الوسط بين النجوم

الوسط بين النجوم ( ISM ) هو المادة والإشعاع الموجودان في الفضاء بين الأنظمة النجمية في المجرة . تشمل هذه المادة الغاز في صورته الأيونية والذرية والجزيئية ، بالإضافة إلى الغبار والأشعة الكونية . يملأ هذا الوسط الفضاء بين النجوم ويمتزج بسلاسة مع الوسط بين المجرات المحيط . الطاقة التي تشغل الحجم نفسه، على شكل إشعاع كهرومغناطيسي ، تُعرف باسم مجال الإشعاع بين النجوم . على الرغم من أن كثافة الذرات في الوسط بين النجوم عادةً ما تكون أقل بكثير من كثافتها في أفضل ظروف الفراغ المختبرية، إلا أن متوسط ​​المسار الحر بين التصادمات قصير مقارنةً بالأطوال النموذجية بين النجوم، لذا على هذه المقاييس، يتصرف الوسط بين النجوم كغاز (أو بالأحرى كبلازما ، لأنه متأين جزئيًا على الأقل ) وليس كمجموعة من الجسيمات غير المتفاعلة.

يتكون الوسط بين النجوم من أطوار متعددة، تُصنّف حسب نوع المادة (أيونية، ذرية، أو جزيئية)، ودرجة حرارتها وكثافتها. يتكون هذا الوسط بشكل أساسي من الهيدروجين ، يليه الهيليوم مع كميات ضئيلة من الكربون والأكسجين والنيتروجين . [ ^{1 ] وتكون} الضغوط الحرارية لهذه الأطوار في حالة توازن تقريبي. كما تُساهم المجالات المغناطيسية والحركات المضطربة في زيادة الضغط في الوسط بين النجوم، وعادةً ما تكون أكثر أهمية، من الناحية الديناميكية ، من الضغط الحراري. في الوسط بين النجوم، تكون المادة في الغالب على شكل جزيئات، وتصل كثافتها العددية إلى 10 ^{^12} جزيء لكل متر ^مكعب (تريليون جزيء لكل متر ^مكعب ). في المناطق الساخنة والمنتشرة، يكون الغاز شديد التأين، وقد تصل كثافته إلى 100 أيون لكل متر ^مكعب . قارن هذا بكثافة عددية تبلغ حوالي ^10²⁵ جزيء لكل متر ^مكعب للهواء عند مستوى سطح البحر، و10¹⁶ ^جزيء لكل متر ^مكعب (10 كوادريليون جزيء لكل متر ^مكعب ) لغرفة تفريغ عالية في المختبر. داخل مجرتنا، من حيث الكتلة ، 99% من الوسط بين النجوم عبارة عن غاز بأي شكل من الأشكال، و1% عبارة عن غبار. ^{[ 2 ]}

من بين الغازات الموجودة في الوسط بين النجوم، يشكل الهيدروجين 91% من الذرات، والهيليوم 8.9%، بينما تشكل ذرات العناصر الأثقل من الهيدروجين أو الهيليوم 0.1%، ^{[ 3 ]} وتُعرف هذه العناصر في المصطلحات الفلكية باسم " المعادن " . أما من حيث الكتلة، فتتكون هذه العناصر من 70% هيدروجين، و28% هيليوم، و1.5% عناصر أثقل. ويُعزى وجود الهيدروجين والهيليوم بشكل أساسي إلى عملية التخليق النووي البدائي ، بينما تُعزى العناصر الأثقل في الوسط بين النجوم في الغالب إلى عملية الإثراء (بسبب التخليق النووي النجمي ) خلال تطور النجوم .

يلعب الوسط بين النجوم دورًا محوريًا في الفيزياء الفلكية نظرًا لدوره الوسيط بين النطاق النجمي والمجري. تتشكل النجوم داخل أكثر مناطق الوسط بين النجوم كثافة، مما يُسهم في تكوين السحب الجزيئية ويُجدد الوسط بين النجوم بالمادة والطاقة من خلال السدم الكوكبية والرياح النجمية والمستعرات العظمى . يُساعد هذا التفاعل بين النجوم والوسط بين النجوم في تحديد معدل استنزاف المجرة لمحتواها الغازي، وبالتالي عمرها في تكوين النجوم النشط. وصل المسبار فوياجر 1 إلى الوسط بين النجوم في 25 أغسطس 2012، ليصبح أول جسم اصطناعي من الأرض يصل إلى هذا المستوى. ستتم دراسة البلازما والغبار بين النجوم حتى الموعد المُقدّر لانتهاء المهمة في عام 2025. أما المسبار التوأم فوياجر 2 فقد دخل الوسط بين النجوم في 5 نوفمبر 2018. ^{[ 4 ]}

يُظهر الجدول 1 تفصيلاً لخصائص مكونات الوسط بين النجوم في مجرة ​​درب التبانة.

