Medio interestelar

Imaxe da distribución de hidróxeno ionizado (coñecido polos astrónomos como H II segundo a terminoloxía da vella espectroscopia) nas partes do medio interestelar galáctico visibles desde o hemisferio norte da Terra como se observou co Wisconsin Hα Mapper

En astronomía, o medio interestelar (MIE, ou na literatura inglesa, ISM) é a materia e a radiación que existe no espazo entre os sistemas estelares na galaxia. Esta materia inclúe gas en forma iónica, atómica e molecular, así como po e raios cósmicos. Enche o espazo interestelar e mestúrase progresivamente co espazo intergaláctico que o rodea. A enerxía que ocupa o mesmo volume, en forma de radiación electromagnética, é o campo de radiación interestelar.

O medio interestelar está composto de múltiples fases, que se distinguen pola natureza iónica, atómica ou molecular da materia, e a temperatura e densidade da materia. O medio interestelar está composta principalmente de hidróxeno seguido de helio con cantidades traza (en comparación co hidróxeno) de carbono, oxíxeno e nitróxeno. As presións térmicas destas fases están en equilibrio entre si. Os campos magnéticos e movementos turbulentos tamén proporcionan presión ao MIE, e son normalmente máis importantes dinamicamente que a presión térmica.

En todas as fases, o medio interestelar é extremadamente tenue para os estándares terrestres. En frío, nas rexións densas do MIE, a materia está principalmente en forma molecular e alcanza densidades en número de moléculas de 10⁶ moléculas por cm³ (1 millón de moléculas por cm³). En quente, nas rexións difusas do MIE, a materia está principalmente ionizada, e a densidade pode ser de tan só 10⁻⁴ ións por cm³. Compárese isto coas densidades de aproximadamente 10¹⁹ moléculas por cm³ do aire a nivel do mar, e de 10¹⁰ moléculas por cm³ (10 mil millóns de moléculas por cm³) nunha cámara de alto baleiro de laboratorio. Por masa, o 99% do MIE é gas en calquera das súas formas, e o 1% é po. Do gas no MIE, en número de átomos o 91% dos átomos son de hidróxeno e o 9% son de helio, cun 0,1% de átomos de elementos máis pesados que estes, que se denominan "metais" na linguaxe astronómica. En masa isto supón un 70% de hidróxeno, un 28% de helio e un 1,5% de elementos máis pesados. O hidróxeno e o helio son principalmente o resultado da nucleosíntese primordial, mentres que os elementos máis pesados no MIE son principalmente o resultado dun enriquecemento ao longo do proceso da evolución estelar.

O MIE desempeña un papel crucial en astrofísica debido ao seu papel intermediario entre as escalas estelar e galáctica. As estrelas fórmanse dentro das rexións máis densas do MIE, que son as nubes moleculares, e reenchen o MIE con materia e enerxía a través das nebulosas planetarias, ventos solares e supernovas. Esta interacción entre as estrelas e o MIE axuda a determinar a taxa á cal unha galaxia vai perdendo o seu contido gasoso, e, por tanto, a duración do seu período de formación activa de estrelas.

O Voyager 1 alcanzou o MIE en 2012, polo que foi o primeiro obxecto artificial da Tera en facelo. O plasma interstelar e o po serán estudados ata o final previsto da misión en 2025.

O Voyager 1 foi o primeiro obxecto artificial en alcanzar o MIE

Materia interestelar

A táboa 1 mostra o detalle das propiedades dos compoñentes do MIE da Vía Láctea.

Táboa 1: Compoñentes do medio interestelar

Compoñente	Volume fraccional	Altura de escala (pc)	Temperatura (K)	Densidade (partículas/cm3)	Estado do hidróxeno	Técnicas observacionais primarias
Nubes moleculares	< 1%	80	10–20	102–106	molecular	emisión molecular de radio e infravermella e liñas de absorción
Medio Neutro Frío (Cold Neutral Medium, CNM)	1–5%	100–300	50–100	20–50	atómico neutro	absorción da liña H I 21 cm
Médio Neutro Cálido (Warm Neutral Medium, WNM)	10–20%	300–400	6000–10000	0.2–0.5	atómico neutro	emisión da liña H I 21 cm
Medio Ionizado Cálido (Warm Ionized Medium, WIM)	20–50%	1000	8000	0.2–0.5	ionizado	emisión Hα e dispersión púlsar
Rexións H II	< 1%	70	8000	102–104	ionizado	emisión Hα e dispersión púlsar
Gas coronal Medio Ionizado Quente (Hot Ionized Medium, HIM)	30–70%	1000–3000	106–107	10−4–10−2	ionizado (os metais tamén están altamente ionizados)	emisión de raios X; liñas de absorción de metais altamente ionizados, principalmente no ultravioleta

