MLHOVINY

Mlhoviny v hvězdném vývoji

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. Obsahuje totiž v průměru jediný atom v krychlovém centimetru prostoru (vakuum v nejlepších elektronkách je miliardkrát hustší). 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 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 Činky (M 27) v souhvězdí Lištičky, jiné dosahují obrovských rozměrů (například mlhovinaNGC 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 aL. 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.

Emisní mlhoviny

Emisní mlhoviny září díky hvězdám, které jsou buďto v jejich bezprostřední blízkosti, nebo se nacházejí přímo uvnitř mlhoviny. Jejich záření je charakteristické pro látku, z níž jsou složeny, v důsledku ionizace a excitace atomů plynu vlivem ultrafialového záření  blízké žhavé hvězdy. Hvězdy, které jsou  velmi horké, ionizují svým zářením plyn v mlhovině, která potom září vlastním světlem. Čáry ve spektru mlhovin, které přísluší kyslíku nebo neónu či jiným známým prvkům, byly nejprve považovány za důkaz výskytu nějakého neznámého prvku. Ten byl předběžně nazván nebulium. Postupně se zjistilo, že  příčinou odlišnosti těchto čar jsou pouze neobvyklé fyzikální podmínky, které na Zemi téměř nelze napodobit.

Reflexní mlhoviny

Reflexní mlhoviny se vyskytují u hvězd, které nejsou dost žhavé, takže mlhovina září pouze jejich odraženým světlem.

Temné mlhoviny

Temná mlhovina zastiňuje světlo hvězd, ležících za ní. Nevyskytují-li se poblíž vůbec žádné hvězdy, mlhovina pochopitelně nesvítí; projevuje se pouze tím, že zastiňuje světlo hvězd, které leží za ní.

Mlhovina Koňské hlavy v Orionu a okolí - všechny typy mlhovin naráz

Na obloze můžeme spatřit mnoho různých typů mlhovin. Jejich barvy ovšem může odhalit pouze fotografie, pouhým okem je nepostřehneme. Na následující fotografii je oblast emisní Velké mlhoviny v Orionu, kterou překrývá tmavá mlhovina Koňská hlava. Můžeme zde pozorovat všechny typy mlhovin.

Fotografie je pořízena z map, získaných z UK Schmidtova teleskopu. Černý zářez do červené (emisní) mlhoviny, který můžeme vidět napravo od středu fotografie, je jeden z nejznámějších útvarů mezi všemi mlhovinami na obloze. Díky svému tvaru se nazývá Koňská hlava. Jasná hvězda poblíž středu je umístěna v pásu známého souhvězdí Orion. Tvar koňské hlavy je tmavý, protože jde ve skutečnosti o hustý oblak prachu, který leží v přední  části jasné mlhoviny a zastiňuje světlo. Tak jako mraky na našem nebi, mohl tento kosmický mrak přijmout rozpoznatelný tvar. Po tisících letech změní vnitřní pohyby mraku jeho vzhled. Červená barva mlhoviny je zapříčiněna opětovným spojením elektronů s protony, které vytvářejí atomy vodíku. Na obrázku je rovněž vidět modrá (reflexní) mlhovina. Tento typ mlhoviny obsahuje prach, který přednostně odráží modré světlo sousedních hvězd.

Mlhoviny nepozorujeme jen v naší Galaxii. Všechny typy mlhovin se vyskytují i v okolních galaxiích. Jejich rozložení je nerovnoměrné - vyskytují se hlavně blízko rovin souměrnosti, tam, kde je nejvíce objektů I. populace - příkladem může být Mléčná dráha, kde se nachází nejvíce mračen mezihvězdné látky. Nejhojnějším prvkem ve vesmíru je vodík, který také tvoří základní složku veškerých mlhovin. Mlhoviny dále obsahují příměsi prachu ledových krystalků (silikátů a uhlíkatých sloučenin), které pohlcují záření hvězd za nimi.

Celková hmotnost mlhovin je poměrně nízká, ačkoliv dosahují velkých rozměrů; tomu odpovídá také jejich velmi nízká hustota, kterou můžeme porovnat pouze s téměř úplným vzduchoprázdnem. Hustota plynu totiž bývá více než trilionkrát nižší než hustota vzduchu, který dýcháme. Vzorek materiálu z mlhoviny v Orionu, o průměru 2,5 cm a délce 15 světelných let, by vážil necelý 1 kg.

