Меѓуѕвездена средина

Меѓуѕвездена средина или меѓуѕвезден медиум (МЅС) — материјата и зрачењето што постојат во просторот помеѓу ѕвездените системи во галаксијата. Оваа материја вклучува гас во јонска, атомска и молекуларна форма, како и прашина и космички зраци. Го исполнува меѓуѕвездениот простор и непречено се вклопува во околниот меѓугалактички простор. Енергијата што зафаќа ист волумен, во форма на електромагнетно зрачење, е меѓуѕвезденото зрачење. Иако густината на атомите во МЅС е обично далеку под таа во најдобрите лабораториски вакуми, просечната слободна патека помеѓу судирите е кратка во споредба со типичните меѓуѕвездени должини, така што на овие скали МЅС се однесува како гас (поточно, како плазма: секаде е барем малку јонизиран), реагира на силите на притисок, а не како збир на честички кои не се во заемодејство.

Меѓуѕвездената средина е составена од повеќе фази кои се разликуваат по тоа дали материјата е јонска, атомска или молекуларна, како и по температурата и густината на материјата. Меѓуѕвездената средина е составена првенствено од водород, проследено со хелиум со траги на јаглерод, кислород и азот. Топлинските притисоци на овие фази се во груба рамнотежа еден со друг. Магнетните полиња и турбулентните движења исто така обезбедуваат притисок во МЅС, и обично се поважни, динамички, од топлинскиот притисок. Во меѓуѕвездената средина, материјата е првенствено во молекуларна форма и достигнува бројна густина од 1012 молекули на m3 (1 трилион молекули на m3). Во топли, дифузни региони, гасот е високо јонизиран, а густината може да биде и до 100 јони на m3. Споредливо за ова со бројна густина од приближно 1025 молекули на m3 за воздух на ниво на морето и 1016 молекули на m3 (10 квадрилиони молекули на m3) за лабораториска комора со висок вакуум. Во нашата галаксија, по маса, 99% од МЅС е гас во која било форма, а 1% е прашина.  Од гасот во МЅС, по број, 91% од атомите се водород и 8,9% се хелиум, при што 0,1% се атоми на елементи потешки од водород или хелиум, познати како „метали“ на астрономски јазик. По маса ова изнесува 70% водород, 28% хелиум и 1,5% потешки елементи. Водородот и хелиумот се првенствено резултат на примордијалната нуклеосинтеза, додека потешките елементи во МЅС се главно резултат на збогатување (поради ѕвездената нуклеосинтеза) во процесот на развој на ѕвездите.

МЅС игра клучна улога во астрофизиката токму поради нејзината средна улога помеѓу ѕвездената и галактичката скала. Ѕвездите се формираат во најгустите области на МЅС, што на крајот придонесува за молекуларни облаци и го надополнува МЅС со материја и енергија преку планетарните маглини, ѕвездени ветрови и супернови. Ова заемодејство помеѓу ѕвездите и МЅС помага да се одреди брзината со која галаксијата ја исцрпува својата гасовита содржина, а со тоа и нејзиниот животен век на активно формирање на ѕвезди.

Војаџер 1 стигнал до МЅС на 25 август 2012 година, што го прави првиот вештачки објект од Земјата што го направил тоа. Меѓуѕвездената плазма и прашина ќе се проучуваат до проценетиот датум на завршување на мисијата во 2025 година. Неговиот близнак Војаџер 2 влегол во МЅС на 5 ноември 2018 година.
десно|мини|200x200пкс| Војаџер 1 е првиот вештачки објект кој стигнал до меѓуѕвездената средина.

 Меѓуѕвездена материја 
Табела 1 покажува расчленување на својствата на компонентите на МЅС на Млечниот Пат.
+Table 1: Components of the interstellar mediumКомпонентаВолуменСкална висина(pc)Температура(K)Густина (particles/cm3)состојба на водородПримарни техники на набљудувањеМолекуларни облаци < 1%8010–20102–106молекуларенРадио и инфрацрвени линии на молекуларна емисија и апсорпцијаСтдена неутрална средина (СНС)1–5%100–30050–10020–50неутрален атомскиНасобирање на H I 21 см Топла неутрална средина (ТНС)10–20%300–4006000–100000.2–0.5неутрален атомскиЕмисија на H I 21 см Топла јонизирана средина (ТЈС)20–50%100080000.2–0.5јонизиранЕмисија на Hα и пулсарна дисперзијаРегиони на H II < 1%708000102–104јонизиранЕмисија на Hα и пулсарна дисперзијаНејонизирана средина (НЈС)30–70%1000–3000106–10710−4–10−2јонизиранемисија на Х-зраци; линии на апсорпција на високо јонизирани метали, првенствено во ултравиолетовите

 Трифазен модел 
Филд, Голдсмит и Хабинг (1969) го предложиле статичкиот двофазен модел на рамнотежа за да ги објаснат набљудуваните својства на МЅС. Нивниот моделиран МЅС вклучувал ладна густа фаза (T < 300 K), која се состои од облаци од неутрален и молекуларен водород, и топла фаза на меѓуоблак (T ~ 104 K), која се состои од редок неутрален и јонизиран гас. Меккеј & Острикер (1977) додале динамична трета фаза која го претставувала многу жешкиот (T ~ 106 K) гас кој бил опатен од супернови и го сочинувал најголемиот дел од волуменот на МЅС. Овие фази се температури каде што греењето и ладењето можат да достигнат стабилна рамнотежа. Нивниот труд ја формирал основата за понатамошно проучување во следните три децении. Сепак, релативните пропорции на фазите и нивните поделби сè уште не се добро разбрани.