O modelo de tres fases

Field, Goldsmith e Habing (1969) propuxeron o modelo de equilibrio de dúas fases estático para explicar as propiedades observadas do MIE. O seu mocdelo de MIE consistía nunha fase densa fría (T < 300 K), que constaba de nubes de hidróxeno molecular e neutro, e unha fase internubes cálida (T ~ 10⁴ K), que constaba de gas rarificado neutro e ionizado. McKee e Ostriker (1977) engadiron unha terceira fase dinámica que representaba o gas moi quente (T ~ 10⁶ K), que fora quentado pola sacudida de supernovas e constituía a maior parte do volume do MIE. Estas fases son as temperaturas nas que o quentamento e arrefriamento poden alcanzar un equilibrio estable. Os seus artigos foron a base dos estudos posteriores nas últimas tres décadas. Porén, as proporcións relativas das fases e as súas subdivisións aínda non son ben coñecidas.

O modelo do hidróxeno atómico

Este modelo ten en conta só o hidróxeno atómico: as temperaturas maiores de 3 000 K rompen as moléculas, as menores de 50 000 K deixan os átomos no seu estado fundamental. Asúmese que a influencia doutros átomos (He ...) é desprezable. A presión asúmese que é moi baixa, polo que as duracións dos camiños libres dos átomos son maiores de ~ 1 nanosegundo de duración de pulsos de luz, que produce luz ordinaria temporalmente incoherente.

Neste gas sen colisións, aplícase a teoría de Einstein das interaccións luz coherente-materia, e todas as interaccións gas-luz son espacialmente coherentes. Supoñamos que se pulsa unha luz monocromática, entón é dispersada polas moléculas que teñen unha frecuencia de resonancia cuadrupolo (Raman). Se “a lonxitude dos pulsos de luz é máis curta que todas as constantes de tempo implicadas” (Lamb (1971)), actúa unha “dispersión Raman estimulada impulsiva (impulsive stimulated Raman scattering, ISRS) ” (Yan, Gamble & Nelson (1985)): aínda que a luz xerada por Raman incoherente a unha frecuencia desprazada ten unha fase independente da fase da luz excitante, e así xera unha nova liña espectral, a coherencia entre a luz incidente e dispersada permite a súa interferencia nunha soa frecuencia, e así despraza a frecuencia incidente. O modelo asume que unha estrela radia un espectro de luz continuo ata os raios X. As frecuencias Lyman son absorbidas nesta luz e bombean átomos principalmente ao seu primeiro estado excitado. Neste estado, os períodos hiperfinos son maiores de 1 ns, polo que un ISRS “pode” desprazar ao vermello a frecuencia da luz, poboando os niveis hiperfinos altos. Outro ISRS “pode” transferir enerxía desde os niveis hiperfinos a ondas electromagnéticas térmicas, polo que o desprazamento ao vermello é permanente. A temperatura da luz é definida a partir da frecuencia e radiancia espectral pola fórmula de Planck. A medida que a entropía se incementa, o “pode” convértese en “fai”. Porén, onde unha liña previamente absorbida (primeira Lyman beta, ...) alcanza a frecuencia Lyman alfa, o proceso de desprazamento ao vermello detense e todas as liñas do hidróxeno son fortemente absorbidas. Pero a detención non é perfecta se hai enerxía a frecuencias desprazadas á frecuencia Lyman beta, o que produce un lento desprazamento ao vermello. Os sucesivos desprazamentos ao vermello separados por absorcións Lyman xeran moitas liñas de absorción, cuxas frecuencias, deducidas a partir de procesos de absorción, obedecen a unha lei máis fiable que a fórmula de Karlsson.

