성간매질
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1. 개요
성간매질은 우리 은하를 구성하는 물질로, 별과 별 사이의 공간을 채우고 있다. 성간 물질은 다양한 구성 요소와 상(phase)으로 이루어져 있으며, 온도, 밀도, 수소 상태에 따라 분자운, 차가운 중성 매질, 따뜻한 중성 매질, 따뜻한 전리 매질, 전리 수소 영역, 코로나 가스 등으로 구분된다. 성간 물질은 빛의 흡수와 산란을 통해 별빛을 약화시키는 성간 소광 현상을 일으키며, 가열 및 냉각 메커니즘을 통해 온도가 결정된다. 또한, 성간 물질의 구조는 난류와 자기장의 영향을 받으며, 별의 형성과 진화에 중요한 역할을 한다. 현대 천문학에서 성간 물질은 다양한 파장에서 관측되며, 별의 탄생, 은하의 진화, 우주의 화학적 진화 등을 연구하는 데 중요한 정보를 제공한다.
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| 성간매질 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 정의 | 항성계 내의 별들 사이에 존재하는 물질과 복사 |
| 구성 요소 | 기체 먼지 우주선 전자기 복사 |
| 구성 | |
| 기체 | 이온화되거나 중성이거나 분자 형태일 수 있음 |
| 먼지 | 작은 입자로 구성됨 |
| 우주선 | 높은 에너지의 하전 입자 |
| 전자기 복사 | 항성에서 방출되는 빛 |
| 상 | |
| 열적 상 | 분자 구름 차가운 중성 매질 (CNM) 따뜻한 중성 매질 (WNM) 따뜻한 이온화 매질 (WIM) H II 영역 뜨거운 이온화 매질 (HIM) |
| 연구 | |
| 연구 방법 | 전파 천문학 적외선 천문학 가시광선 천문학 자외선 천문학 X선 천문학 감마선 천문학 |
| 중요성 | |
| 역할 | 별의 생성 및 진화에 중요한 역할 |
| 별 형성 | 분자 구름은 별이 형성되는 장소 |
| 별의 진화 | 별에서 방출된 물질은 성간 물질을 풍부하게 함 |
| 기타 | |
| 탐사 | 보이저 계획은 국부 성간 물질을 탐사함 |
2. 성간 물질의 구성 요소
성간 물질은 크게 기체 상태인 성간 가스와 고체 상태의 미세한 먼지인 성간진(우주진)으로 나뉜다. 성간 가스는 주로 수소나 헬륨과 같은 가벼운 기체이며, 성간진은 규소, 탄소, 철, 마그네슘 등으로 이루어진 미세 입자이다. 성간 가스가 성간 물질의 대부분을 차지하며, 성간진은 전체 질량의 약 1% 정도로 적다.[38]
성간 물질의 평균 밀도는 1 cm3당 수소 원자 1개에서 수 개 정도로, 지구상의 실험실에서 달성할 수 있는 진공 상태를 훨씬 능가하는 초고진공 상태이다. 이렇게 극히 낮은 밀도의 물질이 우주 공간에 존재하며, 특히 분자운과 같이 밀도가 더 높은 영역도 있다. 성간 물질은 은하의 중심핵(벌지)와 이를 둘러싼 원반 부분, 그리고 은하 전체를 감싸는 구형의 은하 헤일로 등에 대량으로 분포한다. 성간 물질의 총량은 은하계에 속하는 항성 총 질량의 약 10%를 차지하는 것으로 추정된다.
대부분의 성간 물질은 가시광선으로는 관측이 불가능하며, 적외선이나 전파의 방출을 통해 관측된다.
