14.1 – Det interstellare medium

Jordens lokale stjerne, Solen, er forblevet stort set konstant i lang nok tid til, at livet på Jorden kunne opstå, udvikle sig, og begynde at fundere over dets egen oprindelse og skæbne. Men det menneskelige perspektiv er en relativt kort eksistens; hele den registrerede menneskelige historie på Jorden, udgør mindre end en milliontedel af Solens og Jordens alder. I kapitel 6 så vi, hvordan Solsystemet blev dannet for omkring 4,6 milliarder år siden, ud fra en hvirvlende skive af gas og støv omkring den nydannede Sol. I dette kapitel, vil vi vende tilbage til den historie, men med et andet fokus. Først vil vi træde et skridt tilbage og se på det interstellare miljø, som fødte Solen og Solsystemet, og alle de andre stjerner, både små og store. Derefter vil vi fokusere vores opmærksomhed på stjernen under dannelse – protostjernen – og se på hvordan den bliver til en stjerne.

Fødslen af en stjerne – fra en sky af støv og gas, til nuklear forbrænding – er en proces, der kan ske inden for titusinder af år (for de mest massive stjerner) eller kan kræve hundredvis millioner af år (for de mindst massive). Sådanne evolutionstider, er for lang tid, til at kunne observere nogle ændringer i en hvilken som helst protostjerne; astronomerne har sammenstykket det store billede, ved at observere forskellige stjerner på forskellige stadier af stjernernes udvikling.

Solens volumen er cirka 1,3 millioner gange Jordens volumen. Selv om dette kan virke enormt, er det næsten uforståeligt lille, i forhold til volumen af rummet. Solen er den eneste stjerne der er i et volumen af rummet, der svarer til 300 kubiklysår. Hvis Solen var på størrelse med en golfbold placeret i København, ville den nærmeste nabostjerne, være en lignende golfbold i nærheden af Budapest, Ungarn, 1.000 km væk. Volumen af Mælkevejen mellem stjernerne, er fyldt af det interstellare medium. Det er her, stjernernes historie begynder og slutter. Stjerner er dannet af gassen i det interstellare medium, de lever deres liv i det interstellare medium, og når de dør, giver de noget af deres kemiske sammensætning og energi, tilbage til det interstellare medium.

Solen er dannet fra det interstellare medium, så det er ikke overraskende, at den kemiske sammensætning af det interstellare medium i Solens område af det interstellare medium, svarer til den kemiske sammensætning af Solen (se tabel 12.1). I det interstellare medium, er cirka 90 procent af atomkernerne hydrogen, og de resterende 10 procent er næsten alt sammen helium. De mere massive grundstoffer, udgør kun omkring 0,1 procent af atomkernerne, eller cirka 2 procent af massen i det interstellare medium. Omkring 99 procent af det interstellare stof er gasformigt, og består af individuelle atomer eller molekyler, der bevæger sig frit omkring, som molekylerne i luften gør det.

Imidlertid, er den interstellare gas langt mindre tæt, end den luft som du trækker vejret i. Hvor kubikcentimeter ( cm³) af luften omkring dig, indeholder omkring 2,7 · 10¹⁹ molekyler. En god vakuumpumpe på Jorden, kan reducere denne tæthed ned til omkring 10¹⁰ molekyler per cm³ – cirka en milliardtedel så tæt. Til sammenligning, har det interstellare medium en gennemsnitlig tæthed på cirka 0,1 atom per cm³ – en 100 milliardtedel så tæt. For at forstå dette begreb bedre, kan du forestille dig en slange på 1 meter, med en åbning på 1 kvadratcentimeter (cm² ), fyldt med luft og forseglet i begge ender. Forestil dig, at du kan strække slangen uden at ændre på åbningens diameter. Når du strækker slangen, skal luften inde i slangen sprede sig, for at fylde det større volumen, og den bliver derfor mindre tæt. Når slangen er blevet strakt til en længde på 10 meter, vil luften inde i den være en tiendedel så tæt som luften omkring dig. Når slangen er blevet strakt 100 meter, vil luften være 100 gange mindre tæt, og så videre.

For at tætheden af luften inde i slangen skal matche den gennemsnitlige tæthed af den interstellare gas – det vil sige for at have det samme antal gaspartikler per volumemængde som det interstellare medium har det – ville du skulle strække slangen til en længde på 26.000 lysår! Sagt på en anden måde, er der omkring den samme mængde stof i en søjle på 1 cm i diameter og en meter lang, som der er i en søjle af samme tykkelse i det interstellare medium, som strækker sig fra Solsystemet og til Mælkevejens centrum.

