десно|мини|300x300пкс| Распределбата на јонизиран водород (позната од астрономите како H II од старата спектроскопска терминологија) во деловите на галактичкиот меѓуѕвезден медиум видливи од северната полутопка на Земјата како што е забележано со Wisconsin Hα Mapper . Меѓуѕвездена средина или меѓуѕвезден медиум (МЅС) — материјата и зрачењето што постојат во просторот помеѓу ѕвездените системи во галаксијата. Оваа материја вклучува гас во јонска, атомска и молекуларна форма, како и прашина и космички зраци. Го исполнува меѓуѕвездениот простор и непречено се вклопува во околниот меѓугалактички простор. Енергијата што зафаќа ист волумен, во форма на електромагнетно зрачење, е меѓуѕвезденото зрачење. Иако густината на атомите во МЅС е обично далеку под таа во најдобрите лабораториски вакуми, просечната слободна патека помеѓу судирите е кратка во споредба со типичните меѓуѕвездени должини, така што на овие скали МЅС се однесува како гас (поточно, како плазма: секаде е барем малку јонизиран), реагира на силите на притисок, а не како збир на честички кои не се во заемодејство.

Меѓуѕвездената средина е составена од повеќе фази кои се разликуваат по тоа дали материјата е јонска, атомска или молекуларна, како и по температурата и густината на материјата. Меѓуѕвездената средина е составена првенствено од водород, проследено со хелиум со траги на јаглерод, кислород и азот. Топлинските притисоци на овие фази се во груба рамнотежа еден со друг. Магнетните полиња и турбулентните движења исто така обезбедуваат притисок во МЅС, и обично се поважни, динамички, од топлинскиот притисок. Во меѓуѕвездената средина, материјата е првенствено во молекуларна форма и достигнува бројна густина од 1012 молекули на m3 (1 трилион молекули на m3). Во топли, дифузни региони, гасот е високо јонизиран, а густината може да биде и до 100 јони на m3. Споредливо за ова со бројна густина од приближно 1025 молекули на m3 за воздух на ниво на морето и 1016 молекули на m3 (10 квадрилиони молекули на m3) за лабораториска комора со висок вакуум. Во нашата галаксија, по маса, 99% од МЅС е гас во која било форма, а 1% е прашина. Од гасот во МЅС, по број, 91% од атомите се водород и 8,9% се хелиум, при што 0,1% се атоми на елементи потешки од водород или хелиум, познати како „метали“ на астрономски јазик. По маса ова изнесува 70% водород, 28% хелиум и 1,5% потешки елементи. Водородот и хелиумот се првенствено резултат на примордијалната нуклеосинтеза, додека потешките елементи во МЅС се главно резултат на збогатување (поради ѕвездената нуклеосинтеза) во процесот на развој на ѕвездите.

МЅС игра клучна улога во астрофизиката токму поради нејзината средна улога помеѓу ѕвездената и галактичката скала. Ѕвездите се формираат во најгустите области на МЅС, што на крајот придонесува за молекуларни облаци и го надополнува МЅС со материја и енергија преку планетарните маглини, ѕвездени ветрови и супернови. Ова заемодејство помеѓу ѕвездите и МЅС помага да се одреди брзината со која галаксијата ја исцрпува својата гасовита содржина, а со тоа и нејзиниот животен век на активно формирање на ѕвезди.

Војаџер 1 стигнал до МЅС на 25 август 2012 година, што го прави првиот вештачки објект од Земјата што го направил тоа. Меѓуѕвездената плазма и прашина ќе се проучуваат до проценетиот датум на завршување на мисијата во 2025 година. Неговиот близнак Војаџер 2 влегол во МЅС на 5 ноември 2018 година. десно|мини|200x200пкс| Војаџер 1 е првиот вештачки објект кој стигнал до меѓуѕвездената средина.