2. 1. 성간 물질의 상 (Phase)
| 구성요소 | 부피비 | 높이척도 (단위 pc) | 온도 (단위 K) | 밀도 (단위 atoms/cm³) | 수소의 상태 | 관측 기법 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 분자운 | < 1% | 80 | 10—20 | 102—106 | 분자 | 전파 및 적외선 파장의 분자 방출선과 흡수선 |
| 차가운 중성매질 (CNM) | 1—5% | 100—300 | 50—100 | 20—50 | 중성원자 | 수소 21 cm 흡수선 |
| 따뜻한 중성매질 (WNM) | 10—20% | 300—400 | 6000—10000 | 0.2—0.5 | 중성원자 | 수소 21 cm 방출선 |
| 따뜻한 전리매질(WIM) | 20—50% | 1000 | 8000 | 0.2—0.5 | 이온 | Hα 방출선과 펄사 타이밍 분산 |
| 전리수소영역 | < 1% | 70 | 8000 | 102—104 | 이온 | Hα 방출선과 펄사 타이밍 분산 |
| 코로나 가스 뜨거운 전리매질(HIM) | 30—70% | 1000—3000 | 106—107 | 10−4—10−2 | 이온 (금속들까지 이온화) | 엑스선 방출선; 이온화된 금속의 흡수선(주로 자외선에서) |
1969년 필드(Field), 골드스미스(Goldsmith), 하빙(Habing)은 관측된 성간매질(ISM)의 성질을 설명하기 위해 2위상 평형 모델을 제시했다. 이 모델은 중성이거나 분자 상태인 수소 구름으로 구성된 차갑고 고밀도인 위상(''T'' < 300 K)과, 희박한 중성이거나 이온화된 가스로 구성된 따뜻한 위상(''T'' ~ 104 K)으로 구성되었다. 1977년 맥키(McKee)와 오스트라이커(Ostriker)는 초신성 폭발에 의해 가열된 가스로 구성된 매우 뜨거운 위상(''T'' ~ 106 K)을 추가했는데, 이 위상은 ISM의 대부분 부피를 차지한다. 가열과 냉각이 평형에 도달할 수 있는 온도가 이 위상들의 온도이다. 이들의 논문은 지난 30년간 추가 연구의 기초가 되었으나, 위상과 하위 분류 간 상대적 부피비는 여전히 중요한 연구 대상이다.[3]
2. 2. 3위상 모델
1969년 필드(Field), 골드스미스(Goldsmith), 하빙(Habing)은 관측된 성간매질의 성질을 설명하기 위해 2위상 평형 모델을 제시했다. 이 모델은 중성이거나 분자 상태인 수소 구름으로 구성된 차갑고 고밀도인 위상(''T'' < 300 K)과, 희박한 중성이거나 이온화된 상태인 가스로 구성된 따뜻한 위상(''T'' ~ 104 K)으로 나누어져 있었다. 1977년 매키(McKee)와 오스트라이커(Ostriker)는 초신성폭발에 의해 가열된 가스로 구성된 매우 뜨거운 위상 (''T'' ~ 106 K)을 추가했다. 이 위상은 성간매질 부피의 대부분을 차지한다. 이때의 온도는 가열과 냉각이 평형상태에 도달할 수 있는 온도이다. 이들의 논문은 이후 30년 동안 추가적인 연구의 기초가 되었으나, 위상과 하위 분류 간의 상대적인 부피 비는 여전히 중요한 연구 대상으로 남아있다.[3]다음은 성간매질을 이루는 구성요소들의 성질을 나타낸 표이다.[39]
