โครงสร้างตัวกลางระหว่างดวงดาว
ที่อยู่ใกล้เคียง ISM ปั่นป่วน ดังนั้นจึงเต็มไปด้วยโครงสร้างในสเกลเชิงพื้นที่ทั้งหมด ดาวถือกำเนิด อยู่ลึกเข้าไปในคอมเพล็กซ์ขนาดใหญ่ของ โมเลกุลของเมฆ โดยทั่วไปมีขนาด พาร์เซก ไม่กี่ ในช่วงชีวิตและความตายของพวกเขา ดาว มีปฏิสัมพันธ์ทางร่างกายกับ ISM
ลมดาวฤกษ์ จากกระจุกดาวอายุน้อย (มักมีพื้นที่ขนาดยักษ์หรือยักษ์ใหญ่ HII ล้อมรอบ) และ คลื่นกระแทก ที่สร้างโดย ซูเปอร์โนวา ฉีดมหาศาล ปริมาณพลังงานเข้าสู่สภาพแวดล้อมซึ่งนำไปสู่ความปั่นป่วนเหนือเสียง โครงสร้างผลลัพธ์ที่มีขนาดแตกต่างกันสามารถสังเกตได้เช่น ฟองอากาศที่เป็นดาวฤกษ์ และ ฟองอากาศที่ยอดเยี่ยม ของก๊าซร้อนซึ่งมองเห็นได้จากกล้องโทรทรรศน์ดาวเทียมเอ็กซ์เรย์หรือกระแสน้ำเชี่ยวที่สังเกตได้ใน แผนที่กล้องโทรทรรศน์วิทยุ
ปัจจุบัน ดวงอาทิตย์ กำลังเดินทางผ่าน Local Interstellar Cloud ซึ่งเป็นบริเวณที่หนาแน่นกว่าใน Local Bubble .
ความหนาแน่นต่ำในเดือนตุลาคม 2020 นักดาราศาสตร์ รายงานความหนาแน่นที่เพิ่มขึ้นอย่างไม่คาดคิดในพื้นที่ เกินกว่า ระบบสุริยะ ซึ่งตรวจพบโดย Voyager 1 และ Voyager 2 ยานสำรวจอวกาศ ตามที่นักวิจัยบอกว่า “การไล่ระดับความหนาแน่นเป็นคุณสมบัติขนาดใหญ่ของ VLISM (สื่อระหว่างดวงดาวในพื้นที่มาก) ในทิศทางทั่วไปของ จมูก heliospheric “.
ปฏิสัมพันธ์กับดาวเคราะห์ สื่อ
เล่นสื่อ
วิดีโอสั้น ๆ บรรยายเกี่ยวกับ การสังเกตการณ์สสารระหว่างดาว ของ IBEX
สื่อระหว่างดวงดาวเริ่มต้นที่สื่อระหว่างดาวเคราะห์ ของ ระบบสุริยะ สิ้นสุดลมสุริยะ ช้าลงเป็น ความเร็วเปรี้ยงปร้าง ที่ ช็อกการยุติ , 90–100 หน่วยดาราศาสตร์ จาก ดวงอาทิตย์ ในบริเวณที่อยู่นอกเหนือการช็อกของการหยุดทำงานเรียกว่า heliosheath สสารระหว่างดวงดาวมีปฏิสัมพันธ์กับลมสุริยะ ยานโวเอเจอร์ 1 ซึ่งเป็นวัตถุที่มนุษย์สร้างขึ้นจากโลกที่ไกลที่สุด ( หลังปี 1998) ข้ามช็อตการยุติ 16 ธันวาคม 2547 และต่อมาเข้าสู่อวกาศระหว่างดวงดาวเมื่อข้าม heliopause ในวันที่ 25 สิงหาคม 2012 ซึ่งเป็นการสอบสวนโดยตรงครั้งแรกของ conditio ns ใน ISM (Stone และคณะ 2548 )
การสูญพันธุ์ระหว่างดวงดาว
