[include(틀:항성 및 은하천문학)]
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== 개요 ==
{{{+1 [[星]][[間]][[物]][[質]] / InterStellar Medium, ISM}}}

말 그대로, 별과 별 사이(일반적인 우주 공간)에 있는 물질들의 총칭. 영어로는 줄여서 주로 ISM이라고도 한다. 이게 일정 이상 밀도로 모여 있어 관측이 되면 [[성운]]이라 불린다.

일반인의 인식에는 성간 물질이라고 하면 뭔가 신비로운 느낌의 단어로 들리는 것 같다. 실제로 사진 찍어놓은 것을 보면 예쁘긴 하다.

천문학자에게는 굉장히 골치아픈 물질이다. 전공 분야가 성간 물질이 아니라면. 실제로 이 성간 물질들이 천문학 연구에 굉장히 도움을 주면서도 짜증나는 존재이다. [[전파]]를 제외한 '''[[전자기파]]를 이용하는''' 거의 모든[* [[태양계]] 천문학 제외] 천문학 영역에서 성간 물질을 잘 다뤄야 한다.
== 종류 ==
성분이나 온도, 운동 상태에 따라서 종류를 나눈다.

크기에 따라서는 티끌(Dust), 가스로 나눈다.
=== 성간티끌 ===
티끌이라는 이름에 걸맞게 분자로 구성되어 있으며, 그 크기도 장난이 아닌데, 실제로 가시광 영역의 관측을 자주 방해한다. 가시광선에서는 밀도가 조금만 높아져도 거의 100%에 이르는 [[소광효과]]를 보여주기 때문에 이것이 존재하는 지역은 관측 자체가 불가능할 정도다. 주로 [[얼음]]이나 [[규산염 광물|규산염]], [[흑연]], [[탄화수소]] 덩어리 등으로 이루어져있다. 간단히 말하면 얼음 + 모래다.
==== [[성운#s-2.1.2|암흑성운]] ====
성간티끌이 매우 높은 밀도로 뭉쳐있으면 발생하는 일종의 [[성운|우주 구름]]이다. 보통 은하의 나선팔 부분에 많이 존재하며, [[우리 은하]]의 경우엔 그 양도 굉장히 풍부한 편이다. 그야말로 암흑성운이다보니 이게 있다면 그 방향으로 가시광 관측은 불가능하다. 적외선으로 보면 다르게 보인다.

다만 이 암흑성운은 굉장히 디테일이 살아있는 편이라 눈요기에 굉장히 좋다. 대표적인 암흑성운은 [[오리온 자리]]의 [[말머리 성운]], [[수리 성운]]의 [[수리 성운#s-3.2|창조의 기둥]].
||<table align=center>[[파일:external/apod.nasa.gov/ic434_mtm.jpg|width=420]]||[[파일:external/img.etnews.com/techholic_20103006115942.jpg|width=420]]||
|| 말머리 성운 || 창조의 기둥 ||
물질들의 밀도가 굉장히 높기 때문에 별이 많이 태어나는 곳이기도 하다. 

==== [[성운#s-2.1.3|반사성운]] ====
암흑성운과는 달리 빛을 모조리 [[흡수]]하지 않고 [[산란]]을 시키는 성운이다. 흔히 푸른색으로 빛이 나는 성운인 경우가 많은데, 광원 역할을 하는 별의 색깔에 따라 붉은색을 띠는 경우도 있다. 대표적으로 [[안타레스(항성)|안타레스]]를 감싸고 있는 성운은 반사 성운임에도 붉은색이다.

[[파일:external/www.astrophoton.com/N1435-1_full.jpg|width=500]]
가장 유명한 반사성운으로는 [[플레이아데스 성단]]을 감싸고 있는 NGC 1435.[* [[메로페 성운]]. [[플레이아데스 성단]]에서 4번째로 밝은 별인 [[메로페]]를 감싸고 있는 성운이다.]


=== 성간가스 ===
가스다보니 밀도 면에서는 상대적으로 적지만 총량으로 치면 성간먼지보다 훨씬 많다[* 성간티끌 총 질량의 100배 수준]. 별이 아닌 우주의 대부분의 물질은 성간 가스이기 때문이다.

주로 거의 70%를 차지하는 대부분이 [[수소|수소 원자, 수소 이온, 수소 분자]]로 이루어져있고[* 괜히 관련 항목에 [[수소]]를 넣은 것이 아니다.], 나머지 30%의 대부분을 [[헬륨]]이 차지한다. 이보다 무거운 원소의 비율은 매우 낮다.[* 그렇기 때문에 천체물리학에서는 3번 리튬 이후를 몽땅 중금속(메탈)이라고 부른다. 이게 결국 별을 이루는 물질이기 때문에.]

