Hmlovina je medzihviezdny prach plynu a prachu, z ktorého sa hviezdy ako vytvárajú, tak tvoria aj zvyšky odhodených vonkajších vrstiev hviezd. Existuje niekoľko málo hmlovín, ktoré môžeme pozorovať i voľným okom. Ich farbu bohužial vizuálne nerozoznáme, len na fotografiách s dlhými expozičnými časmi je badatelná. Jej ich hustota je nepredstaviteľne nižší než vzduch, ktorý dýchame. (Vzorka z Veľkej hmloviny v Orione široký 2,5 a dlhý 15 svetelných rokov by vážil necelý jeden kilogram.)

Hmlovina je rozsiahly, voči hviezdam nehybný hmlový svetlý alebo tmavý oblak na hviezdnom pozadí. Hmloviny zvyčajne členíme na difúzne (skladajúce sa z prachu a plynu), planetárne a na zvyšky supernov Difúzne hmloviny členíme na jasné a tmavé. Jasné hmloviny môžu mať podobu celostnej oblasti alebo môžu na oblohe v jemných riasach zabrať až niekoľko stupňov.

Samotný jas hmloviny má dvoch pôvodcov. Buď ho spôsobuje blízka hviezda, ktorej rozptýlené svetlo ožaruje hmlovinu (reflexná hmlovina), alebo, pokiaľ je prítomná veľmi horúca hviezda (ako napr. v Stromgrenovej sfére), spôsobuje svit elektromagnetického žiarenia atómov vodíka ionizovaných hviezdou (hovoríme o emisnej hmlovine, ktorej najznámejším príkladom je Veľká hmlovina v Orióne).

Informácie o hustote a zložení plynu sa odvodzujú zo spektra takéhoto objektu. Tmavé hmloviny obsahujú husté oblaky prachu a plynu, ktoré absorbujú alebo zakrývajú svetlo hviezd v pozadí, ako aj hviezd vnútri hmloviny. Planetárne hmloviny, ktorých poznáme asi tisíc, nemajú s planétami nič spoločné. Ide o rozpínajúci sa plynový obal, ktorý z ďalekohľadu vyzerá ako hmlistý krúžok alebo kotúčik obklopujúci centrálnu, spravidla veľmi horúcu hviezdu.

Plynový obal bol vymrštený do okolia. Horúca centrálna hviezda je vlastne iba jadrom pôvodnej hviezdy. Túto malú hviezdu nazývame biely trpaslík. Zvyšky supernov sú vytvorené materiálom vymršteným pri explózii supernov a sú aj jasnými emisnými hmlovinami. Najznámejšia z nich je Krabia hmlovina v súhvezdí Býka, ktorej výbuch pozorovali starý Číňania už r. 1604 Johannes Kepler, majú podobné vlastnosti. Na zistenie synchrotrónového žiarenia vysielaného hmlovinami slúži rádiová astronómia. Synchrotrónové žiarenie produkujú elektróny krúžiace rýchlosťou blížiacou sa rýchlosti svetla v magnetickom poli vnútri hmloviny.

Hmloviny súvisia so vznikom i zánikom hviezd. Môžu mať rôzne tvary, veľkosti aj farby. Rozdeľujeme ich do niekoľkých základných skupín. Taktiež poznáme pravidelné aj celkom nepravidelné. Známym katalógom hmlovín, galaxií a hviezdokopou je katalóg zostavený na počudovanie hľadačom komét Charlesom Messierom, ktorý ho zostavil preto, aby si nejaký objekt nesplietol s kométou pretože často vyzerajú veľmi podobne.

Veľmi skoro po objave ďalekohľadu si pozorovatelia všimli, že okrem bodových hviezd a kotúčikov planét sú na oblohe i iné svetelné zdroje. Majú vzhľad slabo svietiacich obláčikov a dostali názov "hmloviny". Prvý z týchto objektov objavil v roku 1612 Simon Marius (1573 - 1642) v súhvezdí Andromedy a v roku 1619 našiel a popísal Johann B. Cysat (1586 - 1657) v Ingolstadte podobnú hmlovinu pod pásom Orióna. Desať rokov po objavení ďalekohľadu boli teda už známe dva útvary, ktoré neskôr slúžili ako prototypy dvoch rôznych skupín hmlovín. Astronómovia zvyknutí pri pozorovaní oblohy vždy na systematickú prácu zostavili mnohé katalógy hmlovín. Jeden z najslávnejších katalógov je Messierov katalóg z roku 1781. Obsahuje viac než sto takýchto objektov (i dnes používame pre najjasnejšie z týchto objektov práve jeho označenie, ako napr.: M 13, M 42,...). So zlepšujúcou sa technikou ďalekohľadov bolo objavených na oblohe veľké množstvo podobných hmlovitých objektov. Na konci XVIII. storočia ich mal napr. William Herschel (1738 - 1822) vo svojich katalógoch zanesených už viac než 2000.

