Emisní mlhoviny

Emisní mlhoviny pozorujeme jako oblaka ionizovaného plynu vyzařujícího emisní čáry. Ionizaci plynu v mlhovině zaručují blízké hvězdy. 

"Mlhoviny, tyto nesmírně rozlehlé komplexy řídkého plynu a prachu, svítí jedině díky tomu, že se v jejich bezprostřední blízkosti nalézají hvězdy. V případě emisních mlhovin hraje hlavní roli mezihvězdný plyn, konkrétně vodík. Ten se však projevuje jen málokdy. K tomu, abychom vodík vybudili k nějaké aktivitě, je třeba ho zahřát na teplotu několika tisíc stupňů Celsia. Pak začne pohlcovat záření a začne i sám zářit. Vodík je na vysoké teplotě udržován zejména neviditelným ultrafialovým zářením blízkých horkých hvězd. Řídký horký vodík nezáří v celém rozsahu spektra, ale jen v několika spektrálních čarách, v několika barvách. Nejintenzivněji v čáře H alfa s vlnovou délkou 656 nanometrů, což je pravou příčinou šarlatově červeného zbarvení mračen mezihvězdné látky, která obklopují žhavé, často nedávno zrozené hvězdy"

Zdeněk Mikulášek a Zdeněk Pokorný, 100+1 záludných otázek - astronomie (upraveno)

Hvězdné porodnice

Velká mlhovina v Orionu je jedním z míst, kde se právě rodí nové hvězdy.

Planetární mlhoviny

Bílý trpaslík v centru planetární mlhoviny je v podstatě obnažené jádro hvězdného obra, jehož vnější obálky nyní vytvářejí mlhovinu. Toto jádro hvězdy má velmi vysokou svítivost a teplotu. Ozařuje okolní mlhovinu ultrafialovým světlem, které ionizuje plyn v mlhovině a ten tak emituje vlastní viditelné světlo, díky kterému můžeme planetární mlhoviny pozorovat. Modrá barva v centru planetární mlhoviny je vyvolaná emisí helia, ve vnějších částech svítí vodík a kyslík. Bílý trpaslík však časem vychladne a přestane být ze Země pozorovatelný, stejně jako jeho planetární mlhovina, která obvykle pohasne již za 50 tisíc let. Zvolna se rozpíná do okolního prostoru rychlostí asi 20 km/s. V naší galaxii najdeme jen asi 1 500 planetárních mlhovin, protože poměrně brzy pohasínají.

Pozůstatky supernov

Zvláštním typem plynných objektů jsou zbytky svrchních vrstev hvězd odhozených při explozi supernov. Na první pohled se tyto objekty podobají planetárním mlhovinám, liší se však od nich nejméně ve třech zásadních ohledech: (1) Hmotnost odvrženého plynu bývá mnohem větší - odmrštěna bývá větší část hmoty vybuchnuvší hvězdy. (2) Rychlosti expanze dosahují i několika tisíc km/s a převyšují tak alespoň o dva řády rychlosti rozpínání planetárních mlhovin. (3) Díky rychlému rozpínání se zbytky po supernovách rozplývají a mizí o řád rychleji než planetární mlhoviny.

Z hlediska vzhledu i energetiky rozeznáváme dva typy zbytků po supernovách - tzv. plné (vyplněné) zbytky, čili pleriony. Zástupcem plerionů je známá Krabí mlhovi-na (M 1), jež vznikla explozí supernovy typu II, jejíž výbuch byl pozorován čínskými a japonskými astronomi v roce 1054. Pleriony se vyznačují tím, že mají nepravidelný tvar, obsahují látku i uvnitř a jejich svítivost takřka výhradně zajišťuje aktivní pulzar, který je uvnitř mlhoviny. Zřejmě jde o pozůstatky po výbuchu supernov typu II a I b.

Častěji se však setkáváme s jiným, tzv. klasickým typem zbytků, které mají zhruba sférický tvar a z prostorového hlediska představují jakousi bublinu vyplněnou nesmírně zředěným žhavým plynem. Příkladem tu mohou být zbytky po supernovách z roku 1572 (Tychonova), a z roku 1604 (Keplerova). Zbytky nejsou tak nápadné - jejich výlučným zdrojem energie je pouze kinetická energie exploze.

Doporučená literatura

Mikulášek, Z. (2000): Úvod do fyziky hvězd a hvězdných soustav.
https://www.physics.muni.cz/~mikulas/Uvod_do_FHaHS.doc