ISM ยังรับผิดชอบต่อ การสูญพันธุ์ และ การทำให้เป็นสีแดง ความเข้มแสง ที่ลดลง และการเปลี่ยน ความยาวคลื่น ที่สังเกตได้ที่โดดเด่นของแสงจากดาวฤกษ์ ผลกระทบเหล่านี้เกิดจากการกระจัดกระจายและการดูดซับ โฟตอน และทำให้สามารถสังเกต ISM ได้ด้วยตาเปล่าในท้องฟ้าที่มืดมิด รอยแยกที่เห็นได้ชัดเจนที่สามารถมองเห็นได้ในแถบของ ทางช้างเผือก ซึ่งเป็นดิสก์ของดวงดาวที่สม่ำเสมอเกิดจากการดูดซับแสงดาวพื้นหลังโดยเมฆโมเลกุลภายในระยะเวลาไม่กี่พันปีแสงจากโลก
แสงอัลตราไวโอเลตไกล ถูกดูดซับอย่างมีประสิทธิภาพโดยส่วนประกอบที่เป็นกลางของ ISM ตัวอย่างเช่นความยาวคลื่นการดูดกลืนทั่วไปของอะตอม ไฮโดรเจน อยู่ที่ประมาณ 121.5 นาโนเมตรการเปลี่ยนแปลง Lyman-alpha ดังนั้นจึงแทบเป็นไปไม่ได้เลยที่จะเห็นแสงที่เปล่งออกมาที่ความยาวคลื่นนั้นจากดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างจากโลกไม่กี่ร้อยปีแสงเนื่องจากส่วนใหญ่ถูกดูดซับระหว่างการเดินทางมายังโลกโดยการแทรกแซงไฮโดรเจนที่เป็นกลาง
การทำความร้อนและความเย็น
โดยปกติ ISM จะอยู่ห่างจาก สมดุลทางอุณหพลศาสตร์ การชนกันสร้างการกระจาย Maxwell – Boltzmann ของความเร็วและ ‘อุณหภูมิ’ โดยปกติที่ใช้อธิบายก๊าซระหว่างดาวคือ ‘อุณหภูมิจลน์’ ซึ่งอธิบายถึงอุณหภูมิที่อนุภาคจะมีความเร็ว Maxwell – Boltzmann ที่สังเกตได้ การกระจายตัวในดุลยภาพทางอุณหพลศาสตร์ อย่างไรก็ตามสนามการแผ่รังสีระหว่างดวงดาวมักจะอ่อนกว่าตัวกลางในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ ส่วนใหญ่มักจะประมาณว่า ดาว (อุณหภูมิพื้นผิว ~ 10,000 K ) เจือจางมาก ดังนั้น ระดับขอบเขต ภายใน อะตอม หรือ โมเลกุล ใน ISM จึงไม่ค่อยมีการเติมตามสูตร Boltzmann (Spitzer 1978 , § 2.4 ).
ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิความหนาแน่นและสถานะไอออไนเซชันของส่วนหนึ่งของ ISM กลไกการทำความร้อนและการทำความเย็นที่แตกต่างกันจะกำหนดอุณหภูมิของก๊าซ .
กลไกการทำความร้อน
การให้ความร้อนด้วยพลังงานต่ำ รังสีคอสมิก
กลไกแรกที่เสนอเพื่อให้ความร้อน ISM คือการให้ความร้อนด้วย รังสีคอสมิก พลังงานต่ำ รังสีคอสมิก เป็นแหล่งให้ความร้อนที่มีประสิทธิภาพซึ่งสามารถทะลุผ่านความลึกของเมฆโมเลกุลได้ รังสีคอสมิก ถ่ายโอนพลังงานไปยัง ก๊าซ ผ่านทั้งไอออไนเซชันและการกระตุ้นและปลดปล่อยอิเล็กตรอน ถึง คูลอมบ์ รังสีคอสมิก พลังงานต่ำ (ไม่กี่ MeV ) มีความสำคัญมากกว่าเนื่องจากมีจำนวนมากกว่ารังสีคอสมิก พลังงานสูง .