O proceso previo excita cada vez a máis átomos porque unha desexcitación obedece a unha lei de Einstein de interaccións coherentes: a variación dI de radiancia I dun raio de luz ao longo dun camiño dx é dI=BIdx, onde B é o coeficiente de amplificación de Einstein, que depende do medio. Por outra parte, I é o módulo do vector de campo de Poynting, a absorción ocorre por un vector oposto, que corresponde a un cambio de signo de B. O factor I nesta fórmula mostra que os raios intensos son máis amplificados que os débiles (competición de modos). A emisión dun lampo require unha radiancia suficiente I proporcionada polo campo de punto cero aleatorio. Despois da emisión dun lampo, o B débil increméntase por bombeao mentres que I permanece próximo a cero: a desexcitación por unha emisión coherente implica parámetros estocásticos de campo de punto cero, como o que se observa preto de cuásares (e nas auroras polares).

Estruturas

Estrutura tridimensional dos Piares da Creación.

O MIE é turbulento e, por tanto, cheo de estrutura en todas as escalas espaciais. As estrelas nacen nas profundidades de grandes complexos de nubes moleculares, normalmente dun tamaño duns poucos parsecs. Durante a súa vida e morte, as estrelas interaccionan fisicamente co MIE.

Os ventos estelares de cúmulos de estrelas xoves (a miúdo con rexións HII xigantes e superxigantes que as rodean) e as ondas de choque creadas polas supernovas inxectan enormes cantidades de enerxía nos seus arredores, o cal orixina unha turbulencia hipersónica. Poden observarse as estruturas resultantes – de variados tamaños –, como burbullas de vento estelar e superburbullas de gas quente, vistas por telecopios satélite de raios X ou fluxos turbulentos observados en mapas de radiotelescopios.

O Sol está actualemtne viaxando a través da Nube Interestelar Local, unha rexión máis densa dentro da Burbulla Local de baixa densidade.

Interacción co medio interplanetario

Un vídeo curto narrado (en inglés) sobre as observacións de materia interestelar do IBEX.

O medio interestelar empeza onde acaba o medio interplanetario do sistema solar. O vento solar ralentiza as velocidades subsónicas no shock de terminación, a 90-100 unidades astronómicas do Sol. Na rexión que está alén do shock de terminación, chamada a heliofunda, a materia interestelar interacciona co vento solar. O Voyager 1, o obxecto feito polo ser humano que está máis lonxe da Terra (desde 1998), cruzou o shock de terminación o 16 de decembro de 2004 e posteriormente entrou no espazo interestelar ao cruzar a heliopausa o 25 de agosto de 2012, proporcionando a primeira proba directa das condicións do MIE (Stone, Cummings, McDonald, Heikkila - 2005).

Extinción interestelar

O MIE é tamén responsable da extinción e o avermellamento, o decrecemento da intensidade da luz e o desprazamento nas lonxitudes de onda observables dominantes da luz dunha estrela. Estes efectos son causados pola dispersión e absorción de fotóns e permiten que o MIE sexa observado a simple vista nun ceo escuro. Os ocos aparentes que poden verse na banda da Vía Láctea – un disco uniforme de estrelas – son causados pola absorción de luz estelar de fondo por nubes moleculares nun espazo duns poucos miles de anos luz arredor da Terra.

A luz ultravioleta distante é absorbida polos compoñentes neutros do MIE. Por exemplo, unha lonxitude de onda de absorción típica de hidróxeno atómico é duns 121,5 nanómetros, a transición Lyman alfa. Por tanto, é case imposible ver a luz emitida a esa lonxitude de onda a partir dunha estrela situada a unha distancia de máis duns poucos centos de anos luz da Terra, porque a maioría dela é absorbida durante a viaxe á Terra por hidróxeno neutro que está polo camiño.

Quentamento e arrefriamento

O MIE está normalmente lonxe do equilibrio termodinámico. As colisións establecen unha distribución de Maxwell–Boltzmann de velocidades, e a 'temperatura' usada normalmente para describir o gas interestelar é a 'temperatura cinética', que describe a temperatura á cal as partículas terían a distribución de velocidades de Maxwell–Boltzmann observada en equilibrio termodinámico. Porén, o campo de radiación interestelar é tipicamente moito máis feble que un medio en equilibrio termodinámico; máis a miúdo é aproximadamente o dunha estrela de clase A (con temperatura superficial de ~10 000 K) moi diluída. Por tanto, os niveis de enlace nun átomo ou molécula no MIE raramente están poboados segundo a fórmula de Boltzmann (Spitzer 1978, § 2.4).

