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行星狀星雲是指外形呈圓盤狀或環狀的並且帶有暗弱延伸視面的星雲，屬於發射星雲的一種。在望遠鏡中看去，它具有像天王星和海王星那樣略帶緑色而有明晰邊緣的圓面。1977年，f.w.赫歇爾發現這類天體後，稱它們為行星狀星雲。用大望遠鏡觀察顯示出行星狀星雲有纖維、斑點、氣流和小弧等復雜結構。它們主要分佈在銀道面附近，受到星際消光的影響，大量的行星狀星雲被暗星雲遮蔽而難以觀測，其中央部分有一個很小的核心，是溫度很高的中心星。行星狀星雲的氣殼在膨脹，速度為每秒10公裏到50公裏。其化學組成和恆星差不多，質量一般在0.1到1個太陽質量之間，密度在每立方釐米100到10，000個原子[離子]之間，溫度為6000k到10，000k，中心星的溫度高達30，000k以上。
據估計，行星狀星雲的壽命平均約為30，000年左右。這類星雲出現，象徵着恆星已到晚年。在銀河係存在期間[大約10--100億年]，將近有10億到100億個恆星，經歷過行星狀星雲階段。因此，這種天體很可能是一種普遍存在的天體。銀河係中大部分恆星，很可能都要經過行星狀星雲而後纔"死亡"。根據太陽附近的分佈密度(約每千立方秒差距三十到五十個)估計，整個銀河係中應該有四五萬個，現在觀測到的衹是其中很小的一部分。
行星狀星雲呈圓形、扁圓形或環形，有些與大行星很相像，因而得名。這類星雲與彌漫星雲在性質上完全不同，它們是如太陽差不多質量的恆星演化到晚期，核反應停止後，走嚮死亡時的産物。這類星雲的體積在膨脹之中，最後趨於消散。在行星狀星雲的中央，都有一顆高溫恆星，稱為行星狀星雲的中央星。這是正在演化成白矮星的恆星。
行星狀星雲的質量在十分之一到一個太陽質量之間，星雲中的密度在每立方釐米100-10,000個原子(離子)之間。行星狀星雲的中心星都是溫度很高的(大於等於30000k)，星雲吸收它發出的強紫外輻射通過級聯躍遷過程轉化為可見光。行星狀星雲象徵着一顆恆星到了晚年，估計行星狀星雲的壽命平均為三萬年左右，星雲氣體逐漸擴散消失於星際空間，僅留下一個中央白矮星。
行星狀星雲實質上是一些垂死的恆星拋出的塵埃和氣體殼。質量小於太陽十倍的恆星在其演化的末期，因其核心的氦燃料耗盡，會將其物質外殼拋嚮宇宙空間。行星狀星雲的直徑一般在一光年左右。
著名的行星狀星雲有天琴座環狀星雲等。行星狀星雲屬恆星晚年的結局。其他河外星係中也有行星狀星雲。如仙女座星係中就已發現300多個行星狀星雲；大麥哲倫星係中發現400多個行星狀星雲；小麥哲倫星係中發現200多個行星狀星雲。 |
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環狀星雲是一顆很有名的行星狀星雲，它的中心星是一個接近演化終點的白矮星，溫度有十萬度，而密度非常高。
除了環狀的土星外，環狀星雲(m57)可能是天空中最著名的環狀天體了。 這個外觀單純且優雅的行星狀星雲，可能是我們從地球看出去的視綫恰好穿過筒狀雲氣的投影結果，而這團雲氣是由一顆垂死的中心星所拋出來的。 哈伯傳傢寶計劃的天文學家，使用太空望遠鏡所拍攝的數張影像製作出這張精彩的高解析照片，影像所選用的色澤是用來標示這團恆星壽衣的溫度分佈。藍色代表靠近高溫中心星區域的熾熱氣體，慢慢地轉變為較外面也是較低溫的緑色和黃色區域，以及最邊緣也是最低溫的紅色氣體。 除此之外，在星雲的邊緣附近，還可以看到許多黝黑的條狀結構。 環狀星雲位在北天的天琴座(lyra)內，大小約為一光年，距離我們約有2000光年遠。 |
