En interstellar sky er en tættere del af det interstellare medium (ISM). ISM er det stof og den stråling, der fylder rummet mellem stjernesystemerne i en galakse. Interstellare skyer varierer stærkt i størrelse, temperatur, tæthed og sammensætning, men fælles for dem er, at de udgør de råmaterialer, som stjerner og planeter dannes af.

Dannelse og sammensætning

Interstellare skyer dannes og beriges gennem processer i stjerners livscyklus: røde kæmper, supernovaeksplosioner og kraftige stjernevinde kaster gas og støv ud i omgivelserne. Denne tilbageførsel sammenblandes i det interstellare medium, hvor gravitation, turbulens og magnetfelter kan samle materiale til koldere, tættere skyer. Skyerne består overvejende af gas (primært brint), men også af ioniseret plasma og støv, og findes i både vores og andre galakser.

Typer af interstellare skyer

Det vigtigste skel mellem skyer er brintens kemiske og ionisationstilstand. Man skelner ofte mellem:

  • H I-regioner — områder med neutral hydrogen: H I-region. Disse er typisk forholdsvis kolde eller lune (fra få hundrede K i kold neutral medium til nogle tusinde K i varm neutral medium) og har lave til moderate tætheder (fra ≪1 op til hundreder af atomer/cm³ afhængig af underkategori). H I registreres især via 21 cm radiolinjen fra brints spinflip.
  • H II-områder — ioniseret hydrogen: når massiv, varm stjernestråling (UV) ioniserer brint, opstår et H II-område. Disse regioner består af ioniseret gas (plasma, se plasma), har typisk temperaturer omkring 8 000–10 000 K og varierer i tæthed fra få til mange tusinde partikler/cm³ i tætte kernen. H II-områder lyser stærkt i optiske emissionslinjer (fx Hα) og i radiofrekvenser.
  • Molekylære skyer — kolde, tætte regioner hvor hydrogen er bundet i molekyler: molekylære skyer. Disse er de primære steder for stjernedannelse. Temperaturerne er lave (typisk 10–30 K), densiteterne er høje (100–10^6 molekyler/cm³) og de kan have masser fra nogle få solmasser til >10^6 M☉ (kæmpemolekylære skyer). H2 (molekylært brint) er hovedbestanddelen, men observeres ofte indirekte gennem molekyler som CO.

Fysiske egenskaber og skalaer

Interstellare skyer dækker et meget bredt spektrum af fysiske tilstande:

  • Temperatur: fra ~10 K i kolde molekylære kerner til flere tusinde K i varme, neutrale områder og ~8000–10 000 K i ioniserede H II-områder.
  • Tæthed: fra ≲0,1 partikler/cm³ i meget diffuse områder til ≥10^6 partikler/cm³ i tætte kernen i molekylære skyers protostellare kerner.
  • Størrelse og masse: dimensioner fra brøkdele af et parsec for tætte kerner til hundreder af parsec for udbredte H I-skyer; masser fra få M☉ til millioner af solmasser.

Observation og diagnostik

Forskellige bølgelængder bruges til at studere de forskellige typer skyer:

  • H I studeres især gennem 21 cm radiolinjen (spinflip) og giver information om udbredelsen af neutral brint.
  • H II-områder afsløres i optiske emissionslinjer (fx Hα), radio recombination-linjer og infrarød emission fra opvarmet støv.
  • Molekylære skyer observeres i infrarødt (termisk støv), mm- og submm-båndene gennem molekylære linjer (især CO og dets isotopologer) som sporsubstans for H2, der har svag direkte emission ved lave temperaturer.
  • Støvdimmission og ekstinktion: støv i skyer absorberer og spreder synligt lys, hvilket giver rødforskydning (reddening) og mørke skyer på nattehimlen.

Rolle i stjernedannelse og galaktisk økologi

Molekylære skyer er de vigtigste fødesteder for nye stjerner. Når dele af en sky bliver tyngdeacceleret sammen (f.eks. ved turbulens, chockbølger fra supernovaer eller kompression i spiralarmskonstruktioner), kan de kollapser og danne protostjerner. De nyligt dannede, massive stjerner påvirker senere deres omgivelser ved UV-lys og stjernevinde, der skaber og udvider H II-områder, driver gas ud eller komprimerer omkringliggende materiale og dermed regulerer videre stjernedannelse.

Neutrale og ioniserede skyer kaldes undertiden også for diffuse skyer. Diffuse skyer fylder store volumener af en galakse og fungerer som formidlere mellem de tætte stjernedannende molekylære skyers livscyklus og det mere udtyndede interstellare medium.

Samlet set udgør interstellare skyer både byggematerialet og dynamikken i en galakes evolution — fra kemisk berigelse og varmebalance til dannelse af nye stjerner og planeter.