Emisná hmlovina

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Časť hmloviny Lagúna (NGC 6523), emisnej hmloviny v Strelcovi

Emisná hmlovina je mračno ionizovaného plynu emitujúce svetlo rôznych vlnových dĺžok. Najčastejšou príčinou ionizácie je vyžarovanie vysokoenergetických fotónov z blízkej horúcej hviezdy. Tieto fotóny budia hmlovinu k žiareniu a hmlovina svieti vlastným svetlom, najčastejšie z červených oblastí spektra.

Medzi rôzne typy emisných hmlovín patria aj oblasti H II, kde začínajú vznikať hviezdy, z ktorých zvlášť tie masívne sú zdrojom ionizujúcich fotónov, a planetárne hmloviny, v ktorých staré vyhasínajúce hviezdy odhadzujú svoje vonkajšie vrstvy a odkrývajú svoje horúce jadro, ktoré ich ionizuje. Ďalšie typy sú pozostatky supernovy s rôznym mechanizmom žiarenia a hmota vypudená ešte žijúcou hviezdou, napríklad hmlovina okolo hviezdy éta Carinae.

Oblasť H II[upraviť | upraviť zdroj]

Emisná hmlovina patriaca k oblasti H II žiari vďaka ultrafialovému žiareniu blízkych hviezd, horúcich mladých hviezd spektrálneho typu O a B. Pokiaľ je okolo takejto mladej hviezdy veľký oblak medzihviezdnej hmoty, jej ultrafialové žiarenie sformuje oblasť H II do guľatého tvaru. Takýmto guľatým hmlovinám sa hovorí podľa ich objaviteľa Strömgrenove sféry. Emisné hmloviny však môžu byť rôzneho tvaru. Ich hmota je spravidla veľmi riedka a veľmi horúca a hmlovina môže slúžiť ako hviezdotvorná hmlovina. Emisné hmloviny, z ktorých vznikajú hviezdy, sa najčastejšie nachádzajú v ramenách špirálových galaxií a v nepravidelných galaxiách. Môžu obklopovať aj už vzniknuté hviezdokopy, ktorých hviezdny vietor ich postupne rozkladá. Príkladom je hmlovina Rozeta. Medzi jednu z najznámejších emisných hmlovín, viditeľných aj voľným okom, patrí Veľká hmlovina v Orióne.

planetárna hmlovina NGC 7027

Planetárna hmlovina[upraviť | upraviť zdroj]

Planetárne hmloviny sú konečným štádiom vývoja väčšiny hviezd. Vzniká oddelením vonkajších vrstiev hmoty z niekdajšieho červeného obra. Typická planetárna hmlovina má dĺžku zhruba jeden svetelný rok a obsahuje extrémne zriedený plyn s hustotou zvyčajne okolo 1000 častíc v cm3 – takže je asi biliarda-krát redší ako zemská atmosféra. Mladšie planetárne hmloviny majú väčšiu hustotu, niekedy aj vyššiu ako 106 častíc na cm3. Ako hmlovina starne, jej rozpínanie spôsobuje znižovanie hustoty.

Žiarenie z centrálnej hviezdy ohrieva plyny na teploty asi 10 000 K. Napriek intuícii sa teplota plynov so vzrastajúcou vzdialenosťou od centrálnej hviezdy zvyšuje.

Pozostatok supernovy[upraviť | upraviť zdroj]

Tretím typom emisných hmlovín sú pozostatky supernovy. Na rozdiel od planetárnych hmlovín málokedy bývajú sférického tvaru. Mechanizmus ich žiarenia závisí od ich veku. Mladé zvyšky supernov budí k žiareniu prúd častíc z centrálnej neutrónovej hviezdy. Staršie pozostatky, ako napríklad Riasová hmlovina ionizuje rázová vlna, ktorá sa tvorí pri ich rýchlom (až 100 km/s) prelete medzihviezdnym prostredím.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]