V minulosti bylo sestaveno mnoho katalogů mlhovin. Mezi nejslavnější patří katalog francouzského astronoma Charlese Messiera (1730 - 1817), který vyšel roku 1781 a ve kterém můžeme najít 110 objektů - mlhovin, hvězdokup a galaxií. Je zajímavé, že Messier nestudoval mlhoviny, ale komety, a katalog sestavil proto, aby zbránil záměnám při objevu nových komet. Ty totiž v dalekohledu vypadají podobně jako mlhoviny. Objekty Messierova katalogu jsou označovány písmenem M a pořadovým číslem a katalog se dodnes používá. Podrobný katalog mlhovin vyšel koncem 19. století z pera dánského astronoma Johana Dreyera (1852 - 1926), na základě pozorování Williama Herschela (1738 - 1822) a jeho syna Johna Herschela (1792 - 1871). Tento katolog byl nazván NGC (New General Catalogue).

Co je to emisní mlhovina?

Emisní mlhovina je oblak plynu, který vyzařuje světlo. Plyn v mlhovině je ohříván ultrafialovým zářením ze sousedních hvězd, které ionizuje jeho atomy - to znamená, že je zbavuje elektronů. Uvolněné elektrony získávají energii od dopadajícího ultrafialového záření. Dojde-li k jejich rekombinaci s ionizovanými atomy, přebytečná energie je vyzářena zčásti v podobě viditelného světla. Emisní mlhovinu můžeme objevit i rádiovým dalekohledem, neboť volné elektrony v plynu také vyzařují v rádiové oblasti.

Hlavní složkou mezihvězdného plynu je vodík, který se snadno ionizuje ultrafialovým zářením. Takto ionizovaný vodík označujeme symbolem H II, proto se i takováto mlhovina označuje jako oblast H II. Vlnová délka většiny záření vodíku se pohybuje v červené oblasti spektra, proto na fotografiích jsou emisní mlhoviny červené. Oko je ovšem citlivější na dvě výrazné zelené čáry ve spektru kyslíku, a proto se při vizuálním pozorování jeví jako zelené.

Společný výskyt hvězd a mračen plynu není náhodný. Horké hvězdy, které vyzařují ultrafialové záření, jsou totiž obvykle mladé. Vznikly v nedávné minulosti z mračna plynu a prachu, které je obklopuje. Jako příklad můžeme uvést známou Velkou mlhovinu v Orionu, která obklopuje mladou skupinu hvězd Trapez a ve které je pozorováno značné množství globulí (zárodků hvězd). Emisní mlhoviny jsou velice řídké, každý gram látky je rozptýlen v několika milionech kubických kilometrů.

Známé emisní mlhoviny

HourGlass (Přesýpací hodiny) MyCn18 
Když začínají Slunci-podobné hvězdy stárnout, stávají se červenými obry (mnohem většími než Slunce) a odvrhují svoje vnější vrstvy, z nichž se tvoří oblaka kolem hvězd. Hvězda se potom stává velmi horkou a vytváří kolem tohoto žáru plynový oblak. Tento zářivý oblak se nazývá planetární mlhovina.

Tento obrázek znázorňuje mladou planetární mlhovinu, vzdálenou 8 000 světelných let, a  tvar MyCn18 připomíná přesýpací hodiny (které jsou tři až čtyři světelné roky dlouhé a měří půl světelného roku napříč). Na obrázcích vypadá MyCn18 jako dvojice velkých kruhů vně s jedním menším uprostřed, ale jemné detaily prozrazují více. Neočekávané tvary v MyCn18 zahrnují dvojici protínajících se kruhů ve středu, které vypadají jako okraje menší struktury ve tvaru sudu, a spletité obrazce "leptů" na stěnách přesýpacích hodin. Tyto lepty jsou pravděpodobně zbytky plynových bublin, které byly vyvrženy z hvězdy, když byla mladší. Obrázek byl složen ze tří oddělených obrázků, pořízených v červené barvě (typické čáry dusíku), zelené barvě (typické čáry vodíku) a v modré barvě (typické čáry kyslíku). 
V souladu s jedním pojetím tvoření planetárních mlhovin je tvar přesýpacích hodin výsledkem narůstání rychlého (asi 5 milionů kilometrů za hodinu) úniku hvězdné hmoty, během pomalého rozpínání (okolo 80 000 km/h) mraku, který je hustší okolo svého rovníku nežli na pólech. Bohužel  MyCn18, i když byla objevena HST, se této teorii poněkud vymyká. Neočekávalo se, že jasný kruh ve středu bude hustým pásem přesýpacích hodin, ale že bude mít spíše strukturu sudu, zalomenou jinak, než přesýpací hodiny. Horká hvězda, o níž se myslelo, že vyvrhuje a osvětluje mlhovinu, a mohla by proto ležet v jejím středu, je jasně mimo toto centrum. K vysvětlení struktury MyCn18 by mohla pomoci doprovodná hvězda, která není vidět, a s ní spojené gravitační efekty.

