Mlhovina je mezihvězdný oblak prachu, vodíku, helia a dalších ionizovaných plynů v galaxii.
Perský astronom Abd al-Rahman al-Sufi se o pravé mlhovině poprvé zmínil ve své knize Kniha o stálých hvězdách (964). Uvedl, že poblíž galaxie v Andromedě se nachází "malý oblak".
Mlhovina se obvykle skládá z plynného vodíku a plazmatu. Může být první fází cyklu hvězdy, ale také jednou z posledních fází.
Mnoho mlhovin nebo hvězd vzniká gravitačním kolapsem plynu v mezihvězdném prostředí neboli ISM. Jak se materiál smršťuje, mohou se v jeho středu zformovat masivní hvězdy, jejichž ultrafialové záření ionizuje okolní plyn a činí jej viditelným na optických vlnových délkách.
Velikost těchto mlhovin, známých jako oblasti H II, se liší v závislosti na velikosti původního oblaku plynu. Jedná se o místa, kde dochází ke vzniku hvězd. Vzniklé hvězdy se někdy označují jako mladá, volná hvězdokupa.
Některé mlhoviny vznikají v důsledku výbuchů supernov, tedy zániku hmotných hvězd s krátkou životností. Materiál vyvržený z výbuchu supernovy je ionizován energií a kompaktním objektem, který může vzniknout. Jedním z nejlepších příkladů je Krabí mlhovina v Býku. Tato supernova byla zaznamenána v roce 1054 a nese označení SN 1054. Kompaktní objekt, který po výbuchu vznikl, leží uprostřed Krabí mlhoviny a je neutronovou hvězdou.
Jiné mlhoviny mohou vznikat jako planetární mlhoviny. Jedná se o závěrečnou fázi života hvězdy s nízkou hmotností, podobně jako je tomu u pozemského Slunce. Hvězdy s hmotností do 8-10 hmotností Slunce se vyvíjejí v červené obry a během pulzací ve své atmosféře pomalu ztrácejí vnější vrstvy. Když hvězda ztratí dostatek materiálu, zvýší se její teplota a ultrafialové záření, které vyzařuje, může ionizovat okolní mlhovinu, kterou vyvrhla. Mlhovina je z 97 % tvořena vodíkem a ze 3 % héliem se stopovými prvky.
Dříve se galaxiím a hvězdokupám říkalo také "mlhoviny", ale dnes už ne. Mlhoviny můžeme třídit podle toho, jak vypadají a proč je můžeme vidět.
Velké oblasti ionizovaného vodíkového plynu vznikají v oblastech, kde se tvoří hvězdy. Mlhoviny jsou často hvězdotvornými oblastmi, například v komplexu Orion. V těchto oblastech gravitace stahuje plyn a prach. Materiál se shlukuje a vytváří větší hmoty, které přitahují další hmotu. Ta se nakonec stane dostatečně hmotnou na to, aby se z ní vytvořily hvězdy. Ze zbylého materiálu mohou vzniknout planety a další objekty planetárního systému.
Emisní mlhoviny vytvářejí vlastní světlo. Často se jim říká oblasti H II, protože září díky ionizovanému vodíku. Plyny v emisní mlhovině jsou obvykle ionizované. Díky tomu vyzařují světlo a infračervené záření.
Reflexní mlhoviny odrážejí světlo blízkých hvězd.
Temné mlhoviny nevyzařují ani neodrážejí světlo. Blokují světlo vzdálených hvězd.
Planetární mlhoviny jsou poměrně časté, protože vznikají u červených obrů na konci jejich života. Tyto hvězdy se obvykle stávají bílými trpaslíky a zanechávají za sebou rozpínající se kouli ionizovaného plynu, kterou vidíme jako zhruba kruhovou jasnou mlhovinu.
Supernova vzniká, když hvězda s vysokou hmotností dosáhne konce svého života. Když se jaderná fúze v jádře hvězdy zastaví, hvězda se zhroutí a exploduje . Rozpínající se plynný obal tvoří pozůstatek po supernově. Krabí mlhovina je pozůstatkem po supernově, která pravděpodobně explodovala v roce 1054 našeho letopočtu. Světelné a rentgenové záření pozůstatků supernov pochází z ionizovaného plynu. Existuje obrovské množství rádiového záření, které se nazývá synchrotronová emise. Tato emise pochází z vysokorychlostních elektronů oscilujících v magnetických polích.