Основната физика зад овие фази може да се разбере преку однесувањето на водородот, бидејќи ова е далеку најголемата состојка на МЅС. Различните фази се приближно во рамнотежа на притисокот над поголемиот дел од галактичкиот диск, бидејќи областите со вишок притисок ќе се прошират и оладат, а исто така и областите под притисок ќе бидат компресирани и загреани. Затоа, бидејќи P = nk T, жешките региони (високо T) генерално имаат ниска густина на бројот на честички n. Короналниот гас има доволно мала густина што судирите помеѓу честичките се ретки и се создава толку малку зрачење, па оттука има мала загуба на енергија и температурата може да остане висока во периоди од стотици милиони години. Спротивно на тоа, штом температурата ќе падне на O (105 келвини) со соодветно поголема густина, протоните и електроните може да се рекомбинираат за да формираат атоми на водород, испуштајќи фотони кои ја одземаат енергијата од гасот, што доведува до ладење. Оставено само на себе, ова ќе ја произведе топлата неуреална средина. Сепак, OB-ѕвездите се толку жешки што некои од нивните фотони имаат енергија поголема од Лимановата граница, E > 13,6 eV, доволно за јонизирање на водородот. Таквите фотони ќе се апсорбираат и ќе го јонизираат секој неутрален атом на водород што ќе го сретнат, поставувајќи динамична рамнотежа помеѓу јонизацијата и рекомбинацијата, така што гасот доволно блиску до OB-ѕвездите е речиси целосно јонизиран, со температура околу 8000 K (освен доколку веќе е во короналната фаза), до растојанието каде што се потрошени сите јонизирачки фотони. Овој фронт за јонизација ја означува границата помеѓу Топла јонизирана и Топла неутралена средина.

OB-ѕвездите, а исто така и поладните, произведуваат многу повеќе фотони со енергија под Лимановата граница, кои поминуваат низ јонизираниот регион речиси неапсорбирани. Некои од нив имаат доволно висока енергија (> 11,3 eV) за да ги јонизираат јаглеродните атоми, создавајќи регион C II („јонизиран јаглерод“) надвор од фронтот на јонизација (водород). Во густите региони, ова може да биде ограничено по големина поради достапноста на фотоните, но често овие фотони можат да навлезат низ неутралната фаза и да се впијат единствено во надворешните слоеви на молекуларните облаци. Фотоните со E > 4 eV или повеќе можат да разбијат молекули како што се H2 и CO, создавајќи регион на фотодисоцијација (РФД) кој е повеќе или помалку еквивалентен на топлата неутрална средина. Овие процеси придонесуваат за загревање на Топла неутрална средина . Разликата помеѓу топла и ладна неутрална средина повторно се должи на опсегот на температура/густина во кој се јавува неизбежно ладење.

Најгустите молекуларни облаци имаат значително поголем притисок од меѓуѕвездениот просек, бидејќи тие се врзани заедно со сопствената гравитација. Кога во таквите облаци се формираат ѕвезди, особено OB-ѕвезди, тие го претвораат околниот гас во топла јонизирана фаза, што претставува зголемување на температурата. Првично, гасот сè уште е со густина на молекуларни облаци, и затоа со многу поголем притисок од просекот на МЅС: ова е класичен регион H II. Големиот прекумерен притисок предизвикува јонизираниот гас да се прошири подалеку од преостанатиот молекуларен гас а протокот ќе продолжи се додека молекуларниот облак целосно не испари или ОВ ѕвездите не стигнат до крајот на својот живот, по неколку милиони години . Во тој момент OB-ѕвездите  експлодираат како супернови, создавајќи експлозивни бранови во топлиот гас што ги зголемува температурите до короналната фаза (статоци од супернова). И овие се прошируваат и се ладат во текот на неколку милиони години додека не се вратат на просечниот притисок на МЅС.

 МЅС во различни видови галаксија 
мини|Тридимензионална структура во столбовите на создавањето.
Повеќето дискусии за меѓуѕвездената средина се однесуваат на спиралните галаксии како Млечниот Пат, во кои речиси целата маса во МЅС е ограничена на релативно тенок диск, обично со скална висина околу 100 парсеци (300 светлосни години), што може да се спореди со типичен пречник на дискот од 30.000 парсеци. Гас и ѕвезди во дискот орбитираат околу галактичката средина со типични орбитални брзини од 200 km/s. Ова е многу побрзо од случајните движења на атомите во МЅС, но бидејќи орбиталното движење на гасот е кохерентно, просечното движење не влијае директно на структурата во МЅС. Висината на вертикалната скала на МЅС е поставена приближно на ист начин како и атмосферата на Земјата, како рамнотежа помеѓу локалното гравитационо поле (доминирано од ѕвездите во дискот) и притисокот. Понатаму од рамнината на дискот, МЅС е главно во топла и коронална фаза со мала густина, кои се протегаат најмалку неколку илјади парсеци подалеку од рамнината на дискот. Овој галактички ореол или „корона“ исто така содржи значително магнетно поле и густина на енергијата на космичкиот зрак.