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在全天的行星狀星雲中，狐狸座啞鈴星雲無疑是最美麗的一個，它列於梅西耶星團星雲星表的第27位，故又稱m27星雲。在行星狀星雲中它並不是最大的，也不是最亮的。由於較大的行星狀星雲均比較暗，而最亮的行星狀星雲又很小，因此狐狸座的啞鈴星雲就成為最容易觀測的行星狀星雲了。在天箭座γ星以北3°處很容易找到m27。甚至用小望遠鏡都可以一下子辨認出來。它的赤道坐標為：赤經19時59.6分；赤緯+22°43′(2000.0)。角大小為8′*4′，距離為300秒差距，975光年。
狐狸座啞鈴星雲是個很美麗的天體。很明亮，視星等為7.6 等。在滿布恆星的星空背景中仍顯得很突出，它的形狀象兩個圓錐頂對頂對接起來的啞鈴，因此被稱為啞鈴星雲。用口徑6 英寸的望遠鏡觀看，顯得非常清晰動人。
當用更大的望遠鏡觀測時，能夠看到柔和的藍緑色的光暈包圍在“啞鈴”的周圍。用大望遠鏡照相觀測表明，光暈的長軸方向的方位角為125°，12等的核星很明顯地靠近啞鈴形的西邊緣，不過，天文學家維波註意到那裏有幾顆和星雲並無物理聯繫的暗星。那顆12等的核星是很難辨認出來的。另外，在啞鈴星雲以北25′處，僅有一顆5 等星，它就是狐狸座14星。 |
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| 愛斯基摩星雲又名為ngc 2392，它是天文學家威廉．赫歇爾在1787年發現的，由於從地面看去，它像是一顆載着愛斯基摩毛皮兜帽的人頭，所以得到了這種昵稱。在2000年時，哈勃太空望遠鏡為它拍攝了一張照片，發現這個星雲具有非常復雜的雲氣結構，直至現在，這些結構的成因仍然不完全清楚。不論如何，愛斯基摩星雲是個如假包換的行星狀星雲，而影像中的雲氣是由一顆很像太陽的恆星 在一萬年前拋出來的外層氣殼。影像中清楚可見的星雲內層絲狀結構，是強烈恆星風所拋出的中心星物質，而外層碟狀區，有許多長度有一光年長的奇特橘色指狀物。 |
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貓眼星雲（cat's eye nebula, ngc 6543）為一行星狀星雲，位於天竜座。這個星雲特別的地方，在於其結構幾乎是所有有記錄的星雲當中最為復雜的一個。從哈勃太空望遠鏡拍得的圖像顯示，貓眼星雲擁有繩結、噴柱、弧形等各種形狀的結構。
這個星雲是最被廣為研究的星雲之一，它的視星等為+8.1，擁有高表面光度。其赤經及赤緯分別為17h 58.6m及+66°38'，其高赤緯度代表北半球的觀測者可較易看到。不少大型望遠鏡均坐落於北半球地區範圍，由於該星雲處於接近正北黃極點的位置，在良好天氣的情況下，衹要在黃極點附近尋找，應該不難找到。
直徑方面，較亮的內星雲部分直徑約為20角秒，其擴張星雲暈物質直徑約為386角秒（6.4角分）。它的星雲暈物質是原有恆星演化為紅巨星階段時噴出的。
根據觀測結果，星雲主體的密度約為每立方釐米有5,000顆粒子，溫度約為8,000 k1，外層星雲暈的溫度更高，達15,000 k，而密度方面則比內部更低。
星雲中央擁有一顆o型恆星，其溫度約為80,000 k，光度約為太陽的10,000倍，半徑為太陽的0.65倍。據光譜學分析，由於受恆星風的影響，中央恆星的質量正以每秒20兆噸的速度不斷流失，相等於每年3.2×10−7太陽質量，恆星風的風力時速為每秒1,900公裏。根據計算結果，中央恆星的質量與太陽差不多，約為一個太陽質量，演化前的恆星質量估計約為太陽的五倍。 |
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下面列出了目前已經發現的一部分行星狀星雲：