Меѓуѕвездена материја Табела 1 покажува расчленување на својствата на компонентите на МЅС на Млечниот Пат. +Table 1: Components of the interstellar mediumКомпонентаВолуменСкална висина(pc)Температура(K)Густина (particles/cm3)состојба на водородПримарни техники на набљудувањеМолекуларни облаци < 1%8010–20102–106молекуларенРадио и инфрацрвени линии на молекуларна емисија и апсорпцијаСтдена неутрална средина (СНС)1–5%100–30050–10020–50неутрален атомскиНасобирање на H I 21 см Топла неутрална средина (ТНС)10–20%300–4006000–100000.2–0.5неутрален атомскиЕмисија на H I 21 см Топла јонизирана средина (ТЈС)20–50%100080000.2–0.5јонизиранЕмисија на Hα и пулсарна дисперзијаРегиони на H II < 1%708000102–104јонизиранЕмисија на Hα и пулсарна дисперзијаНејонизирана средина (НЈС)30–70%1000–3000106–10710−4–10−2јонизиранемисија на Х-зраци; линии на апсорпција на високо јонизирани метали, првенствено во ултравиолетовите

Трифазен модел Филд, Голдсмит и Хабинг (1969) го предложиле статичкиот двофазен модел на рамнотежа за да ги објаснат набљудуваните својства на МЅС. Нивниот моделиран МЅС вклучувал ладна густа фаза (T < 300 K), која се состои од облаци од неутрален и молекуларен водород, и топла фаза на меѓуоблак (T ~ 104 K), која се состои од редок неутрален и јонизиран гас. Меккеј & Острикер (1977) додале динамична трета фаза која го претставувала многу жешкиот (T ~ 106 K) гас кој бил опатен од супернови и го сочинувал најголемиот дел од волуменот на МЅС. Овие фази се температури каде што греењето и ладењето можат да достигнат стабилна рамнотежа. Нивниот труд ја формирал основата за понатамошно проучување во следните три децении. Сепак, релативните пропорции на фазите и нивните поделби сè уште не се добро разбрани.

Основната физика зад овие фази може да се разбере преку однесувањето на водородот, бидејќи ова е далеку најголемата состојка на МЅС. Различните фази се приближно во рамнотежа на притисокот над поголемиот дел од галактичкиот диск, бидејќи областите со вишок притисок ќе се прошират и оладат, а исто така и областите под притисок ќе бидат компресирани и загреани. Затоа, бидејќи P = nk T, жешките региони (високо T) генерално имаат ниска густина на бројот на честички n. Короналниот гас има доволно мала густина што судирите помеѓу честичките се ретки и се создава толку малку зрачење, па оттука има мала загуба на енергија и температурата може да остане висока во периоди од стотици милиони години. Спротивно на тоа, штом температурата ќе падне на O (105 келвини) со соодветно поголема густина, протоните и електроните може да се рекомбинираат за да формираат атоми на водород, испуштајќи фотони кои ја одземаат енергијата од гасот, што доведува до ладење. Оставено само на себе, ова ќе ја произведе топлата неуреална средина. Сепак, OB-ѕвездите се толку жешки што некои од нивните фотони имаат енергија поголема од Лимановата граница, E > 13,6 eV, доволно за јонизирање на водородот. Таквите фотони ќе се апсорбираат и ќе го јонизираат секој неутрален атом на водород што ќе го сретнат, поставувајќи динамична рамнотежа помеѓу јонизацијата и рекомбинацијата, така што гасот доволно блиску до OB-ѕвездите е речиси целосно јонизиран, со температура околу 8000 K (освен доколку веќе е во короналната фаза), до растојанието каде што се потрошени сите јонизирачки фотони. Овој фронт за јонизација ја означува границата помеѓу Топла јонизирана и Топла неутралена средина.

OB-ѕвездите, а исто така и поладните, произведуваат многу повеќе фотони со енергија под Лимановата граница, кои поминуваат низ јонизираниот регион речиси неапсорбирани. Некои од нив имаат доволно висока енергија (> 11,3 eV) за да ги јонизираат јаглеродните атоми, создавајќи регион C II („јонизиран јаглерод“) надвор од фронтот на јонизација (водород). Во густите региони, ова може да биде ограничено по големина поради достапноста на фотоните, но често овие фотони можат да навлезат низ неутралната фаза и да се впијат единствено во надворешните слоеви на молекуларните облаци. Фотоните со E > 4 eV или повеќе можат да разбијат молекули како што се H2 и CO, создавајќи регион на фотодисоцијација (РФД) кој е повеќе или помалку еквивалентен на топлата неутрална средина. Овие процеси придонесуваат за загревање на Топла неутрална средина . Разликата помеѓу топла и ладна неутрална средина повторно се должи на опсегот на температура/густина во кој се јавува неизбежно ладење.