الوسط بين النجوم في أنواع مختلفة من المجرات

تُركز معظم النقاشات حول الوسط بين النجمي على المجرات الحلزونية مثل مجرتنا درب التبانة ، حيث تتركز معظم كتلة هذا الوسط في قرص رقيق نسبيًا، يبلغ ارتفاعه عادةً حوالي 100 فرسخ فلكي (300 سنة ضوئية )، وهو ما يُقارن بقطر قرص نموذجي يبلغ 30,000 فرسخ فلكي. يدور الغاز والنجوم في هذا القرص حول مركز المجرة بسرعات مدارية نموذجية تبلغ 200  كم/ث. هذه السرعة أعلى بكثير من الحركة العشوائية للذرات في الوسط بين النجمي، ولكن نظرًا لأن الحركة المدارية للغاز متماسكة، فإن متوسط ​​الحركة لا يؤثر بشكل مباشر على بنية هذا الوسط. يُحدد الارتفاع الرأسي للوسط بين النجمي بطريقة مشابهة تقريبًا للغلاف الجوي للأرض، وذلك كتوازن بين مجال الجاذبية المحلي (الذي تهيمن عليه النجوم في القرص) والضغط. بعيدًا عن مستوى القرص، يكون الوسط بين النجمي في الغالب في طوري الدفء والإكليل منخفضي الكثافة، واللذين يمتدان لمسافة لا تقل عن عدة آلاف من الفراسخ الفلكية بعيدًا عن مستوى القرص. تحتوي هذه الهالة المجرية أو "الإكليل" أيضاً على مجال مغناطيسي كبير وكثافة طاقة الأشعة الكونية.

يؤثر دوران أقراص المجرات على بنية الوسط بين النجوم (ISM) بعدة طرق. فبما أن السرعة الزاوية تتناقص مع ازدياد المسافة من المركز، فإن أي سمة من سمات الوسط بين النجوم، مثل السحب الجزيئية العملاقة أو خطوط المجال المغناطيسي، التي تمتد عبر نطاق من نصف القطر، تتعرض للقص بفعل الدوران التفاضلي، وبالتالي تميل إلى التمدد في الاتجاه المماسي. ويُعارض هذا الميل اضطراب بين النجوم (انظر أدناه) الذي يميل إلى عشوائية البنية. وتنشأ الأذرع الحلزونية نتيجةً لاضطرابات في مدارات القرص - وهي في الأساس تموجات في القرص، تتسبب في تقارب المدارات وتباعدها بالتناوب، مما يؤدي إلى ضغط الوسط بين النجوم المحلي ثم توسيعه. وتُعد الأذرع الحلزونية المرئية مناطق ذات كثافة قصوى، وغالبًا ما يُحفز الضغط تكوين النجوم في السحب الجزيئية، مما يؤدي إلى وفرة  مناطق الهيدروجين المتأين (H II) على طول الأذرع. كما تؤثر قوة كوريوليس أيضًا على سمات الوسط بين النجوم الكبيرة.

تتشابه الأوساط بين النجوم في المجرات غير المنتظمة، مثل سحابتي ماجلان، مع تلك الموجودة في المجرات الحلزونية، ولكنها أقل تنظيمًا. في المجرات الإهليلجية ، يكون الوسط بين النجوم في طور الإكليل تقريبًا، نظرًا لعدم وجود حركة قرصية متماسكة تدعم الغاز البارد بعيدًا عن المركز؛ وبدلًا من ذلك، يجب أن يكون ارتفاع الوسط بين النجوم متناسبًا مع نصف قطر المجرة. ويتوافق هذا مع ملاحظة قلة مؤشرات تكوّن النجوم في المجرات الإهليلجية. تُظهر بعض المجرات الإهليلجية أدلة على وجود مكون قرصي صغير، مع وسط بين النجوم مشابه للوسط في المجرات الحلزونية، مدفونًا بالقرب من مراكزها. أما الوسط بين النجوم في المجرات العدسية ، كما هو الحال مع خصائصها الأخرى، فيبدو وسطًا بين الوسط في المجرات الحلزونية والإهليلجية.

