Vidi kôd stranice Međuzvjezdana tvar

<!--'''Međuzvjezdana tvar'''-->{{Nastajanje zvijezda}}
[[datoteka:Messier-42-10.12.2004-filtered.jpeg|mini|300px|desno|[[Orionova maglica]] je [[difuzna maglica]] koja prestavlja oblake međuzvjezdane tvari.]]

[[datoteka:IrisHunterWilson.jpg|mini|300px|desno|[[Odrazna maglica]] je oblak međuzvjezdane prašine koja odražava [[svjetlost]] obližnjih [[zvijezda]] i zvjezdanih skupova.]]

[[datoteka:HST HH47 image.jpg|mini|desno|125px|[[Herbig-Haro objekt]] HH47, snimljen sa [[Svemirski teleskop Hubble|Svemirskog teleskopa Hubble]]. Mjerilo u desnom donjem kutu prestavlja 100 [[AJ]].]]

[[datoteka:Cloud chamber bionerd.jpg|mini|300px|desno|Kondenzirajuća komora s vidljivim linijama [[ionizirajuće zračenje|ionizirajućeg zračenja]] (kratke, debele: [[Alfa-čestica|alfa-čestice]]; duge, tanke: [[beta-čestica|beta-čestice]]) čime su dokazane [[kozmičke zrake]].]]

'''Međuzvjezdana tvar''' (kratica: ISM, prema [[Engleski jezik|engleskom]] ''InterStellar Medium''; rus. межзвёздная среда) je rijetka tvar rasprostrta između zvijezda. U [[Mliječni put|Mliječnoj stazi]] čini 10 do 15% vidljive tvari, a njezinoj [[masa|masi]] pridonosi najviše [[plin]] (99%), a vrlo malo prah (1%). Zbog upijanja i raspršenja [[svjetlost]]i 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 3 000 [[Svjetlosna godina|svjetlosnih godina]], svjetlost oslabi 5 puta. Međuzvjezdana tvar otkriva se analizom zvjezdane svjetlosti. Plinoviti sastojci otkrivaju se s pomoću takozvanih mirnih [[Spektar (fizika)|spektralnih linija]], to jest apsorpcijskih linija koje se zapažaju u [[Spektralni razred|zvjezdanim spektrima]], a koje pritom ne pokazuju pomake zbog gibanja zvijezda. <ref> '''međuzvjezdana tvar''', [http://www.enciklopedija.hr//natuknica.aspx?ID=39864] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.</ref>

Međuzvjezdana tvar nastaje iz neutralna i [[ionizacija|ionizirana]] plina u atomskom i molekulnom obliku, [[svemirska prašina|prašine]] i [[kozmičke zrake|kozmičkih zraka]]. Igra bitnu ulogu u [[astrofizika|astrofizici]], jer zvijezde nastaju iz međuzvjezdane tvari koju [[zvjezdani vjetar|zvjezdani vjetar]] i [[supernova|supernove]] raznose u [[međuzvjezdani prostor]]. Prouzročuje takozvanu [[međuzvjezdana ekstinkcija|absorpciju 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 međuzvjezdano [[radijacija|radijacijsko]] polje. Tvar između galaktika ne pripada međuzvjezdanoj tvari i analogna je [[međugalaktičko sredstvo|međugalaktičkom sredstvu]] odnosno plinu ili kraće [[IGM]]-u. Odgovara tvari u neposrednom okolišu neke zvijezde međuplanetne tvari.

== Svojstva ==
U međuzvjezdanoj tvari ima najviše atoma [[vodik]]a, zatim [[helij]]a, a sadrži većinu poznatih kemijskih elemenata. Također, ustanovljeno je više od stotinu vrsta [[molekula]], među kojima ima vrlo složenih, a prevladavaju molekule [[Ugljikovodici|ugljikovodika]]. Oblake neutralnih vodikovih atoma otkriva emisijska spektralna linija u području [[Radio astronomija|radio valova]], s [[valna duljina|valnom duljinom]] 21 [[cm]]. S pomoću te spektralne linije proučava se građa spiralnih krakova Mliječne staze i drugih [[galaktika]], 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. Prosječna [[gustoća]] plina iznosi 10<sup>–21</sup> [[Kilogram po metru kubnom|kg/m<sup>3</sup>]].

Prisutnost praha otkriva međuzvjezdana polarizacija, to jest linearna [[Polarizirana svjetlost|polarizacija svjetlosti]] zvijezda koja nastaje kada svjetlost prolazi kroz oblak čestica koje nemaju oblik kugle, a orijentiraju se u galaktičkom [[magnetsko polje|magnetskom polju]]. Veličina je čestica praha oko 0,1 [[metar|μm]], a kemijski im sastav nije točno utvrđen; jezgra im se može sastojati od [[silikati|silikata]], ugljika i [[željezo|željeza]], a plašt od [[led]]a. Ustanovljeno je da čestice [[ugljik]]a nastaju u zvjezdanom vjetru nekih [[Crveni div|crvenih 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 tamne [[difuzne maglice]], [[Planetna maglica|planetarne maglice]] i ostatci [[supernove|supernovih]] zvijezda. Hladni oblaci veće gustoće mjesta su stvaranja zvijezda ([[Herbig-Haro objekt]]), posebno su to divovski molekularni oblaci; primjer je područje u [[Orion (zviježđe)|zviježđu 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.