Hour Eye (Oko hodin - centrální část mlhoviny MyCn18) 
Symetrie, odhalená tímto pohledem na centrální část mlhoviny, představuje hádanku. Za prvé, osa vnitřní oblasti nesouhlasí s vnější. Dále, žhavá hvězda (bílá skvrna vlevo od středu), která se vyvrhováním této plynné mlhoviny blíží k fázi bílého trpaslíka, není přesně v centru "oka". Tyto neočekávané výsledky nutí astronomy hledat chybějící části procesu, který vytvořil tuto neobvyklou a krásnou strukturu.

Krabí mlhovina (M1) 
Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes je to mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).

Orlí mlhovina (M16, Sloupy stvoření) 
Embryonální hvězdy vycházející z mezihvězdných vajíček. Tyto obrázky z Hubbleova kosmického teleskopu ukazují nově zrozené hvězdy, vycházející z hustých, kompaktních vaků mezihvězdného plynu, nazývaných vypařující se plynné globule (anglická zkratka pro Evaporating Gaseous Globules - EGGs znamená v angličtině také vajíčka). HST našel poměrně dost "vajíček" v mlhovině Orla (M16 - jako šestnáctý objekt Messierova katalogu, otevřená hvězdokupa s rozsáhlou mlhovinou). Jde o oblast v souhvězdí Hada, vzdálenou7 000 l.y., ve které vznikají hvězdy.

Sloupy plynu vyčnívají ze stěny obrovského mraku molekulárního vodíku vypadají jako stalagmity, vyrůstající z podlahy jeskyně. Uvnitř věží plynu, které jsou světelné roky dlouhé, je mezihvězdný plyn dostatečně hustý, aby se zhroutil pod svou vlastní vahou, přičemž vytváří mladé hvězdy, které dále rostou, jak akumulují stále více a více hmoty ze svého okolí. Záplava ultrafialového světla z  ještě mladé, horké hvězdy ohřeje plyn, který obklopuje povrch sloupce plynu, a vytlačí ho do mezihvězdného prostoru procesem nazývanýmfotoevaporace. Obrázky z HST ukazují fotoevaporací vytěsňovaný plyn jako strašidelné  praporce prýštící ze sloupů. Ne všechen plyn mlhoviny je UV zářením odtlačován pryč.Vajíčka, která jsou hustší než jejich okolí, zůstanou ještě poté, co plyn už kolem nich není. Je to, jako když vítr odvane pryč lehčí písek a odhalí těžší skály, dosud  v písku ukryté. Na M 16 ovšem ultrafialové světlo  místo skal odkrývá husté, vejci podobné globule plynu, které obklopují hvězdy, formující se uvnitř gigantických plynných sloupů.

Některá vajíčka vypadají jako nicotné drobounké vypukliny na povrchu sloupů. Jiné byly odkryty více a nyní se podobají prstům plynu, vyčnívajícím z většího mračna. (Prsty tvoří plyn, který před fotoevaporací uchránily stíny vajíček.) Jiná vajíčka byla úplně zaštípnuta větším sloupem, z něhož vyšla, a nyní vypadají jako slzy ve Vesmíru. Tento proces se výrazně odlišuje od procesu, který ovládá velikosti hvězd, formujících se v izolaci. Někteří astronomové věří, že hvězda, ponechaná vlastnímu osudu, roste do té doby, kdy začne v jejím nitru probíhat nukleární fúze. Když se tak stane, z hvězdy začne vát silný vítr, který odklidí zbytkový materiál. HST vyfotografoval detailně tento proces na takzvaných Herbigových-Harových objektech.  