يقع الوسط بين النجمي بالقرب من مركز معظم المجرات (في حدود بضع مئات من السنوات الضوئية على الأكثر)، ويتأثر بشكل كبير بالثقب الأسود الهائل الموجود في مركزه : انظر مركز مجرة ​​درب التبانة، والنواة المجرية النشطة للاطلاع على أمثلة متطرفة في مجرات أخرى. سيركز الجزء المتبقي من هذه المقالة على الوسط بين النجمي في مستوى قرص المجرات الحلزونية، بعيدًا عن مركز المجرة.

الهياكل

يصف علماء الفلك الوسط بين النجوم بأنه مضطرب ، أي أن الغاز يتحرك بشكل شبه عشوائي متماسك على نطاق واسع من المقاييس المكانية. وعلى عكس الاضطراب العادي، حيث تكون حركات المائع دون سرعة الصوت ، فإن الحركات الكلية للوسط بين النجوم عادةً ما تكون أكبر من سرعة الصوت . تتسبب التصادمات فوق الصوتية بين سحب الغاز في موجات صدمية تضغط الغاز وتسخنه، مما يزيد من سرعة الصوت بحيث يصبح التدفق دون سرعة الصوت محليًا؛ ولذلك وُصف الاضطراب فوق الصوتي بأنه "مجموعة من الصدمات الصغيرة"، ويرتبط حتمًا ببنية معقدة للكثافة ودرجة الحرارة. في الوسط بين النجوم، يزداد الأمر تعقيدًا بسبب المجال المغناطيسي، الذي يوفر أنماطًا موجية مثل موجات ألفين التي غالبًا ما تكون أسرع من موجات الصوت النقية: إذا كانت سرعات الاضطراب فوق صوتية ولكنها أقل من سرعة موجة ألفين، فإن السلوك يكون أقرب إلى الاضطراب دون الصوتي.

تولد النجوم في أعماق مجمعات ضخمة من السحب الجزيئية ، يبلغ حجمها عادةً بضعة فرسخ فلكي. وخلال حياتها وموتها، تتفاعل النجوم فيزيائياً مع الوسط بين النجوم.

تُطلق الرياح النجمية المنبعثة من التجمعات النجمية الفتية (والتي غالبًا ما تُحيط بها مناطق هيدروجين متأين عملاقة أو فائقة العملاق ) والموجات الصدمية الناتجة عن المستعرات العظمى كميات هائلة من الطاقة في محيطها، مما يؤدي إلى اضطراب فائق السرعة. ويمكن رصد البنى الناتجة - ذات الأحجام المتفاوتة - مثل فقاعات الرياح النجمية والفقاعات العملاقة من الغاز الساخن، التي ترصدها تلسكوبات الأقمار الصناعية للأشعة السينية، أو التدفقات المضطربة التي تُرصد في خرائط التلسكوبات الراديوية .

لا تتأثر النجوم والكواكب، بمجرد تشكلها، بقوى الضغط في الوسط بين النجمي، وبالتالي لا تشارك في الحركات المضطربة، على الرغم من أن النجوم المتشكلة في السحب الجزيئية في قرص المجرة تشترك في حركتها المدارية العامة حول مركز المجرة. لذا، فإن النجوم عادةً ما تكون في حركة نسبية بالنسبة للوسط بين النجمي المحيط بها. وتتحرك الشمس حاليًا عبر السحابة بين النجمية المحلية ، وهي كتلة غير منتظمة من الوسط المحايد الدافئ يبلغ قطرها بضعة فراسخ فلكية، داخل الفقاعة المحلية منخفضة الكثافة ، وهي منطقة من الغاز الإكليلي يبلغ نصف قطرها 100 فرسخ فلكي.

في أكتوبر 2020، أفاد علماء الفلك بزيادة ملحوظة وغير متوقعة في كثافة الفضاء خارج المجموعة الشمسية ، رصدتها المركبتان الفضائيتان فوياجر 1 وفوياجر 2. ووفقًا للباحثين، يشير هذا إلى أن "تدرج الكثافة سمة واسعة النطاق للوسط بين النجوم المحلي جدًا ( VLISM ) في الاتجاه العام لطرف الغلاف الشمسي ". ^{[ 6 ] [ 7 ]}