Dependendo da temperatura, densidade e estado de ionización dunha porción do MIE, hai diferentes mecanismos de quentamento e arrefriamento que determinan a temperatura do gas.

Mecanismos de quentamento

Quentamento por raios cósmicos de baixa enerxía.

O primeiro mecanismo proposto para o quentamento do MIE foi o quentamento por raios cósmicos de baixa enerxía. Os raios cósmicos son unha eficiente fonte de quentamento que pode penetrar nas profundidades das nubes moleculares. Os raios cósmicos transfiren enerxía a un gas por medio da ionización e da excitación e a electróns libres por medio de interaccións de Coulomb. Os raios cósmicos de baixa enerxía (duns poucos MeV) son máis importatnes porque son con diferenza máis numerosos que os raios cósmicos de alta enerxía.

Quentamento fotoeléctrico por grans de po.

A radiación ultravioleta emitida por estrelas quentes pode arrancar electróns dos grans de po. O fotón é absorbido polos grans de po, e parte da súa enerxía é utilizada para superar a barreira da enerxía potencial e eliminar os electróns dos grans. Esta barreira potencial débese á enerxía de unión do electrón (a función de traballo) e a carga do gran. O resto da enerxía do fotón dá a enerxía cinética do electrón exectado, que quenta o gas por medio de colisións con outras partículas. Unha distribución de tamaños típica dos grans de po é n(r) ∝ r^−3,5, onde r é o raio da partícula de po. Asumindo isto, a distribución da área superficial dos grans proxectados é πr²n(r) ∝ r^−1,5. Isto indica que os grans de po máis pequenos dominan este método de quentamento.

Fotoionización.

Cando un electrón se libera dun átomo (normalmente porque se absorbeu un fotón UV) leva unha enerxía cinética da orde E_fotón − E_ionización. Este mecanismo de quentamento domina nas rexións H II, pero é insignificante no MIE difuso debido á relativa falta de átomos de carbono neutros.

Quentamento por raios X.

Os raios X causan a saída de electróns dos átomos e ións, e estes fotoelectróns poden provocar ionizacións secundarias. Dado que a intensidade é a miúdo baixa, este quentamento só é eficiente nun medio atómico menos denso cálido (xa que a columna de densidade é pequena). Por exemplo, en nubes moleculares só os raios X duros poden penetrar e o quentamento por raios X pode ser ignorado. Isto sempre asumindo que a rexión non está preto dunha fonte de raios X, como un resto de supernova.

Quentamento químico.

O hidróxeno molecular (H₂) pode formarse na superficie dos grans de po cando se encontran dous átomos de H (que poden viaxar sobre o gran). Este proceso rende 4,48 eV de enerxía distribuída sobre os modos vibracional e rotacional, a enerxía cinética da molécula H₂, así como o quentamento do gran de po. Esta enerxía cinética, e a enerxía transferida pola desexcitación da molécula de hidróxeno por medio de colisións, quenta o gas.

Quentamento gran-gas.

As colisións a altas densidades entre átomos e moléculas de gas con grans de po poden transferir enerxía termicamente. Isto non é importante nas rexións HII porque a radiación UV é máis importante. Tampouco é importante no medio ionizado difuso debido á baixa densidade. No medio difuso neutro os grans son sempre máis fríos, pero non arrefrían eficazmente o gas debido ás baixas densidades.

O quentamento dos grans por intercambio térmico é moi importante nos restos de supernovas nos que as densidades e temperaturas son moi altas.

O quentamento do gas por medio de colisións gran-gas é dominante nas profundidades das nubes moleculares (especialmente a altas densidades). A radiación infravermella distante penetra profundamene debido á profundidade óptica baixa. Os grans de po son quentados por medio desta radiación e poden transferir enerxía térmica durante as colisións co gas. Unha medida da eficiencia no quentamento vén dada polo coeficiencte de acomodación:

$\alpha ={\frac {T_{2}-T}{T_{d}-T}}$

onde T é a temperatura do gas, T_d a temperatura do po, e T₂ a temperatura poscolisión do átomo ou molécula de gas. Este coeficiente foi medido por Burke e Hollenbach (1983) como de α = 0,35.

