Oddziaływanie pomiędzy gwiazdami a ISM pozwala określić prędkość tracenia gazu przez galaktykę i jej zdolność do tworzenia nowych gwiazd.
+Tabela: Podział materii międzygwiazdowejźródło: Ferriere (2001)Składnik ProcentowaObjętość Skala(pc) Temperatura(K) Gęstość(atom/cm³) Stan wodoru Główne techniki obserwacyjneObłoki molekularne < 1% 70 10–20 10²–106 molekularny linie emisyjne i absorpcyjne cząstek w falach radiowych i podczerwieniZimny naturalny ośrodek (CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 neutralny absorpcja H I 21 cmCiepły naturalny ośrodek (WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0,2–0,5 neutralny emisja H I 21 cmCiepły zjonizowany ośrodek (WIM) 20–50% 1000 8000 0,2–0,5 zjonizowany emisja Hα oraz dyspersja promieniowania pulsarówObszary H II < 1% 70 8000 10²–104 zjonizowany emisja Hα oraz dyspersja promieniowania pulsarówGaz korony gazowejGorący zjonizowany ośrodek (HIM) 30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 zjonizowany(metale również silnie zjonizowane) emisja w promieniach X oraz absorpcja linii silnie zjonizowanych metali, głównie w ultrafiolecie
Przypisy
Kategoria:Gwiazdy Kategoria:Obiekty astronomiczne