การให้ความร้อนด้วยโฟโตอิเล็กทริกจากธัญพืช
รังสีอัลตราไวโอเลต ที่ปล่อยออกมาจากดาว ที่ร้อน สามารถกำจัด อิเล็กตรอน จากเม็ดฝุ่นได้ โฟตอน ถูกดูดซับโดยเม็ดฝุ่นและพลังงานบางส่วนถูกใช้เพื่อเอาชนะอุปสรรคพลังงานศักย์และกำจัด อิเล็กตรอน ออกจากเมล็ดข้าว อุปสรรคที่อาจเกิดขึ้นนี้เกิดจากพลังงานยึดเหนี่ยวของอิเล็กตรอน (ฟังก์ชัน การทำงาน ) และประจุของเมล็ดพืช พลังงานส่วนที่เหลือของโฟตอนจะให้พลังงานจลน์ อิเล็กตรอนที่ถูกขับออกมา ซึ่งทำให้ก๊าซร้อนขึ้นผ่านการชนกับอนุภาคอื่น ๆ การกระจายขนาดโดยทั่วไปของเม็ดฝุ่นคือ n (r) ∝ r โดย r คือรัศมีของอนุภาคฝุ่น สมมติว่าการกระจายพื้นที่ผิวเกรนที่คาดการณ์ไว้คือπrn (r) ∝ r สิ่งนี้บ่งชี้ว่าเม็ดฝุ่นที่เล็กที่สุดมีอิทธิพลเหนือวิธีการให้ความร้อนนี้
การถ่ายภาพ
เมื่ออิเล็กตรอน ถูกปลดปล่อยจากอะตอม (โดยทั่วไปจากการดูดซับของ UV โฟตอน ) ซึ่งนำพลังงานจลน์ออกจากลำดับ E โฟตอน – E ไอออไนเซชัน กลไกการให้ความร้อนนี้ครอบงำในบริเวณ H II แต่มีน้อยมากใน ISM แบบกระจายเนื่องจากการขาดความเป็นกลางของ carbonอะตอม .
X-ray ความร้อน
รังสีเอกซ์ เอา อิเล็กตรอน ออกจาก อะตอม และ ไอออน และโฟโตอิเล็กตรอนเหล่านั้นสามารถกระตุ้นให้เกิดไอออนไนซ์ได้ เนื่องจากความเข้มมักจะต่ำความร้อนนี้จะมีประสิทธิภาพในตัวกลางอะตอมที่อบอุ่นและมีความหนาแน่นน้อยเท่านั้น (เนื่องจากความหนาแน่นของคอลัมน์มีขนาดเล็ก) ตัวอย่างเช่นในเมฆโมเลกุลมีเพียงรังสีเอกซ์ แข็ง เท่านั้นที่สามารถทะลุผ่านได้และ x-ray ความร้อนสามารถละเว้นได้ นี่คือสมมติว่าพื้นที่นั้นไม่ได้อยู่ใกล้กับแหล่งกำเนิด x-ray เช่น ส่วนที่เหลือของซูเปอร์โนวา .
ความร้อนทางเคมี
โมเลกุล ไฮโดรเจน (H2) สามารถเกิดขึ้นได้ บนพื้นผิวของเม็ดฝุ่นเมื่ออะตอม H สองอะตอม (ซึ่งสามารถเคลื่อนผ่านเมล็ดพืชได้) มาบรรจบกัน กระบวนการนี้ให้พลังงาน 4.48 eV ที่กระจายอยู่ในโหมดการหมุนและการสั่นสะเทือนพลังงานจลน์ของโมเลกุล H 2 ตลอดจนการให้ความร้อนแก่เม็ดฝุ่น พลังงานจลน์นี้เช่นเดียวกับพลังงานที่ถ่ายโอนจากการลดการกระตุ้นของโมเลกุลไฮโดรเจนผ่านการชนกันทำให้ก๊าซร้อนขึ้น
ความร้อนจากเมล็ดพืช
การชนกันที่ความหนาแน่นสูงระหว่างอะตอมของก๊าซและโมเลกุลที่มีเม็ดฝุ่น สามารถถ่ายเทพลังงานความร้อน สิ่งนี้ไม่สำคัญในภูมิภาค HII เนื่องจากรังสี UV มีความสำคัญมากกว่า นอกจากนี้ยังไม่สำคัญในตัวกลางที่แตกตัวเป็นไอออนเนื่องจากความหนาแน่นต่ำ ในเมล็ดพืชชนิดกระจายตัวที่เป็นกลางจะเย็นกว่าเสมอ แต่ไม่ทำให้ก๊าซเย็นลงอย่างมีประสิทธิภาพเนื่องจากความหนาแน่นต่ำ
