星間物質

星間物質( ISM ) は、銀河の恒星系間の空間に存在する物質および放射線です。この物質には、イオン、原子、分子の形態のガス、および塵や宇宙線が含まれます。星間空間を満たし、周囲の銀河間空間にスムーズに溶け込みます。電磁放射の形で同じ体積を占めるエネルギーが、星間放射場です。ISM内の原子の密度は通常、最良の実験室真空内の密度よりはるかに低いですが、衝突間の平均自由行程は一般的な星間距離に比べて短いため、このスケールでは ISM はガス (より正確にはプラズマ:どこでも少なくともわずかにイオン化されている) として動作し、相互作用しない粒子の集まりとしてではなく、圧力に反応します。

星間物質は、物質がイオン性、原子性、分子性であるか、また物質の温度と密度によって区別される複数の相から構成されています。星間物質は主に水素で構成され、ヘリウムがそれに続き、微量の炭素、酸素、窒素が含まれています。^[1]これらの相の熱圧力は、お互いにほぼ平衡状態にあります。磁場と乱流も星間物質に圧力を与え、通常は熱圧力よりも力学的に重要です。星間物質では、物質は主に分子の形で存在し、数密度は10 ¹²分子/m ³ (1兆分子/m ^{3 )に達します。高温で拡散した領域では、ガスは高度に電離しており、密度は100イオン/m 3}ほど低くなることがあります。これを、海面レベルの空気中の分子密度がおよそ 10 ²⁵個/m ³、実験室の高真空チャンバー内の分子密度が 10 ¹⁶個/m ³ (1 京分子/m ^{3 ) であることと比較してみましょう。私たちの銀河系内では、}質量で見ると、ISM の 99% が何らかの形態のガスで、1% が塵です。^[2] ISM 内のガスのうち、原子の 91% は水素、8.9% はヘリウムで、0.1% は水素やヘリウムよりも重い元素の原子で、^[3]天文学用語で「金属」として知られています。質量で見ると、これは 70% が水素、28% がヘリウム、1.5% がより重い元素に相当します。水素とヘリウムは主に原始元素合成の結果であり、一方、ISM 内のより重い元素は主に恒星の進化の過程で濃縮された結果(恒星の元素合成による) です。

ISM は、まさに恒星スケールと銀河スケールの中間的な役割を担っているため、天体物理学において重要な役割を果たしています。恒星は ISM の最も密度の高い領域内で形成され、最終的には分子雲に寄与し、惑星状星雲、恒星風、超新星を通じて ISM に物質とエネルギーを補充します。恒星と ISM のこの相互作用は、銀河のガス含有量が減少する速度、つまり活発な星形成の寿命を決定するのに役立ちます。

ボイジャー1号は2012年8月25日にISMに到達し、地球から来た最初の人工物となった。星間プラズマと塵は、2025年の予定ミッション終了日まで研究される。双子のボイジャー2号は2018年11月5日にISMに入った。 ^[4]

表 1 は、天の川銀河の ISM の構成要素の特性の内訳を示しています。

フィールド、ゴールドスミス、ハビング (1969) は、観測された ISM の特性を説明するために静的 2相平衡モデルを提唱しました。彼らがモデル化した ISM には、中性水素と分子状水素の雲からなる冷たい高密度相 ( T  < 300  K ) と 、希薄な中性イオン化ガスからなる温かい雲間相 ( T  ~ 10 ^{4 K) が含まれていました。マッキーとオストリカー (1977) は、}超新星 によって衝撃加熱され、ISM の体積の大部分を占める非常に高温 ( T  ~ 10 ⁶ K) のガスを表す動的な第 3 相を追加しました。これらの相は、加熱と冷却が安定した平衡に達することができる温度です。彼らの論文は、その後 30 年間にわたるさらなる研究の基礎となりました。しかし、相の相対的な割合とその細分化はまだ十分に理解されていません。^[3]

