 ページ
- ^ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (2013年10月1日). 「初期宇宙における原始ガスの汚染のモデル化」. The Astrophysical Journal . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode :2013ApJ...775..111P. doi :10.1088/0004-637X/775/2/111. S2CID 119233184.
- ^ マロチニク、シュクロフ、ヤストジェムスキー、1996 年、6–10 ページ
- ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998).天文学と天体物理学入門(第4版). フォートワース [ua]: Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 0-03-006228-4。
- ^ ab Osterbrock & Ferland 2005、p. 10
- ^ グルザディアン 1997、238 ページ
- ^ グルザディアン 1997、130～137 ページ
- ^ オスターブロック＆フェルランド 2005、261～262ページ
- ^ オスターブロック＆フェルランド 2005、207 ページ
- ^ パーカーら。 2006、79–94 ページ
- ^ abc Majaess、Turner & Lane 2007、pp. 1349–60 より
- ^ ジャコビー、フェルランド、コリスタ、2001 年、272–86 ページ
- ^ クォック & スー 2005、L49–52 ページ
- ^ abc クォック 2000、pp.89-96
- ^ リース＆ジルストラ 2013
- ^ Chen, Z; A. Frank; EG Blackman; J. Nordhaus; J. Carroll-Nellenback (2017). 「AGB連星系における質量移動とディスク形成」.王立天文学会月報. 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Bibcode :2017MNRAS.468.4465C. doi : 10.1093/mnras/stx680 . S2CID 119073723.
- ^ モリス 1990、526-30 ページ
- ^ スペースデイリーエクスプレス 2005
- ^ ジョーダン、ワーナー、オトゥール 2005、pp. 273–9より
- ^ Jacoby, George H.; Ciardullo, Robin; De Marco, Orsola ; Lee, Myung Gyoon; Herrmann, Kimberly A.; Hwang, Ho Seong; Kaplan, Evan; Davies, James E., (2013). A Survey for Planetary Nebulae in M31 Globular Clusters, ApJ, 769, 1
- ^ Frew, David J. (2008). 太陽近傍の惑星状星雲: 統計、距離スケール、光度関数、博士論文、マッコーリー大学物理学部、シドニー、オーストラリア
- ^ パーカー 2011、1835–1844 ページ
- ^ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Turner, D.; Moyano, M.; Berdnikov, L.; Giorgi, E., (2014). 重要な星団 Andrews-Lindsay 1 とその惑星状星雲の 4% 距離解について、A&A、567
- ^ キスら。 2008 年、399 ～ 404 ページ
- ^ マーミリオッドら。 2001、30–9 ページ
- ^ Bonatto, C.; Bica, E.; Santos, JFC, (2008). 惑星状星雲との物理的関連性が疑われる散開星団の発見、MNRAS、386、1
- ^ Turner, DG; Rosvick, JM; Balam, DD; Henden, AA; Majaess, DJ; Lane, DJ (2011). 散開星団 Bica 6 とその付随惑星状星雲 Abell 8 に関する新たな結果、PASP、123、909
- ^ モニ・ビディン、C.;マジェス、D.ボナット、C.マウロ、F.ターナー、D.ガイスラー、D.シェネ、A.-N.ゴルマズ・マタマラ、AC。ボリソワ、J.クルテフ、RG;ミニティ、Ｄ．カラロ、G.ギーレン、W. (2014)。潜在的な惑星状星雲/星団ペアの調査、A&A、561
- ^ アリソン 2006、56～8 ページ
- ^ R. Gathier. 「惑星状星雲までの距離」（PDF）。ESO Messenger。2022年10月9日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。 2014年5月31日閲覧。
- ^ 「SIMBAD 参照」。
- ^ ソーカー 2002、481-6 ページ
- ^ グルザディアン 1997、424 ページ
- ^ 劉ら。 2000 年、585 ～ 587 ページ
引用元
- Aller, Lawrence H.; Hyung, Siek (2003)。「惑星状星雲の分光分析に関する歴史的考察 (招待レビュー)」。Kwok, Sun、Dopita, Michael、Sutherland, Ralph (編)。惑星状星雲: 宇宙におけるその進化と役割、2001 年 11 月 19 ～ 23 日にオーストラリアのキャンベラで開催された国際天文学連合第 209 回シンポジウムの議事録。第 209 巻。太平洋天文学会。p. 15。書誌コード:2003IAUS..209...15A。