梅西耶的分類 星雲和星團新總表 其他命名 昵稱 發現日期 距離地球(光年)
m2-9 噴射星雲 1990年代
m27 ngc 6853 啞鈴星雲 1764年約1250
m57 環狀星雲 1779年2300
mz3 螞蟻星雲 1997年7月20日
ngc 2392 愛斯基摩星雲 1787年約5000
ngc 6543 貓眼星雲 1786年約3260
ngc 7009 土星星雲 1782年
ngc 7293 耳輪星雲 1824年450
mycn18 沙漏星雲 1996年約8000
crl 2688 蛋狀星雲 1996年約3000
m76 ngc 650, ngc 651 小啞鈴星雲 1780年
m97 ngc 3587 貓頭鷹星雲 1781年
ngc 6537 紅蜘蛛星雲
c 418 蠃綫圖星雲 2000
ngc 5189 蠃旋行星狀星雲 1835年3000 |
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行星狀星雲實質上是一些垂死的恆星拋出的塵埃和氣體殼，直徑一般在一光年左右。由質量小於太陽十倍的恆星在其演化的末期，其核心的氫燃料耗盡後，不斷嚮外拋射的物質構成。
行星狀星雲是指外形呈圓盤狀或環狀的並且帶有暗弱延伸視面的星雲，屬於發射星雲的一種。在望遠鏡中看去，它具有像天王星和海王星那樣略帶緑色而有明晰邊緣的圓面。1777年，威廉·赫歇爾發現這類天體後，稱它們為行星狀星雲。用大望遠鏡觀察顯示出行星狀星雲有纖維、斑點、氣流和小弧等復雜結構。它們主要分佈在銀道面附近，受到星際消光的影響，大量的行星狀星雲被暗星雲遮蔽而難以觀測，其中央部分有一個很小的核心，是溫度很高的中心星。行星狀星雲的氣殼在膨脹，速度為每秒10公裏到50公裏。其化學組成和恆星差不多，質量一般在0.1到1個太陽質量之間，密度在每立方釐米100到10，000個原子[離子]之間，溫度為6000K到10，000K，中心星的溫度高達30，000K以上。星雲吸收它發出的強紫外輻射通過級聯躍遷過程轉化為可見光.
據估計，行星狀星雲的壽命平均約為30，000年左右。這類星雲出現，象徵着恆星已到晚年。在銀河係存在期間[大約10--100億年]，將近有10億到100億個恆星，經歷過行星狀星雲階段。因此，這種天體很可能是一種普遍存在的天體。銀河係中大部分恆星，很可能都要經過行星狀星雲而後纔"死亡"。根據太陽附近的分佈密度(約每千立方秒差距三十到五十個)估計，整個銀河係中應該有四五萬個，現在觀測到的衹是其中很小的一部分。
行星狀星雲呈圓形、扁圓形或環形，有些與大行星很相像，因而得名。這類星雲與彌漫星雲在性質上完全不同，它們是如太陽差不多質量的恆星演化到晚期，核反應停止後，走嚮死亡時的産物。這類星雲的體積在膨脹之中，最後氣體逐漸擴散消失於星際空間，僅留下一個中央白矮星。在行星狀星雲的中央，都有一顆高溫恆星，稱為行星狀星雲的中央星。這是正在演化成白矮星的恆星。
著名的行星狀星雲有天琴座環狀星雲等。目前河外星係中也發現了大量的行星狀星雲，如仙女座星係中就已發現300多個行星狀星雲；大麥哲倫星係中發現400多個行星狀星雲；小麥哲倫星係中發現200多個行星狀星雲。 |
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行星狀星雲通常是黯淡的天體，而且沒有一個是裸眼能夠看到的。第一個被發現的行星狀星雲是位於狐狸座的啞鈴星雲，在1764年被查爾斯·梅西耶發現並且被編為其目錄中的第27號（M27）。早期觀測用的望遠鏡分辨率都很低，M27和稍後被發現的行星狀星雲看起來與氣體行星相似，因此，天王星的發現者威廉·赫歇爾就將她們稱為行星狀星雲。雖然，我們現在已經知道她們與行星完全不同，但這個名稱已經成為專有名詞，因而沿用至今。