عادةً ما يكون الوسط بين النجوم بعيدًا عن حالة التوازن الديناميكي الحراري . تُنشئ التصادمات توزيعًا للسرعات وفقًا لمعادلة ماكسويل-بولتزمان ، و"درجة الحرارة" المستخدمة عادةً لوصف الغاز بين النجوم هي "درجة الحرارة الحركية"، التي تصف درجة الحرارة التي يكون عندها للجسيمات توزيع سرعة ماكسويل-بولتزمان المرصود في حالة التوازن الديناميكي الحراري. مع ذلك، يكون مجال الإشعاع بين النجوم عادةً أضعف بكثير من مجال إشعاع وسط في حالة توازن ديناميكي حراري؛ وغالبًا ما يكون مشابهًا لمجال إشعاع نجم من النوع A (درجة حرارة سطحه حوالي 10000 كلفن) مخفف للغاية. لذلك، نادرًا ما تكون مستويات الطاقة المرتبطة داخل الذرة أو الجزيء في الوسط بين النجوم مأهولة وفقًا لمعادلة بولتزمان ( سبيتزر 1978 ، § 2.4) .

اعتمادًا على درجة الحرارة والكثافة وحالة التأين لجزء من الوسط بين النجوم، تحدد آليات التسخين والتبريد المختلفة درجة حرارة الغاز.

على الرغم من كثافتها المنخفضة للغاية، تبرز الفوتونات المتولدة في الوسط بين النجوم في جميع نطاقات الطيف الكهرومغناطيسي تقريبًا. في الواقع، يُعد النطاق البصري، الذي اعتمد عليه علماء الفلك حتى وقت متأخر من القرن العشرين، هو النطاق الذي يكون فيه الوسط بين النجوم أقل وضوحًا.

• يشع الغاز المتأين بنطاق واسع من الطاقات عبر إشعاع الكبح . بالنسبة للغاز في الحالة الدافئة (10⁴ ^كلفن  )، يُرصد هذا الإشعاع في الغالب ضمن نطاق الموجات الميكروية، بينما يبرز إشعاع الكبح الصادر من غاز الإكليل الشمسي ذي درجة حرارة مليون كلفن في نطاق الأشعة السينية اللينة. إضافةً إلى ذلك، تُنتج العديد من الخطوط الطيفية ، بما في ذلك تلك المهمة للتبريد المذكورة في القسم السابق. أحد هذه الخطوط، وهو خط محظور للأكسجين المتأين مرتين، يُعطي العديد من السدم لونها الأخضر الظاهر في الرصد البصري، وكان يُعتقد سابقًا أنه عنصر جديد يُسمى السديم . يمكن رصد الخطوط الطيفية الصادرة من حالات الإثارة العالية للهيدروجين في نطاق الأشعة تحت الحمراء والأطوال الموجية الأطول، وصولًا إلى خطوط إعادة التركيب الراديوي التي، على عكس الخطوط الضوئية، لا يمتصها الغبار، وبالتالي يمكنها تتبع المناطق المتأينة في جميع أنحاء قرص المجرة. يُصدر غاز الإكليل الشمسي مجموعة مختلفة من الخطوط، نظرًا لأن الذرات تُجرّد من نسبة أكبر من إلكتروناتها عند درجة حرارته العالية.
• يُنتج الوسط المحايد الدافئ معظم انبعاثات خط 21 سم من الهيدروجين التي ترصدها التلسكوبات الراديوية، على الرغم من أن الهيدروجين الذري في الوسط المحايد البارد يُساهم أيضًا، سواءً في الانبعاث أو عن طريق امتصاص الفوتونات من الغاز الدافئ المحيط (  امتصاص الهيدروجين الذري الذاتي). وبينما لا يُعدّ خط 21 سم مهمًا للتبريد، إلا أنه يُمكن رصده بسهولة بدقة طيفية وزاوية عالية، مما يُتيح لنا رؤية أكثر تفصيلًا للوسط المحايد الدافئ. ^{[ 12 ] [ 13 ]}
• تُكتشف السحب الجزيئية عبر الخطوط الطيفية الناتجة عن تغيرات في الحالة الكمومية الدورانية للجزيئات الصغيرة، وخاصة أول أكسيد الكربون (CO). يُعدّ الخط الطيفي عند 115 جيجاهرتز الأكثر استخدامًا  ، وهو يُقابل التغير من 1 إلى 0 كم من الزخم الزاوي . وقد تم رصد مئات الجزيئات الأخرى ، لكل منها خطوط طيفية متعددة، مما يسمح بتتبع العمليات الفيزيائية والكيميائية في السحب الجزيئية بتفصيل دقيق. وتكثر هذه الخطوط عند أطوال موجية بالمليمتر وما دونه. أما جزيء الهيدروجين (H₂)، وهو الجزيء الأكثر شيوعًا في السحب الجزيئية، _فلا يُمكن رصده عادةً بشكل مباشر، إذ يبقى في حالته الأرضية إلا عند إثارته بأحداث نادرة مثل موجات الصدمة بين النجوم. توجد بعض "الغازات المظلمة"، وهي مناطق يكون فيها الهيدروجين في صورة جزيئية، وبالتالي لا يُصدر خط 21 سم، ولكن جزيئات أول أكسيد الكربون تكون مُفككة، لذا لا تظهر خطوطه الطيفية أيضًا. ويُستدل على وجود هذه المناطق من خلال وجود حبيبات غبار لا تُصدر خطوطًا طيفية مُطابقة من الغاز. ^{[ 14 ]}
• تعيد حبيبات الغبار بين النجوم إشعاع الطاقة التي تمتصها من ضوء النجوم على شكل إشعاع شبه جسم أسود في نطاق الأشعة تحت الحمراء البعيدة، وهو ما يتوافق مع درجات حرارة نموذجية لحبيبات الغبار تتراوح بين 20 و100  كلفن. أما الحبيبات الصغيرة جدًا، وهي في الأساس شظايا من الجرافين مرتبطة بذرات الهيدروجين حول حوافها ( الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات)، فتُصدر العديد من الخطوط الطيفية في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة، بأطوال موجية تقارب 10  ميكرومتر. ويمكن تسريع دوران الحبيبات النانومترية لتصل إلى ترددات جيجاهرتز عن طريق اصطدامها بفوتون فوق بنفسجي واحد، ويُعتقد أن إشعاع ثنائي القطب المنبعث من هذه الحبيبات الدوارة هو مصدر انبعاثات الموجات الميكروية الشاذة .
• تُنتج الأشعة الكونية فوتونات أشعة غاما عند اصطدامها بنوى الذرات في سحب الوسط بين النجوم. تصطدم الإلكترونات الموجودة بين جسيمات الأشعة الكونية بجزء صغير من الفوتونات في مجال الإشعاع بين النجوم وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي ، مما يرفع طاقة الفوتونات إلى أشعة سينية وأشعة غاما، عبر تشتت كومبتون العكسي . وبسبب المجال المغناطيسي للمجرة، تتبع الجسيمات المشحونة مسارات حلزونية، وبالنسبة لإلكترونات الأشعة الكونية، تُولّد هذه الحركة الحلزونية إشعاع السنكروترون، وهو شديد السطوع عند الترددات الراديوية المنخفضة.