- アリソン、マーク（2006）、星団とその観測方法、ビルクハウザー、pp. 56-8、ISBN 978-1-84628-190-7
- Bowen, IS (1927 年 10 月)、「主星雲線の起源」、太平洋天文学会刊行物、39 (231): 295–7、Bibcode :1927PASP...39..295B、doi : 10.1086/123745
- Frankowski, Adam; Soker, Noam (2009 年 11 月)、「惑星状星雲の集積によって影響を受ける非常に遅い熱パルス」、New Astronomy、14 (8): 654–8、arXiv : 0903.3364、Bibcode :2009NewA...14..654F、doi :10.1016/j.newast.2009.03.006、S2CID 17128522、
惑星状星雲 (PN) は、恒星の祖先の漸近巨星枝 (AGB) 段階で放出された、膨張する電離した恒星周雲です。
- Frew, David J.; Parker, Quentin A. (2010 年 5 月)、「惑星状星雲: 観測特性、模倣、診断」、オーストラリア天文学会刊行物、27 (2): 129–148、arXiv : 1002.1525、Bibcode :2010PASA...27..129F、doi :10.1071/AS09040、S2CID 59429975
- グルザディアン、グリゴール A. (1997)、惑星状星雲の物理とダイナミクス、シュプリンガー、ISBN 978-3-540-60965-0
- ハルパズ、アモス（1994）、Stellar Evolution、AK Peters、Ltd.、ISBN 978-1-56881-012-6
- Hora, Joseph L.; Latter, William B.; Allen, Lori E .; Marengo, Massimo; Deutsch, Lynne K.; Pipher, Judith L. (2004 年 9 月)、「赤外線アレイ カメラ (IRAC) による惑星状星雲の観測」(PDF)、Astrophysical Journal Supplement Series、154 (1): 296–301、arXiv : astro-ph/0405614、Bibcode :2004ApJS..154..296H、doi :10.1086/422820、S2CID 53381952
- ハッブル宇宙望遠鏡、太陽のような星の最後の栄光の輝きを目撃、Hubblesite.org - NASA の宇宙望遠鏡科学研究所 (STScI)、1997 年 12 月 17 日、2018 年 6 月 12 日時点のオリジナルからアーカイブ、 2018 年6 月 10 日取得
- ハギンズ、W.; ミラー、WA (1864)、「いくつかの星雲のスペクトルについて」、ロンドン王立協会哲学論文集、154 : 437–44、Bibcode :1864RSPT..154..437H、doi : 10.1098/rstl.1864.0013
- Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. (2001)、「惑星状星雲 A39: 光イオン化プラズマの数値モデリングのための観測ベンチマーク」、The Astrophysical Journal、560 (1): 272–86、Bibcode :2001ApJ...560..272J、doi : 10.1086/322489
- Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, SJ (2005 年 3 月)、「惑星状星雲の中心星における磁場の発見」、Astronomy & Astrophysics、432 (1): 273–9、arXiv : astro-ph/0501040、Bibcode :2005A&A...432..273J、doi :10.1051/0004-6361:20041993、S2CID 119361869
- Kiss, LL; Szabó, Gy. M.; Balog, Z.; Parker, QA; Frew, DJ (2008 年 11 月)、「AAOmega の視線速度は、散開星団 M46 内の惑星状星雲 NGC 2438 の現在のメンバーではないことを明らかに」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、391 (1): 399–404、arXiv : 0809.0327、Bibcode :2008MNRAS.391..399K、doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13899.x、S2CID 15207860
- クラウス、アーサー（1961）、天文学、オリバーとボイド、p. 187
- クォック、サン（2000）、惑星状星雲の起源と進化、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 0-521-62313-8、2012年3月2日時点のオリジナルよりアーカイブ（第1章はこちらからダウンロードできます。）
- クォック・サン（2005年6月）「惑星状星雲：21世紀の新たな課題」、韓国天文学会誌、38（2）：271～278、Bibcode：2005JKAS...38..271K、doi：10.5303/JKAS.2005.38.2.271
