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星間雲は、銀河内のガス、プラズマ、宇宙塵の集積です。言い換えれば、星間雲は、銀河内の星系間の空間に存在する物質と放射線である星間物質の平均よりも密度が高い領域です。特定の雲の密度、サイズ、温度に応じて、その水素は中性でHI領域を形成したり、電離またはプラズマでHI領域を形成したり、分子状で分子雲または高密度雲と呼ばれることもあります。中性および電離した雲は、拡散雲と呼ばれることもあります。星間雲は、赤色巨星が晩年に放出したガスと塵粒子によって形成されます。
星間雲の化学組成は、そこから放出され、私たちが受信する電磁波（電波から可視光線、電磁スペクトル全体、ガンマ線まで）を研究することによって決定されます。大型電波望遠鏡は、特定の分子のスペクトルに特徴的な特定の周波数の電磁波の空の強度をスキャンします。一部の星間雲は低温で、長波長の電磁波を放出する傾向があります。これらの分子の存在量のマップを作成することで、雲の組成の変化を理解することができます。高温の雲には、可視光線や紫外線でスペクトルが見られる多くの元素のイオンが存在することがよくあります。
電波望遠鏡は、マップ上の1点から周波数をスキャンし、各種類の分子の強度を記録することもできます。周波数のピークは、その分子または原子が雲の中に豊富に存在することを意味します。ピークの高さは、それが占める相対的な割合に比例します。[ 2 ]
2001年以前は、星間雲の低温と低密度のため、反応速度は非常に遅く、生成物はごくわずかであると予想されていました。しかし、ホルムアルデヒド、メタノール、ビニルアルコールなど、科学者がこれらの条件下では見つからないと予想していた有機分子がスペクトルで観測されました。このような物質を生成するために必要な反応は、地球や地球上の実験室のはるかに高い温度と圧力でのみ科学者に知られています。これらの物質が発見されたという事実は、星間雲でのこれらの化学反応が予想よりも速く、おそらく地球上で観測される有機化学では馴染みのない気相反応で起こっていることを示しています。[ 3 ]これらの反応はCRESU実験で研究されています。
星間雲は、宇宙における金属の存在と割合を研究するための媒体も提供する。これらの元素の存在と割合は、特にその割合が核融合の結果として恒星から生じると予想される割合と一致しない場合、それらの生成方法に関する理論を構築するのに役立ち、宇宙線による核破砕などの別の方法を示唆する可能性がある。[ 4 ]
これらの星間雲は、天の川の自転では説明できないほどの速度を持っています。[ 5 ]定義上、これらの雲は、局所標準静止速度v lsrが 90 km s −1より大きい必要があります。これらは主に中性水素の21 cm 線で検出され、[ 6 ]通常、天の川の星間雲の通常の重元素の割合よりも低くなっています。
これらの特異な雲を説明する理論としては、銀河形成時に残った物質、あるいは潮汐力によって他の銀河や局所銀河群から引き離された物質などが挙げられます。後者の例としては、マゼランストリームがあります。これらの雲の起源を絞り込むには、その距離と金属量についてより詳細な理解が必要です。
高速雲は、HVC 127-41-330のように、HVC という接頭辞で識別されます。