تتأثر الموجات الراديوية بخصائص بلازما الوسط بين النجوم.  لا تستطيع الموجات الراديوية ذات الترددات المنخفضة، التي تقل عن 0.1 ميجاهرتز تقريبًا، الانتشار عبر الوسط بين النجوم لأنها أقل من تردد بلازما هذا الوسط. عند الترددات الأعلى، يكون للبلازما معامل انكسار كبير، يتناقص مع ازدياد التردد، ويعتمد أيضًا على كثافة الإلكترونات الحرة. تتسبب التغيرات العشوائية في كثافة الإلكترونات في حدوث تذبذب بين النجوم ، مما يؤدي إلى اتساع الحجم الظاهري لمصادر الراديو البعيدة المرئية عبر الوسط بين النجوم، ويتناقص هذا الاتساع مع مربع التردد. يؤدي تغير معامل الانكسار مع التردد إلى تأخير أوقات وصول النبضات من النجوم النابضة وانفجارات الراديو السريعة عند الترددات المنخفضة (التشتت). يتناسب مقدار التأخير طرديًا مع كثافة عمود الإلكترونات الحرة (مقياس التشتت، DM)، وهو مفيد لرسم خريطة توزيع الغاز المتأين في المجرة وتقدير المسافات إلى النجوم النابضة (النجوم الأبعد لها مقياس تشتت أكبر). ^{[ 15 ]}

ثمة تأثير آخر للانتشار وهو دوران فاراداي ، الذي يؤثر على الموجات الراديوية المستقطبة خطيًا ، مثل تلك الناتجة عن إشعاع السنكروترون ، وهو أحد أكثر مصادر الانبعاثات الراديوية شيوعًا في الفيزياء الفلكية. يعتمد دوران فاراداي على كل من كثافة الإلكترونات وشدة المجال المغناطيسي، ولذلك يُستخدم كأداة لقياس المجال المغناطيسي بين النجوم.

