Slovo mlhovina pochází z latiny pro "mrak" nebo "mlha" a lze jej pluralizovat jako mlhoviny nebo nebulae. Tato neurčitost vyhovuje objektu: mlhovina je jednoduše velkou, zářivou nebo zatmavující skvrnou mezihvězdného média, a může znamenat velmi různé věci v závislosti na tom, jaký typ pozorujete.
Některé mlhoviny jsou oblasti tvorby hvězd, kde se plyn a prach shlukují dohromady, dokud se nezhroutí do nových hvězd. Ostatní jsou trosky zanechané, když hvězda zemře - někdy jemně, někdy v katastrofálním výbuchu. Celá kategorie je pojmenována po planetách, i když s nimi nemá nic do činění. Fyzika za jednotlivými typy je natolik odlišná, že astronomové museli vymyslet samostatné názvy, samostatné vysvětlení a v některých případech čekat staletí, aby zjistili, jaký typ mlhoviny vlastně pozorovali.
Mrak bez pevného tvaru
Mlhoviny jsou často oblasti tvorby hvězd: plyn, prach a další materiál v nich se shlukují do hustších oblastí, které stále více přitahují materii, dokud nejsou dostatečně husté na to, aby vytvořily hvězdy. To je mechanismus za většinou nových hvězd, které se v galaxii objevují - jsou doslova kondenzovány z vlastního materiálu mlhoviny.
Většina mlhovin je obrovská, přičemž některé se rozprostírají na stovky světelných let. A na rozdíl od planety nebo hvězdy, mlhovina zřídka má ostrý obrys: většina mlhovin je klasifikována jako difúzní mlhoviny, což znamená, že jsou rozšířené mraky bez dobře definovaných hranic. Kombinace gigantického měřítka a rozmazaných hran je důvodem, proč dlouhodobá astrofotografie, spíše než rychlý pohled малým dalekohledem, je to, co obvykle odhaluje skutečnou strukturu mlhoviny.
Astronomové je zaznamenávají skoro 2000 let
Mlhoviny nejsou moderní objev. Kolem roku 150 n. l. astronomer Ptolemaios zaznamenal pět hvězd, které se zdály mlhovité v knihách VII–VIII jeho Almagestu - bez způsobu, jak by věděl, že část toho, co popisoval, vůbec nebyla hvězda, jen rozmazaný svítící bod na špatném místě.
Trvalo staletí, než někdo popsal něco více jasně identifikovatelného jako mlhovina spíše než hvězdokupa. To, co změnilo obraz, nebyla jen difúzní nejasnost, ale schopnost zaznamenávat a křížově odkazovat detailní polohy a popisy oblohy - typ systematického pozorování, který později umožnil astronomům rozlišit skutečné plynoví mraky od pouhého nerozlišeného hvězdného světla.
Mlhoviny, které svítí vlastním světlem
Emisní mlhoviny svítí, protože jejich plyn je ionizován blízkými hvězdami, namísto aby odrážel cizí světlo. Hvězdy teplejší než 25.000 K obecně vyzařují dostatek ionizujícího ultrafialového záření na vlnových délkách kratších než 91,2 nm, aby byly emisní mlhoviny kolem nich jasnější než reflexní mlhoviny. Jinými slovy, teplota jediné vložené hvězdy určuje, zda bude mlhovina kolem ní svítit vlastním světlem nebo jednoduše rozptylovat vypůjčené světlo.
Plyn sám o sobě není exotický. Většina emisních mlhovin je zhruba 90% vodíku, zbytek se skládá z hélia, kyslíku, dusíku a dalších prvků. Různé ionizované prvky svítí při různých vlnových délkách, což je důvod, proč dlouhodobé expozice emisních mlhovin často vycházejí v živých červených a zelených barvách namísto jedné jednotné barvy.
Mlhoviny, které si pouze půjčují světlo
Reflexní mlhoviny fungují na opačném principu: jejich prach není dostatečně horký na to, aby se ionizoval, takže jednoduše rozptyluje hvězdné světlo, způsobem, jak mlha rozptyluje reflektory vozu. V roce 1912 astronom Vesto Slipher analyzoval spektrum mlhoviny kolem hvězdy Merope v Pleiádách a dospěl k závěru, že mlhovina jednoduše odrážela světlo z Merope a hvězdy Alcyone, spíše než aby svítila vlastním světlem. To bylo v té době skutečnou objevem - nikdo neprokázal, že světlo mlhoviny mohlo být zcela vypůjčeno namísto samo-generované.
Rozlišování reflexních mlhovin od emisních mlhovin jako samostatných fyzikálních jevů se samostatnými příčinami se stalo jednou ze základních klasifikací v astronomii mlhovin - a záviselo zcela na spektroskopii, protože oba typy mohou vypadat klamavě podobně pro nahé oko.