Outros mecanismos.

Tamén se presentan outros variados mecanismos macroscópicos de quentamento, como:

• Colapso gravitacional dunha nube
• Explosións de supernovas
• Vento estelar
• Expansión das rexións H II
• Ondas magnetohidrodinámicas creadas por restos de supernovas

Mecanismos de arrefriamento

Arrefriamento de estrutra fina.

O proceso de arrefriamento de estrutura fina é dominante na maioría das rexións do medio interestelar, excepto nas rexións de gas quente e nas rexións profundas das nubes moleculares. Prodúcese máis eficientemente con abundancia de átomos que teñen niveis de estrutura fina próximos ao nivel fundamental como: C II e O I no medio neutro e O II, O III, N II, N III, Ne II e Ne III en rexións H II. As colisións excitarán estes átomos a niveis máis altos, e finalmente se desexcitarán por medio da emisión de fotóns, que levarán a enerxía fóra da rexión.

Arrefriamento por liñas permitidas.

A temperaturas máis baixas, poden ser poboados máis niveis que os niveis de estrutura fina por medio de colisións. Por exemplo, a excitación colisional do nivel n = 2 do hidróxeno liberará un fotón Ly-α por desexcitación. Nas nubes moleculares, a excitación de liñas rotacionais do CO é importante. Unha vez que unha molécula é excitada, finalmente volve a un estado de enerxía inferior, emitindo un fotón que pode abandonar a rexión, arrefriando a nube.

Propagación de radioondas

Atenuación atmosférica en dB/km como función da frecuencia sobre a banda EHF. Os picos de absorción a frecuencias específicas son un problema, debido aos constituíntes da atmosfera como o vapor de auga (H₂O) e o dióxido de carbono (CO₂).

As ondas de radio de ≈10 kHz (frecuencia moi baixa) a ≈300 GHz (frecuencia extremadamente alta) propáganse de maneira diferente no espazo interestelar que na superficie da Terra. Alí hai moitas fontes de interferencia e distorsión do sinal que non existen na Terra. Gran parte da radioastronomía depende de compensar os diferentes efectos de propagación para decubrir o sinal desexado.

Historia do coñecemento do espazo interestelar

Obxecto Herbig–Haro 110 que execta gas a través do espazo interestelar.

A natureza do medio interestelar recibiu a atención de astrónomos e científicos durante séculos, e o coñecemento do MIE foise desenvolvendo. Porén, primeiro tiveron que comprender o concepto básico de espazo "interestelar". O termo parece que se usou por primeira vez nunha publicación de Bacon (1626): "O ceo interestelar.. ten .. tanta afinidade coas estrelas, que hai unha rotación do mesmo, igual que as estrelas." Posteriormente, o filósofo natural Robert Boyle (1674) discutiu "A parte interestelar dos ceos, que para varios dos modernos epicúreos tería que estar baleira."

Antes da teoría electromagnética moderna, os primeiros físicos postulaban que existía un éter luminífero invisible como medio para a propagación das ondas de luz. Asumíase que este éter se estendía no espazo interestelar, tal como escribiu Patterson (1862): "estes efluxos ocasionan unha oscilación, ou movemento vibratorio, no éter, que enche os espazos interestelares."

O advimento de imaxes fotográficas profundas permitiu a Edward Barnard obter as primeiras imaxes de nebulosas escuras perfiladas sobre o campo de fondo de estrelas da galaxia, mentres que a primeira detección real de materia difusa fría no espazo interestelar fíxoa Johannes Hartmann en 1904 utilizando espectroscopia de liñas de absorción. Neste estudo histórico do espectro e órbita de Delta Orionis, Hartmann observou a luz procedente desta estrela e decatouse de que parte desa luz era absorbida antes de que chegase á Terra. Hartmann informou de que a absorción da liña "K" do calcio parecía "extraordinariamente débil, pero case perfectamente nítida" e tamén informou do "resultado bastante sorprendente de que a liña do calcio a 393,4 nanómetros non se comparte nos desprazamentos períodicos das liñas causadas polo movemento orbital da estrela binaria espectroscópica". A natureza estacionaria da liña fixo que Hartmann concluíse que o gas responsable da absorción non estaba presente na atmosfera de Delta Orionis, senón que estaba localizado dentro dunha nube illada de materia que residía nalgures ao longo da liña visual desta estrela. Este descubrimento foi o lanzamento do estudo do medio interestelar.