Вртењето на галактичките дискови влијае на структурите на МЅС на неколку начини. Бидејќи аголната брзина се намалува со зголемувањето на растојанието од центарот, секоја карактеристика на МЅС, како што се џиновските молекуларни облаци или линиите на магнетното поле, кои се протегаат низ опсегот на полупречникот, се стрижат со диференцијална вртење, и така имаат тенденција да се протегаат во тангенцијална насока; на оваа тенденција се спротивставува меѓуѕвездената турбуленција која има тенденција да ги рандомизира структурите. Спиралните краци се должат на пертурбации во орбитите на дискот - во суштина бранувања во дискот, што предизвикуваат орбитите наизменично да се спојуваат и да се разминуваат, компресираат и потоа прошируваат на локалната МЅС. Видливите спирални краци се области со максимална густина, а компресијата често предизвикува формирање на ѕвезди во молекуларните облаци, што доведува до изобилство на H II региони долж краците. Кориолисовата сила, исто така, влијае на големите карактеристики на МЅС.

Неправилните галаксии како што се Магелановите облаци имаат слични меѓуѕвездени средини како спиралите, но помалку организирани. Во елиптичните галаксии, МЅС е речиси целосно во короналната фаза, бидејќи не постои кохерентно движење на дискот за да се поддржи ладен гас далеку од центарот: наместо тоа, висината на скалата на МЅС мора да биде споредлива со полупречникот на галаксијата. Ова е во согласност со набљудувањето дека има малку знаци за тековно формирање на ѕвезди кај елиптичните. Некои елиптични галаксии навистина покажуваат докази за мала компонента на дискот, со МЅС слична на спиралите, закопана блиску до нивните центри. МЅС на леќести галаксии, како и со нивните други својства, се појавуваат како средно помеѓу спиралите и елиптичните.

Многу блиску до центарот на поголемиот број галаксии (најмногу во рок од неколку стотици светлосни години), МЅС е длабоко модифицирана од средишната супермасивна црна дупка: видете Галактичко Средиште за Млечниот Пат и Активното галактичко јадро за екстремни примери во други галаксии. Остатокот од оваа статија ќе се фокусира на МЅС во рамнината на дискот на спиралите, далеку од галактичката средина.

 Структури 
мини|207x207пкс| Карта што го прикажува Сонцето кое се наоѓа во близина на работ на локалниот меѓуѕвезден облак и Алфа Кентаур на околу 4 светлосни години во соседниот комплекс G-Облак
мини|Средба на меѓуѕвездената средина и астросферата
Астрономите ја опишуваат меѓуѕвездената средина како турбулентна, што значи дека гасот има квазислучајни движења кохерентни во голем опсег на просторни размери. За разлика од нормалната турбуленција, во која движењата на течноста се многу субсонични, масовните движења на МЅС обично се поголеми од брзината на звукот. Суперсоничните судири меѓу облаците од гас предизвикуваат ударни бранови кои го компресираат и загреваат гасот, зголемувајќи ја брзината на звуците така што протокот е локално субсоничен; така што суперсоничната турбуленција е опишана како „кутија со удари“ и неизбежно е поврзана со сложената густина и температурна структура. Во МЅС ова е дополнително усложнето од магнетното поле, кое обезбедува режими на бранови како што се Алфвеновите бранови кои често се побрзи од чистите звучни бранови: доколку турбулентните брзини се суперсонични, но под брзината на алфвеновиот бран, однесувањето е повеќе како подсонична турбуленција.

Ѕвездите се раѓаат длабоко во големи комплекси на молекуларни облаци, обично со големина од неколку парсеци. За време на нивниот живот и смрт, ѕвездите физички комуницираат со МЅС.

Ѕвездени ветрови од млади јата ѕвезди (често со џиновски или суперџиновски HII подрачја кои ги опкружуваат) и ударните бранови создадени од супернови вбризгуваат огромни количини енергија во нивната околина, што доведува до хипезвучна турбуленција. Резултирачките структури - со различни големини - може да се набљудуваат, како што се меурчиња од ѕвездени ветар и супермеурчиња од врел гас, видени со сателитски телескопи со рендген или турбулентни текови забележани на картите на радио телескопот.

Ѕвездите и планетите, откако ќе се формираат, не се под влијание на силите на притисокот во МЅС и затоа не учествуваат во турбулентните движења, иако ѕвездите формирани во молекуларните облаци во галактичкиот диск го делат своето општо орбитално движење околу средиштето на галаксијата. Така, ѕвездите обично се во движење во однос на нивната околна МЅС. Сонцето моментално патува низ Месниот Меѓуѕвезден Облак, неправилна грутка на топла неутрална средина низ неколку парсеци, во рамките на Месниот Меур со мала густина, регион на коронален гас со полупречник од 100 парсеци.

