διαστρική ύλη

Η διάχυτη ύλη που βρίσκεται μεταξύ των διαφόρων αστέρων. Από την εποχή του Γαλιλαίου, όταν οι αστρονόμοι απέκτησαν τη δυνατότητα να παρατηρούν και να ερευνούν τον ουρανό με τηλεσκόπια, κατόρθωσαν να διακρίνουν διάφορα λευκά φωτεινά νέφη σε πολλά σημεία του ουράνιου θόλου, τα οποία ονόμασαν νεφελώματα. Αργότερα, περίπου στα μέσα του 18ου αι., προπάντων με τις εργασίες του σερ Γουίλιαμ Χέρσελ, ανακαλύφθηκε και άλλο είδος μη φωτεινών νεφελωμάτων, που ονομάστηκαν σκοτεινά. Η παρουσία των νεφελωμάτων στο διάστημα μεταξύ των αστέρων προϋποθέτει και την ύπαρξη μιας διάχυτης ύλης στον διαστρικό αυτό χώρο, η οποία ονομάστηκε δ.ύ. Σήμερα επικρατεί γενικά η άποψη ότι τόσο τα φωτεινά όσο και τα σκοτεινά νεφελώματα προέρχονται από συμπυκνώσεις κοσμικών κόνεων. Τα φωτεινά νεφελώματα είναι ορατά γιατί ανακλούν το φως των αστέρων, ιδιαίτερα των λαμπρότερων, που βρίσκονται πλησιέστερα σε αυτά ή επειδή μετατρέπουν σε ορατή άλλες μορφές ακτινοβολίας. Τα σκοτεινά νεφελώματα αποτελούνται από σκοτεινή και απορροφητική ύλη, που βρίσκεται σε προνομιακές ζώνες μέσα σε συμπύκνωση αερίων. Ο όρος συμπύκνωση, όταν πρόκειται για τον κοσμικό χώρο, έχει σχετική έννοια (π.χ. σε ένα κυβικό εκατοστό περιέχονται περίπου 27 δισ. δισεκατομμυρίων μόρια, ενώ στον ίδιο όγκο στα πιο πυκνά νεφελώματα περιλαμβάνονται μόλις μερικές εκατοντάδες μορίων). Τα νεφελώματα αυτά, που μπορούν να επισκιάσουν τους αστέρες μπροστά από τους οποίους βρίσκονται, προσδιορίζουν διαστημικές ζώνες στις οποίες επικρατεί πολύ πιο τέλειο κενό από εκείνο που μπορεί να επιτευχθεί σε συνθήκες εργαστηρίου, στο οποίο υπάρχουν πάντοτε τουλάχιστον γύρω στα τέσσερα εκατομμύρια σωματιδίων ανά κυβικό εκατοστό. Εκτός από τη ζώνη που καταλαμβάνεται από τα νεφελώματα, στον υπόλοιπο διαστρικό χώρο πίστευαν ότι επικρατούσε απόλυτο κενό. To 1904 ο Τ. Χάρτμαν, ενώ παρατηρούσε τον διπλό αστέρα Mintaka (δ Ωρίωνος) αντιλήφθηκε ότι, ενώ μερικές γραμμές του φάσματος μετατοπίζονταν κατά τη διεύθυνση της τροχιάς του αστέρα, άλλες που οφείλονταν στο ασβέστιο και στο νάτριο, παρέμεναν στάσιμες, υποδηλώνοντας έτσι τη διαστρική τους προέλευση. Οι έρευνες των τελευταίων δεκαετιών κατέληξαν στην αναγνώριση ενός απέραντου, απορροφητικού, διάχυτου και εξαιρετικά αραιού νέφους μέσα στον διαστρικό χώρο, του οποίου η πυκνότητα είναι κατά εκατό φορές μικρότερη από την πυκνότητα των σκοτεινών νεφελωμάτων, ενώ η μάζα ανέρχεται μόλις στο ένα χιλιοστό του χιλιοστού του γραμμαρίου ανά κυβικό χιλιόμετρο. Το νέφος αυτό είναι ακανόνιστο και αποτελείται όχι μόνο από ελεύθερα ηλεκτρόνια, από ουδέτερα ή ιονισμένα άτομα (ασβεστίου, νατρίου, καλίου, τιτανίου κ.ά.), από μόρια, μοριακά συμπλέγματα (κυρίως CN, CH, και NaH) αλλά και από στερεά σωματίδια και από υπερμικροσκοπικό κονιορτό (διάστασης του ενός δεκάκις χιλιοστού του χιλιοστού), από κόκκους διαφόρων διαστάσεων και μετεωρίτες κάθε μεγέθους. Το υδρογόνο εμφανίζεται ως το αφθονότερο στοιχείο. Σε ένα άτομο ασβεστίου αντιστοιχούν μερικές δεκάδες άτομα καλίου και νατρίου, μερικές εκατοντάδες άτομα οξυγόνου και μερικά εκατομμύρια άτομα υδρογόνου. Η μάζα του κοσμικού κονιορτού και των κοσμικών κόνεων αντιπροσωπεύει μόλις το 10% της συνολικής μάζας της δ.ύ. Το υπόλοιπο 90% αποτελείται από αέρια. Ο κονιορτός αυτός έχει τόσο χαμηλή πυκνότητα, ώστε σε μερικές ζώνες συναντάται μόλις ένα σωματίδιο ανά πέντε εκατομμύρια κυβικά χιλιόμετρα· ωστόσο, εξαιτίας του απέραντου διαστήματος το οποίο πρέπει να διανύσει το φως πριν φτάσει έως τη Γη, η ερύθρωση των αστέρων που βρίσκονται πίσω από αυτό γίνεται αισθητή και μπορεί να μετρηθεί. Τα αέρια, την ύπαρξη των οποίων απέδειξε πρώτος ο Χάρτμαν, παρουσιάζουν πυκνότητα μερικών δεκάδων ατόμων ανά κυβικό μέτρο.