Det interstellare medium er støvet

Omkring 1 procent af materialet i det interstellare medium, er i form af faste korn, kaldet interstellart støv. Det varierer i størrelsen fra lidt større end store molekyler, op til partikler omkring 300 nanometer (nm) i diameter, og disse faste korn, ligner mere de sodpartikler der kommer fra et tændt stearinlys, end de ligner det støv der samler sig i vindueskarmen (det ville tage flere hundrede ”store” interstellare korn, for at opnå samme tykkelse som et enkelt menneskehår). Interstellart støv, begynder at blive dannet når materialer som jern, silicium og kulstof begynder at klæbe sammen, og danner korn i tætte, relativt kølige omgivelser som de ydre atmosfærer og ”stjernevindene” for kølige, røde kæmpestjerner, eller i tæt materiale udsendt i rummet, når stjerner eksploderer. Når disse korn er i det interstellare medium, holder andre atomer og molekyler sig til dem. Denne proces er bemærkelsesværdig effektiv: omkring halvdelen af alt interstellart materiale, er mere massivt end helium (1 procent af den samlede masse af det interstellare medium), findes i interstellare korn.

Hvis der kun er så meget materiale mellem Jorden og Mælkevejens centrum, som der er på en 1 cm søjle på 1 cm i diameter af Jordens atmosfære, kan du forvente at udsynet til fjerne objekter er lige så klar, som udsigten til din storetå. Dette er imidlertid ikke tilfældet, fordi interstellart støv er yderst effektivt til at blokere og omdirigerer lys. Hvis luften omkring dig indeholdt så meget støv som en sammenligelig masse af interstellart støv, ville luften være så beskidt at du virkelig skulle anstrenge dine øjne, for at se din hånd på blot 10 centimeters afstand. Gå uden for en mørk sommernat på den nordlige halvkugle (eller en mørk vinternat på den sydlige halvkugle) og kig grundigt på Mælkevejen, der er synlig som et svagt bånd af diffust lys, der løber gennem stjernebilledet Skytten. Du vil se en mørk stribe, der ligger omtrent i midten af dette lyse bånd, og deler det i to. Dette mørke bånd, er en stor samling af interstellart støv, der blokerer astronomernes udsyn til fjerne stjerner.

Når interstellart støv kommer i vejen for strålingen fra fjerne genstande, kaldes effekten for interstellar blokering. Ikke al elektromagnetisk stråling lider lige meget under denne interstellare blokering. Figur 14.1 viser to billeder af Mælkevejen: et taget i synligt lys, og det andet taget in infrarødt lys (IR). De mørke skyer der blokerer for det synlige lys med kortere bølgelængde (se figur 14.1a), synes at være forsvundet i IR-billedet taget ved længere bølgelængder (se figur 14.1b). Dette muliggør observationer gennem skyerne til galaksens centrum, og videre derfra. Disse to billeder er helhimmelbilleder; de viser hele himlen omkring Jorden. De er orienteret således, at Mælkevejens skive, hvor Solsystemet er indlejret i, løber vandret hen over midten af billedet.

For at forstå, hvorfor lys med kort bølgelængde blokeres af støv, mens lys men lang bølgelængde ikke gør, så tænk på en anden form for bølge – en bølge på havets overflade (se figur 14.2a). Forestil dig, at du er på havet i en båd. Hvis bølgerne er meget større end din lille båd, får bølgerne dig til at gynge forsigtigt op og ned, og det er omkring alt hvad der sker; der er ingen interaktion mellem bølgerne og den lille båd. Det forholder sig dog ganske anderledes, hvis du er på en større båd, der er omkring halvt så lang som bølgelængden af havets bølger. Nu kan bådens forende være i en bølgekam, mens bagenden af båden er i en bølgedal, eller omvendt. Båden vipper vildt frem og tilbage, som bølgerne passerer den. Hvis størrelsen af båden og bølgelængden af bølgerne er det korrekte match, vil selv ret beskedne bølger få båden til at vippe frem og tilbage (du har måske bemærket dette, hvis du nogensinde har befundet dig i en kano eller robåd, og kølvandt fra en speedbåd ramte kanoen eller robåden). Bølgen påvirkes stort set ikke af den lille båd, men påvirkes stærkt af den store båd. Energien til at drive bådens vilde bevægelser kommer fra bølgen, så bølgens bevægelse påvirkes af interaktionen.

