Slovo hmlovina pochádza z latinčiny pre "oblak" alebo "hmla" a može sa pluralizovať ako hmlovina alebo nebulae. Táto neurčitosť vyhovuje objektu: hmlovina je jednoducho veľkou, žiariaca alebo tmavou skvrnou medziahvezdného média, a može znamenať veľmi rôzne veci v závislosti od toho, akého typu pozorujete.
Niektoré hmlovina sú oblasti tvorby hviezd, kde sa plyn a prach zhromažďujú dohromady, až kým sa nezrútia do nových hviezd. Ostatné sú trosky zanechané, keď hviezda zomrie - niekedy jemne, niekedy v katastrofálnom výbuchu. Celá kategória je pomenovaná po planétach, aj keď s nimi nemá nič spoločné. Fyzika za jednotlivými typmi je tak odlišná, že astronómovia museli vymyslieť samostatné názvy, samostatné vysvetlenie a v niektorých prípadoch čakať staletia, aby zistili, akého typu hmlovina vlastne pozorovali.
Oblak bez pevného tvaru
Hmlovina sú často oblasti tvorby hviezd: plyn, prach a iný materiál v nich sa zhromažďujú do husťších oblastí, ktoré ďalej priťahujú viac hmoty, až kým nie sú dostatočne husté na vytvorenie hviezd. To je mechanizmus za väčšinou nových hviezd, ktoré sa objavujú v galaxii - sú doslova zhutnené z vlastného materiálu hmlovina.
Väčšina hmlovina je obrovská, pričom niektoré sa rozprestierajú na stovky svetelných rokov. A na rozdiel od planéty alebo hviezdy, hmlovina zriedka má ostrý obrys: väčšina hmlovina je klasifikovaná ako difúzne hmlovina, čo znamená, že sú rozšírené mraky bez jasne definovaných hraníc. Kombinácia gigantického rozsahu a rozmazaných okrajov je dôvod, prečo dlhodobá astrofotografia, skôr ako rýchly pohľad cez malý ďalekohľad, je to, čo spravidla odhaluje skutočnú štruktúru hmlovina.
Astronómovia ich zaznamenávajú takmer 2000 rokov
Hmlovina nie sú moderným objavom. Okolo roku 150 n. l. astronóm Ptolemaiosz zaznamenal päť hviezd, ktoré vyzerali hmlovito v knihách VII–VIII jeho Almagest - bez možnosti vedieť, že časť toho, čo opisoval, vôbec nebola hviezda, len rozmazané svetelný bod na zlom mieste.
Trvalo staroetia, kým niekto popísal niečo jasnejšie identifikovateľné ako hmlovina skôr než ako zhluky hviezd. To, čo zmenilo obraz, nebola len difúzna neistota, ale schopnosť zaznamenávať a krížovo odkazovať na detailné pozície a popisy oblohy - typ systematického pozorovania, ktorý neskôr umožnil astronómom rozlíšiť skutočné plynoví mraky od čistého nerozlíšeného hvezdného svetla.
Hmlovina, ktoré svietia vlastným svetlom
Emisné hmlovina svietia, pretože ich plyn je ionizovaný blízkymi hviezdy, skôr ako odrážať svetlo iného. Hviezdy teplejšie ako 25.000 K všeobecne vydávajú dosť ionizujúceho ultrafialového žiarenia pri vlnových dĺžkach kratších ako 91,2 nm, aby emisné hmlovina okolo nich boli jasnejšie ako reflexné hmlovina. Inými slovami, teplota jedinej vloženej hviezdy určuje, či bude hmlovina okolo nej svietiť vlastným svetlom alebo jednoducho rozptýliť požičané svetlo.
Samotný plyn nie je exotický. Väčšina emisných hmlovina je približne 90% vodík, zvyšok pozostáva z hélia, kyslíka, dusíka a ďalších prvkov. Rôzne ionizované prvky svietia pri rôznych vlnových dĺžkach, a preto dlhodobé fotografie emisných hmlovina často vychádzajú v živej červenej a zelenej farbe namiesto jednej jednotnej farby.
Hmlovina, ktoré si len požičiavajú svetlo
Reflexné hmlovina fungujú na opačnom princípe: ich prach nie je dosť horúci na to, aby sa ionizoval, takže jednoducho rozptýli hvezdné svetlo, spôsobom, ako hmla rozptýli svetlomety auta. V roku 1912 astronóm Vesto Slipher analyzoval spektrum hmlovina okolo hviezdy Merope v Pleiádach a dospel k záveru, že hmlovina jednoducho odrážala svetlo z Meropea a hviezdy Alcyone namiesto svietenia vlastným svetlom. To bola skutočná objavom v tej dobe - nikto nepreukázal, že svetlo hmlovina mohlo byť úplne požičané namiesto samo-generovaného.
Rozlíšenie reflexných hmlovin od emisných hmlovin, ako oddelené fyzikálne javy s oddelenými príčinami, sa stalo jednou zo základných klasifikácií v hmlovinnej astronómii - a záviselo úplne na spektroskopii, pretože oba typy môžu vyzerať klamavo podobne pre nahé oko.
