La répartition d'hydrogène ionisé dans des régions du milieu interstellaire, vue depuis l'hémisphère nord de la Terre.

En astronomie, le milieu interstellaire est la matière qui, dans une galaxie, remplit l'espace entre les étoiles et se fond dans le milieu intergalactique environnant. Il est un mélange de gaz (ionisés, atomiques et moléculaires), de rayons cosmiques et de poussières. L'énergie qui occupe le même volume, sous forme de rayonnement électromagnétique, correspond au champ de rayonnement interstellaire.

Les étoiles se forment au sein des régions les plus denses du milieu (les nuages moléculaires) et approvisionnent le milieu en matière et en énergie par moyen de nuages planétaires, vents solaires, supernova et leur éteignement final. Cette interaction entre les étoiles et le milieu interstellaire lui-même aide à définir la vitesse à laquelle une galaxie épuise sa réserve gazeuse, et donc sa durée de formation d'étoiles.

Le milieu interstellaire occupe une position importante dans l'astrophysique entre les échelles stellaires et galactiques. Ces régions (et les processus qui s'y produisent) doivent être étudiées à l'aide de télescopes infrarouges (par exemple l'IRAS) puisqu'elles n'émettent pas de lumière visible.

Composition et phases

Le milieu interstellaire se compose de plusieurs phases, selon l'état de la matière (soit ionique, atomique ou moléculaire), sa température (millions de kelvins, milliers de kelvins ou dizaines de kelvins) et sa densité. Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et a servi de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi. Les proportions relatives de ces phases sont encore matière à discussion dans les cercles scientifiques. Le modèle précédemment accepté comportait deux phases.

Les pressions thermiques de ces phases sont à peu près en équilibre. Les champs magnétiques et les turbulences sont également des sources de pression dans le milieu, typiquement plus importantes au niveau dynamique que la pression thermique.

Pour toutes les phases, le milieu entre-étoiles est extrêmement ténu par rapport à l'atmosphère terrestre. Dans le premier on constate une densité caractéristique de l'ordre d'une particule par centimètre cube alors que, sur Terre, la densité moyenne est typiquement de l'ordre de 10 particules par centimètre cube (tous types de particule confondus).

Par masse, 99 % du milieu interstellaire prend une forme de gaz, avec 1 % sous forme de poussière. Parmi ces gaz, 89 % d'atomes sont d'hydrogène, 9 % d'hélium et 2 % d'atomes d'éléments plus lourds (appelés métaux dans le langage astronomique) que ces deux. L'hydrogène et l'hélium sont des produits de la nucléosynthèse primordiale alors que les éléments plus lourds sont le résultat d'enrichissement lors de l'évolution des étoiles. Des molécules sont également observées dans les nuages (lat. nebulae) du milieu interstellaire, les plus abondantes étant H2 et CO. Ont également été observées OH, H2O, CN, CS, HCN, H2CO et des centaines d'autres (en particulier dans la nébuleuse d'Orion). Des molécules encore plus massives sont reportées : C60 (fullerène), des HAP, des acides aminés entre autres.

Caractéristiques du milieu interstellaire par phase Phase Densité (atome/cm) Température (K) Masse totale dans la Voie lactée M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} Atomique froid ≃ 25 ≃ 100 K 1,5×10 chaud ≃ 0,25 ≃ 8 000 K 1,5×10 Moléculaire > 1 000 < 100 K 10 ? Ionisé Région HII 1 - 10 ≃ 10 000 K 5×10 Diffus ≃ 0,03 ≃ 8 000 K 10 Chaud ≃ 6×10 ≃ 500 000 K 10 ?

Dans le milieu interstellaire, le gaz et les grains de poussière sont intimement mêlés. Un milieu interstellaire est présent dans toutes les galaxies spirales, spirales barrées et irrégulières. Il est quasiment inexistant dans les galaxies elliptiques et lenticulaires. La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêmement fins, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron. La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates, etc. Les poussières interstellaires (ex. : la phase solide) comptent pour environ 1 % de la masse totale de milieu interstellaire.

Composants du milieu interstellaire par type Composant Densité (atome/cm) Température (K) État du gaz Nuage moléculaire 10-10 20 K à 50 K Molécules Région HI 1-1 000 50 K à 150 K Hydrogène neutre. Autres atomes ionisés Milieu entre les nuages 0,01 1 000 K à 10 000 K Partiellement ionisé Couronne galactique 10-10 100 000 K à 1 000 000 K Hautement ionisé

Recherches

Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les régions HII, les rémanents de supernova, les nébuleuses planétaires, ainsi que d'autres structures diffuses.