これらの相の背後にある基本的な物理学は、水素の挙動を通して理解できます。なぜなら、水素はISMの最大の構成要素だからです。銀河系ディスクの大部分では、圧力が過剰な領域は膨張して冷却され、同様に圧力の低い領域は圧縮されて加熱されるため、さまざまな相の圧力はほぼ均衡しています。したがって、P = nk Tであるため、高温領域（高T）では一般に粒子数密度nが低くなります。コロナガスは密度が低いため、粒子間の衝突はまれで、放射線はほとんど生成されません。そのため、エネルギーの損失はほとんどなく、温度は数億年の間高く保たれます。対照的に、温度がO(10 ⁵ K) まで低下してそれに応じて密度が高くなると、陽子と電子が再結合して水素原子を形成し、ガスからエネルギーを奪う光子を放出して、暴走冷却を引き起こします。そのままにしておくと、暖かい中性媒体が生成されます。しかし、OB 星は非常に高温であるため、その光子の一部はライマン限界( E > 13.6 eV)を超えるエネルギーを持ち、水素を電離させるのに十分です。このような光子は、遭遇する中性水素原子に吸収されて電離し、電離と再結合の動的平衡を確立します。その結果、OB 星に十分近いガスは、電離光子がすべて使い果たされるまで、温度が約 8000 K (すでにコロナ段階にある場合を除く) でほぼ完全に電離されます。この電離前面は、温かい電離媒体と温かい中性媒体の境界を示します。

OB 星やそれより低温の星は、ライマン限界以下のエネルギーを持つ光子を多く生成し、それらはほとんど吸収されずに電離領域を通過します。これらの中には、炭素原子を電離させるのに十分なエネルギー (> 11.3 eV) を持つものもあり、(水素) 電離前面の外側に C II (「電離炭素」) 領域を形成します。高密度領域では、光子の利用可能性によってサイズが制限される場合もありますが、多くの場合、このような光子は中性相全体を貫通し、分子雲の外層でのみ吸収されます。E > 4 eV 程度の光子は、H ₂や COなどの分子を分解し、暖かい中性媒体とほぼ同等の光解離領域(PDR) を形成します。これらのプロセスは、WNM の加熱に寄与します。暖かい中性媒体と冷たい中性媒体の区別は、暴走冷却が発生する温度/密度の範囲によるものです。

最も密度の高い分子雲は、自身の重力によって結びついているため、星間平均よりも大幅に高い圧力を持っています。そのような雲の中で星が形成されると、特に OB 星は周囲のガスを温かい電離相に変換し、温度が数百度上昇します。最初、ガスはまだ分子雲の密度にあるため、ISM 平均よりもはるかに高い圧力があります。これは古典的な H II 領域です。大きな過剰圧力により、電離ガスは残りの分子ガスから離れて膨張し (シャンパン フロー)、この流れは、分子雲が完全に蒸発するか、数百万年後に OB 星が寿命を迎えるまで続きます。この時点で、OB 星は超新星として爆発し、温かいガスに爆風を作り出してコロナ相 (超新星残骸、SNR) まで温度を上昇させます。これらも数百万年かけて膨張し、平均 ISM 圧力に戻るまで冷えます。

ISM に関する議論のほとんどは、天の川銀河のような渦巻銀河に関するもので、そこでは ISM 内のほぼすべての質量が比較的薄いディスク内に閉じ込められており、そのスケール高は通常約 100パーセク(300光年) で、これは一般的なディスク直径 30,000 パーセクに匹敵します。ディスク内のガスと星は、通常 200 km/s の軌道速度で銀河中心を周回します。これは ISM 内の原子のランダムな動きよりもはるかに高速ですが、ガスの軌道運動はコヒーレントであるため、平均運動は ISM 内の構造に直接影響を及ぼしません。ISM の垂直スケール高は、地球の大気とほぼ同じように、局所的な重力場 (ディスク内の星によって支配される) と圧力のバランスとして設定されます。ディスク面からさらに離れると、ISM は主に低密度の温暖相とコロナ相にあり、ディスク面から少なくとも数千パーセク離れています。この銀河のハロー、つまり「コロナ」には、かなりの磁場と宇宙線のエネルギー密度も含まれています。