- Kwok, Sun; Su, Kate YL (2005 年 12 月)、「四極惑星状星雲 NGC 6881 における複数の同軸リングの発見」、The Astrophysical Journal、635 (1): L49–52、Bibcode :2005ApJ...635L..49K、doi : 10.1086/499332、
四極惑星状星雲 NGC 6881 における複数の 2 次元リングの発見について報告します。双極ローブには 4 対ものリングが見られ、中央トーラスには 3 つのリングが見られます。ローブ内のリングは双極ローブの 1 対と同じ軸を持ちますが、内側のリングは他のペアと一列に並んでいます。 2 対の双極ローブは、漸近巨星枝 (AGB) 風から残った恒星周縁物質からの 2 つの別々の高速流出によって形成されたものと考えられます。2 次元リングは、動的不安定性の結果、または個別の AGB 恒星周縁殻の残骸と相互作用する高速流出の結果である可能性があります。
- Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, MJ; Méndez, RH (eds.)、「Planetary nebulae in the GLIMPSE survey」、Proceedings of the International Astronomical Union、Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond、2 (S234)、ケンブリッジ: Cambridge University Press: 445–6、Bibcode :2006IAUS..234..445K、doi : 10.1017/S1743921306003668 (inactive 2024-08-27)、
惑星状星雲 (PN) は、塵の含有量が多く、赤外線を強く放射します。若い PN の場合、塵の成分は星雲の全エネルギー出力の約 3 分の 1 を占めます (Zhang & Kwok 1991)。 PN の典型的な色温度は 100 ～ 200 K で、λ > 5 μm では、イオン化成分からの自由放射よりも塵が優勢になります。PN は従来、写真乾板の検査や Hα 調査によって発見されますが、4 ～ 10 μm の間で上昇するスペクトルを持つ赤い物体を探す赤外線調査でも PN を特定できます。
{{citation}}: CS1 maint: DOIは2024年8月時点で非アクティブです（リンク） - Liu, X.-W.; Storey, PJ; Barlow, MJ; Danziger, IJ; Cohen, M.; Bryce, M. (2000 年 3 月)、「NGC 6153: 超金属豊富な惑星状星雲?」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、312 (3): 585–628、Bibcode :2000MNRAS.312..585L、doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x
- Maciel, WJ; Costa, RDD; Idiart, TEP (2009 年 10 月)、「惑星状星雲とマゼラン雲の化学的進化」、Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica、45 : 127–37、arXiv : 0904.2549、Bibcode :2009RMxAA..45..127M、これらの天体は、主系列質量がおよそ 0.8 から 8 M
⊙
の間の低質量および中質量の星によって生成され、かなり大きな年齢と金属量の広がりを示します。
- Majaess, DJ; Turner, D.; Lane, D. (2007 年 12 月)、「惑星状星雲と散開星団の関連性の探索」、Publications of the Astronomical Society of the Pacific、119 (862): 1349–60、arXiv : 0710.2900、Bibcode :2007PASP..119.1349M、doi :10.1086/524414、S2CID 18640979
- Marochnik, LS; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996)、「第 19 章: 化学組成」、The Milky Way Galaxy、Taylor & Francis、pp. 6–10、ISBN 978-2-88124-931-0
- Mermilliod, J.-C.; Clariá, JJ; Andersen, J.; Piatti, AE; Mayor, M. (2001 年 8 月)、「散開星団の赤色巨星。IX. NGC 2324、2818、3960、6259」、天文学と天体物理学、375 (1): 30–9、Bibcode :2001A&A...375...30M、CiteSeerX 10.1.1.30.7545、doi :10.1051/0004-6361:20010845、S2CID 122773065
- Miszalski, B.; Jones, D.; Rodríguez-Gil, P.; Boffin, HMJ; Corradi, RLM; Santander-García, M. (2011)、「惑星状星雲 NGC 6326 および NGC 6778 における近接連星中心星の発見」、天文学と天体物理学、531 : A158、arXiv : 1105.5731、Bibcode :2011A&A...531A.158M、doi :10.1051/0004-6361/201117084、S2CID 15010950
