Защо светят мъглявините? Защо са толкова цветни?

Мъглявините Конска глава и Орион.

Мъглявините са едни от най-интересните обекти на небето. Много малка част от тях могат да се видят с просто око - мъглявината в Орион например. Не споменавам "мъглявината" Андромеда или Магелановите облаци, защото това не са мъглявини в смисъла, който имам пред вид в тази редакция, а са всъщност галактики като Млечния път.
Източника на енергия за светеното на мъглявините са една или повече горещи звезди, вътре в мъглявината или близо до нея. Горещите звезди, с температура на повърхността от порядъка на 30-40 хил. градуса (за сравнение Слънцето е с температура на повърхността от 6000 градуса), произвеждат достатъчно голямо количество ултравиолетово излъчване (ултравиолетови фотони) което фотойонизира газа на мъглявината. Фотойонизацията е "избиване" на електрони от електронната обвивка на атомите, фотони с достатъчно голяма енергия могат да откъснат електрона от електронната обвивка на атома и така да го йонизират. Най-широко разпространения елемент във Вселената е водорода (Н), за да се йонизира водорода е необходима енергия от 13.6 eV, която ултравиолетовото излъчване от близките горещи звезди подсигурява. Откъсналите се електрони, както и йоните поглъщат остатъчната енергия от ултравиолетовите фотони, която увеличава съответно тяхната кинетична енергия. Електроните и йоните в тази плазма взаимодействат помежду си чрез удари и преразпределят тази енергия, като в крайна сметка разпределението по скорости (т.н. Максуелово разпределение по скорости) съответства на температури от порядъка на 5 до 20 хил. градуса.
Обратния процес на йонизацията се нарича рекомбинация: йон може да прихване свободен електрон, като при този процес се излъчва фотон с енергия съответстваща на енергията необходима, за да се избие същия този електрон от нивото, на което е попаднал.
Електроните не винаги рекомбинират с йоните, при сблъсъка на електрон с йон без рекомбинация, енергията може да е достатъчна, за да възбуди електрон от долните нива на съответния йон, т.е. електрон, който е близко до ядрото може чрез удари да премине на по-висока орбита. Възбудения електрон може да премине от горното ниво на някое от възможните по-долни нива, това е спонтанен процес до основното ниво, като при всеки преход се излъчва фотон. Така се излъчват линиите на най-разпространените елементи: водород, хелий, въглерод.
В условията на мъглявините, където плътността е ниска (около 5-10 хил. частици в кв.см.) са възможни и преходи от ударно възбудени атомни нива до по-ниски нива, дори когато такъв преход е забранен според закона за запазване на електричния диполен момент. Вероятността за тези "забранени" преходи е много малка. Фотон излъчен в такъв забранен преход не може да бъде прихванат от йоните (тъй като съответства на много малко вероятен преход) и се излъчва от мъглявината. Така практически се "измъква" енергия от мъглявината, или както казваме ние астрономите,  мъглявината се охлажда. Линиите на тези забранени преходи се отбелязват с "[]", например забранената линия на двойно йонизирания кислород се отбелязва с [OIII]. В литературата се използват и двата термина: забранени линии или ударно възбудени линии.
Цветът на мъглявината се определя в зависимост от това кои линии доминират, което зависи от своя страна от йонизиращия поток ултравиолетови фотони от близката звезда, както и от плътността и състава на мъглявината. Например, мъглявината ще е в зелено ако доминират забранените линиите на кислорода ([OIII] на дължини на вълната 4959 и 5007 ангстрьома, Å), в червено, ако доминират азота ([NII] 6548, 6583Å) и водородната линия Hα 6563Å, в синьо е линията на водорода Hβ 4861Å, Hγ 4340Å във виолетово.  Така че, комбинацията от тези линии води до цвета на мъглявината.