銀河ディスクの回転は、いくつかの方法で ISM 構造に影響を及ぼします。中心からの距離が増すにつれて角速度が低下するため、半径の範囲にわたって広がる巨大分子雲や磁力線などの ISM 特徴は差動回転によって剪断され、接線方向に引き伸ばされる傾向があります。この傾向は、構造をランダム化する傾向がある星間乱流 (以下を参照) によって阻止されます。 渦巻き腕は、ディスク軌道の摂動 (基本的にはディスクのさざ波) によって生じ、軌道が交互に収束および発散し、局所的な ISM が圧縮されてから拡張されます。目に見える渦巻き腕は最大密度の領域であり、圧縮によって分子雲内で星形成が引き起こされることが多く、腕に沿って H II 領域が豊富になります。コリオリの力も大きな ISM 特徴に影響します。

マゼラン雲などの不規則銀河は、渦巻き銀河に似た星間物質を持つが、それほど組織化されていない。楕円銀河では、中心から遠く離れた冷たいガスを支える一貫したディスク運動がないため、不規則銀河はほぼ完全にコロナ相にある。代わりに、不規則銀河のスケール高は銀河の半径に匹敵する必要がある。これは、楕円銀河では現在星形成の兆候がほとんどないという観察と一致している。一部の楕円銀河では、中心近くに埋もれた渦巻きに似た不規則銀河を持つ小さなディスク成分の証拠が見られる。レンズ状銀河の不規則銀河は、他の特性と同様に、渦巻き銀河と楕円銀河の中間のように見える。

ほとんどの銀河の中心に非常に近い (せいぜい数百光年以内) ところで、ISM は中心の超大質量ブラックホールによって大きく変化します。天の川銀河については銀河中心を、他の銀河の極端な例については活動銀河核を参照してください。この記事の残りの部分では、銀河中心から遠く離れた渦巻きのディスク面にある ISM に焦点を当てます。

天文学者は、ISM を乱流であると表現します。つまり、ガスは、広範囲の空間スケールにわたって一貫した準ランダムな運動をします。流体の運動が高度に亜音速である通常の乱流とは異なり、ISM のバルク運動は通常、音速よりも大きくなります。ガス雲間の超音速衝突により衝撃波が発生し、ガスが圧縮されて加熱され、音速が上昇して流れが局所的に亜音速になります。そのため、超音速乱流は「衝撃波の箱」と表現され、複雑な密度および温度構造と必然的に関連付けられます。ISM では、磁場によってこれがさらに複雑になり、純粋な音波よりも速いことが多いアルヴェン波などの波動モードが発生します。乱流速度が超音速であってもアルヴェン波速度より低い場合、動作は亜音速乱流に近くなります。

星は、通常数パーセクの大きさの分子雲の大きな複合体の奥深くで生まれます。星は、その生涯と死の過程で、 ISM と物理的に相互作用します。

若い星団（多くの場合、周囲に巨大または超巨大HII 領域がある）からの恒星風と超新星によって生成された衝撃波は、周囲に膨大な量のエネルギーを注入し、極超音速乱流を引き起こします。結果として生じるさまざまなサイズの構造は、恒星風の泡や高温ガスのスーパーバブルなど、X 線衛星望遠鏡で観測されるか、電波望遠鏡マップで観測される乱流として観測されます。

恒星や惑星は、一旦形成されると、ISM 内の圧力の影響を受けず、乱流運動には加わらないが、銀河円盤内の分子雲内で形成された恒星は、銀河中心の周りの一般的な軌道運動を共有する。したがって、恒星は通常、周囲の ISM に対して相対的に運動している。太陽は現在、低密度のローカル バブル(半径 100 パーセクのコロナガス領域)内にある、直径数パーセクの暖かい中性物質の不規則な塊であるローカル インターステラー クラウド (局所星間雲)を通過している。

2020年10月、天文学者はボイジ​​ャー1号とボイジャー2号の宇宙探査機によって太陽系の外の空間で密度が予想外に大幅に増加したことを検出したと報告した。研究者によると、これは「密度勾配が太陽圏ノーズの一般的な方向にあるVLISM（超局所星間物質）の大規模な特徴である」ことを意味しているという。^{[6] [7]}

星間物質は、太陽系の惑星間物質が終わるところから始まります。太陽風は、太陽から90～100天文単位の終端衝撃波で亜音速まで減速します。終端衝撃波の向こう側の領域はヘリオシースと呼ばれ、星間物質が太陽風と相互作用します。ボイジャー 1 号は、地球から最も遠い人工物 (1998 年以降^{[8] ) であり、2004 年 12 月 16 日に終端衝撃波を通過し、その後、2012 年 8 月 25 日に}ヘリオポーズを通過して星間空間に入り、ISM の状態を初めて直接調査しました (Stone ら、2005 年)。

