APIE TARPŽVAIGŽDINĘ MEDŽIAGĄ
Kaip jau minėta, tarpžvaigždinėje erdvėje yra dulkių debesys, sugeriantys ir išsklaidantys už jų esančių žvaigždių šviesą. Dulkelių matmenys yra 10-100nm ; jos sudarytos iš silikatų(MgSiO, MgFeSiO ), grafito, anglies karbido, kvarco, geležies ir kitų medžiagų. Dulkelės susiformuoja vėsių žvaigždžių milžinių ir supermilžinių bei supernovų atmosferose ir apvalkaluose ir, šviesos slegiamos, išlekia į tarpžvaigždinę erdvę. Dulkelės taip pat išmeta prožvaigždės ir tik ką susidariusios žvaigždės – orionidės, esančios dar gravitacinio traukimosi stadijose. Kai kurios dulkelės, esančios žemose temperatūrose tamsių debesų gelmėse, aplimpa vandens ledu, kuris susidaro dulkelių paviršiuje, jungiantis laisviesiems deguonies ir vandenilio atomams. Ledo paviršiuje dar susidaro plona vandenilio molekulių plėvelė. Dulkelių apvalkalus gali sudaryti taip pat sušalęs anglies monoksidas CO arba amoniakas NH .
Taip pat jau aptarėme, kaip tarpžvaigždinės dulkelės veikia žvaigždžių šviesą. Kadangi trumpos elektromagnetinės bangos išsklaidomos ir sugeriamos labiau už ilgas, tai žvaigždžių šviesa ne tik susilpnėja, bet ir paraudonuoja( atsiranda spalvos ekscesas ), o tada jau galima nustatyti tarpžvaigždinių dulkių kiekį tarp bet kurios žvaigždės ir stebėtojo.
Tarpžvaigždinės dulkelės telkiasi į įvairaus dydžio debesis. Saulės aplinkoje dažniausiai sutinkami maždauk 10-15šm skersmens debesys, erdvė tarp debesų yra praktiškai laisva. Spiralinėse galaktikų vijose susidaro dideli dulkių debesų telkiniai, kurie optinėje šviesoje užstoja tolimesnes sritis ir atrodo kaip tamsūs Pauksčių Tako lopai. Tokie yra jau minėti Tauro-Persėjo, Gyvatnešio-Skorpiono-Šaulio tamsių debesų kompleksai, Didžioji Properša Gulbėje, Arklio Galva Orione( įklijos V pav.), Angliamaišis pietų danguje ir kt. Vidutinis tarpžvaigždinių dulkių tankis Galaktikos diske yra 10 g/cm
tamsiuose debesyse jis yra 100-1000 kartų didesnis.Jeigu dulkių debesis pasitaiko erdvėje netoli didelio šviesio žvaigždžių, dulkeles apšviečia jų šviesa ir stebime vadinamąjį atspindžio ūką. Būdingas tokio ūko pavyzdys yra Meropės ūkas Sietyno žvaigždžių spiečiuje.
Nors tarpžvaigždinių dulkių debesys iš karto pastebimi, tačiau jos sudaro vos 1/ visos tarpžvaigždinės medžiagos. Didžiąją tos medžiagos dalį sudaro dujos, kurios užpildo visą Galaktikos disko erdvę; vidutinis jų tankis 0.8 atomo į 1cm. Difuziniuose ūkuose, kurie šen bei ten matyti Paukščių Take, dujų tankis siekia 1000-10000 atomų į 1cm , o molekuliniuose debesyse – net 100 tūkst.
milijoną atomų į 1cm. Visų Galaktikos dujų masė yra apie 4 mlrd. Saulės masių, o tai sudaro apie 2/ visų Galaktikos žvaigždžių masės. Didžiausia dujų masės dalį( 73/) sudaro neutralus, jonizuotas ir molekulinis vandenilis, helio atomai sudaro 25/ masės, o sunkieji elementai (deguonis, anglis, geležis, azotas, silicis, magnis, kalcis, natris)- apie 2/. Palyginus su Saule, tarpžvaigždinėse dujose yra šimtus kartų mažiau aliuminio, silicio, kalcio, titano, geležies. Mat šie elementai susikondensavo į dulkeles.