直到19世紀使用分光鏡觀測行星狀星雲的光譜之後，它的本質纔開始為人所瞭解。威廉·赫金斯是其中一位最早研究天體光譜的天文學家，他使用棱鏡來觀測光譜。他的觀測顯示天體的光譜在連續光譜中有許多黑暗的吸收綫疊加在其中，稍後他又發現了許多看似星雲的天體，例如仙女座大星雲，也有相似的光譜，而現在我們知道有些當時所謂的星雲其實就是星係。
然而，當他觀測貓眼星雲時，他發現貓眼星雲的光譜與別的十分不同。在貓眼星雲和類似天體的光譜中衹有少量發射譜綫 。其中最明顯的是波長500.7 納米的一些譜綫，但卻不能與當時所知的任何元素譜綫吻合。起初他猜想這是一種未知元素的譜綫，並將之命名為nebulium─如同導致在1868年發現太陽光譜中的氦譜綫的猜想。
然而，當氦元素從太陽光譜中被發現後不久，就在地球上被尋獲了，可是假設的nebulium卻沒有。在20世紀初期，亨利·諾裏斯·羅素提出那不是一種新元素，500.7納米的譜綫是一種已知的元素處在我們不熟悉的環境下産生的譜綫。
1920年代，物理學家顯示氣體在極端低密度下，電子被激發後能停留在原子或離子的亞穩態上，並經由躍遷産生譜綫，但在密度較高的環境中，因為碰撞頻繁，這些能階上的電子還來不及躍遷就被撞離了，當電子從氧離子（O2+ 或 OIII）的亞穩態躍遷時可以産生500.7納米的譜綫。像這種衹能在非常低密度的氣體中産生的譜綫稱為禁綫（forbidden lines）。因此，分光鏡觀測到的這種譜綫表示星雲是由極端稀薄的氣體組成的。
如下面進一步談論到的，行星狀星雲中心的恆星非常熱，但是亮度卻非常低，暗示它一定很小。恆星衹有用盡了核燃料才能崩潰成這麽小的的星體，因此行星狀星雲被認為是恆星演化的最後階段。光譜的觀測顯示所有的行星狀星雲都在膨脹中，因此出現行星狀星雲是由恆星在生命結束前將氣體的外殼投擲入太空中所形成的想法。
在20世紀未，科技的進步令我們進一步瞭解行星狀星雲。太空望遠鏡允許天文學家研究可見光之外的電磁波。這是因為大氣層衹容許無綫電波和可見光通過。以紅外綫和紫外綫 研究行星狀星雲，可以更精確地測量出它們的溫度、密度和豐度 。CCD技術能測量出更暗的、過去測量不到的譜綫。從地面觀測到的星雲都是結構簡單且形狀規則。但通過在地球大氣層之上的哈柏太空望遠鏡 ，許多之前所未見的、極端復雜的星雲形態與結構也顯露出來。
在摩根-肯納光譜分類的係統下，行星狀星雲被歸類在型態-P，但實際上很少會用到這樣的光譜標示。 |
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行星狀星雲是多數恆星演化至末期的狀態。我們的太陽是一顆很普通的恆星，衹有少數的恆星質量比他小。比太陽質量大許多倍的恆星在演化的末期將戲劇化的産生超新星爆炸，但是對於中等質量和低質量的恆星，終將發展成為行星狀星雲。
質量低於兩倍太陽質量的恆星，一生中絶大部分的時間都在核心進行氫融合成氦的核聚變反應，由核聚變釋放出來的能量阻擋住恆星自身重力的崩潰，使恆星保持穩定。
經歷數十億年之後，恆星用盡了氫，從核心釋放出來的能量將不足以産生足夠的壓力去支撐恆星的外層外殼，於是核心將收縮使溫度上升。現在太陽核心的溫度接近1,500萬K，但是當氫用盡時，收縮將使溫度上升至1億K。
恆星的外殼因為核心溫度的升高將劇烈的膨脹，急劇膨脹將導致外殼溫度的下降，恆星成為紅巨星。恆星的核心繼續收縮並使溫度再升高，而當溫度達到1億K 時，核心的氦將開始核聚變成為碳和氧，這一過程是宇宙中金屬的來源。再度點燃的核聚變反應阻止了核心的收縮，燃燒的氦將在內部産生碳和氧的核心，外面則被燃燒中的氦包圍着。.