| 구성요소 | 부피비 | 높이척도 (단위 pc) | 온도 (단위 K) | 밀도 (단위 atoms/cm³) | 수소의 상태 | 관측 기법 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 분자운 | < 1% | 80 | 10—20 | 102—106 | 분자 | 전파 및 적외선 파장의 분자 방출선과 흡수선 |
| 차가운 중성매질 (CNM) | 1—5% | 100—300 | 50—100 | 20—50 | 중성원자 | 수소 21 cm 흡수선 |
| 따뜻한 중성매질 (WNM) | 10—20% | 300—400 | 6000—10000 | 0.2—0.5 | 중성원자 | 수소 21 cm 방출선 |
| 따뜻한 전리매질(WIM) | 20—50% | 1000 | 8000 | 0.2—0.5 | 이온 | Hα 방출선과 펄사 타이밍 분산 |
| 전리수소영역 | < 1% | 70 | 8000 | 102—104 | 이온 | Hα 방출선과 펄사 타이밍 분산 |
| 코로나 가스 뜨거운 전리매질(HIM) | 30—70% | 1000—3000 | 106—107 | 10−4—10−2 | 이온 (금속들까지 이온화된다) | 엑스선 방출선; 이온화된 금속의 흡수선(주로 자외선에서) |
2. 3. 수소 원자 모델
이 모델은 원자 상태인 수소만을 고려한다. 온도가 3,000K보다 높으면 분자 상태를 유지할 수 없고, 5,000K보다 낮은 경우에 수소 원자는 바닥 상태로 남을 수 있다. 이때 헬륨 등의 다른 원자의 영향은 무시할 수 있다고 가정하면, 압력이 매우 낮기 때문에 수소 원자의 자유 경로의 지속 시간이 1나노초보다 길다.[1]3. 성간 소광
성간 물질은 빛의 흡수와 산란을 통해 별빛을 약화시키는 성간 소광 현상을 일으킨다.[38] 이는 특정 파장의 광자가 굴절되거나 흡수되면서 발생한다.[38] 성간 소광은 우리 눈으로 밤하늘의 성간 물질을 관측할 수 있게 해주며, 특히 우리은하 중심부를 관측할 때 어두운 띠 부분이 보이는 것은 성간 소광 때문이다. 이 띠는 지구로부터 수천 광년 떨어진 분자운에 의해 주위 배경 별빛이 흡수되어 나타난다.
수소 원자의 일반적인 흡수 파장은 라이먼-알파 변환에 따르면 약 121.5nm이다. 이 파장의 빛은 성간 공간을 통과하면서 대부분 중성 수소에 의해 흡수된다. 따라서 지구에서 수백 광년 이상 떨어진 별에서 방출되는 해당 파장의 빛은 거의 관측하기 어렵다.
4. 가열 및 냉각 메커니즘
성간 매질의 온도는 다양한 가열 및 냉각 메커니즘의 균형에 의해 결정된다.
성간 매질은 일반적으로 열역학적 평형 상태에서 벗어나 있다. 입자 간의 충돌은 맥스웰-볼츠만 분포 속도를 만들며, 이때 '운동 온도'는 입자들이 열역학적 평형 상태에서 가질 속도 분포를 나타내는 온도를 의미한다. 하지만 성간 복사장은 대개 약한 편이며, A형 별(표면 온도 ~10,000 K) 정도의 희석된 복사장에 해당한다. 따라서 성간 매질 내의 결합된 준위는 볼츠만 공식에 따라 채워지는 경우가 드물다.
성간 매질의 특정 부분의 온도, 밀도, 이온화 상태에 따라, 서로 다른 가열 및 냉각 메커니즘이 가스의 온도를 결정한다.