Hmlovina, ktoré nemôžete vidieť priamo
Nie všetky hmlovina svietia. V tmavých hmlovinách je vymizovanie svetla spôsobené medziahvezdnym prachom v najchladnejších, najhustejších častiach molekulárnych mrakov. Namiesto vydávania alebo odrážania svetla, tmavá hmlovina ho blokuje a objavuje sa ako čierna silueta proti jasnejšiemu pozadiu hviezd alebo žiariaceho plynu.
Pretože tmavé hmlovina sú definované tým, čo blokujú, namiesto toho, čo vydávajú, sú ďalekohľady viditeľného svetla nesprávnym nástrojom na študovanie toho, čo sa v nich skutočne nachádza - astronómovia sa namiesto toho spoliehajú na vlnové dĺžky, ktoré prach neabsorbuje tak efektívne.
Krásna smrť hviezdy podobnej Slnku
Planétne hmlovina sa tvoria na konci života hviezd strednej hmotnosti, približne 1 až 8 hmotností Slnka - čo zvlášť zahŕňa Slnko. Keď takáto hviezda nedostatku paliva, vyhodí svoje vonkajšie vrstvy do vesmíru, ponecháva sa expandujúcim obalom žiariaceho plynu.
Názov je historická náhoda. "Planétna hmlovina" je chybné označenie: tieto objekty majú s planétami nič spoločného. Názov pochádza z ich okrúhleho, planétaromu podobného tvaru, ako sa vidí cez skoré ďalekohľady. Astronómovia pred storočiami jednoducho nemohli vyriešiť jemné detaily, ktoré im povedali, že sa nedívajú na iný svet.
Sú tiež oveľa menej hmotné, ako sa zdajú. Typická planétna hmlovina má približne jeden svetelný rok v priemere a pozostáva z extrémne zriasneného plynu s hustotou zvyčajne medzi 100 a 10 000 časticami na kubický centimeter - prakticky vákuum podľa akéhokoľvek bežného štandardu, drženého pohromade len obrovským rozsahom. Približne 3 000 planétnch hmlovin je v súčasnosti známych na Mliečnej ceste z približne 200 miliárd hviezd v galaxii, pripomienka toho, ako krátka je táto fáza hvezdného života v porovnaní s miliardami rokov, ktoré hviezda strávi v hlavnej sekvencii.
Nie sú ani úhľadné gule, ktoré by ich názov mohol naznačovať. Iba okolo 20% planétnch hmlovin je sféricky symetrických; zvyšok má komplexnejšie, asymetrické tvary, formované faktormi, na ktorých astronómovia stále pracujú. A tento osud nie je exotický ani zriedkavý - je to budúcnosť Slnka. Očakáva sa, že samotné Slnko bude produkovať planétnu hmlovina približne 12 miliárd rokov po svojom vzniku, rovnaký tichý koniec, ktorý sa už stal tisícom podobným hviezdam po celej galaxii.
Násilná smrť obrej hviezdy
Hviezdy, ktoré sú oveľa hmotnejšie ako Slnko, nezánikajú jemne - vybuchujú a vrak sa stáva zvyškami supernovy. Výbuch supernovy može vyhodiť hviezdny materiál rýchlosťami až do 10% rýchlosti svetla, alebo približne 30 000 km/s, a výsledná rázová vlna ohrieva okolitú plazmu na teploty vysoko nad milióny kelvinov. To je úplne iná miera násilia ako pomalý úbytok, ktorý produkuje planétnu hmlovina.
Známe zvyšky supernovy zahŕňajú Krabiu hmlovia, Tychona (zvyšky SN 1572, pomenované podľa Tychona Brahea) a Keplera (zvyšky SN 1604, pomenované podľa Johannesa Keplera). Každý je trvalý záznam konkrétneho výbuchu, v niektorých prípadoch jedného, ktorý bol dosť jasný, aby si ho všimli a zapísali pozorovatelia, ktorí nevedeli, čo skutočne videli.
Fotografovanie Stĺpov stvorenia
Moderné obrázky hmlovin vďačia veľa kozmickým ďalekohľadom, ktoré môžu vidieť vlnové dĺžky, ktoré žiadna pozemská observatórium nedokáže dosiahnuť čisto. Slávna fotografia "Stĺpov stvorenia" plynových a prachových štruktúr v hmlovine Orol, ktorú fotografická Hubbleovým kozmickým ďalekohľadom 1. apríla 1995, ukazuje región približne 6 500-7 000 svetelných rokov od Zeme, a zostáva jedným z najpoznatejších astronomických fotografií všetkých čias.
.jpg){kind=link}
Novšie prístroje sa vrátili k rovnakému cieľu s inými očami. Infračervené zobrazovanie prenikuje prach, ktorý viditeľné svetlo nemôže preniknuť, odhaľuje štruktúru v stĺpoch, ktorú pôvodné fotografie mohli iba naznačiť - dobrá ilustrácia ako "konečný" ikonický obraz hmlovina zriedka zostáva konečný, zatiaľ čo teleskopná technológia sa zlepšuje.