Nunha serie de investigacións, Viktor Ambartsumian introduciu a agora comunmente aceptada noción de que a materia interestelar aparece en forma de nubes.

Despois da identificación de Hartmann da absorción do calcio interestelar, Heger (1919) detectou o sodio interestelar coa observactón da absorción estacionaria das liñas "D" de átomos a 589,0 e 589,6 nanómetros en dirección a Delta Orionis e Beta Scorpii.

As seguintes observacións das liñas "H" e "K" do calcio feitas por Beals (1936) revelaron perfís dobres e asimétricos no espectro de Epsilon e Zeta Orionis. Estes foron os primeiros pasos no estudo da moi complexa liña visual interestelar cara a Orion. Os perfís de liñas de absorción asimétricas son o resultado da superposición de múltiples liñas de absorción, cada unha das cales corresponde á mesma transición atómica (por exemplo a liña "K" do calcio), pero aparecen nas nubes interestelares con diferentes velocidades radiais. Como cada nube ten unha velocidade diferente (en dirección ou afastándose do observador/Terra) as liñas de absorción que aparecen dentro de cada nube son desprazadas ao azul ou ao vermello, respectivamente, das liñas do resto de lonxitudes de onda, debido ao efecto Doppler. Estas observacións que confirmaban que a materia non está distribuída homoxeneamente foron a primeira proba de que había múltiples nubes discretas dentro do MIE.

Este nó dun ano luz de longo do gas e po interestelar lembra unha eiruga.

As crecentes evidencias sobre o material interestelar levaron a Pickering (1912) a comentar que "Mentres que o medio de absorción interestelar pode ser simplemente o éter, porén o carácter da súa absorción selectiva, como indicou Kapteyn, é característica dun gas, e alí hai, certamente, moléculas gasosas libres, xa que probablemente están sendo expulsadas constantemente do Sol e as estrelas."

O mesmo ano o descubrimento por Victor Hess dos raios cósmicos, partículas cargadas moi enerxéticas que choven sobre a Terra desde o espazo, levou a outros a especular se tamén se difundían no espazo interestelar. O seguinte ano o explorador noruegués e o físico Kristian Birkeland escribiu: "Parece ser unha consecuencia natural dos nosos puntos de vista asumir que todo o espazo está cheo de electróns e ións eléctricos voantes de todos os tipos. Asumimos que cada sistema estelar en evolución desprende corpúsculos eléctricos ao espazo. Non parece irrazoable, por tanto, pensar que a maior parte das masas materiais do universo non se encontran nos sistemas solares e nebulosas, senón no espazo 'baleiro'" (Birkeland (1913).

Thorndike (1930) indicou que "apenas podía crerse que os enormes espazos entre as estrelas estivesen completamente baleiros. As auroras terrestres non é improbable que sexan excitadas por patrticulas cargadas emitidas polo Sol. Se os outros millóns de estrelas están tamén exectando ións, como é indubidablemente certo, non pode existir un absoluto baleiro na galaxia."

En setembro de 2012, científicos da NASA informaron de que os hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs), suxeitos ás condicións do medio interestelar, son transformados por hidroxenación, oxixenación e hidroxilación a moléculas orgánicas máis complexas: "un paso ao longo do camiño cara aos aminoácidos e nucleótidos, a materia prima das proteínas e o ADN, respectivamente". Ademais, como resultado destas transformacións, os PAHs perden as súas sinaturas espectroscópicas, que poderían ser unha das razóns "da falta de detección de PAH nos grans de xeo interestelar, particularmente nas rexións externas de nubes densas frías ou nas capas moleculares superiores de discos protoplanetarios."

