Mlhovina

Původ

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.

 

Hvězdotvorné oblasti a difúzní mlhoviny

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 / oblasti H II

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

Reflexní mlhoviny odrážejí světlo blízkých hvězd.

Temné mlhoviny

Temné mlhoviny nevyzařují ani neodrážejí světlo. Blokují světlo vzdálených hvězd.

 
Komplex temných mlhovin Rho Ophiuchi  


Čtyři planetární mlhoviny  

Planetární mlhoviny

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.

 

Pozůstatky supernov

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.