الوسط بين النجمي شفافٌ عمومًا للموجات الراديوية، مما يسمح برصدٍ غير مُعاق عبر قرص المجرة. لكن توجد بعض الاستثناءات لهذه القاعدة. فقد تصبح الخطوط الطيفية الأكثر كثافة في الطيف الراديوي معتمة، بحيث لا يُرى سوى سطح السحابة المُصدرة للخط. يؤثر هذا بشكل رئيسي على خطوط أول أكسيد الكربون عند أطوال موجية مليمترية تُستخدم لتتبع السحب الجزيئية، لكن خط 21 سم من الهيدروجين المتعادل قد يصبح معتمًا في الوسط المتعادل البارد. يؤثر هذا الامتصاص فقط على الفوتونات عند ترددات الخط: فالسحب شفافة في غير ذلك. تحدث عملية امتصاص أخرى مهمة في المناطق المتأينة الكثيفة. تُصدر هذه المناطق فوتونات، بما في ذلك الموجات الراديوية، عبر إشعاع الكبح الحراري . عند الأطوال الموجية القصيرة، كالموجات الميكروية عادةً ، تكون هذه المناطق شفافة إلى حد كبير، لكن سطوعها يقترب من حد الجسم الأسود .${\displaystyle \propto \lambda ^{2.1}}$وعند أطوال موجية كافية لبلوغ هذا الحد، تصبح هذه المناطق معتمة. وهكذا، تُظهر عمليات الرصد عند أطوال موجية مترية  مناطق الهيدروجين المتأين (H II) كبقع باردة تحجب انبعاث الخلفية الساطع من إشعاع السنكروترون المجري، بينما عند أطوال موجية ديكامترية، يُمتص مستوى المجرة بأكمله، ولا تستطيع أطول الموجات الراديوية المرصودة، والتي يبلغ طولها  كيلومترًا واحدًا، الانتشار إلا لمسافة تتراوح بين 10 و50 فرسخًا فلكيًا عبر الفقاعة المحلية. ^{[ 16 ]} يعتمد التردد الذي تصبح عنده سديم معين معتمًا بصريًا على مقياس انبعاثه.$${\displaystyle EM=\int n_{e}^{2}\,dl,}$$كثافة العمود لمربع كثافة عدد الإلكترونات. يمكن أن تصبح السدم الكثيفة بشكل استثنائي معتمة بصريًا عند أطوال موجية سنتيمترية: هذه السدم حديثة التكوين، وبالتالي فهي نادرة وصغيرة الحجم ("  مناطق الهيدروجين المتأين فائقة الصغر").

قد تبدو شفافية الوسط بين النجوم (ISM) العامة للموجات الراديوية، وخاصة الموجات الميكروية، مثيرة للدهشة، إذ أن الموجات الراديوية ذات الترددات التي تزيد عن 10  جيجاهرتز تُضعف بشكل كبير بواسطة الغلاف الجوي للأرض (كما هو موضح في الشكل). لكن كثافة العمود عبر الغلاف الجوي أكبر بكثير من كثافة العمود عبر المجرة بأكملها، وذلك بسبب الكثافة المنخفضة للغاية للوسط بين النجوم.

صاغ فرانسيس بيكون مصطلح "بين النجوم" (بين النجوم) في سياق النظرية القديمة للكرة الحقيقية من النجوم الثابتة . ^{[ 18 ]} وفي وقت لاحق من القرن السابع عشر، عندما شاعت فكرة أن النجوم متناثرة في فضاء لا نهائي، دار جدل حول ما إذا كان هذا الفضاء فراغًا حقيقيًا ^{[ 19 ]} أم أنه مملوء بسائل افتراضي، يُسمى أحيانًا الأثير ، كما في نظرية الدوامات لرينيه ديكارت لحركة الكواكب. وبينما لم تصمد نظرية الدوامات أمام نجاح الفيزياء النيوتونية ، أُعيد تقديم الأثير المضيء غير المرئي في أوائل القرن التاسع عشر كوسيط لنقل الموجات الضوئية؛ فعلى سبيل المثال، كتب صحفي عام 1862 : "يُحدث هذا التدفق اهتزازًا، أو حركة اهتزازية، في الأثير الذي يملأ الفضاء بين النجوم." ^{[ 20 ]}