Le milieu interstellaire demeure encore aujourd'hui un sujet de recherche complexe, tant au niveau de la physique que de la chimie qui s'y déroulent. De plus en plus, les études réalisées prennent en compte ces deux aspects pour tenter d'expliquer les abondances des éléments observées dans le milieu interstellaire.

Avancées dans l'étude du milieu interstellaire

1848 : Lord Rosse étudie M1 et le nomme « nébuleuse du Crabe ».

** : William Huggins étudie le spectre de la nébuleuse d'Orion et prouve que c'est un nuage de gaz.

1927 : Ira Bowen explique les raies spectrales non identifiées en tant que raies de transition interdites.

1930 : Robert Jules Trumpler découvre l'absorption par la poussière interstellaire en comparant la taille apparente et la luminosité d'amas globulaires.

1944 : Hendrik van de Hulst prédit l'existence de la raie hyperfine à 21 cm de l'hydrogène interstellaire neutre.

1951 : Harold Ewen et Edward Mills Purcell observent la raie hyperfine à 21 cm de l'hydrogène interstellaire neutre.

1956 : Lyman Spitzer prédit l'existence de gaz coronal autour de la Voie lactée.

1965 : James Gunn et Bruce Peterson utilisent l'observation de l'absorption relativement faible du composant bleu de la raie Lyman alpha de 3C 9 pour fortement contraindre la densité et l'état d'ionisation du milieu intergalactique.

1969 : Lewis Snyder, David Buhl, Ben Zuckerman et Patrick Palmer découvrent du formaldéhyde interstellaire.

1970 : Arno Penzias et Robert Wilson découvrent du monoxyde de carbone interstellaire.

1970 : George Carruthers observe de l'hydrogène moléculaire (dihydrogène) dans l'espace.

1977 : Christopher McKee et Jeremiah Ostriker proposent une théorie du milieu interstellaire composé de trois phases.

1976-1978 : Marie-Paul Bassez, aidé d'une petite équipe de la Monash University (Australie), est la première à avoir effectué une analyse du spectre rotationnel de la glycine (acide aminé) et l'avoir ainsi recherché dans les nuages interstellaires de notre galaxie (1978).

~ 25 août 2012 : Voyager 1 sort de l'héliosphère, zone de prédominance du vent solaire, pour atteindre le milieu interstellaire.

Février 2014 : la NASA annonce une base de données améliorée pour les hydrocarbures aromatiques polycycliques

星际物质（缩写为ISM）是存在于星系和恒星之间的物质和辐射场（ISRF）的总称。星际物质在天文物理的准确性中扮演着关键性的角色，因为它是介于星系和恒星之间的中间角色。恒星在星际物质密度较高的分子云中形成，并且经由行星状星云、恒星风、和超新星获得能量和物质的重新补充。换个角度看，恒星和星际物质的相互影响，可以协助测量星系中气体物质的消耗率，也就是恒星形成的活耀期的时间。

以地球的标准，星际物质是极度稀薄的电浆、气体、和尘埃，是离子、原子、分子、尘埃、电磁辐射、宇宙射线、和磁场的混合体。物质的成分是99%的气体和1%的尘埃，充满在星际间的空间。这种极端稀薄的混合物，典型的密度从每立方公尺只有数百到数亿个质点，以太初核合成的结果来看气体的成分，在数量上应该是90%氢和10%的氦，和其他微迹的「金属」（以天文学说法，除氢和氦以外的元素都是金属）。

2013年9月12日，美国航空航天局正式宣布，旅行者1号在2012年8月25日已经达到了星际物质（ISM），使其成为第一个这样做的人造物体。星际等离子体和灰尘会被研究直到任务结束的2025年。