ISM 内の塵粒子は、減光と赤化、つまり星からの光強度の低下と観測可能な主な波長のシフトの原因です。これらの効果は光子の散乱と吸収によって引き起こされ、暗い空でも肉眼で ISM を観測できます。天の川の帯(星の均一な円盤) に見られる明らかな亀裂は、地球から数千光年以内の分子雲内の塵が背景の星の光を吸収することによって発生します。この効果は波長が長くなるにつれて急速に減少し (「赤化」は赤色光よりも青色光の吸収が大きいために発生します)、中赤外線波長 (> 5 μm) ではほとんど無視できるようになります。

絶滅は、特にガイア計画によって数百万の恒星までの正確な距離が測定されるようになって以来、ISMの3次元構造をマッピングする最良の方法の1つです。各恒星の前面にある塵の総量は、その赤化から決定され、空に近接して投影された異なる距離にある星の前面にある塵の柱の密度を比較することで、視線に沿って塵の位置が特定されます。2022年までに、太陽から3kpc（10,000光年）以内のISM構造のマップを作成することができました。^[9]

遠紫外線は、 ISM 内の中性水素ガスによって効果的に吸収されます。具体的には、原子状水素は、ライマンアルファ遷移である約 121.5 ナノメートル、および他のライマン系列線で非常に強く吸収します。したがって、地球から数百光年以上離れた星からこれらの波長で放射される光を見ることはほぼ不可能です。そのほとんどは、地球に到達するまでに介在する中性水素によって吸収されるためです。ライマン限界である 91.6 nm 未満の波長を持つすべての光子は、水素をイオン化することができ、非常に強く吸収されます。吸収は光子エネルギーの増加とともに徐々に減少し、ISM は、波長が約 1 nm 未満の 軟 X 線で再び透明になり始めます。

ISM は通常、熱力学的平衡から遠い。衝突により速度のマクスウェル・ボルツマン分布が確立され、星間ガスを表すために通常使用される「温度」は「運動温度」であり、これは粒子が熱力学的平衡で観測されるマクスウェル・ボルツマン速度分布を持つ温度を表す。しかし、星間放射場は、通常、熱力学的平衡にある媒体よりもはるかに弱く、ほとんどの場合、高度に希釈されたA 型星(表面温度約 10,000 K) とほぼ同じである。したがって、 ISM 内の原子または分子内の結合レベルが、ボルツマンの式に従って配置されることはほとんどありません (Spitzer 1978、§ 2.4)。

ISM の一部の温度、密度、イオン化状態に応じて、さまざまな加熱および冷却メカニズムによってガスの温度が決まります。

低エネルギー宇宙線による加熱

ISM を加熱するために最初に提案されたメカニズムは、低エネルギー宇宙線による加熱でした。宇宙線は、分子雲の奥深くまで浸透できる効率的な加熱源です。宇宙線は、イオン化と励起の両方を通じてガスにエネルギーを伝達し、クーロン相互作用を通じて自由電子にエネルギーを伝達します。低エネルギー宇宙線 (数MeV ) は、高エネルギー宇宙線よりもはるかに数が多いため、より重要です。

粒子による光電加熱

高温の星から放射される紫外線は、塵粒子から電子を取り除くことができる。光子は塵粒子に吸収され、そのエネルギーの一部はポテンシャルエネルギー障壁を乗り越えて粒子から電子を取り除くのに使われる。このポテンシャル障壁は、電子の結合エネルギー（仕事関数）と粒子の電荷によるものである。光子のエネルギーの残りは、放出された電子に運動エネルギーを与え、それが他の粒子との衝突を通じてガスを加熱する。塵粒子の典型的なサイズ分布はn ( r ) ∝  r ^−3.5であり、r は塵粒子の半径である。^[10]これを仮定すると、投影された粒子表面積分布はπr ² n ( r ) ∝  r ^−1.5である。これは、最も小さな塵粒子がこの加熱方法を支配していることを示す。^[11]

