NEBULOSAS DE EMISION

En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En Astrofísica estos objetos se denominan Regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la Serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo este el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos.

Estas nebulosas emiten su propia luz pues los átomos de hidrógeno son excitados por la poderosa luz ultravioleta de las estrellas cercanas