Interaktionen mellem elektromagnetiske bølger og materiale involverer mere end en båds gyngen på havet, men det er ofte den samme grundlæggende ide der gælder (se figur 14.2b). Små interstellare støvkorn, interagerer mest med ultraviolet lys og blåt lys, som har bølgelængder der kan sammenlignes med den typiske størrelse af støvkorn. Af denne grund, bliver ultraviolet og blåt lys, effektivt blokeret af interstellart støv. Korte bølgelængder lider meget under interstellar blokering. Infrarød og radiostråling, har derimod bølgelængder der er for lange til at interagerer stærkt med de små interstellare støvkorn, så de passerer stort set uhindret på tværs af store interstellare afstande. For at sammenfatte, så er det meste af galaksen skjult ved de synlige og ultraviolette bølgelængder. I spektrummets infrarøde og radioområder, er der imidlertid et langt mere komplet udsyn.

I den synlige del af spektret, lider lys med kortere bølgelængder mere af blokering, end lys med længere bølgelængder (rødere lys). Som følge heraf, ses et objekt der observeres gennem støv rødere (eller mere korrekt mindre blåt), end det egentlig er (se figur 14.3). Denne effekt kaldes rødmen af lyset. At korrigere for det faktum, at stjerner og andre objekter forekommer både svagere og mere røde, end de ville være hvis ikke der var støv, er en af de vanskeligste dele i fortolkningen af astronomiske observationer, hvilket ofte øger usikkerheden ved måling af et objekts egenskaber.

Interstellar blokering, er en mindre bekymring ved infrarøde bælgelængder og derover, men støvet piller stadig en vigtig rolle i, hvad astronomerne ser, når de observerer himlen i det infrarøde del af spektret. Som ethvert andet objekt, lyser støvkorn ved bølgelængder der bestemmes af deres temperatur. I kapitel 4 lærte vi, at ligevægten mellem absorberet sollys og udstrålet termisk stråling, bestemmer temperaturerne på de terrestriske planeter (se figur 4.23). En lignende ligevægt, er på arbejde i det interstellare medium, hvor støv opvarmes af stjernelys, og af den gas hvori det befinder sig, til temperaturer fra 10 K til flere hundrede K (se figur 14.4). Ved en temperatur på 100 K, siger Wiens lov, at støvet vil lyse kraftigst ved en bølgelængde på 29 mikrometer (µm). Køligere støv – lad os sige ved 10 K- lyser stærkest ved en længere bølgelængde (se Matematiske værktøjer 14.1).

Meget af lyset i infrarøde observationer, er termisk stråling fra dette interstellare støv. Det første gode billede af den himlen i det infrarøde spektrum, var ved 100 µm og kom i 1983, og blev taget af satellitten Infrared Astronomical Satellite (IRAS). IRAS viste, at Mælkevejens mørke skyer glødede klart i den infrarøde stråling fra støv. Et mere detaljeret kort fra en undersøgelse i 2010, kom fra NASAs Wide Field Infrared Explorer missionen (WISE), og viser himlen ved bølgelængderne 3,4, 12 og 22 µm (se figur 14.5).

 

Interstellar gas, har forskellige temperaturer og densiteter

Gassen og støvet, der fylder det interstellare rum i Mælkevejen, er ikke jævnt spredt ud. Omkring halvdelen af al interstellar gas, er koncentreret på kun 2 procent af volumenet af det interstellare rum. Disse relativt tætte regioner, kaldes interstellare skyer. Interstellare skyer, er ikke det samme som terrestriske skyder, der er steder hvor vanddamp har kondenseret sig, til dannelsen af flydende dråber. Interstellare skyer er i stedet steder, hvor den interstellare gas er mere koncentreret, end i de omgivende områder. Den anden halvdel af den interstellare gas, er spredt ud over det resterende 98 procent af volumenet af det interstellare rum.