4. 1. 가열 메커니즘
저에너지 우주선에 의한 가열은 성간매질을 가열하는 데 처음 제안된 메커니즘이다. 우주선은 분자 구름 깊숙이 침투할 수 있는 효율적인 가열원이다. 우주선은 이온화와 여기(들뜸)를 통해 기체에 에너지를 전달하고, 쿨롱 상호작용을 통해 자유 전자에 에너지를 전달한다. 저에너지 우주선(수 MeV)이 고에너지 우주선보다 훨씬 더 많기 때문에 더 중요하다.[3]뜨거운 별에서 방출되는 자외선은 먼지 입자에서 전자를 제거할 수 있다. 광자는 먼지 입자에 흡수되고, 그 에너지의 일부는 전위 에너지 장벽을 극복하고 입자에서 전자를 제거하는 데 사용된다. 이 전위 장벽은 전자의 결합 에너지(일함수)와 입자의 전하로 인해 발생한다. 광자 에너지의 나머지는 방출된 전자에 운동 에너지를 주어 다른 입자와의 충돌을 통해 기체를 가열한다. 먼지 입자의 일반적인 크기 분포는 ''n''(''r'') ∝ ''r''이며, 여기서 ''r''은 먼지 입자의 반지름이다.[10] 이를 가정하면, 투영된 입자 표면적 분포는 ''πr''''n''(''r'') ∝ ''r''이다. 이는 가장 작은 먼지 입자가 이 가열 방법을 지배한다는 것을 나타낸다.[11]
전자가 원자에서 해방될 때(일반적으로 UV 광자의 흡수로부터) 약 ''E'' − ''E'' 정도의 운동 에너지를 갖는다. 이 가열 메커니즘은 H II 영역에서 지배적이지만, 중성 탄소 원자가 상대적으로 부족하기 때문에 확산 성간 매질에서는 무시할 수 있다.
X-선은 원자와 이온에서 전자를 제거하며, 이러한 광전자는 이차 이온화를 유발할 수 있다. 강도가 종종 낮기 때문에, 이 가열은 따뜻하고 밀도가 낮은 원자 매질(칼럼 밀도가 작기 때문에)에서만 효과적이다. 예를 들어, 분자 구름에서는 단단한 X-선만이 침투할 수 있으며 X-선 가열은 무시할 수 있다. 이는 이 영역이 초신성 잔해와 같은 X-선원에 가깝지 않다고 가정한다.
분자 수소(H2)는 두 개의 수소 원자(입자 위를 이동할 수 있음)가 만나면 먼지 입자 표면에서 형성될 수 있다. 이 과정은 회전 및 진동 모드, H2 분자의 운동 에너지, 먼지 입자 가열에 걸쳐 4.48 eV의 에너지를 생성한다. 이 운동 에너지뿐만 아니라 충돌을 통해 수소 분자의 탈여기에서 전달되는 에너지는 기체를 가열한다.
고밀도에서 기체 원자와 분자가 먼지 입자와의 충돌은 열 에너지를 전달할 수 있다. 이는 UV 복사가 더 중요하기 때문에 HII 영역에서는 중요하지 않다. 또한 밀도가 낮기 때문에 확산 이온화 매질에서도 덜 중요하다. 중성 확산 매질에서 입자는 항상 더 차갑지만, 밀도가 낮기 때문에 기체를 효과적으로 냉각시키지 않는다.
열 교환에 의한 입자 가열은 밀도와 온도가 매우 높은 초신성 잔해에서 매우 중요하다.
입자-기체 충돌을 통한 기체 가열은 거대 분자 구름 내부 깊숙이(특히 고밀도에서) 지배적이다. 원거리 적외선 복사는 낮은 광학 깊이로 인해 깊숙이 침투한다. 먼지 입자는 이 복사를 통해 가열되며 기체와의 충돌 중에 열 에너지를 전달할 수 있다. 가열의 효율성을 측정하는 흡수 계수는 0.35이다.
기타 가열 메커니즘으로는 구름의 중력 붕괴, 초신성 폭발, 별풍, H II 영역의 팽창, 초신성 잔해에 의해 생성된 자기유체역학파 등이 있다.