M 42 v Orionu 
Na následujících obrázcích je zachycena Velká mlhovina v Orionu. Je to zřejmě nejznámější mlhovina vůbec. Z této mlhoviny se stejnými procesy jako z M 16 dodnes kondenzují nové hvězdné zárodky. 
 

Na dalším obrázku je skupina mladých hvězd Trapez, opět z mlhoviny M 42,  v jejímž okolí se také rodí další hvězdy. Na obrázku jsou tyto globule dobře patrné.

M 8 Laguna a M 20 Trifid 
Lagunu, mlhovinu v souhvězdí Střelce, vzdálenou téměř 5000 l.y., lze pozorovat i menším dalekohledem. Její úhrnná jasnost odpovídá hvězdě 6. hvězdné velikosti. Lze v ní také pozorovat temné globule jako zárodky hvězd. Mlhovinu Trifid vidíme na prvním obrázku. Nalézá se ve stejném souhvězdí, její průměr činí 30 l.y. a je od Země vzdálená více než3000 l.y.  

M 27 (Činka) v souhvězdí Lištiček 
Jde o velmi pěknou planetární mlhovinu, na níž lze pozorovat symetrickou strukturu způsobenou jednak magnetickými poli a jednak rotací centrální hvězdy. O planetárních mlhovinách si jako o speciálním typu emisních mlhovin podrobněji povíme v následující kapitole.  

Co je to planetární mlhovina?

Planetární mlhovina je emisní mlhovina, která vznikla poté,  co se z červeného obra uvolnily povrchové vrstvy. Jsou tedy na opačném stupni hvězdného vývoje než většina emisních mlhovin popsaných v předchozí kapitole. Velikost planetárních mlhovin může být přibližně stejná jako naší sluneční soustavy, ale také může mít velikost až světelného roku. Název těchto mlhovin pochází z dob jejich objevů v malých dalekohledech, ve kterých vypadaly jako kotoučky připomínající planety. Dobře známým příkladem je prstencová mlhovina M 57 v souhvězdí Lyry. Je ovšem skutečností, že z mnoha set známých planetárních mlhovin má jen asi 10 % kruhový tvar a asi 70 % z nich má dva laloky, které vzniknou při odhození obálky jedné hvězdy v binárním systému. Planetární mlhoviny zřejmě vznikly jako důsledek intenzivního proudění hvězdného větru od červených obrů a nadobrů odhalujícího jejich jádro. Planetární mlhoviny se rozpínají rychlostí průměrně asi 20 km/s. Podivné tvary planetárních mlhovin jsou zřejmě důsledkem vlivů rotace hvězd a jejich magnetických polí. Magnetické siločáry mohou tok plynu orientovat do určitých přednostních směrů a rotace hvězd může způsobovat vznik spirálních ramen. Protože expandují při postupném vyhasínání centrální hvězdy, jsou planetární mlhoviny dočasným jevem, s dobou existence desítek tisíc roků.

Známé planetární mlhoviny

Prstencová mlhovina v Lyře (M 57) 
Prstencová mlhovina v Lyře. Jedna z nejznámějších planetárních mlhovin na obloze, vzdálená 4 100 l.y. Pozůstatek po odhození obálky centrální hvězdou s teplotou 100 000 K. Poslední průzkumy ukazují, že obálka není sférická, ale má skutečně toroidální tvar.

Mlhovina NGC 3918 
NGC 3918 leží v souhvězdí Kentaura a je od nás vzdálená asi 3 000 l.y. Má průměr asi 0,3 l.y. Vykazuje přibližně kulovitý vnější obal, ale uvnitř je zašpičatělý (protáhlý) balónek, plněný prudkým větrem z horké centrální hvězdy, který začíná narušovat kulový obal v horní a dolní části obrázku. 
 

Mlhovina Hubble 5 
Hubble 5 je pozoruhodný příklad motýlí nebo bipolární (dvojlaločné) mlhoviny vytvářené kolem binárních systémů. Silný vítr vytváří žár, který způsobuje, že každý z laloků expanduje, jako pár balonů s vnitřními ohřívači. Toto pozorování bylo získáno 9. září 1997 Hubbleovým teleskopem pomocí kamery WFPC 2. Hubble 5 se nachází v souhvězdí Střelce a je vzdálený 2 200 l.y. 
 