Во октомври 2020 година, астрономите пријавиле значително неочекувано зголемување на густината во просторот надвор од Сончевиот Систем, како што било откриено од вселенските сонди Војаџер 1 и Војаџер 2. Според истражувачите, ова имплицира дека „градиентот на густина е голема карактеристика на VLISM (многу месна меѓуѕвездена средина) во општата насока на хелиосферскиот нос“.

 Заемодејство со меѓупланетарна средина 
Меѓуѕвездената средина започнува таму каде што завршува меѓупланетарната средина на Сончевиот Систем. Сончевиот ветер успорува до подсонични брзини при завршниот удар, 90-100 астрономски единици од Сонцето. Во регионот надвор од завршниот шок, наречен хелиосфера, меѓуѕвездената материја е во заемодејство со сончевиот ветер. Војаџер 1, најоддалечениот објект од Земјата направен од човечка рака (по 1998 година  ), го поминал завршниот шок на 16 декември 2004 година и подоцна влегол во меѓуѕвездениот простор кога ја преминал хелиопаузата на 25 август 2012 година, обезбедувајќи ја првата директна сонда на услови во МЅС (Стоун и сор., 2005).

 Меѓуѕвездено изумирање 
лево|мини|350x350пкс| Кратко, раскажано видео за набљудувањата на меѓуѕвездената материја на IBEX .
Вселенската прашина во МЅС се одговорни за изумирање и згаснување, намалувањето на интензитетот на светлината и поместувањето на доминантните набљудувани бранови должини на светлината од ѕвездата. Овие ефекти се предизвикани од расејување и апсорпција на фотони и овозможуваат МЅС да се набљудува со голо око на темно небо. Очигледните пукнатини што можат да се видат во појасот на Млечниот Пат - униформен диск со ѕвезди - се предизвикани од апсорпцијата на позадинската ѕвездена светлина од прашината во молекуларните облаци на неколку илјади светлосни години од Земјата. Овој ефект брзо се намалува со зголемувањето на брановата должина („црвенилото“ е предизвикано од поголемо впивање на сината од црвената светлина), и станува речиси занемарливо при средните инфрацрвени бранови должини (> 5 μm).

Изумирањето обезбедува еден од најдобрите начини за мапирање на тродимензионалната структура на МЅС, особено по доаѓањето на прецизни растојанија до милиони ѕвезди од мисијата <i id="mwAVw">Гаја</i>. Вкупната количина на прашина пред секоја ѕвезда се одредува од нејзиното поцрвенување, а прашината потоа се наоѓа по должина на линијата на видот со споредување на густината на прашината пред ѕвездите проектирани блиску една до друга на небото, но на различни растојанија. До 2022 година било можно да се генерира карта на МЅС структури во рок од 3 kpc (10.000 светлосни години) на Сонцето.

Далечната ултравиолетова светлина ефикасно се апсорбира од неутралниот водороден гас во МЅС. Поточно, атомскиот водород впива многу силно на околу 121,5 нанометри, транзицијата Лајман-алфа, а исто така и во другите линии од Лајмановата серија. Затоа, речиси е невозможно да се види светлината емитирана на тие бранови должини од ѕвезда подалеку од неколку стотици светлосни години од Земјата, бидејќи поголемиот дел од неа се впива за време на патувањето до Земјата со интервентен неутрален водород. Сите фотони со бранова должина < 91.6 nm, Лиманова граница, може да го јонизира водородот и исто така многу силно се апсорбираат. Апсорпцијата постепено се намалува со зголемување на енергијата на фотонот, а МЅС повторно почнува да станува транспарентна при меките рендгенски зраци, со бранови должини пократки од околу 1 nm.

 Греење и ладење 
МЅС обично е далеку од термодинамичка рамнотежа. Судирите воспоставуваат Максвел-Болцманова распространетост на брзини, а „температурата“ што вообичаено се користи за опишување на меѓуѕвездениот гас е „кинетичката температура“, која ја опишува температурата на која честичките би ја имале набљудуваната распространетост на Максвел-Болцмановата брзина во термодинамичка рамнотежа. Сепак, меѓуѕвезденото зрачно поле е типично многу послабо од медиум во термодинамичка рамнотежа; најчесто е приближно онаа на ѕвезда А (температура на површината од ~ 10.000 К) високо разредена. Затоа, врзаните нивоа во атом или молекула во МЅС ретко се населени според Болцмановата формула ().

Во зависност од температурата, густината и состојбата на јонизација на дел од МЅС, различни механизми за греење и ладење ја одредуваат температурата на гасот.

 Механизми за греење 

 Греење со нискоенергетски космички зраци
 Првиот механизам предложен за загревање на МЅС бил загревањето со нискоенергетски космички зраци. Космичките зраци се ефикасен извор на греење способен да навлезе во длабочините на молекуларните облаци. Космичките зраци ја пренесуваат енергијата на гасот и преку јонизација и побудување и на слободните електрони преку Кулоновото заемодејство. Нискоенергетските космички зраци (неколку MeV) се поважни бидејќи се многу побројни од високоенергетските космички зраци.