光イオン化

電子が原子から解放されると（通常は紫外線光子の吸収により）、E_光子 −  E_{イオン化のオーダーの運動エネルギーを持ち去ります。この加熱メカニズムは H II 領域で支配的ですが、中性}炭素原子が相対的に不足しているため、拡散 ISM では無視できます。

X線加熱

X 線は原子やイオンから電子を取り除き、その光電子は二次イオン化を引き起こす可能性があります。強度が低いことが多いため、この加熱は暖かく密度の低い原子媒体でのみ効率的です (列密度が小さいため)。たとえば、分子雲では硬X 線のみが透過するため、X 線加熱は無視できます。これは、その領域が超新星残骸などのX 線源の近くにないことを前提としています。

化学加熱

水素分子(H _{2 ) は、2 つの}H原子 (粒子上を移動可能) が出会うと、塵粒子の表面で形成されます。このプロセスにより、回転モードと振動モードに分散された 4.48 eV のエネルギー、H ₂分子の運動エネルギー、および塵粒子の加熱が生成されます。この運動エネルギーと、衝突による水素分子の脱励起から伝達されるエネルギーによって、ガスが加熱されます。

穀物ガス暖房

高密度のガス原子および分子と塵粒子との衝突により、熱エネルギーが伝達される可能性があります。HII 領域では紫外線放射の方が重要なので、これは重要ではありません。また、拡散イオン化媒体では密度が低いため、それほど重要ではありません。中性拡散媒体では粒子は常に低温ですが、密度が低いため、ガスを効果的に冷却しません。

密度と温度が非常に高い超新星残骸では、熱交換による粒子の加熱が非常に重要です。

粒子とガスの衝突によるガス加熱は、巨大分子雲の深部（特に高密度）で支配的です。遠赤外線は光学的深さが低いため、深く浸透します。ダスト粒子はこの放射によって加熱され、ガスとの衝突時に熱エネルギーを伝達できます。加熱の効率の尺度は、順応係数によって与えられます。 ここで、Tはガス温度、T _{d は}ダスト温度、T _{2 は}衝突後のガス原子または分子の温度です。この係数は、（Burke & Hollenbach 1983）によってα  = 0.35 として測定されました。 $${\displaystyle \alpha ={\frac {T_{2}-T}{T_{d}-T}}}$$

その他の加熱メカニズム

マクロ的な加熱メカニズムには、次のようなさまざまなものがあります。

• 雲の重力崩壊
• 超新星爆発
• 恒星風
• H II領域の拡大
• 超新星残骸によって生成された磁気流体波

微細構造冷却

微細構造の冷却プロセスは、高温ガスの領域と分子雲の深部を除く星間物質のほとんどの領域で支配的です。このプロセスは、中性物質の C II および O I、および H II 領域の O II、O III、N II、N III、Ne II、および Ne III など、基本レベルに近い微細構造レベルを持つ豊富な原子で最も効率的に発生します。衝突によりこれらの原子はより高いレベルに励起され、最終的には光子放出によって脱励起され、エネルギーが領域外に運び出されます。

許可されたラインによる冷却

低温では、衝突によって微細構造レベルより多くのレベルが生成されることがあります。たとえば、水素のn  = 2 レベルの衝突励起は、脱励起時に Ly-α 光子を放出します。分子雲では、COの回転線の励起が重要です。分子は励起されると、最終的にはより低いエネルギー状態に戻り、その領域から出ることができる光子を放出して、雲を冷却します。

ISM で生成される光子は、その密度が極めて低いにもかかわらず、電磁スペクトルのほぼすべての帯域で顕著です。実際、天文学者が 20 世紀に入ってからも頼りにしてきた光帯域は、ISM が最も目立たない帯域です。