4. 2. 냉각 메커니즘
미세 구조 냉각은 뜨거운 가스 영역과 분자 구름 깊숙한 곳을 제외한 성간 매질 대부분의 영역에서 지배적인 냉각 과정이다. 이 과정은 중성 매질의 C II 및 O I, H II 영역의 O II, O III, N II, N III, Ne II 및 Ne III과 같이 기본 준위에 가까운 미세 구조 준위를 가진 풍부한 원자에서 가장 효율적으로 발생한다. 충돌은 이러한 원자를 더 높은 준위로 들뜨게 하고, 결국 광자 방출을 통해 다시 낮은 준위로 내려오면서 해당 영역에서 에너지를 방출한다.낮은 온도에서는 미세 구조 준위보다 더 많은 준위가 충돌을 통해 채워질 수 있다. 예를 들어, 수소의 ''n''=2 준위가 충돌로 들뜨게 되면, 다시 낮은 준위로 내려올 때 Ly-α 광자를 방출한다. 분자 구름에서는 CO의 회전선 여기가 중요하다. 일단 분자가 들뜨게 되면, 결국 더 낮은 에너지 상태로 돌아가 광자를 방출하여 구름을 냉각시킨다.
5. 성간 물질의 구조와 진화
성간매질(ISM)은 난류로 묘사되는데, 이는 가스가 넓은 공간에 걸쳐 일관된 준무작위적 운동을 한다는 의미이다. ISM의 전체 운동은 일반적으로 음속보다 크다. 가스 구름 사이의 초음속 충돌은 가스를 압축하고 가열하는 충격파를 일으켜 음속을 증가시켜 흐름이 국소적으로 아음속이 되도록 한다. 따라서 초음속 난류는 '충격파 상자'로 묘사되며 필연적으로 복잡한 밀도 및 온도 구조와 관련되어 있다. ISM에서는 자기장으로 인해 이 현상이 더욱 복잡해지며, 자기장은 순수한 음파보다 더 빠른 알벤파와 같은 파동 모드를 제공한다. 난류 속도가 초음속이지만 알벤파 속도보다 낮으면 동작이 아음속 난류와 더 유사하다.[6][7]
별은 일반적으로 크기가 수 파섹인 큰 분자 구름 복합체 깊숙한 곳에서 태어난다. 별은 일생과 죽음 동안 ISM과 물리적으로 상호 작용한다. 어린 별 무리( 종종 거대 또는 초거성 H II 영역이 주변을 둘러싸고 있음)의 별풍과 초신성으로 생성된 충격파는 주변 환경에 엄청난 양의 에너지를 주입하여 초음속 난류를 유발한다. 그 결과, 별풍 버블 및 슈퍼버블과 같이 X선 위성 망원경 또는 전파 망원경 지도에서 다양한 크기의 난류 흐름 구조가 관측된다.
별과 행성은 일단 형성되면 ISM의 압력에 영향을 받지 않으므로 난류 운동에 참여하지 않지만, 은하 디스크의 분자 구름에서 형성된 별은 은하 중심 주위의 일반적인 궤도 운동을 공유한다. 따라서 별은 일반적으로 주변 ISM과 상대적인 운동을 한다. 태양은 현재 국소성간구름을 통과하고 있는데, 이는 저밀도 국소 거품 내에서 가로 질러 몇 파섹 떨어진 따뜻한 중성 매질의 불규칙한 덩어리이며, 국소 거품은 100파섹 반경의 코로나 가스 영역이다.
성간 물질은 기체인 성간 가스와 고체의 미세한 먼지인 성간진(우주진)으로 나뉜다. 전자는 주로 수소나 헬륨과 같은 가벼운 기체이며, 후자는 규소, 탄소, 철, 마그네슘 등으로 이루어진 미세 입자이다. 성간 가스가 성간 물질 전체 질량의 대부분을 차지하며, 성간진은 약 1% 정도로 적다.[38] 성간 물질은 대부분 가시광선으로는 관측 불가능하며, 적외선이나 전파의 방출을 통해 관측된다. 다만, 일부 농밀하게 응집된 성간 물질은 성운 · 분자운을 형성하기도 한다.
