V prostoru mezi hvězdami se nachází množství mezihvězdné látky, která se skládá z prachu a plynu. Největší hustota mezihvězdné látky je v rovině galaktického disku, kde není látka rozložena rovnoměrně. Zde se mezihvězdná látka shlukuje do oblaků, kterým říkáme mlhoviny. Tento název pochází z latinského mrak, mlha, pára nebo kouř. V astronomii označuje mlhavé objekty, které září vlastním světlem, a objekty, které samy nezáří a jsou vidět díky jasnému pozadí nebo rozptylu záření z jiného zdroje. Jako mlhoviny jsou také označovány objekty, které mají charakter mlhoviny nejen ve viditelném světle, ale i v jiných částech spektra. Do 19. stol. byly za mlhoviny považovány například i galaxie a další objekty, které nebylo možno přesně odlišit od hvězd. Tyto omyly odhalilo až použití prvních spektroskopů, které pomohly objevit zprvu záhadné nebulární spektrální čáry. Následně byly nalezeny i mlhoviny vně naší Galaxie.



Mlhoviny
Tyto oblasti jsou rodištěm hvězd. Podle tzv. mlhovinové hypotézy vznikají nové hvězdy z velmi zředěných molekulárních oblaků, které se začnou smršťovat svou vlastní gravitací, často kvůli vlivu blízké exploze supernovy. Oblak se smršťuje a trhá vytvářejíc až několik stovek nových hvězd. Nově vytvořené hvězdy ionizují okolní plyn a vytvářejí tak emisní mlhovinu. Jiné mlhoviny se tvoří na konci života hvězd. Hvězda, která projde změnou v bílého trpaslíka odfoukne své vnější vrstvy, které vytvoří planetární mlhovinu. Novy a supernovy mohou také vytvořit mlhoviny známé jako zbytky novy a zbytky supernovy.

Mlhoviny lze roztřídit podle způsobu jejich osvětlení:

• Difúzní mlhoviny jsou osvětlené mlhoviny
  
  
  • Emisní mlhoviny
    jsou vnitřně osvětlené mraky ionizovaného plynu, tyto mlhoviny září ve spektrálních čarách svých molekul či atomů vybuzených většinou ultrafialovým světlem i vzdálenějších hvězd. Karmínová barva je kupříkladu čára přechodu vodíkových atomů do základního stavu. Dva nejobvyklejší typy emisních mlhovin jsou HII oblasti a planetární mlhoviny.
    
    
  • Reflexní mlhoviny
    jsou osvětleny odrazy světla blízkých hvězd. Odraz způsobuje především prach obsažený v mlhovině, která pak září celým spektrem blízkých hvězd. Příkladem je mlhovina uvnitř hvězdokupy Plejády nebo mlhovina Toby Jug.
  
  
• Temné mlhoviny nejsou osvětleny. Mohou být zaznamenány, pokud zakryjí hvězdu nebo jinou mlhovinu. Známým příkladem je mlhovina Koňská hlava v Orionu a mlhovina Pytel uhlí v Jižním kříži.

Složení
Prachová složka je kombinací uhlíku a křemičitanů, které mohou být obaleny ledem nebo nečistotami. Prachové částice vznikají převážně v atmosférách obřích hvězd, které jsou bohaté na páry uhlíku, a z nich vznikají amorfní uhlíkové částice, které jsou velké asi jako saze z cigaretového kouře. Do prostoru se z atmosféry hvězdy dostávají tlakem záření hvězdy, které je může dostat z atmosféry hvězdy díky jejich malým rozměrům. Plynová složka je tvořena tak, že na 1 000 atomů vodíku připadá 80 atomů hélia a 1 atom těžšího prvku, což přibližně odpovídá složení průměrných hvězd. Mlhoviny se často nachází v blízkosti horkých hvězd a díky tomu, že je jejich plynná složka tvořena převážně vodíkem, tak tato horká hvězda vodík ionizuje a díky tomu mlhoviny září.

Mlhovina Koňská hlava
Mlhovina Koňská hlava (také Barnard 33 a IC 434) je temná mlhovina v souhvězdí Orion. Nachází se přímo pod hvězdou Alnitak, nejvýchodnější hvězdou Pásu Orionu. Od Země je vzdálená 1 600 světelných let a je široká 3,5 ly. Patří mezi nejsnáze identifikovatelné mlhoviny na obloze, je součástí tmavého prachovo-plynového mraku a má tvar koňské hlavy.



Orlí mlhovina
Objekt Messier 16 (NGC 6611), známý jako Orlí mlhovina, je jeden z nejznámějších a nejsnadněji pozorovatelných vesmírných objektů, v podstatě jde o mladou otevřenou hvězdokupu, obklopenou mlhovinou ze souhvězdí Hada, kterou v letech 1745-1746 objevil švýcarský astronom Jean-Philippe de Cheseaux. Hvězdokupa M16 obsahuje přibližně 55 hvězd mezi 8. až 12. magnitudou. Je od nás vzdálena asi 8000 světelných let. Celá hvězdokupa je obklopena mlhovinou se stejným označením. Jméno Orlí mlhovina vychází z jejího tvaru. Samotná mlhovina je od nás vzdálena přibližně 7000 světelných let a rozprostírá se na ploše o velikosti 60 světelných let. V této mlhovině je mlhovina Sloupy Stvoření.



Krabí mlhovina
Krabí mlhovina (M1, NGC 1952 či Taurus A) je emisní mlhovina, která se nachází v souhvězdí Býka. Poprvé ji pozoroval John Bevis v roce 1731. Je pozůstatkem supernovy SN 1054, kterou v roce 1054 pozorovali čínští a arabští astronomové. Vydává rentgenové a gama záření o energii vyšší než 30 keV a v tomto oboru je největším dlouhodobým zdrojem energie na obloze. Je vzdálená přes 6500 světelných let (2 kpc) od Země, měří 11 světelných let (3,4 pc) v průměru a zvětšuje se rychlostí asi 1500 kilometrů za sekundu. V centru mlhoviny se nachází Krabí pulsar, rotující neutronová hvězda s průměrem 28-30 km, která vydává pulzy záření ve frekvenci od záření gama po radiové vlny 30,2krát za sekundu.
Krabí mlhovina byla prvním astronomickým objektem, který byl rozpoznán jako pozůstatek supernovy. Je zdrojem radiace, jež slouží ke studiu vesmírných objektů, které mlhovinu zakrývají. V padesátých a šedesátých letech 20. století byla zmapována sluneční koróna pozorováním radiových vln Krabí mlhoviny, které jí procházely. V roce 2003 pak byla pomocí rentgenového záření pocházejícího z Krabí mlhoviny změřena hustota atmosféry Saturnova měsíce Titanu, který proud tohoto záření blokoval.

---

---