• 電離ガスは、制動放射によって広範囲のエネルギーを放射する。温相（10 ⁴  K）のガスの場合、これは主にマイクロ波で検出されるが、100万ケルビンのコロナガスからの制動放射は軟X線で顕著である。さらに、前のセクションで述べた冷却に重要なものを含め、多くのスペクトル線が生成されます。これらの1つである二重電離酸素の禁制線は、肉眼での観測で多くの星雲に緑色に見える原因であり、かつては新元素である星雲であると考えられていました。水素の高度に励起された状態のスペクトル線は、赤外線やより長い波長で検出され、可視光線とは異なり塵に吸収されないため、銀河のディスク全体の電離領域をトレースできる電波再結合線まで検出されます。コロナガスは、高温で原子からより大きな割合の電子が剥ぎ取られるため、異なる一連の線を放射します。
• 温かい中性媒体は、電波望遠鏡で検出される水素からの21cm線放射のほとんどを生成しますが、冷たい中性媒体中の原子状水素も、放射と背景の温かいガスからの光子の吸収（「H I自己吸収」、HISA）の両方で寄与しています。冷却には重要ではありませんが、21cm線は高いスペクトルと角度の解像度で簡単に観測できるため、WNMの最も詳細な画像が得られます。^{[12] [13]}
• 分子雲は、小分子、特に一酸化炭素(CO)の回転量子状態の変化によって生成されるスペクトル線を介して検出されます。最も広く使用されている線は 115 GHz で、角運動量の量子 1 から 0 への変化に対応します。他にも数百の分子が検出されており、それぞれが多数の線を持っているため、分子雲内の物理的および化学的プロセスをある程度詳細に追跡できます。これらの線は、ミリメートルおよびサブミリメートルの波長で最もよく見られます。分子雲で圧倒的に最も一般的な分子である H ₂は、星間衝撃波などのまれなイベントによって励起された場合を除いて基底状態のままであるため、通常は直接観測できません。水素が分子の形で存在する領域である「暗黒ガス」がいくつかあり、21 cm 線を放射しませんが、CO 分子が分解されているため CO 線も存在しません。これらの領域は、ガスからの対応する線放射がない塵粒子の存在から推測されます。^[14]
• 星間塵粒子は、恒星の光から吸収したエネルギーを遠赤外線の準黒体放射として再放射します。これは、典型的な塵粒子の温度である 20～100 K に相当します。非常に小さな粒子、つまり本質的にはエッジ周辺で水素原子に結合したグラフェンの断片 (多環芳香族炭化水素、PAH) は、波長約 10 ミクロンの中赤外線で多数のスペクトル線を放射します。ナノメートル サイズの粒子は、単一の紫外線光子との衝突によって GHz 周波数で回転するように回転することがあり、そのような回転粒子からの双極子放射が異常なマイクロ波放射の源であると考えられています。
• 宇宙線は、ISM 雲内の原子核と衝突するとガンマ線光子を生成します。宇宙線粒子内の電子は、星間放射線場および宇宙マイクロ波背景内の光子のごく一部と衝突し、逆コンプトン散乱によって光子のエネルギーを X 線およびガンマ線に上げます。銀河磁場により、荷電粒子は螺旋状の軌道を描きます。宇宙線電子の場合、この螺旋運動によって、低周波で非常に明るいシンクロトロン放射が生成されます。

電波はISMのプラズマ特性の影響を受ける。最低周波数の電波（約0.1MHz以下）はプラズマ周波数​​より低いためISMを伝搬できない。高周波数ではプラズマの屈折率は大きく、周波数が増加するにつれて減少し、自由電子の密度にも依存する。電子密度のランダムな変動は星間シンチレーションを引き起こし、ISMを通して見える遠方の電波源の見かけの大きさを広げる。広がりは周波数の2乗で減少する。周波数による屈折率の変化により、パルサーや高速電波バーストからのパルスの到着時間が低周波数で遅延する（分散）。遅延の量は自由電子の列密度（分散尺度、DM）に比例し、これは銀河の電離ガスの分布をマッピングしたりパルサーまでの距離を推定したりするのに有用である（より遠いパルサーほどDMが大きい）。^[15]

2 つ目の伝播効果はファラデー回転です。これは、天体物理学で最も一般的な電波放射源の 1 つであるシンクロトロン放射によって生成されるものなど、直線偏波の電波に影響します。ファラデー回転は、電子密度と磁場の強度の両方に依存するため、星間磁場のプローブとして使用されます。

