Interstellar matter

Japanese: 星間物質 - せいかんぶっしつ

The galaxy is a system of more than 100 billion stars bound together by gravity, but the space between these stars is not a vacuum, but contains various phases of matter, collectively called interstellar matter. It is in a very tenuous state compared to the average density of a star (10 tons per cubic meter) and the density of the Earth's atmosphere (about 1.6 kilograms per cubic meter).

[Ryo Ikeuchi]

Types and characteristics

Let's classify the currently known interstellar materials based on their differences in temperature and density.

Its main components are molecular clouds with an average density (kg/m ³ ) of 10 ^-15 or more, neutral hydrogen clouds of 10 ^-17 to 10 ^-16 , H II regions of 10 ^-18 to 10 ^-17 , homogeneous gas of 10 ^-19 to 10 ^-18 , high-temperature gas of 10 ^-21 to 10 ^-20 , and supernova remnants of 10 ^-19 to 10 ^-17 .

Just like the Earth's atmosphere, it can be imagined as a system of uniform components (homogeneous gas) with dense molecular clouds and neutral hydrogen clouds floating in it, with localized H II regions that have been illuminated by young, massive stars and ionized, as well as regions heated to high temperatures by supernova explosions (hot gas) and supernova remnants scattered here and there.

In terms of temperature, the absolute temperature ranges from 10 K (Kelvin) to 10 million K. At temperatures above 1 million K, gas is almost completely ionized and in a plasma state. Between 1 million and 30,000 K, hydrogen (90%) and helium (9%), the main components of interstellar matter, are completely ionized, but atoms of heavy elements such as carbon, oxygen, and nitrogen are in a partially ionized state determined by the temperature. These elements exist in interstellar matter only about one-hundred-thousandth of the number of hydrogen atoms in interstellar matter, but since the temperature can be determined from the ionized state, they are often used to diagnose interstellar matter. When the temperature is lowered from 30,000 K to 8,000 K, hydrogen moves from an ionized state to a neutral state. At temperatures below 1,000 K, almost all elements are in the state of neutral atoms or molecules, which are abundant in interstellar clouds. At temperatures below 100 K, most of the heavy elements are captured into fine particles (grains) smaller than a few micrometers in size. This is called interstellar dust (cosmic dust) because it is similar to dust on Earth.

The four components, from neutral hydrogen clouds to hot gas, are thought to be under roughly the same pressure (10 ^-19 atmospheres), but the molecular cloud is slowly beginning to contract due to its own gravity, and the pressure is high. In addition, supernova remnants expand into interstellar space due to the large amount of energy released during the supernova explosion, and eventually reach a diameter of over 200 light years. About 30% of interstellar space is occupied by hot gas and supernova remnants, and the remaining 70% is occupied by H II regions and homogeneous gas. On the other hand, more than 90% of the mass of interstellar matter exists as interstellar clouds of molecular clouds and neutral hydrogen clouds, and it can be said that the mass is occupied by low-temperature gas and the volume is occupied by high-temperature gas.

In the space between stars, that is, interstellar space, light from stars and cosmic rays fly around in addition to interstellar matter, and it has been confirmed that an interstellar magnetic field also exists. Cosmic rays are particles that are accelerated by supernovae and pulsars and fly through interstellar space at nearly the speed of light. When starlight and cosmic rays collide with interstellar clouds, they are absorbed and heat them, and the interstellar clouds emit radio waves and infrared rays through atomic and molecular transitions, maintaining temperature balance. Cosmic rays and ionized atoms exchange energy by stretching and compressing the interstellar magnetic field, so the interstellar magnetic field cannot be ignored when investigating the movement of interstellar matter.

[Ryo Ikeuchi]

Observation of interstellar matter

Interstellar matter is observed at all wavelengths, from radio waves to X-rays. Molecular clouds are found by directly finding interstellar molecules using radio waves and infrared rays, while neutral hydrogen clouds are estimated by estimating their extent using the distribution of hydrogen atom radio emission lines. H II regions are confirmed for the presence of ionized ions using visible light. High-temperature gas is discovered using the intensity distribution of soft X-rays and absorption lines in the ultraviolet region. The sunset appears red because the blue portion of the light from the sun is absorbed by dust, so only the red portion reaches us, but there is also interstellar dust in interstellar space, and distant stars appear red. If there were denser clouds, they would completely block out the light, so those regions are called dark nebulae.