IC 3568 - kulová planetární mlhovina 
IC 3568 leží v souhvězdí Žirafy ve vzdálenosti okolo 9 000 l.y. a má průměr okolo 0,4 l.y. (což je asi 800 krát větší průměr než má náš Sluneční systém). Je to příklad kulové planetární mlhoviny. Má jasné vnitřní jádro a nezřetelný, okrouhlý vnější obal. 
 

M 2-9 - mlhovina s nadzvukovými výtrysky 
M 2-9 je pozoruhodný příklad motýlí nebo bipolární planetární mlhoviny. Jiné jméno, které prozrazuje více, je Dvojtrysková mlhovina. Mlhovina vypadá jako dvojice intenzívních výtrysků (jetů) rozdělených hvězdou. Naměřené rychlosti vyšší než 300 km/s ukazují, že jde o nadzvukový výtrysk plynů. Z pozorované rychlosti expanze mlhoviny se její stáří odhaduje na pouhých 1 200 let. Centrální hvězda v M 2-9 je známa jako jedna z velmi těsných dvojhvězd, mezi kterými dochází pravděpodobně k přetoku hmoty. Gravitace jedné hvězdy přitahuje plyn z povrchu hvězdy druhé a nabaluje ho do tenkého, hustého kotouče, který obklopuje obě hvězdy a rychle se rozpíná do prostoru. Disk můžeme skutečně spatřit na obrázcích z Hubbleova teleskopu, pořízených s krátkou expozicí. Jeho průměr je přibližně desetinásobkem oběžné dráhy Pluta. Hydrodynamické modely, které se používají k popisu výtrysků (jetů), ukazují, že takovýto kotouč může být odpovědný za urychlování hmoty ve směru výtrysků. Silný vítr z jedné z hvězd naráží do kotouče obklopujícího soustavu, který slouží jako tryska. Hvězdný vítr se odkloní od původního směru a formuje dvojici výtrysků, které vidíme na obrázku mlhoviny. Je to skoro stejný proces, jako ten, který probíhá v tryskovém motoru: žhavý a rozpínající se plyn je hnán stěnami motoru skrze trysku a vytváří dlouhý, soustředěný proud horkého vzduchu s vysokou rychlostí.

M 2-9 leží v souhvězdí Hadonoše, ve vzdálenosti 2 100 l.y. Fotografie byla pořízena 2. srpna 1997 z Hubbleova teleskopu kamerou WFPC 2. Neutrální kyslík se jeví na tomto obrázku jako červený, jednou ionizovaný dusík je zelený a dvakrát ionizovaný kyslík je modrý. 
 

NGC 5307 - planetární mlhovina se spirální strukturou 
NGC 5307 leží v Kentauru, je od nás vzdálena asi 10 000 l.y. a její průměr je asi 0,6 l.y. Je příkladem planetární mlhoviny s větrníkovou či spirální strukturou; každá oblast plynu, vyvrhnutá z centrální hvězdy, má svůj protějšek na opačné straně hvězdy. 
 

NGC 6826 - mlhovina se skvrnami 
Oku podobný vzhled NGC 6826 narušují dvě sady modročervených skvrn, které leží horizontálně přes obrázek. Věří se, že nejasné zelenavé bělmo oka je plyn, který vytváří hvězda po většinu svého života a tvoří asi polovinu hmotnosti hvězdy. Zbytek horké hvězdy (ve středu zeleného oválu) žene prudký vítr do staršího materiálu a formuje uvnitř horkou bublinu, která před sebou tlačí horký plyn, který vytváří světlý okraj. NGC 6826 je vzdálená 2 200 l.y. a nachází se v souhvězdí Labutě. 
 

