Hvězdy vznikají kondenzacemi z mračen mezihvězdné látky. Taková hustota hmoty, která by byla dostatečná pro vznik hvězd, se vyskytuje pouze v mračnech, v nichž je hustota alespoň o řád vyšší, než v ostatním mezihvězdném prostoru, který je tvořen téměř dokonalým vakuem. Pozorovací technika pokročila natolik, že dnes přímo pozorujeme rodící se hvězdy v takových útvarech, jako jsou mlhovina v Orionu, Laguna nebo Trifid - jsou to vlastně kolébky hvězd, stejně jako mlhoviny v jiných galaxiích, například v Magellanově mračnu nebo ve spirální galaxii v Andromedě. Globule (tmavé okrouhlé skvrny ve svítících mlhovinách) jsou přímými předchůdci hvězd.

           Z druhé strany, závěrečné fáze vývoje hvězd jsou také spojeny s některými typy mlhovin, zvláště s mlhovinami planetárními. Ty s planetami nemají ale nic společného. Pojmenoval je tak William Herschel proto, že mu připomínaly v dalekohledu kotoučky planet. Vypadají totiž jako malé slabě zářící kotoučky nebo prstýnky (těm někdy říkáme prstencové mlhoviny). Planetární mlhoviny jsou především plynné, podobně jako mlhoviny difúzní. V roce 1779 byla objevena jedna z nejznámějších prstencových mlhovin (v Messierově katalogu má označení M 57), která leží v souhvězdí Lyry. Skládá se z centrální hvězdy obklopené kulovou slupkou plynu, který má extrémně malou hustotu. Kvůli své nízké hustotě vypadá tato mlhovina jako prsten, protože na okrajích světlo vychází z podstatně tlustší vrstvy plynné slupky než uprostřed. Mlhovina M 57 má průměr téměř jeden světelný rok. Plyn je v obalu velmi zředěn, dosahuje hodnot tisíc bilionkrát nižších, než jaká je hustota vzduchu v přízemních vrstvách na Zemi. Mlhoviny jsou různých tvarů i rozměrů - některé jsou velmi nesouměrné (třeba Soví mlhovina M 97 ve Velké Medvědici nebo mlhovina Činka (M 27) v souhvězdí Lištičky, jiné dosahují obrovských rozměrů (například mlhovina NGC 7293 v souhvězdí Vodnáře, která je dvakrát větší než M 27). Více než tisíc planetárních mlhovin můžeme najít v katalogu, který roku 1967 vydali astronomové L. Perek a L. Kohoutek.

         Planetární mlhoviny nemohou být starší než několik desítek tisíc let a všechny se rozpínají. Podstatou planetární mlhoviny je plynná slupka, vyvržená ze staré hvězdy, která podle výpočtů nemůže zářit déle než 100 000 let. Předpokládá se, že planetární mlhoviny vznikají v jistém stadiu vývoje červeného obra, který „odvanul" svůj vnější obal. Potom by centrální hvězdy planetárních mlhovin byly vlastně obnaženými jádry červeného obra. Jejich povrchová teplota je nesmírně vysoká - až 100 000 K. Termonukleární reakce uvnitř těchto hvězd však již neprobíhají; proto směřují do stadia bílého a posléze černého trpaslíka.

          Závěrečné stadium vývoje hvězd je provázeno také jiným typem mlhovin, nežli jsou mlhoviny planetární. Jde o pozůstatky po explozích supernov - gigantických explozích, kterými hmotnější hvězdy (často členové binárního systému) odhazují podstatné části své hmoty do okolí. V centru mlhoviny může zůstat poslední zbytek po někdejší hvězdě - neutronová hvězda extrémně vysokých hustot, která často rotuje a vytváří tak efekt pulsaru. Typickými pozůstatky po explozích supernov jsou například Krabí mlhovina (pozůstatek po explozi supernovy v roce 1054) nebo Řasová mlhovina v Labuti, která má obloukovitou strukturu svítících vláken a která je pozůstatkem po výbuchu supernovy v prehistorických dobách. Tato mlhovina se nyní rozpíná rychlostí 120 km/s. Vidíme, že mlhoviny mohou být spjaty s extrémně mladými hvězdami (například typu T-Tauri), ale můžeme nalézt i mlhoviny, které jsou zbytky po výbuchu zestárlých hvězd, supernov.

Rozdělení mlhovin

Mlhoviny rozdělujeme na:

• mlhoviny emisní,

• mlhoviny reflexní,

• mlhoviny temné.

•  

Poznámka: Mlhoviny emisní a reflexní jsou často označovány jako mlhoviny difuzní.

zpět