 Фотоелектрично загревање со зрна
 Ултравиолетовото зрачење што го емитираат жешките ѕвезди може да ги отстрани електроните од зрнеста прашина. Фотонот се впива од зрното прашина, а дел од неговата енергија се користи за надминување на потенцијалната енергетска бариера и отстранување на електронот од зрното. Оваа потенцијална бариера се должи на енергијата на врзување на електронот (работната функција) и полнежот на зрното. Остатокот од енергијата на фотонот ја дава кинетичката енергија на исфрлениот електрон што го загрева гасот преку судири со други честички. Типична распространетост на големината на зрнеста прашина е n ( r ) ∝ r , каде што r е полупречник на честичката прашина. Претпоставувајќи го ова, проектираната распространетост на површината на зрната е πr  n ( r ) ∝ r . Ова укажува дека најмалите зрна прашина доминираат во овој метод на загревање.
 Фотојонизација
 Кога електрон е ослободен од атом (обично од апсорпција на УВ фотон), тој носи кинетичка енергија од Е - Е . Овој механизам за загревање доминира во H II подрачја, но е занемарлив во дифузната МЅС поради релативниот недостаток на неутрални јаглеродни атоми.
 Греење со рендген
 Х-зраците ги отстрануваат електроните од атомите и јоните, а тие фотоелектрони можат да предизвикаат секундарни јонизации. Бидејќи интензитетот е често низок, ова загревање е ефикасно единствено во топла, помалку густа атомска средина (бидејќи густината на столбот е мала). На пример, во молекуларните облаци може да навлезат единствено тврди рендгенски зраци, а греењето со рендген може да се игнорира. Ова е под претпоставка дека регионот не е блиску до извор до рендген како што е остаток од супернова.
 Хемиско греење
 Молекуларниот водород (H2) може да се формира на површината на зрнеста прашина кога ќе се сретнат два атома од H (кои можат да патуваат преку зрното). Овој процес дава 4,48 eV енергија распространета преку вртежните и вибрационите режими, кинетичката енергија на молекулата H2, како и загревањето на зрнеста прашина. Оваа кинетичка енергија, како и енергијата пренесена од де-ексцитација на молекулата на водород преку судири, го загрева гасот.
 Греење зрно-гас
 Судирите со голема густина помеѓу атомите на гасот и молекулите со зрнеста прашина можат да пренесат топлинска енергија. Ова не е важно во HII подрачја бидејќи УВ зрачењето е поважно. Тоа е исто така помалку важно во дифузна јонизирана средина поради малата густина. Во неутралните дифузни зрна се секогаш постудени, но не го ладат ефикасно гасот поради малата густина.

Загревањето на зрната со топлинска размена е многу важно кај остатоците од супернова каде густината и температурите се многу високи.

Греењето на гас преку судири на зрно-гас е доминантно длабоко во џиновските молекуларни облаци (особено при висока густина). Далечното инфрацрвено зрачење длабоко продира поради малата оптичка длабочина. Зрнестата прашина се загрева преку ова зрачење и може да прене топлинска енергија при судири со гасот. Мерката за ефикасност во греењето е дадена со коефициентот на сместување:  каде што T е температурата на гасот, Td температурата на прашината и T2 температурата по судирот на атомот или молекулата на гасот. Овој коефициент бил измерен во 1983 година од Бурк и Холенбах како α = 0,35.

 Други механизми за греење
 Присутни се различни механизми за макроскопско загревање, вклучувајќи:
 Гравитациски колапс на облак
 Експлозии на супернова
 Ѕвездени ветрови
 Проширување на H II подрачја 
 Магнетохидродинамични бранови создадени од остатоци од супернова

 Механизми за ладење 

 Ладење со структура
 Процесот на ладење на структурата е доминантен во повеќето региони на Меѓуѕвездената средина, освен регионите на топол гас и регионите длабоко во молекуларните облаци. Најефикасно се случува со изобилство на атоми кои имаат фина структура блиску до фундаменталното ниво како што се: В II и O I во неутрална средина и О II, О III, Н II, Н III, Не II и Не III во Х II региони. Судирите ќе ги возбудат овие атоми на повисоки нивоа и тие на крајот ќе се де-возбудуваат преку емисиите на фотони, кои ќе ја носат енергијата надвор од регионот.

 Ладење со дозволени линии
 При пониски температури, повеќе нивоа од нивоата на фина структура може да се населат преку судири. На пример, судир на побудување на n = 2 нивоа на водород ќе ослободи Ly-α фотон при деексцитација. Во молекуларните облаци, побудувањето на вртежните линии на CO е важно. Откако молекулата е возбудена, на крајот се враќа во пониска енергетска состојба, испуштајќи фотон кој може да го напушти регионот, ладејќи го облакот.

 Набљудувања на МЅС 
И покрај нејзината екстремно мала густина, фотоните генерирани во МЅС се истакнати во скоро сите опсези на електромагнетниот спектар. Всушност, оптичката лента, на која се потпирале астрономите до крајот на 20 век, е онаа во која МЅС е најмалку очигледна.