一般に、ISM は電波に対して非常に透明であるため、銀河系の円盤全体にわたって妨げられることなく観測することができます。ただし、この規則には例外がいくつかあります。電波スペクトルの最も強いスペクトル線は不透明になることがあり、その場合、線放射雲の表面しか見えなくなります。これは主に、分子雲を追跡するために使用されるミリメートル波長の一酸化炭素線に影響しますが、中性水素からの21 cm 線は冷たい中性媒体では不透明になることがあります。このような吸収は、線周波数の光子にのみ影響します。雲はそれ以外は透明です。その他の重要な吸収プロセスは、高密度の電離領域で発生します。これらの領域は、熱制動放射によって、電波を含む光子を放出します。短波長、通常はマイクロ波では、これらは非常に透明ですが、 のときに明るさが黒体限界に近づき、この限界に達するほど長い波長では不透明になります。したがって、メートル波長の観測では、HII領域は銀河シンクロトロン放射からの明るい背景放射を遮る冷たいスポットとして表示されますが、デカメートルでは銀河面全体が吸収され、観測された最長の電波である1kmは、局所バブルを通じて10〜50パーセクしか伝播できません。^[16]特定の星雲が光学的に厚くなる頻度は、その放射測定に依存します。${\displaystyle \propto \lambda ^{2.1}}$

${\displaystyle EM=\int n_{e}^{2}\,dl}$、

電子数密度の二乗の列密度。非常に高密度の星雲は、センチメートル波長で光学的に厚くなることがあります。これらは形成されたばかりなので、まれで小さいです（「超コンパクト H II 領域」）。

周波数が 10 GHz を超える電波は地球の大気によって大幅に減衰するため (図を参照)、ISM が電波、特にマイクロ波に対して全体的に透過性があることは意外に思えるかもしれません。しかし、ISM の密度が極めて低いため、大気を通過する柱の密度は銀河全体を通過する柱の密度よりもはるかに大きくなります。

「星間」という言葉は、フランシス・ベーコンが、文字通り恒星の球体という古代の理論の文脈で作った造語である。^[18] 17世紀後半、星が無限の空間に散らばっているという考えが広まると、その空間が真の真空なのか^[19]、それともルネ・デカルトの惑星運動の渦理論のようにエーテルと呼ばれる仮想の流体で満たされているのかが議論された。渦理論はニュートン物理学の成功を生き延びることはできなかったが、目に見えない発光エーテルは19世紀初頭に光波を運ぶ媒体として再導入された。例えば、1862年にジャーナリストは「この流出は、星間空間を満たすエーテルにスリル、つまり振動運動を引き起こす」と書いている。 ^[20]

1864年、ウィリアム・ハギンズは分光法を用いて星雲がガスでできていることを突き止めた。^{[21]ハギンズは}アルヴァン・クラーク製のレンズを備えた8インチ望遠鏡を備えた私設天文台を持っていたが、分光法も装備されており、画期的な観測が可能になった。^[22]

1889年頃から、エドワード・バーナードは天空の深宇宙写真の先駆者となり、多くの「天の川銀河の穴」を発見した。最初、彼はそれらを太陽黒点に例えたが、1899年までには「穴のある空洞を想像することはほとんどできない。穴があるかもしれないこれらの一見空洞のように見える場所を星雲状物質が覆っているのでなければ」と書く準備ができていた。^[23]これらの穴は現在、暗黒星雲、つまり銀河の背景の星野を背景にシルエットを描く塵の多い分子雲として知られている。最も顕著なものはバーナードカタログに記載されている。星間空間の冷たい拡散物質が初めて直接検出されたのは1904年で、ヨハネス・ハルトマンがポツダム大屈折望遠鏡で連星 ミンタカ（オリオン座デルタ星）を観測したときであった。^{[24] [25]ハルトマン}は、カルシウムの「K」線からの吸収は「非常に弱いが、ほぼ完璧に鮮明」であるように見え、また「393.4ナノメートルのカルシウム線は、分光連星の軌道運動によって引き起こされる線の周期的な変位を共有しないという非常に驚くべき結果」を報告した[26]。線の定常性から、ハルトマンは、吸収の原因となるガスは星の大気中に存在せず、代わりにこの星の視線に沿ったどこかに存在する孤立した物質の雲の中にあると結論付けた。この発見は、星間物質の研究の始まりとなった。

星間ガスは1909年にスライファーによってさらに確認され、その後1912年には星間塵もスライファーによって確認された。^[27]星間ナトリウムは1919年にメアリー・リー・ヘーガーによって、オリオン座デルタ星とさそり座ベータ星の方向にある589.0ナノメートルと589.6ナノメートルの原子の「D」線からの定常吸収の観測を通じて検出された。^[28]