Kaip jau minėta, tankiausi dujų telkiniai yra molekuliniai debesys, kur kartu koncentruojasi ir dulkelės. Dėl didelio debesies storio (jie tęsiasi iki 300šm) į jo centrines dalis neprasiskverbia šviesos ir ultravioletiniai spinduliai, todėl ten yra labai žema temperatūra(vos 10-30K) ir puikios sąlygos susidaryti molekulėms. Čia 90/ debesies masės sudaro molekulines vandenilis, taip pat yra CO, OH, NH, HCO ir kitų organinių labai sudėtingų molekulių- viso virš 50 rūšių. Šios molekulės sudaro vos šimtąsias procento dalis bendros debesies masės, tačiau jos labai svarbios gyvybės evoliucijai tose planetose, kurios susidaro iš molekulinių debesų medžiagos. Likusią molekulinio debesies masę sudaro atominis vandenilis(9/ masės) ir dulkės (1/ masės).
Jeigu arti nėra jonizuojančios žvaigždės, tai dujų debesys nematomi, pro juos laisvai, nė kiek nesusilpnėjusi praeina už jų esančių žvaigždžių šviesa. Tarpžvaigždines dujas galima aptikti tik pagal žvaigždžių spektruose paliekamas absorbcijas linijas. Šių linijų stiprumas rodo elementų gausumą, o linijų išplitimas ar poslinkiai į vieną ar kitą pusę liudija, kad dujų debesys juda.
Kartais dujų ūkas pasitaiko prie karštos O-B2 spektrinių klasių žvaigždės, ir jo molekulės yra suskaldomos, o atomai- jonizuojami,nes kinetinė temperatūra siekia 10-20 tūkst.K. Tokios jonizuoto vandenilio sritys vadinamos HII arba Striomgreno zonomis(pagal danų astronomą B. Striomgeną, kuris pirmasis jas paaiškino). Protonai po to pasigauna laisvuosius elektronus, ir tie leidžiasi šuoliais vandenilio atomo lygmenimis žemyn, spinduliudami Laimano, Balmerio, Pašeno, Breketo ir kitų serijų emisijos linijas- HII zona matoma kaip emisinis ūkas. Tokių ūkų pavyzdžiai yra Didysis Oriono ūkas, Šiaurės Amerikos ir Pelikano ūkai Gulbėje arba Trilypisūkas Šaulio žvaigždyne.
Tarpžvaigždinės dujos taip pat ima švytėti, kai jas sužadina smūginė banga, susidariusi po supernovos ar novos žybtelėjimo arba dėl stipraus žvaigždžių vėjo. Taip susidaro žiediniai ūkai aplink smūginės bangos šaltinį. Švyti taip pat planetiškieji ūkai ir supernovų sprogimo liekanos.Artimiausi mums spiralinė galaktika yra Andromedos ūkas. Tai yra vienintelė Šiaurės pusrutulio galaktika, matoma plika akimi per 1 įdešinę nuo Andromedos v.Dabar didelės skiriamosios gebos nuotraukose matyti ne tik spiralinės vijos, bet ir emisiniai ūkai, kamuoliniai spiečiai, asociacijos ir atskiros didelio šviesio žvaigžės-supermilžinės, cefeidės, pagrindinės sekos O-B žvaigždės, raudonosios milžinės.Pagal daugelį parametrų Andromedos galaktika yra panaši į mūsų Galaktiką.Ten taip pat išsiskiria diskas su spiralinėmis vijomis, centrinis telkinys, tankus žvaigždžių spiečius galaktikos centre, sferoidas ir net masyvus nematomosios medžiagos vainikas.Ši galaktika yra lyg poligonas, kuriame bandomi ir kalibruojami įvairūs tarpgalaktinių nuotolių nustatymo metodai. Neseniai, tyrinėjant Andromedos ūką spiralines vijas, buvo patvirtinta tankio bangų teorija.