 Јонизираниот гас зрачи со широк опсег на енергии преку закочно зрачење. За гас во топла фаза (10 4 К) ова најчесто се открива во микробрановите, додека закочното зрачење од короналниот гас од милион келвини е истакнат на меките рендгенски зраци. Покрај тоа, се произведуваат многу спектрални линии, вклучувајќи ги и оние значајни за ладење споменати во претходниот дел. Една од нив, забранета линија на двојно јонизиран кислород, им дава на многу маглини нивната очигледна зелена боја при визуелните набљудувања, и некогаш се сметало дека е нов елемент, небулиум. Спектралните линии од високо возбудените состојби на водород се забележуваат на инфрацрвени и подолги бранови должини, сè до линиите за радио рекомбинација кои, за разлика од оптичките линии, не се апсорбираат од прашина и така можат да следат јонизирани региони низ дискот на Галаксијата. Короналниот гас емитира различен сет на линии, бидејќи на атомите им се одзема поголем дел од електроните на неговата висока температура.
 Топлата неутрална средина  произведува најголем дел од линиската емисија од 21 см од водородот детектирана со радиотелескопи, иако атомскиот водород во ладната неутрална средина исто така придонесува, и во емисијата и преку впивање на фотоните од топлиот гас во позадина ('H I само-впивање', HISA). Иако не е важна за ладење, линијата од 21 см е лесно забележлива при висока спектрална и аголна резолуција, давајќи ни го нашиот детален приказ на топла неутрална средина.
 Молекуларните облаци се детектирани преку спектрални линии произведени од промените во вртежна квантна состојба на малите молекули, особено јаглерод моноксид, CO. Најкористена линија е 115 GHz, што одговара на промената од 1 до 0 кванти на аголниот моментум. Откриени се стотици други молекули, секоја со многу линии, што овозможува физичките и хемиските процеси во молекуларните облаци да се следат со некои детали. Овие линии се најчести на бранови должини од милиметри и под mm. Убедливо најчестата молекула во молекуларните облаци, H2, обично не може директно да се набљудува, бидејќи останува во својата основна состојба, освен кога е возбудена од ретки настани како што се меѓуѕвездените ударни бранови. Постои и некој „темен гас“, регион каде водородот е во молекуларна форма и затоа не ја испушта линијата од 21 cm, но молекулите на CO се растурени така што линиите на CO исто така не се присутни. Овие региони се заклучуваат од присуството на зрнови прашина без соодветна линија емисија од гасот.
 Меѓуѕвездените зрнца прашина повторно ја емитуваат енергијата што ја впиваат од ѕвездената светлина како емисија на квази црно тело во далечната инфрацрвена страна, што одговара на типични температури на зрната прашина од 20-100 К. Многу мали зрна, суштински фрагменти од графен поврзани со атоми на водород околу нивните рабови ( полициклични ароматични јаглеводороди, PAHs), испуштаат бројни спектрални линии во средниот инфрацрвен дел, на бранови должини околу 10 микрони. Зрната со големина на нанометар може да се вртат за да се вртат на фреквенции GHz со судир со еден ултравиолетов фотон, а се верува дека диполското зрачење од таквите зрна кои се вртат е извор на аномална микробранова емисија.
 Космичките зраци генерираат фотони со гама-зраци кога се судираат со атомските јадра во облаците во МЅС. Електроните меѓу честичките од космичкиот зрак се судираат со мал дел од фотоните во меѓуѕвезденото зрачење и космичката микробранова позадина и ја зголемуваат енергијата на фотонот до рендгенски зраци и гама-зраци, преку инверзно Комптоново расејување. Поради галактичкото магнетно поле, наелектризираните честички следат спирални патеки, а за електроните со космички зраци ова спирално движење генерира синхротронско зрачење кое е многу светло при ниски радиофреквенции.

 Раширување на радиобранови 
мини|400x400пкс|Атмосферско слабеење во dB /km како функција на фреквенцијата над опсегот EHF. Врвовите на впивање на одредени фреквенции се проблем, поради состојките на атмосферата како што се водена пареа (H2O) и јаглерод диоксид (CO2).
Радио брановите се под влијание на плазма својствата на МЅС. Радио бранови со најниска фреквенција, под ≈ 0,1 MHz, не може да се пропагира низ МЅС бидејќи тие се под неговата плазма фреквенција. На повисоки фреквенции, плазмата има значителен индекс на рефракција, кој се намалува со зголемување на фреквенцијата, а исто така зависи од густината на слободните електрони. Случајните варијации во густината на електроните предизвикуваат меѓуѕвездена сцинтилација, што ја проширува привидната големина на далечните радиоизвори видени преку МЅС, со проширувањето што се намалува со фреквенцијата на квадрат. Варијацијата на индексот на рефракција со фреквенцијата предизвикува одложување на времето на пристигнување на импулсите од пулсарите и брзите радио рафали на пониски фреквенции (дисперзија). Количината на доцнење е пропорционална на густината на колоната на слободните електрони (мерка на дисперзија, МД), што е корисно и за мапирање на распространувањето на јонизиран гас во Галаксијата и за проценување на растојанија до пулсарите (подалечните имаат поголема мерка на дисперзија).

