Môi trường liên sao

Không gian giữa các vì sao không hề chứa "khoảng chân không vô tận" như nhiều người vẫn thường nghĩ. Chỉ là nồng độ vật chất của chúng loãng hơn rất nhiều so với môi trường "chân không nhân tạo" được tạo ra trên Trái Đất mà thôi. Trong thiên văn học, người ta dùng thuật ngữ môi trường liên sao (ISM) để chỉ môi trường vật chất tồn tại trong không gian giữa các hệ sao trong một thiên hà. Các dạng vật chất này bao gồm khí gas trong các dạng ion hóa, nguyên tử, và phân tử, cũng như bụi và tia vũ trụ. Nó chứa đầy trong không gian liên sao và hòa trộn dần dần vào không gian liên thiên hà. Năng lượng chiếm trong cùng một thể tích, trong dạng của bức xạ điện từ, được gọi là trường bức xạ liên sao. Môi trường này đóng vai trò quan trọng trong việc quan sát và nghiên cứu thiên văn ngày nay.
Ngày 25 tháng 8 năm 2012, loài người lần đầu tiên tiếp cận được môi trường liên sao thông qua vệ tinh Voyager 1, mở ra nhiều hứa hẹn về các nghiên cứu sâu hơn về môi trường này cũng như vũ trụ.

Tổng quan

Môi trường liên sao bao gồm các khí gas liên sao và bụi liên sao

Khí gas

Khoảng 99% của ISM là khí gas ở các dạng, cụ thể: hơn 70% là Hydro, 28% Heli, và khoảng 1.5% là các nguyên tố nặng.  Chúng tồn tại ở cả các dạng đơn nguyên tử, phân tử cũng như bị ion hóa với mật độ rất loãng, chỉ khoảng vài hạt trên một cm³ (Để dễ so sánh thì mật độ phân tử trong một cm³ hơi thở của chúng ta là 30,000,000,000,000,000,000, và trong các buồng chân không nhân tạo là 10,000,000,000).
Khi một ngôi sao mới được sinh ra, chúng phát xạ một lượng lớn tia cực tím, ion hóa toàn bộ vùng khí gas bao quanh nó, tạo thành các đám hydro ion hóa.
Các đám mây H ion hóa này phát sáng khi ở gần các ngôi sao nóng từ 25.0000 K trở lên, tạo thành những tinh vân phát xạ với ánh sáng đỏ đặc trưng của Hydro ở dãy Balmer.

Bụi liên sao

Khác với khái niệm "bụi" thông thường, bụi liên sao là các hạt vật chất vô cùng nhỏ, với kích thước chưa tới 1μm, xấp xỉ với bước sóng ánh sáng mà con người có thể thấy được. Nhân của chúng có thể là silicat, cacbon hay hợp chất sắt, với hình dạng không xác định.
Bụi vũ trụ hấp thụ ánh sáng phát ra từ các ngôi sao và các thiên thể khác làm độ sáng của chúng giảm đi trung bình một cấptrên một kiloparsec trong mặt phẳng thiên hà. Ánh sáng từ các ngôi sao truyền đi có thể bị đám bụi này chặn hoàn toàn nếu chúng đủ dày, tạo thành các tinh vân tối, ví dụ như Tinh vân Đầu Ngựa. Ánh sáng màu xanh lam bị phân tán nhiều hơn trong các đám bụi này, do đó ánh sáng chúng ta quan sát được đa phần gồm nhiều gam màu đỏ hơn, tương tự như với Mặt Trời lúc hoàng hôn.

Đám mây phân tử

Là các cụm khí gas và bụi với nhiệt độ rất thấp, chỉ khoảng 10-30 K. Do đó hầu hết hydro đều tồn tại ở dạng phân tử (H₂). Kích thước của các đám mây này rất đa dạng, có thể từ vài năm ánh sáng đến hơn 600 năm ánh sáng và khối lượng có thể đạt tới hàng triệu M☉. Mật độ vật chất ở đây rất cao (so sánh với các vùng khác), chỉ có thể được tạo thành ở nhiệt độ cực thấp, nếu không nhiệt độ của khối khí sẽ làm giãn nở nồng độ vật chất. Các đám mây này còn được gọi là "vườn ươm sao" do nó chứa rất nhiều các thành phần thô cần thiết để tổng hợp các sao và hệ mặt trời  (hầu hết là Hydro và bụi),. Các ngôi sao thường được sinh ra trong các vùng tinh vân tối, do mật độ vật chất tại đây dày đặc hơn cả.
Các phân tử Hydro không thể phát hiện trực tiếp bằng bức xạ hồng ngoại hay vô tuyến thông thường, mà được suy luận thông qua Carbon monoxit (CO). 
Hiện người ta đã phát hiện được hàng trăm loại phân tử trong các đám mây này, từ những chất cơ bản như NH₃, CH, OH cho đến những phân tử phức tạp như rượu ethyl (C₂H₅OH), thậm chí là đường.