1. heta, unga stjärnor: Emission nebulor finns ofta nära heta, unga stjärnor, som de som finns i O- och B -spektrala klasser. Dessa stjärnor avger mycket ultraviolett (UV) strålning.
2. jonisering: Den intensiva UV -strålningen från dessa stjärnor remsor elektroner från atomerna i den omgivande gasen och skapar joner. Denna process kallas jonisering .
3. rekombination: De joniserade atomerna, som nu saknas elektroner, är instabila. De rekombinerar snabbt med fria elektroner i nebulan.
4. fotonemission: När en elektron rekombineras med en jon släpper den en foton av ljus. Våglängden för denna foton beror på skillnaden mellan energinivå mellan elektronens initiala och slutliga tillstånd.
5. Karakteristiska färger: De specifika elementen som finns i nebulan bestämmer våglängderna för ljus som släpps ut, vilket leder till de karakteristiska färgerna vi ser. Väte avger till exempel ett starkt rött ljus, medan syre avger ett grönblått ljus.
I huvudsak är processen en cykel av jonisering och rekombination som drivs av energin från heta stjärnor. Varje rekombinationshändelse avger en foton av ljus, vilket får nebulan att glöda.
Här är en analogi:Föreställ dig ett rum fylt med ballonger. Om du kastar en hel del dart på ballongerna kommer de att spricka (jonisering). Ballongerna kommer emellertid snabbt att blöja (rekombination) och avge ett poppande ljud (ljus).
Denna process med fotonisering är ansvarig för den hisnande skönheten och olika färger på emission nebulor.