旅行者1号是第一个到达星际物质的人造物体。

星际物质

星际物质（ISM） 成份 百分比 （体积） 温度 （K） 密度 （原子／cm³） 状态 分子云 < 1 % 20 - 50 10 - 10 氢分子 冷中性物质（CNM） 1-5% 50 - 100 20 - 50 中性氢原子 温中性物质（WNM） 10-20% 6000 - 10000 0.2 - 0.5 中性氢原子 温离子物质（WIM） 20-50% 8000 0.2 - 0.5 游离的氢 H II区 < 1% 8000 10 - 10 游离的氢 气体晕 热离子物质（HIM） 30-70% 10 - 10 10 - 10 高度游离的 （氢和微迹金属） 这些介质也是造成消光与红化的原因。当光线在穿越这些介质的旅程中，光强度的衰减程度与观测的波长有密切的关联，这些星际物质造成光子的散射和吸收，使得肉眼观察的夜晚天空背景变得黑暗。在数千光年范围内的分子云对来自银河盘面的背景星光造成均匀且一致的吸收，使得只有银河盘面的一些裂缝中才有背景星光能被地球上的人类观察到。 远紫外线会被星际物质中性成分吸收，例如氢原子会吸收121.5奈米的波长的光线，这是来自来曼α线的能量跃迁。因此，距离地球数百光年以外的恒星，在这个波段上所发出的光便几乎无法看见，因为在前来地球的漫长旅程中，这个波长几乎都已经被吸收掉了。 星际物质通常可以依据温度的差异分成三种状态：数百万K的高热气体、数千K的温暖气体、和数十K的冷气体，这些状态是这些气体在温度的平衡上所表现出的冷或热。关于星际物质这三种型态的模型最初是McKee和Ostriker在1977年的一编论文中提出来的。经历了过去四分之一个世纪的研究，在科学界，星际物质在这三种状态上的相对数量仍然有相当大的争议。 未来，对星际物质的研究重点是分子云、星际云、超新星遗迹、行星状星云、和扩散结构。

星云

弥漫星云

行星状星云

超新星残骸。

发射星云

反射星云

暗星云。

成分

星际物质包括星际气体和星际尘埃。星际气体包括气态的原子、分子、电子、离子等，主要由氢元素组成，其次是氦，其元素丰度与恒星基本一致。星际尘埃是直径大约为10厘米的固体颗粒，包括冰状物、石墨、硅酸盐等，弥散在星际气体当中，质量大约占星际气体的10%。 银河系中的星际物质主要分布在旋臂中，占到了银河系总质量的10%，密度大约为每立方厘米一个氢原子，这种密度其实很低，在人造的真空中都无法达到。

历史

"星际的"这个名词最早出现在1626年，是弗朗西斯·培根在他的文稿中使用的。他写道："The Interstellar Skie.. hath .. so much Affinity with the Starre, that there is a Rotation of that, as well as of the Starre." (Sylva §354–5). 自然哲学家罗伯特·博伊尔在1674年的论述中提到："星际中的空间在享乐主义的观点中是空无一物的"。直到19世纪，星际物质的本质才受到天文学家和科学家的注意。 在1862年，帕特孙写道："气流引发的颤动，或是震动运动，是以太充塞在空中造成的。"（Ess. Hist. & Art 10）以太的观念延续到20世纪，有些特性被描述出来。在1912年，威廉·亨利·皮克林写道："造成星际吸收的介质简单的说就是乙太，他会选择性的吸收，就如卡普坦所指出的是一些气体的特性，还有一些自由的气体分子，她们可能是由太阳和恒星经常不断的释放出来…..." 在1913年，挪威的探险家兼物理学家克利欣·白克兰写道："以我们的观点，假设空间整体充满了电子，各种电子和离子的飞跃，似乎是自然的结果，因为我们假设恒星系统在演化的过程中，不停的将带电的微粒抛射入太空中。因此在宇宙各处，也就是"空无一物"的太空中，都能发现物质充塞着，不仅是在太阳系和星云之中，应该是合情合理的。（See "Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", in The Norwegian Aurora Polaris Expedition 1902-1903 (publ. 1913, p.720). 在1930年，塞缪尔․L․桑代克记载着： ".. 实在很难相信存在于恒星之间的巨大空间会完全的空无一物，地球的极光可能是被来自于太阳带电粒子，从太阳辐射出来的粒子激发产生的。如果其他数以百万计的恒星也都发射出离子，如果是毫无疑问的，那么星系之间便不可能是绝对的真空了。"

问题

由于大量星际物质的存在，**发射出来的光线被吸收、减弱，这称作星际消光。此外，**的光线还被散射，使光线变红，这称作星际红化。在恒星研究中需要对星际红化进行修正。 星际世界泛指所有在行星间（含地球）恒星间与星系间的广大空间，距离从数亿公里（行星间）至数光年（恒星间）至无限距离。通常会充塞着无数的星际物质，温度大约零下200多度。更涵括多重宇宙平行宇宙及高维度空间与其无穷延伸。