그나마 우주에 풍부하다고 하는 탄소조차도 1%조차 안 되니 수소가 얼마나 많은지 새삼 느낄 수 있다.

온도가 낮은 성간가스의 경우는 관측하는 방법이 거의 수소에 의존하게 된다. 가장 대중적인 방법으로는 H-α 선[* [[수소선]] 중에 발머 선이다.]을 관측하는 방법과 21cm 파[* 전자의 스핀이 반대로 바뀔 때 발생하는 파]를 관측하는 방법. 온도가 높은 성간가스의 경우는 다양한 중금속 원소들의 이온화 파장을 볼 수 있기 때문에 그것들을 이용해서 다양한 운동학적인 관측까지 수행할 수 있다.
==== [[전리수소영역|H Ⅱ 영역]] ====
[include(틀:상세 내용, 문서명=전리수소영역)]
H Ⅱ region

수소가 전자를 잃은 [[이온(화학)|이온]] 상태. 즉, [[양성자]]들이 있는 영역이다. 특히 어린 OB형 별 주변에 분포하는데, 높은 표면 온도의 별에서 나온 자외선 광자 때문에 이온화가 되어 전자가 날아가버린 상태로 수소가 존재하는 영역이다. 발광성운이기도 하다.

붉은색의 빛(H 알파)을 내뿜기 때문에 구분하기도 쉽다.

[[파일:external/www.astronomersdoitinthedark.com/M42-1260-East-450D-NoFilt-200--2011-12-27---63x15---59x30---56x180-repro---Final.jpg|width=500]]
가장 대표적인 발광성운인 오리온 대성운이다. 육안으로도 보일 정도로 밝고 거대한 것이 특징으로 겨울철 좋은 날에 오리온 자리 칼집 끝에서 새빨갛게 빛난다. 도심에서는 희미하게 보여서 회색 혹은 노란색으로 빛나는데 봤을 때 저게 맞는지 굉장히 모호하다는 것이 또 하나의 재미.


=== 성간분자 ===
티끌이랑 비슷해 보여도 조금 다른데, 성간티끌이 가시광에서 발견되는 반면 이쪽은 주로 자외선, 가시광은 물론 전파 영역에서 발견 된다.

종류로는 CH (메틸리딘) CN (시아나/시아노겐) 일산화탄소 등의 분자들이다.

OH라거나 CS 등의 간단한 분자는 물론이고 암모니아, 시안산(시안화 수소), 포름산, 알코올 등의 꽤나 무거운 분자들도 제법 많이 발견 된다.

이 제법이라는 말이 꽤 애매하긴 한데, 대충 어느 정도냐면 에탄올이 발견 되는 성운의 에탄올을 모조리 가져다가 지구를 덮어버릴 정도의 술을 만들 수도 있다... 물론 우주의 크기에 비하면 한 없이 적은 양이긴 하다. 어디까지나 우주의 크기에 비해서는...

=== [[행성상성운]] ===
항성의 흔적인 행성상성운 역시 성간 물질에 포함 된다.

=== [[초신성]] 잔해 ===
Supernova Remnants

초신성이 터지고 남은 잔해로 굉장히 큰 질량의 별이 터진 흔적이기 때문에 그 양도 엄청나고 밀도가 높다. 성분은 중금속 함량이 높은 뜨거운 성간 기체와 약간의 티끌로 구성되어 있다. 이 물질의 속도는 굉장히 빠르기 때문에 지나가는 방향에 있는 물질들을 모조리 때리면서 지나가는데, 그 과정에서 충격파를 형성하게 되고, 충격파로 밀도가 높아진 기체가 다른 물리적 과정으로 온도가 쉽게 낮아진다면 별 생성을 촉발할 수 있다. 그렇지만 주위에 이미 밀도가 높은 성간 구름이 있었던 경우에는 그것을 파괴해서 별 생성을 방해할 수 있다.

[[파일:external/www.nasa.gov/430453main_crabmosaic_hst_big_full.jpg|width=500]]
초신성 잔해 중에선 가장 유명한 [[게 성운]]인데, 그 전파 속도가 워낙 빠르다보니 현재는 꽤 많이 변해있다.
=== 그 외 ===
[[코로나]]와 태양에서 방출되는 입자들 역시 성간 물질이다. 이와 같이 빠른 속도를 가지는 별에서 나오는 입자를 [[항성풍]] (Stellar Wind) 라고 한다. 항성풍과 우주선 (Cosmic Ray) 이 어떻게 성간 물질과 상호작용하는지는 흥미로운 연구 주제이다.

== 관련 문서 ==
 * [[성운]]
 * [[별]]
 * [[은하]]
 * [[초신성]]
 * [[우주선]]
 * [[성간 천체]]
[[분류:천문학]]