NGC 7009 - mlhovina se skvrnami 
Mlhovina pravděpodobně vzniká podobným mechanismem jako mlhovina NGC 6826. Jasná centrální hvězda leží ve středu tmavé prohlubně s okrajem, tvořeným hustým, modrým a červeným plynem. Prohlubeň a její okraj jsou uzavřeny uvnitř rovnoměrně rozprostřeného zelenavého materiálu ve tvaru barelu a jsou tvořeny vnějšími vrstvami, formující hvězdy. Ve větší vzdálenosti se objevuje dvojice červených rukojetí, ležících podél dlouhé osy mlhoviny. Každá je připojena ke špičkám prohlubně dlouhým zelenavým proudem materiálu. Rukojeti jsou mraky plynu s nízkou hustotou. NGC 7 009 je 1 400 l.y. vzdálená a leží v souhvězdí Vodnáře. 
 

Reflexní mlhoviny

NGC 1977 
Mlhovina Orion je pozorovatelná pouhým okem jako rozmazaná skvrna blízko proslulého pásu tří hvězd v souhvězdí Orionu. Nahoře na obrázku je část mlhoviny Orion, která bezprostředně odráží světlo z jasných hvězd Orionu. Díky tomuto odrazu se zdá, že mlhovina je modrá, protože modré světlo ze sousedních hvězd se v plynu mlhoviny rozptyluje mnohem snadněji než světlo červené. Tmavé pruhy jsou většinou složeny z mezihvězdného prachu - jemných uhlíkových zrnek. 
 

Otevřená hvězdokupa Plejády 
Jde o nejznámější hvězdokupu na obloze. Plejády můžeme vidět bez dalekohledu dokonce i v přesvětleném městě. Plejády jsou také známy jako Sedm sester nebo jako objektM 45 Messierova katalogu. Patří k nejjasnějším a nejkompaktnějším otevřeným hvězdokupám. Plejády obsahují více než 300 hvězd, jsou vzdáleny asi 400 světelných let a měří v průměru 13 světelných let. Hvězdokupa v současnosti prochází nezávisle vzniklou prachovou mlhovinou. Jednotlivé hvězdy ozařují její části a tak vznikají modré reflexní mlhoviny v okolí hvězd. Nedávno byly v Plejádách nalezeni nezřetelní hnědí trpaslíci s malou hmotností.
 

Mlhovina Vajíčko (CRL 2688) - oblouky kolem umírající hvězdy hlavní posloupnosti 
Mlhovina Vajíčko je vzdálená 3 000 l.y. Fotografie pochází z HST (WFPC2)  z roku 1996 a byla fotografována v červeném světle (barvy na obrázku tedy nejsou skutečné). Z hvězdy vystupují dva světelné kužele napříč protnuté mnoha světelnými oblouky. U hvězd podobných našemu Slunci dochází v konci stadia hvězdy na hlavní posloupnosti k úniku hvězdné hmoty. Hvězda při tom zvětšuje své rozměry a stává se obrem. Mlhovina je ve skutečnosti rozsáhlým oblakem plynu a prachu, který se vzdaluje od centrální hvězdy (červeného obra) rychlostí 20 km/s. Tmavá oblast v centru je prach ukrývající centrální hvězdu. Světlo hvězdy uniká v tenčích oblastech tohoto prachového kokónu a při tom se odráží na prachových částečkách. Tato vývojová fáze trvá jen 1 000 až 2 000 let. Celkové období unikání hmoty z červeného obra může trvat cca 10 000 let. Oblouky jsou husté části odhozené obálky hvězdy a svědčí o tom, že množství odhazované hmoty se mění s časem v cca 100 až 500 letém období. Hmota byla detekována až do vzdálenosti 0,6 l.y.Mechanismus formování výtrysků a prachového kokónu není zatím znám. 
 

Antares a ρ Hadonoše 
Proč je nebe blízko Antaru a hvězdy ρ z Hadonoše tak barevné? Barvy jsou výsledkem různých procesů. Jemný prach osvětlený zpředu hvězdným světlem vytváří modré reflexní mlhoviny. Plynná oblaka, jejichž atomy jsou excitovány ultrafialovým hvězdným světlem, vytvářejí načervenalou emisní mlhovinu. Zezadu osvětlované mraky prachu zastiňují světlo hvězd, a tak se zdá, že jsou tmavé. Antares, červený veleobr, a jedna z nejjasnějších hvězd nočního nebe, osvětluje žlutočervená oblaka vlevo nahoře. Hvězda ρ Hadonoše leží ve středu modré mlhoviny napravo. Vzdálená kulová hvězdokupa M 4 je viditelná přímo pod Antarem a nalevo od červeného mraku obklopujícího hvězdu σ Scorpii.
 