Mlhoviny, které nemůžete vidět přímo
Ne všechny mlhoviny svítí. V tmavých mlhovinách je vymizení světla způsobeno mezihvězdným prachem v nejchladnějších, nejhustších částech molekulárních mraků. Namísto vyzařování nebo odrážení světla, tmavá mlhovina jej blokuje a objevuje se jako černá silueta proti jasnějšímu pozadí hvězd nebo zářivého plynu.
Protože tmavé mlhoviny jsou definovány tím, co blokují, namísto toho, co vyzařují, jsou teleskopy viditného světla špatný nástroj pro studium toho, co se v nich skutečně nachází - astronomové se místo toho spoléhají na vlnové délky, které prach neabsorbuje tak efektivně.
Krásná smrt hvězdy podobné Slunci
Planetární mlhoviny se tvoří na konci života hvězd střední hmotnosti, přibližně 1 až 8 slunečních hmotností - které, je třeba poznamenat, zahrnují Slunce. Když si taková hvězda vypůjčí palivo, vyhazuje své vnější vrstvy do vesmíru, zanechávajícího se rozpínajícím se obalem zářivého plynu.
Jméno je historická náhoda. "Planetární mlhovina" je chybné označení: tyto objekty nemají nic do činění s planetami. Jméno pochází z jejich kulatého, planetě podobného tvaru, jak je vidět v raných dalekohledech. Astronomové před věky jednoduše nemohli vyřešit jemné detaily, které by jim řekly, že se nedívají na jiný svět.
Jsou také mnohem méně substanční, než se zdají. Typická planetární mlhovina má přibližně jeden světelný rok v průřezu a skládá se z extrémně zředěného plynu s hustotou mezi 100 a 10.000 částicemi na kubický centimetr - prakticky vakuem podle jakéhokoli běžného standardu, drženého pohromadě pouze obrovským měřítkem. Přibližně 3.000 planetárních mlhovin je v současné době známo v Mléčné dráze z přibližně 200 miliard hvězd v galaxii, připomínka toho, jak krátká je tato fáze hvězdného života ve skutečnosti ve srovnání s miliardami let, které hvězda stráví v hlavní posloupnosti.
Nejsou také úhledné koule, které by jejich jméno mohlo naznačovat. Pouze kolem 20% planetárních mlhovin je sféricky symetrických; zbytek má složitější, asymetrické tvary, tvary faktorů, na nichž astronomové stále pracují. A tento osud není exotický nebo vzácný - je to budoucnost Slunce. Očekává se, že Slunce samo bude produkovat planetární mlhovinu přibližně 12 miliard let po svém vzniku, stejné tiché zakončení, které již postihlo tisíce podobných hvězd po celé galaxii.
Násilná smrt obří hvězdy
Hvězdy mnohem masivnější než Slunce se neztrácejí jemně - vybuchují a trosky se stanou zbytkem supernovy. Exploze supernovy může vymítit hvězdný materiál rychlostmi až 10% rychlosti světla, neboli přibližně 30.000 km/s, a výsledná rázová vlna ohřívá okolní plazmu na teploty mnohem vyšší než miliony kelvinu. To je zcela jiná míra násilí než pomalá ztráta, která vytváří planetární mlhovinu.
Známé zbytky supernovy zahrnují Krabí mlhovinu, Tycha (zbytek SN 1572, pojmenovaný podle Tychona Brahého) a Keplera (zbytek SN 1604, pojmenovaný podle Johannesa Keplera). Každý je trvalý záznam konkrétního výbuchu, v některých případech takový, který byl dostatečně zářivý, aby byl zaznamenán a zapsán pozorovateli, kteří nevěděli, co ve skutečnosti viděli.
Fotografie Sloupů tvorby
Moderní mlhovinové snímky vděčí za mnoho kosmickým dalekohledům, které mohou vidět vlnové délky, kterých nemůže dosáhnout žádný pozemský observatoř. Slavný snímek "Sloupy tvorby" plynoých a prašných struktur v mlhovině Orel, pořízený vesmírným dalekohledem Hubble 1. dubna 1995, ukazuje oblast přibližně 6.500-7.000 světelných let od Země a zůstává jedním z nejznámějších astronomických snímků všech dob.
.jpg){kind=link}
Novější přístroje se vrátily ke stejnému cíli s jinýma očima. Infračervené zobrazování proniká prachem, kterým viditelné světlo nemůže pronikout, odhaluje strukturu uvnitř sloupů, kterou mohla původní fotografie jen naznačit - dobrá ilustrace toho, jak "konečný" ikonický obraz mlhoviny zřídka zůstává konečný dlouho, jak se teleskopní technologie zlepšuje.