氦的核聚變反應對溫度極端的敏感，與溫度的40次方(T40)成正比，也就是說溫度祇要上升不到2%，反應的速率就會增加一倍，因此溫度衹要略有上升，就會迅速導致反應速率的增加，然後釋放出更多的能量，進一步的提高溫度；從而使外殼嚮外膨脹的速率增加，外殼的溫度也更為降低。這使得恆星變得很不穩定，於是巨大的脈動組合産生了，恆星的氣體外殼在反覆的收縮、膨脹之中，最後終將被拋入太空中。
拋出的氣體在恆星附近形成彩色的雲層，而在中心剩下裸露的核心。隨着越來越多的氣體外殼被拋離恆星，恆星裸露出來的層次不斷深入核心，露出部分的表面溫度也越來越高。當露出的表面溫度大約達到30,000K時，就會有足夠紫外綫光子將大氣層中的原子遊離，於是氣體開始産生受激輻射，行星狀星雲便誕生了。 |
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| 行星狀星雲中的氣體以每秒數千公裏的速度嚮外漂移，當氣體持續嚮外膨脹的同時，因為恆星的質量不足以讓核心收縮至溫度能引發碳和氧進行核聚變所需要的溫度，中心的恆星會因為核聚變反應的停止而開始逐漸冷卻。一旦核心的表面溫度低至不足以釋放出足夠的紫外綫讓越來越遙遠的氣體發光，雲氣將不再被看見，這顆恆星就成為白矮星，而氣體的雲氣也將重組。一個典型的行星狀星雲從誕生到重組，大約衹需要10,000年的時間。 |
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行星狀星雲在星係的演化中扮演着重要的角色。在早期的宇宙中幾乎全是氫和氦。但是恆星能經由核聚變産生重元素，行星狀星雲的氣體因而包含了極大比例的碳、氮和氧。並且經由擴展與星際物質混合在一起，因而豐富了其中的重原素含量。天文學家稱這種過程為金屬化。
在之後誕生的恆星，一開始就會有比較多的重元素。即使如此，重元素的含量在恆星內所占的比例依然很低，但對恆星的演化已足以造成重大的影響。在宇宙的早期誕生，重元素含量比較低的恆星被稱為第二星族，而較年輕的含有較多重元素的恆星被稱為第一星族。 |
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行星狀星雲典型的大小約為一光年，並包含極端稀薄的氣體，密度約為每立方釐米一千顆粒子，僅僅是地球大氣層密度的百億兆（1024）分之一。年輕的行星狀星雲密度會比較高，可以達到每立方釐米十萬顆粒子。雲氣成長時，他們的膨脹將導至密度的下降。
來自恆星中心的輻射能將雲氣加熱至10,000K。與直觀不同的是，離中心越遠的雲氣溫度越高，這是因為能量越高的光子越不易被吸收。所以，能量較低的光子會先被吸收，而能抵達外圍的幾乎都是能量較高的光子，而能量越高的光子，能讓氣體的溫度越高。
星雲也可以用物質邊界或輻射邊界來描述，依據這種違反直觀的術語，前者在雲氣中沒有足夠的物質來吸收來自恆星輻射的紫外綫光子，而能看見的都是充滿離子的部份；後者則是沒有足夠的來自中心恆星的紫外綫光子，讓包圍着恆星擴散的前緣被遊離，於是在其外的氣體便成為中性的原子。
因為在行星狀星雲中的氣體都是遊離的等離子，磁場的作用便影響重大，會使等離子和纖維結構變得不穩定。
數量和分佈
在我們銀河係二千億顆的恆星中，已知大約有1,500個行星狀星雲存在其間。由於生命期與恆星的壽命相比是非常的短暫，因此非常稀有。被發現的行星狀星雲都分佈在銀河的平面上，並大量集中在銀河中心的附近。在星團中被發現的數量很少，衹有一、兩個被知道的例子。
在現代天文學中，CCD幾乎已經完全取代了攝影底片，在最後一次使用柯達TP 2415底片的巡天觀測中，配合高品質的濾色片，用幾乎在所有的行星狀星雲中都是最明顯的輻射綫，也就是以氫最明亮的發射譜綫來篩檢，發現了許多的行星狀星雲。
形態
一般而言，行星狀星雲是對稱且幾乎是球形的，但是還是存在着各種各樣的形狀和非常復雜的形式。大約有10%的行星狀星雲有強大的偶極性，和少數的有不對稱性，甚至有一個是長方形的。各種不同形狀的成因還沒有被完全瞭解，但有可能是中心恆星是雙星所造成的重力交互作用。另一種可能則是行星擾亂了恆星形成星雲時的物質噴流。在2005年1月，天文學家宣佈在二個行星狀星雲中心的恆星探測到了磁場，並且假設這些磁場能部份或完全的解釋她們特殊的形狀。 |