Вториот ефект на ширење е Фарадејовото вртење, кое влијае на линеарно поларизираните радио бранови, како што се оние произведени од синхротронното зрачење, еден од најчестите извори на радио емисија во астрофизиката. Фарадејовото вртењезависи и од густината на електроните и од јачината на магнетното поле, и затоа се користи како сонда на меѓуѕвезденото магнетно поле.

МЅС е генерално многу транспарентна за радио брановите, овозможувајќи непречени набљудувања низ дискот на Галаксијата. Постојат неколку исклучоци од ова правило. Најинтензивните спектрални линии во радио спектарот можат да станат непроѕирни, така што само површината на облакот што емитува линија е видлива. Ова главно влијае на линиите на јаглерод моноксид на милиметарски бранови должини кои се користат за следење на молекуларните облаци, но линијата од 21 см од неутрален водород може да стане непроѕирна во ладната неутрална средина. Таквото впивање влијае единствено на фотоните на линиските фреквенции: инаку облаците се проѕирни. Другиот значаен процес на впивање се јавува во густи јонизирани региони. Овие емитираат фотони, вклучително и радио бранови, преку топлински закочни зрачења. На кратки бранови должини, обично микробранови, овие се прилично проѕирни, но нивната осветленост се приближува до границата на црното тело како , и на бранови должини доволно долги за да се достигне оваа граница, тие стануваат непроѕирни. Така, набљудувањата со метар бранова должина покажуваат H II региони како ладни точки што ја блокираат емисијата на светла позадина од галактички синхротроно зрачење, додека на десетици метри се апсорбира целата галактичка рамнина и најдолгите забележани радио бранови, 1 km, може да пропагира само 10-50 парсеци низ локалниот меур. Фреквенцијата на која одредена маглина станува оптички густа зависи од нејзината емисиона мерка.

  ,

Густината на колоната на квадратната густина на електронскиот број. Исклучително густите маглини можат да станат оптички дебели на сантиметарски бранови должини: тие се штотуку формирани и така и ретки и мали ('Ултра-компактни H II подрачја')

Општата транспарентност на МЅС кон радио брановите, особено микробрановите, може да изгледа изненадувачки бидејќи радио брановите на фреквенции > 10 GHz се значително атенуирани од атмосферата на Земјата (како што се гледа на сликата). Но, густината на колоната низ атмосферата е многу поголема од колоната низ целата галаксија, поради екстремно малата густина на МЅС.

 Историја на знаење за меѓуѕвездениот простор 
мини| Хербиг-Ароовото тело HH 110 исфрла гас низ меѓуѕвездениот простор.
Зборот „меѓуѕвездено“ (меѓу ѕвездите) е измислен од Френсис Бејкон во контекст на античката теорија за буквална сфера на неподвижни ѕвезди. Подоцна во 17 век, кога идејата дека ѕвездите се расфрлани низ бесконечен простор станала популарна, се расправало дали тој простор е вистински вакуум  или исполнет со хипотетичка течност, понекогаш наречена етер, како во теоријата на Рене Декарт на планетарните движења. Додека теоријата на кружно движење не го преживеала успехот на Њутновата физика, невидливиот просветлен етер бил повторно воведен во почетокот на 19 век како средина за носење светлосни бранови; На пример, во 1862 година еден новинар напишал: „Овој излив предизвикува возбуда или вибрационо движење во етерот што ги исполнува меѓуѕвездените простори“.

Во 1864 година, Вилијам Хагинс користел спектроскопија за да утврди дека маглината е направена од гас. Хагинс поседувал приватна опсерваторија со 8-инчен телескоп, со леќа од Алван Кларк; но тој бил опремен за спектроскопија, што овозможило пробивни набљудувања.

Од околу 1889 година, Едвард Барнард бил пионер во длабоката фотографија на небото, наоѓајќи многу „дупки на Млечниот Пат“. Отпрвин ги споредил со сончеви дамки, но до 1899 година бил подготвен да напише: „Едвај може да се замисли празно место со дупки во него, освен доколку не постои маглива материја што ги покрива овие навидум празни места во кои би можеле да се појават дупки“. Овие дупки денесд се познати како темни маглини, правливи молекуларни облаци на позадината на ѕвезденото поле на галаксијата; најистакнатите се наведени во неговиот Барнардов каталог. Првото директно откривање на ладна дифузна материја во меѓуѕвездениот простор се случила во 1904 година, кога Јоханес Хартман ја набљудувал двојната ѕвезда Минтака (Делта Орион) со Големиот рефрактор во Потсдам. Хартман објавил  дека апсорпцијата од линијата „К“ на калциум се појавила „извонредно слаба, но речиси совршено остра“ и исто така објавил „прилично изненадувачки резултат дека линијата на калциум на 393,4 нанометри не учествува во периодичните поместувања на линиите предизвикани од орбиталното движење на спектроскопската двојна ѕвезда“. Стационарноста на линијата го навела Хартман да заклучи дека гасот одговорен за апсорпцијата не бил присутен во атмосферата на ѕвездата, туку се наоѓал во изолиран облак од материја што се наоѓа некаде по линијата на видот на оваа ѕвезда. Ова откритие го започнало истражувањето на меѓуѕвездената средина.