[Ryo Ikeuchi]

Transformation of interstellar matter

Star-forming sites have been found all over our galaxy. The Orion Nebula is a typical example. There are huge molecular clouds, young stars (hence H II regions), and huge areas of hot gas that are thought to be supernova remnants. In this way, stars are born from molecular clouds in the interstellar matter, the surrounding gas is ionized by young stars to become H II regions, and hot gas and supernova remnants are created by stars that explode as supernovae. At the same time, the gas that is strongly compressed by the shock wave of the explosion becomes neutral hydrogen clouds or smaller clumps like globules, and it is thought that stars are born from these as well. The hot gas cools and becomes a homogeneous component as it spreads throughout the galaxy. Molecular clouds are formed when neutral hydrogen clouds collide with each other. In our galaxy, most of the interstellar matter becomes stars as a result of this series of processes. Although the total mass of the interstellar matter in the galaxy is only about one-tenth of the total mass of stars, it is deeply involved in the birth and death of stars. Just as the Earth's atmosphere, although its mass is tiny, played an important role in the emergence of life on Earth, interstellar matter, which provides the materials for forming stars and changes shape in response to energy from stars, is the most important material for understanding the evolution of galaxies.

[Ryo Ikeuchi]

Interstellar matter and the evolution of galaxies

By observing the total mass of interstellar matter in various galaxies and what components are abundant in them, we can estimate the evolutionary state of the galaxy. In elliptical galaxies, almost no molecular clouds or cold interstellar clouds of neutral hydrogen have been found. This suggests that there is very little interstellar matter in elliptical galaxies and no young stars are being born. In fact, these galaxies are full of old red stars and almost no young blue stars. Elliptical galaxies can be said to be aging galaxies that have evolved a lot. In spiral galaxies (which our Milky Way Galaxy is classified as) with beautiful spiral arms, many molecular clouds and neutral hydrogen clouds have been found, and many young blue stars are born from them. These interstellar clouds and young stars are arranged in a spiral shape to form a spiral galaxy. Although most of the matter in spiral galaxies has become stars, they can be said to be in the middle of their evolutionary stage, where stars are still being born from interstellar matter. In addition, there are galaxies with irregular shapes in which the total mass of interstellar matter is greater than the total mass of stars. The Large and Small Magellanic Clouds, our immediate neighbors, are of this type, and star formation is occurring galaxies-wide, with the galaxy appearing to be in the evolutionary stage of a youthful boy or young man.

By observing how much interstellar material there is in this way, we can get an idea of whether a galaxy is young or old (whether many stars are being born or not). Currently, the state of the interstellar material in many galaxies is being clarified, and quantitative research into galactic evolution is being carried out.

[Ryo Ikeuchi]

Classification of interstellar matter
©Shogakukan ">

Classification of interstellar matter

Transformation of interstellar matter
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Transformation of interstellar matter

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

銀河は1000億個以上の星が互いの重力で結合している系であるが、これら星と星の間の空間はまったく何も存在しない真空でなく、物質がさまざまの相として存在しており、それらを星間物質と総称している。1個の星の平均密度（1立方メートル当り10トン）や地球上の大気の密度（1立方メートル当り約1.6キログラム）と比べると非常に希薄な状態にある。

［池内　了］

種類と特性

現在知られている星間物質を、その温度や密度の違いによって分類してみよう。

　平均密度（kg/m³）が10^-15以上の分子雲、10^-17～10^-16の中性水素雲、10^-18～10^-17のHⅡ領域、10^-19～10^-18の一様ガス、10^-21～10^-20の高温ガス、10^-19～10^-17の超新星残骸(ざんがい)が主成分である。

　ちょうど地球の大気のように、一様に存在する成分（一様ガス）のなかに分子雲や中性水素雲の密度の高い雲が浮かんでおり、局所的に若く質量の大きい星に照らされてイオン化したHⅡ領域や、超新星の爆発によって高い温度へ加熱された領域（高温ガス）や超新星残骸があちこちに点在しているというイメージがよくあう。

　温度をみると、絶対温度が10K（ケルビン）から1000万Kにまで広がっている。温度が100万K以上では、ガスはほぼ完全にイオン化していてプラズマ状態にある。100万Kから3万Kの間では、星間物質の主成分である水素（90％）やヘリウム（9％）は完全に電離しているが、炭素、酸素、窒素などの重元素とよばれる原子は、温度で決まった部分的な電離状態にある。これらは、数からいえば星間物質中には水素の10万分の1程度しか存在しないが、電離状態から温度が決められるので、星間物質の診断によく利用される。温度を3万Kから8000Kへ下げてゆくと、水素は電離した状態から中性の状態へ移行してゆく。1000K以下の状態では、ほぼすべての元素は中性原子や分子の状態になっており、それらは星間雲中に多く存在する。100K以下の低温では、重元素の大部分は数マイクロメートル以下の微粒子（グレイン）に取り込まれてしまう。これは地球上の塵(ちり)と似たものとして、星間塵(じん)（宇宙塵）とよばれている。