성간 물질의 평균 밀도는 1 cm3당 수소 원자 1개에서 수 개 정도이며, 이는 지구상의 실험실에서 달성할 수 있는 진공 상태를 훨씬 능가하는 초고도 진공 상태이다. 이처럼 극히 낮은 밀도임에도 불구하고, 이러한 저밀도의 물질이 우주에는 존재한다. 분자운 등에서는 밀도가 더 높다. 성간 물질은 특히 은하의 중심핵(벌지)과 이를 둘러싼 원반 부분, 그리고 은하 전체를 감싸는 구형의 은하 헤일로 등에 대량으로 분포하고 있다. 성간 물질의 총량은 은하계에 속하는 항성의 총 질량의 약 10%를 차지하는 것으로 추정된다.
5. 1. 은하의 종류와 성간 물질
나선 은하에서 성간매질(ISM)은 대부분 얇은 원반에 갇혀 있으며, 이 원반은 전형적으로 약 100파섹(300광년)의 스케일 높이를 가진다. 이는 원반의 직경인 30000파섹에 비해 매우 작은 값이다. 원반 내의 가스와 별은 은하 중심을 200km/s의 속도로 공전하며, 이는 ISM 내 원자들의 무작위 운동보다 훨씬 빠르다. ISM의 수직 스케일 높이는 지역 중력장(주로 원반의 별)과 압력 사이의 균형으로 결정된다. 원반 평면에서 멀리 떨어진 ISM은 주로 저밀도 온난 및 코로나 상에 있으며, 원반 평면에서 수천 파섹 이상 뻗어 있는 은하 헤일로 또는 '코로나'를 형성한다. 이 코로나에는 상당한 자기장과 우주선 에너지 밀도가 포함되어 있다.[5]은하 원반의 회전은 ISM 구조에 여러 영향을 미친다. 각속도는 중심으로부터 거리가 멀어짐에 따라 감소하므로, 거대 분자 구름이나 자기장선과 같이 반경 범위에 걸쳐 뻗어 있는 ISM 특징은 차등 회전에 의해 전단되어 접선 방향으로 늘어나는 경향이 있다. 나선 팔은 원반 궤도의 섭동으로 인해 발생하며, 이는 궤도가 교대로 수렴 및 발산하여 국부 ISM을 압축하고 팽창시킨다. 보이는 나선 팔은 최대 밀도 영역이며, 압축은 종종 분자 구름에서 별 형성을 유발하여 팔을 따라 H II 영역이 풍부하게 나타난다. 코리올리 힘도 큰 ISM 특징에 영향을 준다.
마젤란 은하와 같은 불규칙 은하는 나선 은하와 유사한 성간 매질을 가지지만, 덜 조직적이다. 타원 은하에서 ISM은 거의 전적으로 코로나 상에 있다. 차가운 가스를 중심에서 멀리 지지할 수 있는 일관된 원반 운동이 없기 때문이다. 대신 ISM의 스케일 높이는 은하의 반경과 비교할 수 있어야 한다. 이는 타원 은하에서 현재 별 형성의 징후가 거의 없다는 관찰과 일치한다. 일부 타원 은하는 작은 원반 성분에 대한 증거를 보여주며, ISM은 나선 은하와 유사하며 중심 근처에 묻혀 있다. 렌즈상 은하의 ISM은 나선 은하와 타원 은하의 중간적인 특성을 보인다.
5. 2. 성간 물질과 행성간 물질의 상호작용
성간 매질은 태양계의 행성간 매질이 끝나는 곳에서 시작된다. 태양풍은 충격파 종단면에서 음속 이하의 속도로 느려지며, 이는 태양으로부터 90~100 천문 단위 거리에 위치한다. 충격파 종단면 너머의 영역을 헬리오시스라고 하는데, 이곳에서 성간 물질은 태양풍과 상호 작용한다. 지구에서 가장 멀리 떨어진 인공 물체인 보이저 1호는 2004년 12월 16일에 충격파 종단면을 통과했으며[8], 2012년 8월 25일 헬리오포스를 통과하면서 성간 공간에 진입하여 성간 매질의 상태를 직접적으로 탐사하는 최초의 탐사선이 되었다.6. 성간 물질 연구의 역사
과거에는 우주 공간이 완전한 진공 상태라고 여겨졌지만, 19세기 말부터 성간 공간에 물질이 존재한다는 증거들이 발견되기 시작했다.