U mnohých sa neskôr ukázalo, že pri použití väčších ďalekohľadov sa podarilo rozoznať jednotlivé hviezdy a zistilo sa, že ide o husté zoskupenia hviezd. U ďalších objektov sa to však nedarilo. Mnohé z hmlovín sa ukázali byť cudzími galaxiami, ako to predpokladal už i W. Herschel (tak to bolo napr. i s Veľkou hmlovinou v Andromede, M31). Pri pohľade zo Zeme je hlavná rovina našej Galaxie vlastne totožná s pásom Mliečnej dráhy na oblohe. Práve v tejto oblasti sa nachádza i prevažná väčšina oblakov medzihviezdnej látky našej Galaxie.

Planetárne hmloviny sú zvyšky odhodených vonkajších vrstiev hviezd. Nemajú nič spoločného s planétami. KedWilliam Herschel pozoroval kotúciky planetárnych hmlovín, pripomínali mu planéty. Tento názov sa uchytil a používa sa do dnes. Neustále sa rozpína, bledne až sa pomaly po niekoľkých desiatkach tisíc rokov stratí zo zorných polí dalekohladov. Jeden človek za svoj život nezaznamená zmeny vo vzhľade planetárnych hmlovín. Plyn na ich okrajoch je hustejší než blízko stredu. Medzi najznámejšie planetárne hmloviny patrí M57,M27, NGC7009 a dalšíe. Prispievajú taktiež ku stavbe dalších hviezd novej generácie, avšak nie takou mierou ako ich kolegyne zvyšky supernov.

Pozostatky supernov vznikajú po explózii hmotnej hviezdy, často v binárnom systéme. V ích strede sa nachádzajú niekoľko desiatok km veľké neutrónové hviezdy nepredstaviteľných hustôt. Veľmi rýchle rotuje a k zemi vysiela krátke záblesky-pulsy. Preto ju označujeme pulsar. Niekedy sú záblesky také rýchle, že hovoríme o milisekundovom pulsare. Známy zvyšok po supernove je M1. Samotnú supernovu ktorej pozostatkom je M1 pozorovali čínsky farmári v roku 1054.

Temné hmloviny zatieñujú svetlo hviezd svietiace za nimi, preto nám pri pozorovaní týchto objektov pripadá ako by v danom mieste bola "diera v oblohe". Veľmi známou je hmlovina konská hlava blízko hviezdy Alnitak, v oriónovom páse. Je ale ťažko pozorovatelná.William Herschel (objaviteľ Uránu) pozoroval celkom nový druh objektov. Jeho syn John sa domnieval že vypadajú ako brány do niečoho za nimi. Temné hmloviny sú najlepšie viditeľné na pozadí Mliečnej dráhy.

Emisné hmloviny žiaria vdaka hviezdam v ich blízkosti. Nachádzajú sa pri veľmi žeravých hviezdach. Ich žiarenie je charakteristické pre látku z ktorej sú zložené. Veľmi žeravé, blízke hviezdy ionizujú svojím žiarením plyn v hmlovine, čo zapríčiòuje žiarenie hmlovín vlastním svetlom. Spočiatku boli niektoré čiary v ich spektre považované za dôkaz výskytu neznámeho chemického prvku, nazvaného predbežne nebulium. Neskôr sa ukázalo, že ide o čiary, ktoré patria známym prvkom ako sú kyslík alebo neón, ale vznikajú za veľmi neobvyklých fyzikálnych podmienok, ktoré sa dajú na Zemi veľmi ťažko vytvoriť.

Reflexné hmloviny sa nachádzajú pri hviezdach, ktoré nie sú také žeravé, a preto reflexné hmloviny vidíme len preto, že odrážajú len svetlo z nie príliš žhavých hviezd v ich blízkosti. Hmloviny nepozorujeme len v Mliečnej dráhe,ale taktiež napr. v Magellanových oblakoch, či v galaxii v Androméde. Pokiaľ nie je v blízkosti oblaku kozmického prachu žiadna jasná hviezda, zostávajú tieto mračná tmavé, a za normálnych okolností ich ľudské oko nemôže inak rozoznať od okolitej oblohy. Ak ležia však takého oblaky medzi nami a vzdialenejšími hviezdami môžu sa ich obrysy javiť ako "diery v oblohe", zakrývajúce svetlo vzdialenejších hviezd. Tieto "diery" nie sú úplne nepriehľadné a hviezdy, ktoré ležia za nimi môžu cez ne slabo svietiť. Ich svetlo je však potom omnoho červenšie a je taktiež výrazne polarizované. Podľa sčervenenia svetla a polarizácie môžeme usudzovať aká je hustota pevných čiastočiek v takýchto "temných hmlovinách".