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xingxingzhuang xingyun
行星狀星雲
planetary nebula
發射星雲的一種。在望遠鏡中大都具有像天王星或海王星那樣的略帶緑色而有明晰邊緣的小圓面。因此，F.W.赫歇耳在1779年發現這類天體後稱它們為行星狀星雲。初看起來行星狀星雲具有較規則、較對稱的圓盤形狀，中心有一個很小的核心──溫度很高的中心星。但用大望遠鏡拍得的照片卻顯示出非常復雜的纖維、斑點、氣流和小弧等結構。行星狀星雲大都比較暗，衹能用望遠鏡進行觀測和證認，所以到1940年衹發現了 130多個。後來使用大口徑施密特望遠鏡，另加物端棱鏡按其光譜特徵來證認，並配合參考《帕洛馬天圖》，到1977年已發現 1,237個。一部分星雲的角直徑小於望遠鏡的分辨率，在底片上很難與恆星區別，因而它們也有恆星狀星雲之稱。此外，由於行星狀星雲分佈在銀道面附近，受到嚴重的星際消光影響，所以大量的行星狀星雲被暗星雲掩蔽而難以觀測。根據太陽附近的空間密度（約每千立方秒差距30～50個），估計整個銀河係中應有行星狀星雲4～5萬個。可見，現在觀測到的衹是其中很小的一部分。行星狀星雲不僅集聚在銀道面附近，而且運動特性與□藁增二型長周期變星相似（在一個很扁的軌道上繞銀心轉動），所以是盤星族中的一個重要組成部分。
寶瓶座行星狀星雲(NGC7293)
行星狀星雲的光譜很像彌漫氣體星雲的光譜，但由於前者的中心星比後者的照明星具有高得多的溫度，所以激發度也高得多。在微弱的連續背景上重迭着一批強發射綫。二次電離氧的禁綫(λ5007、λ4959)是行星狀星雲光譜中最強的發射綫。1864年哈根斯對天竜座行星狀星雲NGC6543進行分光觀測時,發現了許多很強的亮綫，大部分被證認為氫綫，有幾條未能證認，認為這些是一種□元素的譜綫。1927年鮑恩纔成功地說明哈根斯發現的“□”綫是二次電離氧的禁綫。
大熊座行星狀星雲(M97)
行星狀星雲的質量在0.1～1.0太陽質量之間，星雲中的密度在每立方釐米 100～10,000個原子(離子)之間。行星狀星雲的中心星都是溫度很高(≥30,000K)的,它們的輻射集中在光譜的紫外和遠紫外區，加上星雲的“覆蓋”,所以在地面衹觀測到200個左右的中心星。行星狀星雲的能量來自中心星，星雲吸收它發出的強紫外輻射通過級聯躍遷過程轉化為可見光。在拋出星雲後中心星迅速收縮，光度和溫度迅速上升，當光度接近兩萬倍太陽光度時，因收縮而得的重力勢能輻射殆盡，光度和溫度又迅速下降，恆星很快地過渡到白矮星階段而瀕於死亡，周圍的星雲氣體也已完全稀薄暗淡而消失於視野中，所以行星狀星雲的出現象徵着恆星已到晚年。據估計，行星狀星雲的平均壽命約為三萬年左右。假定銀河係中行星狀星雲的數量是動態平衡的，則由星雲的壽命和現存的個數可推算出來，在銀河係存在期間(10□～10□年)將會有近10□～10□個恆星經歷過行星狀星雲階段，因此行星狀星雲很可能是一種普遍存在的天體。銀河係中的大部分恆星很可能都將經過行星狀星雲階段而“死亡”。在其他星係中也發現了不少行星狀星雲。例如仙女星係(M31)中有300多個，大麥哲倫雲中約有400個,小麥哲倫雲中有200多個。（見彩圖蟹狀星雲（M1）、環狀星雲（M57）、馬頭星雲（NGC 2024）、船底座η星雲、氣體星雲（M16）、啞鈴星雲（M27）、在人馬座方向的一段銀河 圖中兩個紅斑，大的是礁湖星雲（M8），小的是三葉星雲（M20））
參考書目
Terzian ed.,Planetary nebulae, Observations and theory,IAU Symposium,No.76, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht,Holland,1978.
.А.Гурзaдян, Плане□арные □уманнос□и ,□измaтгиз,москвa,1962.
（郝象□） |
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