Međuzvjezdana tvar (kratica: ISM, premaengleskomInterStellar Medium) je rijetka tvar rasprostrta između zvijezda. UMliječnoj stazi čini 10 do 15% vidljive tvari, a njezinojmasi pridonosi najvišeplin (99%), a vrlo malo prah (1%). Zbog upijanja i raspršenjasvjetlosti u međuzvjezdanoj tvari, pri čem se modra boja raspršuje jače od crvene, udaljenije zvijezde manjeg su sjaja i svjetlost im je crvenija. Tako na primjer u pojasu Mliječne staze, na udaljenosti od 3 000svjetlosnih godina, svjetlost oslabi 5 puta. Međuzvjezdana tvar otkriva se analizom zvjezdane svjetlosti. Plinoviti sastojci otkrivaju se s pomoću takozvanih mirnihspektralnih linija, to jest apsorpcijskih linija koje se zapažaju uzvjezdanim spektrima, a koje pritom ne pokazuju pomake zbog gibanja zvijezda.[1]
Međuzvjezdana tvar nastaje iz neutralna iionizirana plina u atomskom i molekulnom obliku,prašine ikozmičkih zraka. Igra bitnu ulogu uastrofizici, budući da zvijezde nastaju iz međuzvjezdane tvari kojuzvjezdani vjetar isupernove raznose u međuzvjezdani prostor. Prouzročuje takozvanuabsorpciju i bojanje zvjezdanog svjetla. Međuzvjezdana tvar ispunja međuzvjezdani prostor i polako se širi u međugalaktički prostor.Energija koja zauzima isti prostor u obliku elektromagnetskog zračenja je međuzvjezdanoradijacijsko polje. Tvar između galaktika ne pripada međuzvjezdanoj tvari i analogna je međugalaktičkom mediju odnosno plinu ili kraće IGM-u. Odgovara tvari u neposrednom okolišu neke zvijezde međuplanetne tvari.
U međuzvjezdanoj tvari ima najviše atomavodika, zatimhelija, a sadrži većinu poznatih kemijskih elemenata. Također, ustanovljeno je više od stotinu vrstamolekula, među kojima ima vrlo složenih, a prevladavaju molekuleugljikovodika. Oblake neutralnih vodikovih atoma otkriva emisijska spektralna linija u područjuradio valova, svalnom duljinom 21cm. S pomoću te spektralne linije proučava se građa spiralnih krakova Mliječne staze i drugihgalaktika, jer je međuzvjezdana tvar najgušća u krakovima; spiralni krakovi i glavnina međuzvjezdane tvari usredotočeni su u sloju oko galaktičke ravnine, debljine 1 000 svjetlosnih godina. Prosječnagustoća plina iznosi 10–21kg/m3.
Prisutnost praha otkriva međuzvjezdana polarizacija, to jest linearnapolarizacija svjetlosti zvijezda koja nastaje kada svjetlost prolazi kroz oblak čestica koje nemaju oblik kugle, a orijentiraju se u galaktičkommagnetskom polju. Veličina je čestica praha oko 0,1μm, a kemijski im sastav nije točno utvrđen; jezgra im se može sastojati odsilikata, ugljika iželjeza, a plašt odleda. Ustanovljeno je da česticeugljika nastaju u zvjezdanom vjetru nekihcrvenih divova.
Međuzvjezdana tvar raspoređena je nejednoliko, pa se zapažaju na primjer gušći dijelovi promjera od nekoliko godina do nekoliko stotina godina svjetlosti, čemu su tipičan primjer međuzvjezdane maglice. U njih se ubrajaju svjetleće i tamnedifuzne maglice,planetarne maglice i ostatcisupernovih zvijezda. Hladni oblaci veće gustoće mjesta su stvaranja zvijezda (Herbig-Haro objekt), posebno su to divovski molekularni oblaci; primjer je područje uzviježđu Oriona. Međuzvjezdana tvar nalazi se u stalnim promjenama: ugrađuje se u mlade zvijezde prilikom njihova nastanka, a istječe iz zvijezda tijekom njihova razvoja ili eksplozivnog raspada.
Vrlo razrijeđena tvar prostire se i izmeđugalaktika, no milijun je puta rjeđa od međuzvjezdane tvari. Otkriva se apsorpcijskim spektralnim linijama galaktika.Rendgensko zračenje međugalaktičkoga plina temperature do desetak milijuna stupnjeva otkriveno je u središtima nekih skupova galaktika.
Kozmičke zrake su zrake visokeenergije koje dopiru naZemlju izsvemira. Još u početkom 20. stoljeća opazilo se da se nabijenielektroskopi nakon nekog vremena sami od sebe izbijaju čak i onda kada su smješteni u hermetički zatvorenoj posudi. Isprva se vjerovalo da je izbijanje posljedicaionizacije zraka, koja potječe od zračenjaradioaktivnih tvari u Zemlji. No ubrzo se pokazalo da ta ionizacija ne opada s porastom visine, nego, naprotiv, neznatno raste. Na osnovi pokusa američkog fizičara austrijskoga podrijetlaVictora Franza Hessa, sionizacijskim komorama koje subalonima bile podizane u vis, postavljena je teorija da zračenje koje uzrokuje ionizaciju potječe iz svemira, jer je utvrđeno da ne može dolaziti saSunca, budući da se ionizacija nije promijenila za vrijeme potpuneSunčeve pomrčine 1912. Istraživanja idućih godina pokazala su da je kozmičko zračenje izvanredno prodorno i da se djelomično sastoji od električki nabijenih čestica. Pošto na kozmičke zrake djelujeZemljino magnetsko polje, one se gibaju zavojito i nije moguće odrediti odakle dolaze.
Nagli razvoj tehnike i instrumenata nakonDrugog svjetskog rata (usavršeni detektori,radio teleskopi, baloni iumjetni sateliti, elektronski uređaji) omogućio je daljnje istraživanje kozmičkoga zračenja. Pritom su se prvenstveno proučavali uvjeti stvaranja primarnoga zračenja tako visoke energije i visokoenergetski subatomski procesi, od kojih su mnogi prvi put opaženi upravo kod kozmičkoga zračenja. Međutim, podrijetlo kozmičkoga zračenja nije do danas potpuno razjašnjeno.
Kozmičko zračenje dijeli se na primarno i sekundarno. Primarno zračenje, koje dolazi iz svemira do Zemljine atmosfere, sastoji se od atomskih jezgara. Većinu (oko 90%) čineprotoni, zatim (oko 10%)helijeve jezgre, a tek neznatan dio ostale lake atomske jezgre elemenata do, uključivo, željeza. Energija primarnoga zračenja doseže i do 1018eV. Sekundarno kozmičko zračenje nastaje sudarom primarnoga zračenja s jezgrama koje se nalaze uatmosferi. Takvim sudarima stvaraju semezoni, hiperoni i različiti nuklearni fragmenti, pa i radioizotopi elemenata, na primjer ugljikov radioizotop14C, nastao od dušika14N (radioizotopno datiranje). Nabijeni π-mezoni pretvaraju se u stabilnije μ-mezone, koji čine glavninu sekundarnoga zračenja opaženoga na Zemljinoj površini. Neutralni π-mezoni pretvaraju se uγ-zrake, koje mogu dalje proizvesti paroveelektron-pozitron, a ovi opet stvaraju nove visokoenergetskefotone, koji su izvor daljnjih parova elektron-pozitron. Tako nastaju kaskadne reakcije, koje su izvor takozvanih pljuskova kozmičkih zraka, koje je prvi opisao talijanski fizičarBruno Rossi.[2]