Меѓуѕвездениот гас дополнително бил потврден од Слифер во 1909 година, а потоа до 1912 година меѓуѕвездената прашина била потврдена од Слифер. Меѓуѕвездениот натриум бил откриен од Мери Леја Хегер во 1919 година преку набљудување на стационарна апсорпција од линиите „Д“ на атомот на 589,0 и 589,6 нанометри кон Делта Орион и Бета Скорпија.

Во серијата истражувања, Виктор Амбарцумјан го вовела сега општоприфатеното мислење дека меѓуѕвездената материја се јавува во форма на облаци.

Последователните набљудувања на „H“ и „K“ линиите на калциум од Билс во 1936 година откриле двојни и асиметрични профили во спектрите на Алнилам и Алнитак. Ова биле првите чекори во проучувањето на многу сложената меѓуѕвездена глетка кон Орион. Асиметричните профили на апсорпциони линии се резултат на суперпозиција на повеќе линии на апсорпција, од кои секоја одговара на истата атомска транзиција (на пример, линијата „К“ на калциум), но се јавува во меѓуѕвездени облаци со различни радијални брзини. Бидејќи секој облак има различна брзина (или кон или подалеку од набљудувачот/Земјата), линиите на впивање што се случуваат во секој облак се или поместени во сино или црвено (соодветно) од брановата должина на линиите преку Доплеровиот ефект. Овие набљудувања кои потврдуваат дека материјата не е хомогено распоредена, станале првиот доказ за повеќекратни дискретни облаци во рамките на МЅП.
мини|Овој јазол од меѓуѕвезден гас и прашина долг една светлосна година наликува на гасеница.
Зголемените докази за меѓуѕвезден материјал го навеле Пикеринг во 1912 година да коментира: „Додека средината за апсорпција меѓу ѕвездите може да биде едноставно етер, сепак карактерот на нејзината селективна апсорпција, како што е наведено од Каптајн, е карактеристична за гасот, а слободните гасовити молекули се секако таму, бидејќи веројатно постојано се исфрлаат од Сонцето и ѕвездите“.

Истата година, откритието на Виктор Хес за космичките зраци, високо енергични наелектризирани честички кои врнат на Земјата од вселената, ги натерало другите да шпекулираат дали тие исто така го проникнале меѓуѕвездениот простор. Следната година, норвешкиот истражувач и физичар Кристијан Биркеланд напишал: „Се чини дека е природна последица на нашите гледишта да се претпостави дека целата вселена е исполнета со електрони и летечки електрични јони од сите видови. Претпоставивме дека секој Ѕвездениот систем во развојот ги исфрла електричните тела во вселената, затоа не е неразумно да се смета дека најголемиот дел од материјалните маси во универзумот се наоѓаат, не во сончевите системи или маглините, туку во „празен“ простор“.

Торндик истакнал дека „едвај можеше да се поверува дека огромните празнини меѓу ѕвездите се целосно празни. Земјините половини не се веројатно возбудени од наелектризираните честички што ги емитираат Сонцето. Ако милиони други ѕвезди исто така исфрлаат јони, како што е несомнено точно, не може да постои апсолутен вакуум во галаксијата“.

Во септември 2012 година, научниците на НАСА објавиле дека полицикличните ароматични јаглеводороди (PAHs), подложени на услови на меѓуѕвездената средина, се трансформираат, преку хидрогенизација, оксигенација и хидроксилација, во посложени органски материи, „чекор по патот кон аминокиселините и нуклеотидите, суровините на протеините и ДНК, соодветно“. Понатаму, како резултат на овие трансформации, PAH го губат својот спектроскопски потпис, што може да биде една од причините за „недостатокот на детекција на PAH во меѓуѕвездените зрна мраз , особено надворешните региони на ладни, густи облаци или горните молекуларни слоеви на протопланетарни дискови“.

Во февруари 2014 година, НАСА објавила значително надградена база на податоци  за следење на полицикличните ароматични јаглеводороди (PAH) во универзумот. Според научниците, повеќе од 20% од јаглеродот во универзумот може да биде поврзан со PAH, можни почетни материјали за формирање на живот. Се смета дека PAH се формирани кратко по Големата експлозија, се широко распространети низ универзумот и се поврзани со нови ѕвезди и вонсончеви планети.

Во април 2019 година, научниците, кои работеле со вселенскиот телескоп „Хабл“, објавиле потврдено детектирање на големите и сложени јонизирани молекули на бакминстерфулерен (C60) (исто така познати како „баки топки“) во меѓуѕвездените средни простори помеѓу ѕвездите.

Во септември 2020 година, биле презентирани докази за вода во цврста состојба во меѓуѕвездената средина, а особено за воден мраз измешан со силикатни зрна во космичките зрна прашина.

 Наводи 

 Извори 









  The Wisconsin Hα Mapper is funded by the National Science Foundation.











 Надворешни врски 

 Freeview Video 'Chemistry of Interstellar Space' William Klemperer, Harvard University. A Royal Institution Discourse by the Vega Science Trust.
 The interstellar medium: an online tutorial

Категорија:Концепти во астрономијата
Категорија:Вселенски плазми
Категорија:Вселенски простор
Категорија:Меѓуѕвездена средина
Категорија:Астрохемија