星雲-百科詞條

　　銀河系內太陽系以外一切非恒星狀的氣體塵埃雲。一些較近的星系，其外觀象星雲，幾個世紀以來也稱為星雲。1924年底解決瞭宇宙島之爭以後，才把二者分別稱為銀河星雲和銀河外星系，目前則通稱星雲和星系。星雲的形狀不一，亮暗不等。就形態來說，可分為：廣袤稀薄而無定形的彌漫星雲，亮環中央具有高溫核心星的行星狀星雲，以及尚在不斷地向四周擴散的超新星剩餘物質雲（見超新星遺跡）。就發光性質來說，可分為：被中心或附近的高溫照明星（早於B1型的）激發發光的發射星雲，因反射和散射低溫溫照明星（晚於B1型）的輻射而發光的反射星雲，部分地或全部地擋住背景恒星的暗星雲。前兩種統稱為亮星雲，其中亮度時有變化的叫作變光星雲。反射星雲同暗星雲的區別，僅僅是在於照明星、星雲和觀測者三者相對位置的不同。

　　光度和光譜　人們用肉眼隻能看到一個獵戶座大星雲，這說明一般星雲都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103個有一定視面積的天體中，隻有11個是真正的星雲。就是在1888～1910年陸續刊佈的《星團星雲新總表》（NGC星表）及其補編(IC)中的13，226個有一定視面積的天體中，也隻有一小部分是真正的星雲。隻是在大口徑望遠鏡，尤其是大視場強光力的施密特望遠鏡出現後，人們才開始對星雲進行有效的觀測研究。氣體星雲光譜中除氫、氮等復合線外，還有很強的氧、氮等的禁線，如[OⅢ]λλ4959、5007，[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，幾乎在所有氣體星雲的光譜中都可看到。氣體星雲的光譜中同時存在一個較弱的連續背景，它一部分來自星雲內塵埃物質對星光的散射，其強度隨星雲中塵埃含量而增減；另一部分來自電子的自由-自由躍遷和自由-束縛躍遷（見恒星大氣的吸收和散射）。此外，若幹星雲中還出現被照明星輻射加熱到100℃左右的塵埃粒子所發射的紅外連續光譜。

　　氣體星雲中的電離球　熱星對氣體星雲的激發電離有一個范圍。1939年瑞典天文學傢斯特龍根確定瞭電離氫雲的半徑S₀同恒星溫度T和星雲中粒子數密度N之間的關系：

式中 T _e為離照明星 S ₀處的電子溫度， θ=5040/ T， R為恒星半徑。通常把這個半徑 S ₀叫作斯特龍根半徑。從這個電離雲到周圍中性氫雲的過渡是急促的，過渡區的厚度隻有千分之一秒差距，所以電離氫雲都有一個很清晰的邊界。由於星雲中氣體和塵埃分佈不均勻，加上位於星雲前面的吸收物質分佈不規則，實際觀測到的電離氫雲的邊界往往是參差不齊的。

麒麟座柱狀星雲

　　星雲的演變　一般認為行星狀星雲是由激發它的中心星拋射出來的，將會逐漸消失；新星和超新星爆發所拋出的雲也在很快地膨脹而逐漸消失。它們都是恒星演化過程中的產物，也是恒星逐漸變為星際物質的過程。在照明星晚於B1型的一些彌漫星雲中，一個暗星雲可能是和運動著的恒星偶然相遇而被照亮，恒星離開之後重又變暗。已觀測到這些星雲與它們的照明星的視向速度是不相同的，因而在二者之間沒有演化上的聯系。還有一些發射星雲內部包含若幹早於B1型的熱星，它們常常組合成聚星、銀河星團或星協（如 O星協）。這些星雲和年輕恒星一起分佈在銀河系旋臂中。因此一般認為，這些星雲中的熱星群可能是不久前才從這些星雲中誕生的。

　　成分　銀河星雲中的物質，都是由氣體和塵埃微粒組成的。不同星雲中的氣體和塵埃的含量略有不同。發射星雲中的塵埃少些，一般小於1％；暗星雲中則多一些。星雲中物質密度常常十分稀薄，一般為每立方厘米幾十到幾千個原子（或離子）。星雲的體積一般比太陽系大許多倍，雖然密度很小，總質量卻常常很大。星雲物質的主要成分是氫，其次是氮，此外，還含有一定比例的碳、氧、氟等非金屬元素和鎂、鉀、鈉、鈣、鐵等金屬元素。近年來還發現有 OH、CO和CH₄等有機分子。星雲中各種元素的含量與宇宙豐度是一致的(見元素的豐度)。在其他星系中也有很多氣體星雲。(見彩圖)