- ムーア、SL（2007年10月）「キャッツアイ星雲の観測」、英国天文学協会誌、117（5）：279-80、書誌コード：2007JBAA..117R.279M
- モリス、M. (1990)、「遷移中の星の質量流出における双極非対称性」、メンネシエ、MO、オモン、アラン (編)、「ミラから惑星状星雲へ: 恒星進化の道は?」、フランス、モンペリエ、1989 年 9 月 4 ～ 7 日 IAP 天体物理学会議: Atlantica Séguier Frontières、pp. 526 ～ 530、ISBN 978-2-86332-077-8
{{citation}}: CS1 メンテナンス: 場所 (リンク) - オスターブロック、ドナルド E.; ファーランド、GJ (2005)、ファーランド、GJ (編)、ガス星雲と活動銀河核の天体物理学、University Science Books、ISBN 978-1-891389-34-4
- Parker, Quentin A.; Acker, A.; Frew, DJ; Hartley, M.; Peyaud, AEJ; Ochsenbein, F.; Phillipps, S.; Russeil, D.; Beaulieu, SF; Cohen, M.; Köppen, J.; Miszalski, B.; Morgan, DH; Morris, RAH; Pierce, MJ; Vaughan, AE (2006 年 11 月)、「The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、373 (1): 79–94、Bibcode :2006MNRAS.373...79P、doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x
- Parker, Quentin A.; Frew, David J.; Miszalski, B.; Kovacevic, Anna V.; Frinchaboy, Peter.; Dobbie, Paul D.; Köppen, J. (2011 年 5 月)、「PHR 1315–6555: コンパクトなヒアデス時代の散開星団 ESO 96-SC04 内の双極惑星状星雲」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、413 (3): 1835–1844、arXiv : 1101.3814、Bibcode :2011MNRAS.413.1835P、doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18259.x、S2CID 16164749
- リード、ダレン S.; バリック、ブルース; ハジアン、アーセン R.; クレイトン、トレイシー L.; ジョヴァナルディ、ステファノ; カセルターノ、ステファノ; パナギア、ニーノ; テルジアン、イェルヴァント (1999 年 11 月)、「ハッブル宇宙望遠鏡による NGC 6543 の膨張の測定: 視差距離と星雲の進化」、天文学ジャーナル、118 (5): 2430–41、arXiv : astro-ph/9907313、Bibcode :1999AJ....118.2430R、doi :10.1086/301091、S2CID 14746840
- ソーカー、ノアム（2002年2月）「なぜ双極惑星状星雲は「ユニーク」なのか"、王立天文学会月報、330 (2): 481–6、arXiv : astro-ph/0107554、Bibcode :2002MNRAS.330..481S、doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x、S2CID 16616082
- 4つの惑星状星雲の中心星における磁場の初検出、SpaceDaily Express、2005年1月6日、 2009年10月18日閲覧、
出典：Journal Astronomy & Astrophysics
- Rees, B.; Zijlstra, AA (2013 年 7 月)、「銀河バルジ内の惑星状星雲の角運動量ベクトルの配置」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、435 (2): 975–991、arXiv : 1307.5711、Bibcode :2013MNRAS.435..975R、doi : 10.1093/mnras/stt1300、S2CID 118414177
- 惑星状星雲、SEDS、2013年9月9日、2013年11月10日閲覧
さらに読む
- イリアディス、クリスチャン（2007）、星の核物理学。物理学教科書、Wiley-VCH、pp. 18、439-42、ISBN 978-3-527-40602-9
- Renzini, A. (1987)、S. Torres-Peimbert (編)、「熱パルスと惑星状星雲殻の形成」、IAU第131回シンポジウム議事録、131 : 391–400、Bibcode :1989IAUS..131..391R
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、惑星状星雲に関連するメディアがあります。
- 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典への記載
- キャッツアイ星雲の最近の観測に関するプレスリリース
- 惑星状星雲、SEDSメシエページ
- 4つの惑星状星雲の中心星における磁場の初めての検出
- 惑星状星雲 - 情報とアマチュア観測
- arxiv.org の惑星状星雲
