近日，由中国科学院国家天文台、云南大学、北京师范大学组成的研究团队，结合哈勃空间望远镜（HST）的图像数据及多镜面望远镜（MMT）的光谱数据联合证认并分析了仙女星系（M31）中一个年轻疏散星团中的行星状星云，揭示其演化自一个约5.7倍太阳质量的中高质量恒星。这一发现为行星状星云前身星质量分布的高质量端提供了一个关键观测锚点，相关成果于近期发表于《天体物理学报通讯》（Chen et al. 2026, ApJL, 1005, L2）。
宇宙中90%以上的恒星并不会以超新星的形式“谢幕”。这些中低质量恒星在演化晚期会通过脉动与星风等方式抛出自身的包层物质，同时炽热中心星辐射大量紫外光子将抛出的星周气体电离，形成我们所观测到的行星状星云。行星状星云不仅是恒星死亡的遗迹，也是研究恒星晚期演化、恒星内部核合成以及星际化学增丰的重要天体物理实验室。对于大多数行星状星云，光谱观测可以告诉我们电离气体的物理化学信息，但我们却很难知道其前身星的具体物理性质。行星状星云是有多大质量的恒星演化而来的，以及究竟什么质量范围的恒星能产生可见的行星状星云？这些问题限制了我们对于行星状星云在星系演化生态中的理解。
疏散星团为回答这些问题提供了绝佳的机会。疏散星团中的恒星被认为具有近乎相同的年龄，而这一参数可以在颜色-星等空间中通过等年龄线拟合的方法相对准确地测量，进一步我们可以反推演化至行星状星云的恒星的初始质量。因此，“星团中的行星状星云是一份罕见的礼物”。遗憾的是，宇宙并不常把这样的礼物交到天文观测者手中。此前已确认的与疏散星团物理成协的行星状星云极为稀少：在银河系中共发现5例，河外星系中仅有2例。造成这种稀缺性的一个重要原因是，年轻疏散星团中偏向于产生由较大质量恒星产生的行星状星云，它们在后渐近巨星分支阶段（post-AGB）的演化极快，显著压缩了我们捕捉到行星状星云的“观测窗口”。
图1：左图：疏散星团的HST多色合成图像，行星状星云因为其较强的星云发射线显示为星团中心位置附近的一个蓝绿色亮点，白色圆圈展示MMT单个光纤的角直径大小。右图：该系统在M31中的位置示意图。
研究团队在多镜面望远镜的观测数据中发现了这一特殊系统（见图1）。光谱同时表现出年轻星团的吸收线特征和显著的电离气体发射线特征，包括高激发度电离线（He II λ4686）和极强的[N II]发射线；这些特征与I型行星状星云的光谱特征极为相似（见图2）。哈勃空间望远镜的发射线窄带图像清楚地揭示这一行星状星云位于星团中心位置附近。进一步，研究团队发现光谱中星团吸收线与星云发射线成分的视向速度呈现出非常好的一致性，这些证据强烈支持该行星状星云与疏散星团是真实物理成协的。
该疏散星团的年龄为9000万年左右，同时有着近似太阳水平的金属丰度，基于此由恒星演化模型反推的前身星初始质量在5.7倍太阳质量左右。这是目前经良好观测检验的最高的行星状星云前身星质量，已经接近超渐近巨星分支星（super-AGB）的预期质量下限和理论预言的行星状星云前身星质量上限。这颗中高质量恒星如今已经损失了自身的大部分质量，成为一颗0.94倍太阳质量左右的（前）白矮星。基于星云光谱，研究团队估算出该行星状星云的N/O丰度比达到太阳的七倍左右。这一显著的氮元素增丰暗示该行星状星云的前身星在AGB阶段经历了显著的热底燃烧（hot bottom burning）。未来，该系统也为检验中高质量AGB星的内部核合成和混合过程提供了宝贵观测样本。
图2：上图：原始观测谱及拟合得到的星云、星团成分模板光谱。下图：观测谱扣去星团模版光谱后得到的星云光谱，主要的星云发射线已经标出。
该论文第一作者为国家天文台博士生陈品健，通讯作者为云南大学陈丙秋教授和国家天文台陈孝钿研究员，合作作者包括国家天文台王舒研究员和北京师范大学苑海波教授。
相关链接：https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae77e4
AI生成概念图：“当行星状星云遇见疏散星团”
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