Denne gas’ egenskaber, varierer fra sted til sted (se tabel 14.1). Noget af denne gas, er ekstrem varm, med temperaturer på millioner af K, temperaturer der er tæt på dem der findes i stjernernes centrum. Ikke desto mindre, skulle du finde dig selv svævende i en sådan varm gas, ville din første bekymring være, ikke at fryse ihjel. Gassen er varm, hvilket betyder at de atomer der befinder sig i gassen, bevæger sig meget hurtigt; så når et af disse atomer rammer ind i dig, rammes du meget hårdt. Men gassen har også en ekstrem lav densitet. Normalt skal du gennemsøge en liter (1.000 cm³) gas eller mere, for blot at finde et enkelt atom. For at indsamle 1 gram varm gas – omkring den masse der findes i en liter af Jordens atmosfære ved overfladen – skal du samle al gassen i en terning, der måler mere end 8.000 km på hvert led. Der er så få atomer i en given mængde af denne gas mellem de interstellare skyer, at atomer meget sjældent ville ramme ind i dig, så denne million K varme gas, ville gøre lidt for dig, i form af at holde dig varm. Du ville udstråle termisk energi væk og afkøle, langt hurtigere end den gas omkring dig, ville kunne erstatte denne tabte termiske energi.

Ekstremt varm gas mellem de interstellare skyer, opvarmes primært af energien fra enorme stjerneeksplosioner, kaldet supernovaer, og den optager omkring halvdelen af det interstellare rum. Solsystemet er placeret inde i en boble af denne varme gas, som har en densitet på cirka 0,005 hydrogenatomer/cm³ og måler mindst 650 lysår i diameter. Dette kan være resterne af den varme bobler, der blev dannet ved en supernovaeksplosion for 300.000 år siden. Ligesom den millioner af K varme gas i Solens korona, lyser denne varme gas svagt, i den høj-energiske røntgenstrålingsdel af det elektromagnetiske spektrum. Røntgenstråler, kan ikke trænge ind i Jordens atmosfære, så det er nødvendigt at komme uden for denne, for at observere strålingen fra denne gas. Røntgenteleskoper der kredser om Jorden, observerer hele himlen, der lyser med svage røntgenstråler der kommer fra denne million K varme gasboble, hvori Solsystemet befinder sig (se figur 14.6).

Ikke al denne mellemliggende gas, er så varm som den lokale boble. Størstedelen af denne gas, har en temperatur på omkring 8.000 K og en densitet i området af cirka 0,01 til 1 atomer/cm³. For at indsamle et gram af denne mere tætte gas, ville det kræve en terning der ”kun” var 800 km på hvert led, af denne 8.000 K varme gas.

Det interstellare rum er oversvømmet med lyset fra stjerner. Noget af dette er ultraviolet lys, med bølgelængder kortere end 91,2 nm. Hver foton af dette ultraviolette lys har tilstrækkelig energi til, at hvis det blev absorberet af et hydrogenatom, ville atomet blive ioniseret og skyde dets elektron fri fra kernen. Hvis der er nok af disse energiske fotoner, kan atomerne i den interstellare gas ikke forblive neutrale (fordi et hvilken som helst neutralt hydrogenatom, snart ville blive ioniseret af stjernelyset). På denne måde, holdes cirka halvdelen af volumenet af den 8.000 K varme interstellare gas, ioniseret. Men der er en stor nok mængde af denne interstellare gas til, at de ioniserende fotoner fra stjernelyset ”opbruges”. Som følge af dette, forbliver omkring halvdelen af den 8.000 K varme interstellare gas for det meste i neutral tilstand. Denne gas, er normalt omgivet af regioner af ioniseret gas, som beskytter den neutrale gas fra stjernelyset, meget på samme måde, som Jordens atmosfære beskytter Jordens overflade fra den skadelige ultraviolette stråling fra Solen.

En måde at kigge efter interstellart gas på, herunder både den ekstremt varme og den varme interstellare gas, er at studere spektre fra fjerne stjerne. Som stjernelyset passerer gennem den interstellare gas, dannes der absorptionslinjer i deres spektre. Ligesom absorptionslinjer som dannes i en stjernes atmosfære, viser meget om stjernens temperatur, densitet og kemiske sammensætning, giver den interstellare gas’ absorptionslinjer tilsvarende informationer om den gas, som lyset har passeret igennem. Astronomer kan også studere den interstellare gas, ved at kigge efter den stråling, som den udsender. I regioner med varm, ioniseret gas, finder protoner og elektroner konstant hinanden, og går sammen for at danne hydrogenatomer. Det kræver energi at rive et hydrogenatom fra hinanden, så i henhold til loven og energibevarelse, skal den samme mængde energi frigives, når en proton og en elektron går sammen for at danne et hydrogenatom. Den frigivne energi, bliver til elektromagnetisk stråling.

