Hmlovina (astronómia)

Hmlovina alebo nebula (z lat. nebula - „hmla“) je viditeľný medzihviezdny oblak plynu a prachu. Pôvodne sa názov hmlovina používal ako všeobecné pomenovanie rozľahlého astronomického objektu, zahŕňajúce galaxie mimo Mliečnej cesty (niektoré príklady starého používania tohto pomenovania ostali dodnes; napríklad galaxii Androméda sa niekedy hovorí hmlovina Androméda).

Hmloviny mávajú obrovské rozmery, až stovky svetelných rokov v priemere a môžu sa v nich nachádzať hviezdy aj hviezdokopy. Napriek majestátnemu vzhľadu je hmota hmlovín nesmierne riedka. Takú nízku hustotu, akú má typická hmlovina nedokážeme napodobniť ani v pozemských laboratóriách. 

Z takzvaných hviezdotvorných hmlovín môžu gravitačným kolapsom vznikať hviezdy. Po svojom zániku sa časť hmoty hviezdy stáva opäť hmlovinou. Aj počas svojho života hviezdy veľmi ovplyvňujú hmloviny: obohacujú ich hmotu o častice hviezdneho vetra, alebo naopak spôsobujú ich pomalé vyparovanie v dôsledku fotónovej erózie. 

V Mliečnej ceste je charakteristická koncentrácia hmlovín v blízkosti galaktického rovníka a len málo ich nájdeme pri galaktických póloch.

Typológia 
Hmloviny môžu byť roztriedené podľa toho, akým spôsobom svietia:
 Rozptýlené hmloviny sú osvetlené hmloviny
 Emisné hmloviny sú mraky vybudené k žiareniu hviezdami. Hviezda spôsobí ionizáciu plynu, ktorý potom vyžaruje vlastné svetlo. Dva najbežnejšie typy emisných hmlovín sú HII oblasti a planetárne hmloviny. Emisné hmloviny sú často prvotným štádiom tvorby hviezd a obklopujú novovytvorené hviezdy, alebo mladé hviezdokopy.
 Reflexné hmloviny svietia vďaka odrazu svetla od priľahlých hviezd a nevyžarujú vlastné svetlo. Príkladom je reflexná hmlovina v hviezdokope Plejády. Aj tieto hmloviny sa často nachádzajú v okolí mladých hviezd alebo hviezdokôp. Fotónová erózia časom rozloží hmlovinu.
 Tmavé hmloviny nie sú osvetlené. Môžu byť pozorované, keď zatienia svetlo vzdialených hviezd alebo iných hmlovín. Medzi známe príklady patrí hmlovina Konská hlava v súhvezdí Orión a hmlovina Uhoľné vrece v Južnom kríži.

HII oblasti sú rodiská hviezd. Tie sa tvoria, keď sa veľmi rozptýlené oblaky molekúl začnú rútiť vplyvom ich vlastnej gravitácie, často aj pod vplyvom neďalekého výbuchu supernovy. Oblak sa zrúti a rozpadne, tvoriac niekedy až stovky hviezd. Novovytvorené hviezdy ionizujú okolitý plyn, čím vytvoria emisnú hmlovinu.

Iné hmloviny sa tvoria pri zániku hviezd. Z hviezdy, ktorá absolvuje premenu na bieleho trpaslíka, sa odtrhne jej vonkajšia vrstva, z ktorej sa vytvorí planetárna hmlovina. Novy a supernovy môžu tiež vytvoriť hmlovinu známu ako pozostatok novy, resp. pozostatok supernovy.

Chemické zloženie 
Najzastúpenejším chemickým prvkom v celom vesmíre je vodík. Je preto zrejmé, že vodík je tiež najbežnejším prvkom vo hviezdach a teda aj v hmlovinách, ktoré sú s hviezdami vývojovo zviazané. Napriek tomu, že vodík je najľahší chemický prvok, hmotnostne tvorí až 70 % hmlovín. Ďalších 28 % potom pripadá na hélium, druhý najrozšírenejší (a tiež druhý najľahší) prvok v medzihviezdnom prostredí a len 2 % na ostatné prvky.

Nakoľko hmota hmlovín je veľmi riedka a je priamo vystavená kozmickému žiareniu, jej atómy sú často excitované, prípadne až jeden či viackrát ionizované. Vznik molekúl preto nie je taký bežný. Najrozšírenejšou molekulou v hmlovinách je molekulárny vodík (H2), v ktorom je však viazaných maximálne 10 % atómov vodíka hmloviny. Energiu k vzniku molekulárneho vodíka dáva atómom vodíka ultrafialové žiarenie, ktoré ich ale tiež štiepi na jednotlivé atómy.

V medzihviezdnom prostredí však bolo k roku 2002 nájdených viac než 140 rôznych druhov molekúl. Veľké percento pripadá na organické zlúčeniny, čiže zlúčeniny uhlíka.

Galéria hmlovín

Emisné

Reflexné

Tmavé

Planetárne

Zvyšky supernov

Herbig-Harove objekty

Hmloviny vyvrhnuté hviezdami počas ich života 

Hmloviny