一連の研究の中で、ヴィクトル・アンバルツミアンは、星間物質は雲の形で存在するという、現在では一般的に受け入れられている概念を提唱した。^[29]

その後、ビールズ (1936) によるカルシウムの「H」線と「K」線の観測により、オリオン座イプシロン星とゼータ星のスペクトルに二重の非対称プロファイルが明らかになりました。これは、オリオン座に向かう非常に複雑な星間視線の研究の第一歩でした。非対称吸収線プロファイルは、同じ原子遷移(カルシウムの「K」線など) に対応する複数の吸収線が重ね合わされた結果ですが、これらの吸収線は、異なる視線速度を持つ星間雲で発生します。各雲は異なる速度 (観測者/地球に向かうか、観測者/地球から離れるか) を持っているため、各雲内で発生する吸収線は、ドップラー効果によって、線の静止波長から (それぞれ)青方偏移または赤方偏移します。物質が均一に分布していないことを確認するこれらの観測は、ISM 内に複数の個別の雲が存在する最初の証拠でした。

星間物質の存在を示す証拠が増えたことから、ピカリング (1912) は次のようにコメントしました。「星間吸収媒体は単にエーテルであるかもしれないが、カプタインが示すように、その選択的吸収の特性は気体の特性であり、自由気体分子は確かに存在する。なぜなら、それらは太陽や恒星によって絶えず放出されているからである。」

同年、ヴィクター・ヘスが宇宙から地球に降り注ぐ高エネルギー荷電粒子である宇宙線を発見したことで、宇宙線が星間空間にも浸透しているのではないかと推測する人も現れた。翌年、ノルウェーの探検家で物理学者のクリスティアン・ビルケランドは次のように書いている。「宇宙全体があらゆる種類の電子と飛翔する電気イオンで満たされていると仮定するのは、我々の見解の自然な帰結であるように思われる。我々は、進化の過程で各恒星系が宇宙に電荷を放出していると仮定してきた。したがって、宇宙の物質の大部分は太陽系や星雲ではなく、『空の』空間にあると考えるのは不合理ではないように思われる」（ビルケランド 1913）。

ソーンダイク (1930) は、「星々の間の巨大な隙間が完全に空洞であるとは到底信じられなかった。地球のオーロラは、太陽から放出される荷電粒子によって励起されるのも無理はない。他の何百万もの星々もイオンを放出しているのであれば、それは疑いようのない事実であるが、銀河系内に絶対的な真空は存在し得ない」と指摘した。

2012年9月、NASAの科学者らは、多環芳香族炭化水素（PAH）が星間物質（ISM）条件にさらされると、水素化、酸素化、水酸化によってより複雑な有機物に変換され、「それぞれタンパク質とDNAの原料であるアミノ酸とヌクレオチドへの道に沿った一歩」となると報告した。^{[31] [32]}さらに、これらの変換の結果、PAHは分光学的特徴を失い、それが「星間氷粒、特に冷たく濃い雲の外側の領域や原始惑星系円盤の上部分子層でPAHが検出されない理由の1つである可能性がある」。^{[31] [32]}

2014年2月、NASAは宇宙の多環芳香族炭化水素（PAH）を追跡するためのデータベースを大幅にアップグレードしたと発表しました^{[33] 。科学者によると、宇宙の炭素の20％以上がPAHに関連している可能性があり、これは}生命の形成の出発物質である可能性があります。PAHはビッグバンの直後に形成されたようで、宇宙全体に広がっており、新しい星や太陽系外惑星に関連しています。^[34]

2019年4月、ハッブル宇宙望遠鏡と協力する科学者たちは、星間の星間空間で、大きく複雑なイオン化分子であるバックミンスターフラーレン（C ₆₀）（別名「バッキーボール」）を確実に検出したと報告した。 ^{[35] [36]}

2020年9月には、星間物質中に固体の水が存在し、特に宇宙塵粒子中のケイ酸塩粒子と混ざった水氷が存在するという証拠が提示された。 ^[37]

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• Freeview ビデオ「星間空間の化学」ウィリアム・クレンペラー、ハーバード大学。ベガ科学トラストによる王立研究所講演。
• 星間物質：オンラインチュートリアル