Når en proton og en elektron kombineres, bliver det resulterende hydrogenatom typisk ladt tilbage i exciteret tilstand (se kapitel 4). Atomet falder derefter tilbage til lavere og lavere energitilstand, og udsender en foton for hvert trin. Sammen, bærer disse fotoner en mængde energi, der lig med ioniseringsenergien plus hvad end bevægelsesenergi protonen og elektronen besad før de kombineredes. Fotonerne som udsendes i denne proces, har bølgelængder svarende til energiforskellene mellem de tilladte energitilstande for hydrogen. Med andre ord, lyser varm ioniseret interstellar gas, med emissionslinjer der er karakteristiske for hydrogen (såvel som for andre grundstoffer). Normalt er den stærkeste emissionslinje, der udsendes af varm interstellar gas i den synlige del af spektret, Hα  (hydrogen alfa) linjen, som ses i den røde del af spektret ved en bølgelængde på 656,3 nm.

Billedet i figur 14.7 viser en del af himlen, taget i lyset af Hα-emissionen. Den svage diffuse emission i billedet, kommer hovedsageligt fra varm ioniseret interstellar gas. De særligt lyse pletter er dog ret forskellige. Disse er regioner, hvor intens ultraviolet stråling fra varme O- og B-type stjerner med høj luminositet, er i stand til at ioniserer selv relativt tætte interstellare skyer. De kaldes H II-regioner (H to), fordi de indeholder store mængder hydrogen. O-type stjerner lever kun et par millioner år, så de plejer ikke at bevæge sig langt fra hvor de blev skabt. De glødende skyer der ses som H II regioner, er de samme skyer hvorfra disse stjerner blev født. H II-regioner er således pegepinde til regioner, hvor aktiv stjernedannelse finder sted.

En af de H II-regioner der er tættest på Solen, er Oriontågen, som ligger 1.340 lysår fra Solen i stjernebilledet Orion (se figur 14.8), Næsten alt det ultraviolette lys, der driver denne stjernetåge, kommer fra en enkelt varm stjerne, og kun få hundrede stjerner, er under dannelse i dens umiddelbare nærhed. I modsætning hertil, viser figur 14.9 en kæmpemæssig H II-region, kaldet 30 Doradus (også kendt som Tarantulatågen). 30 Doradus H II-regionen, ligger i Den Store Magellanske Sky, en lille satellitgalakse til Mælkevejen, 160.000 lysår væk. Denne enorme sky af ioniseret gas, drives af en meget tæt stjerneklynge, der indeholder tusindvis af varme stjerner med høj luminositet. Hvis 30 Doradus var lige så tæt på Jorden som Oriontågen, ville den lyse kraftigt nok på stjernehimlen, til at kaste skygger.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Varm, neutralt hydrogengas, afgiver stråling på en anden måde end varm, ioniseret hydrogen. Mange subatomare partikler, herunder protoner og elektroner, har en egenskab der kaldes spin, der får dem til at opføre sig som små magneter – som om hver partikel havde en stangmagnet med en nord- og sydpol indbygget i dem (se figur 14.10). Ifølge kvantemekanikkens regler, kan et hydrogenatom, kun eksistere i to forskellige konfigurationer. De magnetiske ”poler” for protonen og elektronen, peger enten i samme retning (ensrettede), eller peger i modsatte retninger (modsatrettede). Elektronens ”magnet” og protonens ”magnet” skubber til hinanden, så måden hvorpå de orienterer sig, afgør atomets energi. Når de to ”magneter” peger i modsatrettede retninger, har atomet en smule mindre energi, end når de peger i samme retning.

Det kræver energi, at ændre et hydrogenatom fra den nedre energitilstand med uændret ”magnetisk” spin, til den højere energitilstand med ensrettet ”magnetisk” spin. I varm, neutralt interstellar gas, leverer vekselvirkninger mellem atomer, let denne energi. Men når et hydrogenatom er i sin højere energi- (magnetisk ensrettet) og spintilstand, kræver det kun tid for hydrogenatomet at falde tilbage til sin lavere energi- (magnetisk modsatrettede) og spintilstand. Hvis det forbliver uforstyrret længe nok, vil et hydrogenatom i den højere energitilstand, spontant hoppe til den lavere energitilstand, og udsende en foton i processen. Energiforskellen mellem de to magnetiske spintilstande for hydrogenatomet, er ekstrem lille: mindre end en halv milliontedel af den energi, der er nødvendig for at rive elektronen helt væk fra protonen. Den stråling der afgives af disse lave energiovergange, har en bølgelængde på 21 centimeter, som ligger i radioområdet af spektret.