في عام 1864، استخدم ويليام هيغنز التحليل الطيفي لتحديد أن السديم يتكون من غاز. ^{[ 21 ]} كان لدى هيغنز مرصد خاص مزود بتلسكوب قطره 8 بوصات، وعدسة من صنع ألفان كلارك ؛ ولكنه كان مجهزًا للتحليل الطيفي، مما مكّنه من إجراء ملاحظات رائدة. ^{[ 22 ]}

منذ حوالي عام 1889، كان إدوارد بارنارد رائدًا في التصوير العميق للسماء، حيث اكتشف العديد من "الثقوب في مجرة ​​درب التبانة". في البداية، شبّهها بالبقع الشمسية ، ولكن بحلول عام 1899، كان مستعدًا لكتابة: "يكاد يكون من المستحيل تصور فراغ به ثقوب، إلا إذا كانت هناك مادة سديمية تغطي هذه الأماكن التي تبدو خالية والتي قد تظهر فيها الثقوب". ^{[ 23 ]} تُعرف هذه الثقوب الآن باسم السدم المظلمة ، وهي عبارة عن سحب جزيئية غبارية تظهر كظلال على خلفية حقل النجوم في المجرة؛ وقد تم إدراج أبرزها في فهرس بارنارد . أما أول رصد مباشر للمادة الباردة المنتشرة في الفضاء بين النجوم فكان في عام 1904، عندما رصد يوهانس هارتمان النجم الثنائي مينتاكا (دلتا الجبار) باستخدام تلسكوب بوتسدام الكبير . ^{[ 24 ] [ 25 ]} أفاد هارتمان ^{[ 26 ]} أن امتصاص خط "K" للكالسيوم بدا "ضعيفًا للغاية، ولكنه حادٌّ تمامًا تقريبًا"، كما أشار إلى "نتيجةٍ مُفاجئةٍ للغاية، وهي أن خط الكالسيوم عند 393.4  نانومتر لا يُشارك في الإزاحات الدورية للخطوط الناتجة عن الحركة المدارية للنجم الثنائي الطيفي ". وقد دفعت طبيعة الخط الثابتة هارتمان إلى استنتاج أن الغاز المسؤول عن الامتصاص لم يكن موجودًا في غلاف النجم الجوي، بل كان موجودًا داخل سحابةٍ معزولةٍ من المادة تقع في مكانٍ ما على طول خط الرؤية إلى هذا النجم. وقد أدى هذا الاكتشاف إلى بدء دراسة الوسط بين النجوم.

أكد سليفر وجود الغاز بين النجوم عام 1909، ثم أكد وجود الغبار بين النجوم عام 1912. ^{[ 27 ]} واكتشفت ماري ليا هيغر الصوديوم بين النجوم عام 1919 من خلال رصد امتصاص ثابت من خطوط "D" للذرة عند 589.0 و589.6 نانومتر باتجاه نجمي دلتا الجبار وبيتا العقرب . ^{[ 28 ]}

في سلسلة من التحقيقات، قدم فيكتور أمبارتسوميان المفهوم المقبول الآن على نطاق واسع وهو أن المادة بين النجوم توجد على شكل سحب. ^{[ 29 ]}

كشفت الملاحظات اللاحقة لخطوط "H" و"K" للكالسيوم التي أجراها بيالز (1936) عن وجود أنماط مزدوجة وغير متماثلة في أطياف نجمي إبسيلون وزيتا أوريون . كانت هذه الخطوات الأولى في دراسة خط الرؤية بين النجوم المعقد للغاية باتجاه أوريون . تنتج أنماط خطوط الامتصاص غير المتماثلة عن تراكب خطوط امتصاص متعددة، كل منها يتوافق مع نفس الانتقال الذري (على سبيل المثال، خط "K" للكالسيوم)، ولكنها تحدث في سحب بين النجوم ذات سرعات شعاعية مختلفة . ونظرًا لاختلاف سرعة كل سحابة (إما باتجاه الراصد/الأرض أو بعيدًا عنه)، فإن خطوط الامتصاص التي تحدث داخل كل سحابة إما أن تنزاح نحو الأزرق أو نحو الأحمر (على التوالي) عن طول موجة سكون الخطوط من خلال تأثير دوبلر . كانت هذه الملاحظات، التي تؤكد أن المادة لا تتوزع بشكل متجانس، أول دليل على وجود سحب منفصلة متعددة داخل الوسط بين النجوم.