Mlhovina Tobyho Juga 
Je na tvaru této mlhoviny něco neobvyklého? Na snímku je zobrazena mlhovina Tobyho Juga (IC 2220) - reflexní mlhovina, obklopující normální červenou obří hvězdu. Reflexní mlhoviny září díky světlu, odraženému z centrální hvězdy. Zdá se, že tato mlhovina vznikla v poslední fázi života červeného obra díky odhození části jeho hmoty do okolí. Mlhovina má podivný bipolární tvar, který z ní činí populární objekt studia.
 

Temné mlhoviny

Mlhovina Koňská hlava 
Prachová temná mlhovina v komplexu plynoprachých mlhovin v Orionu. V Blízkosti se nacházejí skupiny rodících se hvězd. 
 

NGC 6520 - jasné hvězdy v otevřené hvězdokupě a tmavé mraky 
Měli jste někdy pocit, že je vám nablízku černý mrak, který vás stále pronásleduje? To se stalo mladým hvězdám v otevřené hvězdokupě NGC 6520. Nalevo jsou mladé modré hvězdy této hvězdokupy. Ty se zformovaly teprve před milionem let. Ve srovnání s naším prastarým Sluncem, které vzniklo před miliardami let, je to úplně nedávno. Napravo je absorbující mlhovina, z níž mohou vznikat hvězdy. Tato mlhovina obsahuje množství neprůhledného prachu, který zastiňuje viditelné světlo z mnoha hvězd, které by mohly být vidět v pozadí. Studium otevřených hvězdokup je cenné z mnoha důvodů, jako je třeba porozumění procesu formování hvězd a stanovení velikosti našeho Vesmíru.
 

Hadí mlhovina 
Co se to tam plazí? Tmavé vlnící se pruhy, viditelné části souhvězdí Hadonoše. Hadí mlhovina je série tmavých absorpčních mraků. Zrnka mezihvězdného prachu - složená především z uhlíku - absorbují viditelné hvězdné světlo a jeho velkou část přeměňují v světlo infračervené, které již není pozorovatelné lidským okem (jde vlastně o tepelné záření). Tato absorpce způsobuje, že hvězdy v pozadí jsou z našeho pohledu neviditelné a na nebi vznikají pozoruhodná prázdná místa.
 

Mlhovina Přesýpací hodiny 
V centrální části mlhoviny Laguna leží mlhovina Přesýpací hodiny (na obrázku v horní části). V této oblasti se formují nové hvězdy, zastíněné tmavými pruhy prachu, prostoupeného červeně zářícím vodíkovým plynem. Z našeho pohledu umožňuje seskupení některých plynných mraků vytvoření zářících útvarů, které vypadají jako přesýpací hodiny. Na obrázku z HST je vlevo dole jasná mladá modrá hvězda z otevřené hvězdokupy NGC 6530 viditelná pod středem mlhoviny Laguna (M 8), která ukazuje, že tato vyzařující mlhovina obsahuje velká magnetická pole a neobyčejně velké prachové částice.

Tmavé Bokovy globule v IC 2944 
Tmavé skvrny v horní části obrázku nejsou fotografickou chybou, ale neobvyklým typem mezihvězdného mraku, známého jako Bokovy globule. Bokovy globule, pojmenované po astronomovi Bartu Bokovi, který je podrobně studoval, jsou malé tmavé mraky, vytvořené z plynu a prachu, které se stlačí, a vytvoří předchůdce protohvězd. Tyto Bokovy globule byly nalezeny v přední části zářící oblasti H II, známé jako IC 2944. 
 

Kuželovitá mlhovina v NGC 2264 
Někdy jsou nejjednodušší tvary nejobtížněji vysvětlitelné. Například původ kuželovité oblasti umístěné těsně pod středem obrázku zůstává tajemstvím. Tmavá oblast zřetelně obsahuje mnoho prachu, který znemožňuje světlu z emisní mlhoviny a otevřené hvězdokupy NGC 2264 do něho proniknout. Jedna hypotéza předpokládá, že kužel je zformován větrem částic vanoucích okolo Bokových globulí na konci kuželu.