1913년 노르웨이의 탐험가이자 물리학자인 크리스티안 비르켈란은 우주 공간이 플라스마 외에 "암흑물질"을 포함하고 있을 것이라고 예측했다. 그는 "우주 공간이 전자와 모든 종류의 이온들로 차 있을 것"이라고 언급했다.[40]
1904년 요하네스 하트만은 이중성 민타카 (오리온자리 델타별)를 포츠담 대굴절기로 관측하여, 스펙트럼에서 "칼슘"선의 흡수가 "놀라울 정도로 약하지만 거의 완벽하게 선명하게" 나타났다고 보고했다. 또한, "393.4 나노미터에서 칼슘 선이 분광 이중성의 궤도 운동으로 인해 발생하는 선의 주기적 변위를 공유하지 않는다"는 "매우 놀라운 결과"를 보고했다.[26] 이는 흡수선의 정지성이 별의 대기가 아닌, 별까지의 시선을 따라 위치한 고립된 물질 구름 내에 가스가 존재함을 의미했고, 성간 매질 연구의 시작을 알렸다.
1909년 슬라이퍼는 성간 가스를 추가로 확인했고, 1912년에는 성간 먼지의 존재를 확인했다.[27] 1919년 메리 레아 헤거는 델타 오리온과 베타 전갈자리를 향하는 원자의 "D" 선이 589.0 및 589.6 나노미터에서 정지 흡수를 관측하여 성간 나트륨을 감지했다.[28]
빅토르 암바르추미안은 일련의 연구를 통해 성간 물질이 구름 형태로 존재한다는 개념을 도입했다.[29]
이후 칼슘의 "H" 및 "K" 선에 대한 후속 관측은 엡실론과 제타 오리온자리의 스펙트럼에서 이중 및 비대칭 프로파일을 나타냈다. 비대칭 흡수선 프로파일은 동일한 원자 전이에 해당하지만 서로 다른 반지름 속도를 가진 성간 구름에서 발생하는 여러 흡수선의 중첩의 결과였다. 각 구름은 서로 다른 속도를 가지기 때문에, 각 구름 내에서 발생하는 흡수선은 도플러 효과를 통해 선의 나머지 파장에서 청색 편이 또는 적색 편이 된다. 이는 성간물질(ISM) 내에 여러 개의 개별 구름이 존재한다는 최초의 증거였다.
1912년 피커링은 "성간 흡수 매질은 단순히 에테르일 수 있지만, 카프테인이 지적한 바와 같이 선택적 흡수의 특성은 가스의 특징이며, 자유 기체 분자는 확실히 존재하며, 아마도 태양과 별에 의해 끊임없이 방출되기 때문이다."라고 언급했다.
같은 해에 빅터 헤스의 우주선 발견, 즉 우주에서 지구로 쏟아지는 고에너지 전하 입자는 다른 사람들로 하여금 그것들이 성간 공간에도 퍼져 있을지 추측하게 했다. 이듬해 크리스티안 비르켈란은 "우주의 전체가 모든 종류의 전자와 비행 전하 이온으로 채워져 있다고 가정하는 것은 자연스러운 결과인 것 같다....(중략)...우주의 물질 질량의 대부분이 태양계나 성운에 있는 것이 아니라 '빈' 공간에서 발견된다고 생각하는 것은 비합리적인 일이 아닌 것 같다"고 썼다.
1930년 쏜다이크는 "별들 사이의 거대한 간격이 완전히 비어 있다고 믿는 것은 거의 불가능하다....(중략)...은하 내에는 절대 진공이 존재할 수 없다."라고 언급했다.