Најгустите молекуларни облаци имаат значително поголем притисок од меѓуѕвездениот просек, бидејќи тие се врзани заедно со сопствената гравитација. Кога во таквите облаци се формираат ѕвезди, особено OB-ѕвезди, тие го претвораат околниот гас во топла јонизирана фаза, што претставува зголемување на температурата. Првично, гасот сè уште е со густина на молекуларни облаци, и затоа со многу поголем притисок од просекот на МЅС: ова е класичен регион H II. Големиот прекумерен притисок предизвикува јонизираниот гас да се прошири подалеку од преостанатиот молекуларен гас а протокот ќе продолжи се додека молекуларниот облак целосно не испари или ОВ ѕвездите не стигнат до крајот на својот живот, по неколку милиони години . Во тој момент OB-ѕвездите експлодираат како супернови, создавајќи експлозивни бранови во топлиот гас што ги зголемува температурите до короналната фаза (статоци од супернова). И овие се прошируваат и се ладат во текот на неколку милиони години додека не се вратат на просечниот притисок на МЅС.

МЅС во различни видови галаксија мини|Тридимензионална структура во столбовите на создавањето. Повеќето дискусии за меѓуѕвездената средина се однесуваат на спиралните галаксии како Млечниот Пат, во кои речиси целата маса во МЅС е ограничена на релативно тенок диск, обично со скална висина околу 100 парсеци (300 светлосни години), што може да се спореди со типичен пречник на дискот од 30.000 парсеци. Гас и ѕвезди во дискот орбитираат околу галактичката средина со типични орбитални брзини од 200 km/s. Ова е многу побрзо од случајните движења на атомите во МЅС, но бидејќи орбиталното движење на гасот е кохерентно, просечното движење не влијае директно на структурата во МЅС. Висината на вертикалната скала на МЅС е поставена приближно на ист начин како и атмосферата на Земјата, како рамнотежа помеѓу месното гравитационо поле (доминирано од ѕвездите во дискот) и притисокот. Понатаму од рамнината на дискот, МЅС е главно во топла и коронална фаза со мала густина, кои се протегаат најмалку неколку илјади парсеци подалеку од рамнината на дискот. Овој галактички ореол или „корона“ исто така содржи значително магнетно поле и густина на енергијата на космичкиот зрак.

Вртењето на галактичките дискови влијае на структурите на МЅС на неколку начини. Бидејќи аголната брзина се намалува со зголемувањето на растојанието од центарот, секоја карактеристика на МЅС, како што се џиновските молекуларни облаци или линиите на магнетното поле, кои се протегаат низ опсегот на полупречникот, се стрижат со диференцијална вртење, и така имаат тенденција да се протегаат во тангенцијална насока; на оваа тенденција се спротивставува меѓуѕвездената турбуленција која има тенденција да ги рандомизира структурите. Спиралните краци се должат на пертурбации во орбитите на дискот - во суштина бранувања во дискот, што предизвикуваат орбитите наизменично да се спојуваат и да се разминуваат, компресираат и потоа прошируваат на месната МЅС. Видливите спирални краци се области со максимална густина, а компресијата често предизвикува формирање на ѕвезди во молекуларните облаци, што доведува до изобилство на H II региони долж краците. Кориолисовата сила, исто така, влијае на големите карактеристики на МЅС.

Неправилните галаксии како што се Магелановите облаци имаат слични меѓуѕвездени средини како спиралите, но помалку организирани. Во елиптичните галаксии, МЅС е речиси целосно во короналната фаза, бидејќи не постои кохерентно движење на дискот за да се поддржи ладен гас далеку од центарот: наместо тоа, висината на скалата на МЅС мора да биде споредлива со полупречникот на галаксијата. Ова е во согласност со набљудувањето дека има малку знаци за тековно формирање на ѕвезди кај елиптичните. Некои елиптични галаксии навистина покажуваат докази за мала компонента на дискот, со МЅС слична на спиралите, закопана блиску до нивните центри. МЅС на леќести галаксии, како и со нивните други својства, се појавуваат како средно помеѓу спиралите и елиптичните.