Emisná hmlovina
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
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
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
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.