U blizini zvijezda visoke temperature, oblaci vodika djelomično se [[ionizacija|ioniziraju]]. Opažanjima u [[Ultraljubičasta astronomija|ultraljubičastom]] i [[Rendgenska astronomija|rendgenskom]] području spektra, iz [[svemirske letjelice|svemirskih letjelica]] izvan [[Zemljina atmosfera|Zemljine atmosfere]], nađena su područja neba s [[temperatura]]ma do milijun stupnjeva i s vrlo malom gustoćom [[ion]]a. U međuzvjezdanu tvar ubraja se i [[Kozmičke zrake|kozmičko zračenje]].

Vrlo razrijeđena tvar prostire se i između [[galaktika]], 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 ==
[[Kozmičke zrake]] su zrake visoke [[energija|energije]] koje dopiru na [[Zemlja|Zemlju]] iz [[svemir]]a. Još u početkom 20. stoljeća opazilo se da se nabijeni [[elektroskop]]i nakon nekog vremena sami od sebe izbijaju čak i onda kada su smješteni u hermetički zatvorenoj posudi. Isprva se vjerovalo da je izbijanje posljedica [[Ioniziranje|ionizacije zraka]], koja potječe od zračenja [[radioaktivnost|radioaktivnih 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 podrijetla [[Victor Franz Hess|Victora Franza Hessa]], s [[Ionizacijska komora|ionizacijskim komorama]] koje su [[balon]]ima bile podizane u vis, postavljena je teorija da zračenje koje uzrokuje ionizaciju potječe iz svemira, jer je utvrđeno da ne može dolaziti sa [[Sunce|Sunca]], jer se ionizacija nije promijenila za vrijeme potpune [[Pomrčina Sunca|Sunčeve 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 djeluje [[Zemljino magnetsko polje]], one se gibaju zavojito i nije moguće odrediti odakle dolaze. 

Nagli razvoj tehnike i instrumenata nakon [[Drugi svjetski rat|Drugog svjetskog rata]] (usavršeni detektori, [[radio teleskop]]i, baloni i [[umjetni satelit]]i, 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%) čine [[proton]]i, zatim (oko 10%) [[helij]]eve jezgre, a tek neznatan dio ostale lake atomske jezgre elemenata do, uključivo, željeza. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10<sup>18</sup> [[eV]]. Sekundarno kozmičko zračenje nastaje sudarom primarnoga zračenja s jezgrama koje se nalaze u [[atmosfera|atmosferi]]. Takvim sudarima stvaraju se [[mezon]]i, hiperoni i različiti nuklearni fragmenti, pa i radioizotopi elemenata, na primjer ugljikov radioizotop <sup>14</sup>C, nastao od dušika <sup>14</sup>N ([[Datiranje ugljikom-14|radioizotopno datiranje]]). Nabijeni π-[[mezon]]i pretvaraju se u stabilnije μ-mezone, koji čine glavninu sekundarnoga zračenja opaženoga na Zemljinoj površini. Neutralni π-mezoni pretvaraju se u [[Gama-čestica|γ-zrake]], koje mogu dalje proizvesti parove [[elektron]]-[[pozitron]], a ovi opet stvaraju nove visokoenergetske [[foton]]e, koji su izvor daljnjih parova elektron-pozitron. Tako nastaju kaskadne reakcije, koje su izvor takozvanih pljuskova kozmičkih zraka, koje je prvi opisao talijanski fizičar [[Bruno Rossi]]. <ref> '''kozmičko zračenje''', [http://www.enciklopedija.hr//natuknica.aspx?ID=33597] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.</ref>

Prolaskom kroz Zemljinu atmosferu ili međuzvjezdanu tvar zbiva se slabljenje svjetla [[nebesko tijelo|nebeskih tijela]]. Tu pojavu nazivamo [[atmosferska ekstinkcija|ekstinkcijom]] (v. [[ekstinkcija (optika)]], [[Lambert-Beerov zakon]], [[ekstinkcijski koeficijent]], [[apsorpcijski koeficijent]], [[opacitet]]).

== Poveznice ==
* [[oblak velike brzine]]
* [[spalacija svemirskih zraka]]
* [[pokus CRESU]]
* [[međuplanetni oblak prašine]]
* [[toplo-vruća međugalaktička tvar]] (WHIM)
* [[bezkolizijski medij]]
* [[tvar između galaktičkih skupova]] (ICM)
* [[Lokalni međuzvjezdani oblak]]
* [[G-oblak]]
* [[superskupovi galaktika]]
* [[galaktičko vlakno]]
* [[međuzvjezdani prah]]
* [[praznina (astronomija)]]
* [[međuzvjezdani oblik]]
* [[galaktička plima]]
* [[zvjezdana prašina (astronomija)]]
* [[međuplanetna prašina]]
* [[udarni front]]
* [[sinkrotonsko zračenje]]
* [[heliopauza]]
* [[H I područje]]
* [[H II područje]]
* [[molekularni oblak]]
* [[korona]]
* [[infracrveni cirus]]
* [[međuzvjezdani prostor]]
* [[međuzvjezdana prašina]]
* [[međuplanetno magnetno polje]]

== Izvori ==
{{izvori}}
{{galaktike}}
[[Kategorija:Zvjezdana astronomija]]