En febreiro de 2014, a NASA anunciou a creación dunha base de datos moi mellorada para o rastreo de hidrocarburos policíclicos aromáticos no universo. Segundo os científicos, máis do 20% dos carbonos do universo poden estar asociados con PAHs, posibles materiais iniciais para a formación da vida. Os PAHs parece que se formaron pouco despois do big-bang, están espallados por todo o universo, e están asociados con novas estrelas e exoplanetas.

Véxase tamén

Bibliografía

• Bacon, Francis (1626), Sylva (3545 ed.)
• Beals, C. S. (1936), "On the interpretation of interstellar lines", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 96: 661, Bibcode:1936MNRAS..96..661B, doi:10.1093/mnras/96.7.661
• Birkeland, Kristian (1913), "Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (section 2), Nova York: Christiania (now Oslo), H. Aschelhoug & Co., p. 720 out-of-print, full text online
• Boyle, Robert (1674), The Excellency of Theology Compar'd with Natural Philosophy, ii. iv., p. 178
• Burke, J. R.; Hollenbach, D.J. (1983), "The gas-grain interaction in the interstellar medium – Thermal accommodation and trapping", Astrophysical Journal, 265: 223, Bibcode:1983ApJ...265..223B, doi:10.1086/160667
• Dyson, J. (1997), Physics of the Interstellar Medium, Londres: Taylor & Francis
• Field, G. B.; Goldsmith, D. W.; Habing, H. J. (1969), "Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas", Astrophysical Journal, 155: L149, Bibcode:1969ApJ...155L.149F, doi:10.1086/180324
• Ferriere, K. (2001), "The Interstellar Environment of our Galaxy", Reviews of Modern Physics, 73 (4): 1031–1066, arXiv:astro-ph/0106359 Freely accessible, Bibcode:2001RvMP...73.1031F, doi:10.1103/RevModPhys.73.1031
• Haffner, L. M.; Reynolds, R. J.; Tufte, S. L.; Madsen, G. J.; Jaehnig, K. P.; Percival, J. W. (2003), "The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey", Astrophysical Journal Supplement, 145 (2): 405, arXiv:astro-ph/0309117 Freely accessible, Bibcode:2003ApJS..149..405H, doi:10.1086/378850. The Wisconsin Hα Mapper is funded by the National Science Foundation.
• Heger, Mary Lea (1919), "Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 31 (184): 304, Bibcode:1919PASP...31..304H, doi:10.1086/122890
• Lamb G. L. Jr. “Analytical description of ultra-short optical pulse propagation in a resonant medium”, Rev. Mod. Phys., 43, 99-124.
• Lequeux, J. The Interstellar Medium. Springer 2005.
• McKee, C. F.; Ostriker, J. P. (1977), "A theory of the interstellar medium – Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate", Astrophysical Journal, 218: 148, Bibcode:1977ApJ...218..148M, doi:10.1086/155667
• Patterson, Robert Hogarth (1862), "Colour in nature and art", Essays in History and Art, 10 Reprinted from Blackwood's Magazine.
• Pickering, W. H. (1912), "The Motion of the Solar System relatively to the Interstellar Absorbing Medium", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 72: 740, Bibcode:1912MNRAS..72..740P, doi:10.1093/mnras/72.9.740
• Spitzer, L. (1978), Physical Processes in the Interstellar Medium, Wiley, ISBN 0-471-29335-0
• Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (2005), "Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond", Science, 309 (5743): 2017–20, Bibcode:2005Sci...309.2017S, doi:10.1126/science.1117684, PMID 16179468
• Thorndike, S. L. (1930), "Interstellar Matter", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42 (246): 99, Bibcode:1930PASP...42...99T, doi:10.1086/124007
• Yan, Y. X.; Gamble, E.B. Jr.; Nelson K. A. (1985), “Impulsive Stimulated Scattering: General Importance in Femto-second Laser Pulse Interactions with Matter and Spectroscopic Applications”, J. Chem. Phys., 83, 3591–5399.

Outros artigos

• Heliosfera
• Nube molecular

Ligazóns externas

• Freeview Vídeo 'Chemistry of Interstellar Space' William Klemperer, Harvard University. A Royal Institution Discourse by the Vega Science Trust.
• The interstellar medium: an online tutorial