　中性水素雲から高温ガスまでの四つの成分は、ほぼ同じ圧力（10^-19気圧）状態と考えられているが、分子雲は自らの重力でゆっくり収縮し始めており圧力が高い。また、超新星残骸は、超新星爆発の際に放出された大量のエネルギーによって星間空間へ広がっており、最終的にはそのサイズは直径200光年を超えるようになる。星間空間の約30％の領域を高温ガスや超新星残骸が占め、残り約70％にHⅡ領域や一様ガスが分布している。一方、星間物質の質量の90％以上は、分子雲、中性水素雲の星間雲として存在しており、質量は低温のガスに、体積は高温のガスに占められているといえる。

　星と星の間の空間つまり星間空間には、星間物質とともに、星からの光や宇宙線が飛び交っており、星間磁場も存在することが確かめられている。宇宙線は、超新星やパルサーで加速されて、ほぼ光の速さで星間空間を飛び交っている粒子である。星の光や宇宙線は、星間雲にぶつかると吸収されてそれらを温めており、星間雲からは原子や分子の遷移で電波や赤外線が放射され、温度のバランスが保たれている。宇宙線や電離した原子は、星間磁場を引き延ばしたり圧縮したりしてエネルギーをやりとりしており、星間物質の運動を調べるには星間磁場を無視できない。

［池内　了］

星間物質の観測

星間物質の観測は電波からX線までの全波長でなされている。分子雲は電波や赤外線によって直接星間分子をみつけることで、中性水素雲は水素原子の電波の輝線分布でその広がりを推定している。HⅡ領域は可視光で電離したイオンの存在を確かめている。高温のガスは軟X線の強度分布や紫外線領域での吸収線を利用して発見された。夕日が赤いのは、太陽からの光の青い部分が塵に吸収されてしまい、赤い部分しか届かなくなるためだが、星間空間にも星間塵が存在し、遠くの星は赤くみえる。もっと密度の高い雲があると、完全に光を遮ってしまうので、その領域は暗黒星雲とよばれる。

［池内　了］

星間物質の転換

私たちの銀河系のあちこちで星が生まれているところがみつけられている。オリオン星雲はその代表的な例である。そこには巨大な分子雲があり、若い星があり（したがって、HⅡ領域があり）、超新星残骸と思われる高温ガスが巨大に広がった領域がある。このように、星間物質中の分子雲から星は生まれ、若い星によって周りのガスは電離されてHⅡ領域になり、超新星として爆発した星によって高温ガスや超新星残骸がつくられる。同時に、爆発の衝撃波で強く圧縮されたガスは、中性水素雲になったり、グロビュールのようなもっと小さな塊となり、それらからも星は生まれると考えられる。高温ガスは、銀河内に広がりつつ冷えて一様成分になる。分子雲は、中性水素雲が互いに衝突して生成される。私たちの銀河系では、こうした一連の過程を経た結果、ほとんどの星間物質が星になる。銀河系の星間物質の総質量は、星の総質量の10分の1程度でしかないが、星の誕生と死に大きくかかわっている。地球の大気は、質量は微々たるものだが、地球上の生命発生に重要な役割を果たしたように、星をつくる材料を提供し、星からのエネルギーを受けて姿を変える星間物質は、銀河の進化をとらえるうえで最重要物質である。

［池内　了］

星間物質と銀河の進化

さまざまな銀河中での星間物質の総質量やどのような成分が多いかを観測することによって、その銀河の進化状態を推定することができる。楕円銀河(だえんぎんが)には、分子雲や中性水素雲の温度の低い星間雲はほとんど発見されていない。これは、楕円銀河には星間物質が非常に少なく、若い星も生まれていないことを示唆している。実際に、これらの銀河は赤い古い星ばかりで、青い若い星はほとんど存在しない。楕円銀河は進化の進んだ老いつつある銀河といえよう。スパイラルアーム（渦状腕）がきれいにみえる渦状銀河（私たちの属している銀河系もこれに分類される）では、分子雲や中性水素雲が多く発見されており、それらから生まれる青い若い星も多くある。これらの星間雲や生まれたての若い星が、渦巻状に並んでいるのが渦状銀河なのである。渦状銀河は、物質の多くが星になっているが、いまなお星間物質から星が生まれている壮年の進化段階にあるといえる。さらに、形状は不規則であるが、星の総質量より星間物質の総質量のほうが多いという銀河もある。私たちの銀河系のすぐ隣にある大・小マゼラン星雲はこのタイプである。これらの銀河では銀河全体で活発に星が生まれており、若々しい少年や青年の進化段階にあると考えられる。

　このように星間物質がどれくらい多く存在しているかを観測すれば、その銀河が若いのか老いているのか（星が多く生まれているか、もう星は生まれていないか）の目安をつけることができる。現在では、多くの銀河について星間物質の状態が明らかにされつつあり、銀河進化の定量的な研究が進められている。

［池内　了］