2012년 9월, NASA 과학자들은 폴리시클릭 방향족 탄화수소(PAH)가 성간 매질(ISM) 조건에 노출되면 수소화, 산소화 및 수산화를 통해 더욱 복잡한 유기 화합물로 변환되어 "아미노산과 뉴클레오티드, 즉 각각 단백질과 DNA의 원료로 가는 길을 따라간다"고 보고했다.[31][32]
2014년 2월, NASA는 우주에서 폴리시클릭 방향족 탄화수소(PAH)를 추적하기 위한 대폭 개선된 데이터베이스를 발표했다.[33] 과학자들에 따르면 우주 탄소의 20% 이상이 PAH와 관련되어 있을 수 있으며, 이는 PAH 세계 가설의 가능한 시작 물질이다. PAH는 빅뱅 직후에 형성된 것으로 보이며, 우주 전역에 널리 퍼져 있으며, 새로운 별과 외계 행성과 관련이 있다.[34]
2019년 4월, 허블 우주 망원경을 사용하여 연구하는 과학자들은 별들 사이의 성간 매질 공간에서 버크민스터풀러렌 (C60) (일명 "버키볼")의 크고 복잡한 이온화된 분자의 확인된 감지를 보고했다.[35][36]
2020년 9월에는 성간 매질에서 물의 고체 상태와 특히, 우주 먼지 입자에서 얼음이 규산염 입자와 혼합된 증거가 제시되었다.[37]
7. 현대 천문학에서의 중요성
성간 물질은 현대 천문학에서 별과 행성의 탄생, 은하의 진화, 우주의 화학적 조성 등 주요 분야를 이해하는 데 필수적이다. 특히, 성간 분자는 우주의 극한 환경에서 일어나는 화학 반응을 연구하는 데 중요한 단서를 제공하며, 생명 기원 물질과의 관련성도 주목받고 있다.[38]
성간 물질은 기체인 성간 가스와 고체의 미세한 먼지인 성간진(우주진)으로 나뉜다. 성간 가스는 주로 수소나 헬륨과 같은 가벼운 기체이며, 성간진은 규소, 탄소, 철, 마그네슘 등으로 이루어진 미세 입자이다. 성간 가스가 성간 물질의 대부분을 차지하며, 성간진은 전체 질량의 1% 정도로 적다.[38]
성간 물질의 평균 밀도는 1 cm3당 수소 원자 1개에서 수 개 정도이며, 이는 지구상의 실험실에서 달성 가능한 진공 상태를 훨씬 능가하는 초고도 진공 상태이다. 이처럼 극히 낮은 밀도임에도 불구하고, 이러한 저밀도 물질이 우주에는 존재한다. 분자운 등에서는 밀도가 더 높다. 특히 은하의 중심핵(벌지)과 이를 둘러싼 원반 부분, 그리고 은하 전체를 감싸는 구형의 은하 헤일로 등에 대량으로 분포하고 있다. 성간 물질의 총량은 은하계에 속하는 항성 총 질량의 약 10%를 차지하는 것으로 추정된다.[38]
8. SF와 성간 물질
SF에서는 미래의 항성간 우주선이 초고속으로 우주를 비행할 때, 성간 물질이 마치 공기 저항과 똑같이 무시할 수 없는 저항이 되어 우주선이 파괴될 수 있으므로 아광속에서의 항행은 불가능하다고 지적되기도 한다. 다만, 이것을 거꾸로 램제트 엔진의 요령으로 모아서 연료로 삼는 아이디어도 제시되었다. 1960년에 로버트 버사드|로버트 W. 버사드영어는 자기장으로 대전된 성간 물질을 모아 연료로 사용하는 항성간 우주선을 위한 성간 물질에 의한 램제트 엔진이 가능하다는 제안을 발표했기 때문에, 이 종류의 성간 물질을 이용한 엔진은 "버사드 램제트 (혹은 버사드식 램제트) 엔진"이라고 불린다.
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