Tendensen til, at hydrogenatomer udsender 21 cm stråling, er ekstremt svag. I gennemsnit skulle du vente 11 millioner år, før et hydrogenatom i højere energitilstand, spontant hoppede til den lavere energitilstand og udsendte en foton. Men der er meget hydrogen i universet. I figur 14.11, gløder himlen af 21 cm stråling fra neutralt hydrogen. På grund af den lange bølgelængde, trænger 21 cm stråling gennem støv i det interstellare medium, hvilket gør det muligt for astronomerne, at se neutralt hydrogen igennem hele galaksen, mens målinger af Doppler-forskydningen af emissionslinjen angiver, hvor hurtigt strålekilden bevæger sig. Disse to attributter, gør 21 cm-emissionslinjen for neutralt hydrogen, til den måske vigtigste form for stråling, til forståelse af Mælkevejens struktur.

Skyer er regioner med kold, tæt gas

Som nævnt tidligere, fylder gassen mellem de interstellare skyer, 98 procent af volumenet af det interstellare rum, men tegner sig kun for halvdelen af massen for den interstellare gas. De resterende 50 procent af al interstellar gas, er koncentreret i meget tætte interstellare skyer, der kun optager 2 procent af galaksens volumen. De fleste interstellare skyer, består primært af neutralt hydrogen (det vil sige isolerede, neutrale hydrogenatomer). Disse skyer er meget køligere og tættere end den varme gas mellem de interstellare skyer. De har temperaturer på cirka 100 K, og densiteter i området omkring 1-100 atomer/cm³. Men selv i den høje ende af dette interval – 100 atomer/cm³ – var du stadig nødt til at samle al gassen i en kasse der måler 180 km på hvert led, for at samle et enkelt gram af dette materiale.

På Jorden, er det ualmindeligt af finde isolerede atomer; de fleste atomer er bundet i molekyler (for eksempel i Jordens atmosfære, findes kun ikke-reaktive gasser som for eksempel argon, typisk på deres atomform). I det meste af det interstellare rum, inklusiv de fleste interstellare skyer, overlever molekyler ikke lang tid. Når interstellar gas bliver for varm, vil eventuelle molekyler der eksistere, snar kollidere med andre molekyler eller atomer, der har tilstrækkelig med energi, til at bryde molekylerne ned til deres atombestanddele. Temperaturen i en neutral hydrogensky, kan være lav nok til, at nogle molekyler overlever, men selv i den neutrale hydrogensky, vil en anden proces snart ødelægge de eventuelle molekyler der er dannet. Fotoner fra stjernelys med tilstrækkelig energi til at bryde molekylerne fra hinanden, kan trænge ind i de neutrale hydrogenskyer. Kun i selve hjertet af de tætteste interstellare skyer, hvor støv effektivt blokerer fro selv de fotoner med relativt lav energi som kræves for at bryde molekyler i stykker, får den interstellare kemi en chance. Af denne grund, betegnes disse mørke skyer som molekylære skyer.

I billeder som det i figur 14.12, er molekylære skyer tydelige ud fra deres silhuetter mod baggrunden af stjerner. Inde for sådanne skyer, er det mørkt og normalt meget koldt, med en typisk temperatur på kun cirka 10 K – det vil sige 10 K over det absolutte nulpunkt. De fleste af disse skyer, har tætheder på cirka 100-1.000 molekyler/cm³, men der er observeret tætheder så høje som  molekyler/cm³. Selv ved tætheder på  molekyler/cm³, er denne gas stadig mindre end milliardtedel så tæt som atmosfæren omkring dig, hvilket udgør et yderst godt vakuum set fra jordlig standard. I dette kolde, relativt tætte miljø, kombineres atomer til dannelse af et bredt udvalg af molekyler

Den mest almindelige bestanddel i molekylære skyer, er den molekylære hydrogen. Molekylær hydrogen (H₂) består af to hydrogenatomer, og er det mindst mulige molekyle. Molekyler udsender mest stråling i radio- og det infrarøde område af det elektromagnetiske spektrum, da de laver overgange mellem energitilstande, der er bestemt af den måde de roterer eller vibrerer på for eksempel. Molekylære emissionslinjer er nyttige for astronomer, på samme måde som spektrallinjerne for atomer er nyttige. Hver type molekyle er unikt i sine egenskaber, og energierne i deres tilstande, er også unikke. Bølgelængderne fra emissionslinjerne for molekyler, er et umiskendeligt fingeraftryk for præcis den slags molekyle, der er ansvarlig for dem.