أدت الأدلة المتزايدة على وجود مادة بين النجوم إلى تعليق بيكرينغ (1912) قائلاً: "على الرغم من أن الوسط الممتص بين النجوم قد يكون ببساطة الأثير، إلا أن طبيعة امتصاصه الانتقائي، كما أشار كابتين ، هي سمة مميزة للغاز، ومن المؤكد أن جزيئات الغاز الحرة موجودة هناك، لأنها ربما تُطرد باستمرار من الشمس والنجوم."

في العام نفسه، دفع اكتشاف فيكتور هيس للأشعة الكونية ، وهي جسيمات مشحونة عالية الطاقة تتساقط على الأرض من الفضاء، آخرين إلى التكهن بما إذا كانت هذه الأشعة منتشرة أيضًا في الفضاء بين النجوم. وفي العام التالي، كتب المستكشف والفيزيائي النرويجي كريستيان بيركلاند : "يبدو من الطبيعي، بناءً على وجهات نظرنا، أن نفترض أن الفضاء برمته مليء بالإلكترونات والأيونات الكهربائية الطائرة من جميع الأنواع. لقد افترضنا أن كل نظام نجمي في مراحل تطوره يطلق جسيمات كهربائية في الفضاء. لذلك، لا يبدو من غير المعقول الاعتقاد بأن الجزء الأكبر من الكتل المادية في الكون لا يوجد في الأنظمة الشمسية أو السدم ، بل في الفضاء "الفارغ"" ( بيركلاند، 1913 ) .

لاحظ ثورندايك (1930) أنه "كان من الصعب تصديق أن الفجوات الهائلة بين النجوم خالية تمامًا. ولا يُستبعد أن تكون الشفق القطبي الأرضي ناتجة عن جسيمات مشحونة تنبعث من الشمس. وإذا كانت ملايين النجوم الأخرى تقذف أيونات أيضًا، كما هو الحال بلا شك، فلا يمكن أن يوجد فراغ مطلق داخل المجرة."

في سبتمبر 2012، أفاد علماء ناسا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) ، عند تعرضها لظروف الوسط بين النجوم (ISM) ، تتحول، عبر الهدرجة والأكسدة والهيدروكسيل ، إلى مركبات عضوية أكثر تعقيدًا ، "وهي خطوة على طريق تكوين الأحماض الأمينية والنيوكليوتيدات ، وهما المادتان الخام للبروتينات والحمض النووي DNA ، على التوالي". ^{[ 31 ] [ 32 ]} علاوة على ذلك، ونتيجة لهذه التحولات، تفقد الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بصمتها الطيفية ، وهو ما قد يكون أحد أسباب "عدم رصدها في حبيبات الجليد بين النجوم ، وخاصة في المناطق الخارجية للسحب الباردة الكثيفة أو الطبقات الجزيئية العليا للأقراص الكوكبية الأولية ". ^{[ 31 ] [ 32 ]}

في فبراير 2014، أعلنت وكالة ناسا عن قاعدة بيانات مُحسّنة بشكل كبير ^{[ 33 ]} لتتبع الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) في الكون. ووفقًا للعلماء، قد يرتبط أكثر من 20% من الكربون في الكون بالهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات، والتي يُحتمل أن تكون مواد أولية لتكوين الحياة . ويبدو أن هذه الهيدروكربونات قد تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، وهي منتشرة على نطاق واسع في جميع أنحاء الكون، وترتبط بالنجوم الجديدة والكواكب الخارجية . ^{[ 34 ]}

في أبريل 2019، أعلن علماء يعملون مع تلسكوب هابل الفضائي عن اكتشاف مؤكد لجزيئات البكمينستر فوليرين (C60 ₎ المتأينة الكبيرة والمعقدة (المعروفة أيضًا باسم "كرات البوكي") في الوسط بين النجوم. ^{[ 35 ] [ 36 ]}

في سبتمبر 2020، تم تقديم أدلة على وجود الماء في الحالة الصلبة في الوسط بين النجوم، وعلى وجه الخصوص، على وجود جليد مائي مختلط بحبيبات السيليكات في حبيبات الغبار الكوني. ^{[ 37 ]}

• كليمبرر، ويليام . "كيمياء الفضاء بين النجوم" . لندن: خطاب المؤسسة الملكية ، 1995. تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 يوليو 2026 - عبر مؤسسة فيغا للعلوم .
• الوسط بين النجوم: دليل تعليمي عبر الإنترنت