Foruden molekylært hydrogen, er cirka 150 andre molekyler blevet observeret i det interstellare rum. Disse molekyler spænder fra meget enkle strukturer som for eksempel kulmonooxid (CO), et af de mere almindelige molekyler, og til komplekse organiske forbindelser som methanol (CH₃OH) og acetone ((CH₃)₂OH), til nogle med store kulstofkæder. Meget store kulstofmolekyler, der består af hundredvis af individuelle atomer, danner broen mellem store interstellare molekyler og små interstellare støvkorn. Som tidligere nævnt, kan synligt lys ikke gennemtrænge de interstellare molekylære skyer, hvor de interstellare molekyler er koncentrerede. Radiobølger der udsendes af molekylerne, er dog ikke påvirket af interstellart støv, så de kan let undslippe fra de mørke molekylære skyer. Observationer af radiobølger fra molekyler, giver astronomerne et bemærkelsesværdigt indblik i de indre og mest uigennemtrængelige interstellare skyer. Blandt de mere vigtige molekyler, er kulmonooxid (se figur 14.13). Mange astronomer mener, at forholdet mellem kulmonooxid og molekylært hydrogen, er forholdsvist konstant, og fordi molekylært hydrogen er så vanskeligt at detektere, selv ved de infrarøde og radiobølgelængder, anvendes kulmonooxid ofte til at afsløre mængder og fordeling af molekylært hydrogen.

Molekylære skyer, har masser fra et par gange Solens masse og til 10 millioner Solmasser. De mindste molekylære skyer, kan være mindre end et halvt lysår i diameter; de største kan være over tusind lysår i størrelse. De største molekylære skyer, kvalificerer sig til titlen gigantiske molekylære skyer. Disse behemother, har typisk masser et par hundrede gange Solen masse, og i gennemsnit, er de 120 lysår i diameter. Mælkevejen indeholder omkring 4.000 gigantiske molekylære skyer, og et langt større antal mindre. Molekylære skyer, fylder kun en lille brøkdel af galaksens volumen – sandsynligvis kun omkring 0,1 procent af det interstellare rum. Disse skyer kan være sjældne, men de er ekstremt vigtige for vores historie, fordi de er vuggerne hvor stjernerne dannes.

Efter at have kigget på de mange forskellige faser i det interstellare medium, der spænder fra store vidder af tunge million K varme, interstellar gas mellem de interstellare skyer, til de kolde indvendige af molekylære skyer, er det indlysende at stille spørgsmålet: hvordan passer det hele sammen? At kigge på strukturen af det interstellare medium, er meget ligesom at kigge på naturen for Jordens vejr: det er ekstremt komplekst, og ofte svært at forstå, og helt umuligt at forudsige præcist.

I det interstellare medium, kommer energien til at drive ”vejret” fra stjerner. Varm gas, opvarmet af ultraviolet stråling fra massive, varme stjerner, skubber udad mod omgivelserne. Chokbølger fra supernovaeksplosioner, laver store, varme ”hulrum”, og skubber alt de støder på foran sig, som en sneplov. Interstellare skyer ødelægges når de kommer under angreb fra sådanne voldsomme begivenheder, men de dannes også af de samme kræfter. Opsamlet interstellar gas, bliver til den næste generation af skyer. Varme bobler af interstellar gas under højt tryk, får tætherderne i de molekylære skyer til at stige, og udløser muligvis dannelsen af næste generations stjerner. Det interstellare medium er så godt blandet, at de interstellare skyer bevæger sig omkring, ved tilfældige hastigheder omkring 20 km/s. Det interstellare materiale der bevæger sig hurtigst, er dem der består af meget varmt gas og støv, og deres hastigheder måles i tusinde kilometer per sekund.

Næste afsnit →