interstellart stof

Når den rumlige fordeling af de fire faser skal karakteriseres, anvendes to størrelser: hvor stor en brøkdel af galakseskivens rumfang der optages af en given fase, (den såkaldte volumen-fillingfaktor) samt den såkaldte skalahøjde, der er et mål for fordelingen af faserne vinkelret på galakseskiven. Den defineres som den afstand fra skiven, hvor fillingfaktoren har ændret sig med en faktor ca. tre. Kun den kolde, neutrale og den varme, ioniserede fases fillingfaktorer kan bestemmes direkte fra observationer, men en mulig fortolkning af fillingfaktorerne er, at 98% af den diffuse masse er koncentreret i kun 2% af det interstellare volumen.

Tre af faserne får en mindre fillingfaktor, når vi bevæger os væk fra galakseplanen, mens den fjerde, den varme, ioniserede fase, får en større fillingfaktor; den udfylder det interstellare rum fuldstændigt ca. 3000 lysår fra planen. Ca. 500 lysår fra planen er de kolde, neutrale HI-skyer forsvundet.

Et andet vigtigt problem er, hvorledes faserne fordeler sig i forhold til hinanden. I denne forbindelse udgør Solens nærmeste omegn et interessant testområde, som ifølge observationer synes at bestå af den hede, ioniserede fase, men med enkelte kolde, neutrale HI-skyer. Faserne er altså ikke separerede, men blandede.

For at kunne opretholde udstråling kræves en stadig tilførsel af energi. Hvis det interstellare medium er i termisk ligevægt, må der derfor findes processer, som tilfører den energi, der tabes ved stråling. De afkølende mekanismer kender og forstår man nogenlunde, hvorimod energitilførslen er et problem. Til opvarmningen er flere processer blevet foreslået. En mulighed er den kosmiske stråling, der er teoretisk interessant, fordi den kan bevirke, at mediet fordeler sig på to faser, kold, neutral og varm, neutral brint, der sameksisterer i termisk trykligevægt. Imidlertid forklares de to ioniserede faser ikke herved, og intensiteten af strålingen er muligvis ikke stor nok til at opvarme det interstellare medium tilstrækkeligt. Man har derfor foreslået, at energien stammer fra supernovaeksplosioner, hvilket kan forklare de ioniserede faser. Den helt fundamentale parameter bliver så frekvensen af supernovaeksplosioner i Mælkevejssystemet, som direkte bestemmer, hvor stor en del af skivens volumen der udfyldes af den hede, ioniserede fase. De to nævnte teorier for opvarmningen benævnes hhv. to-fase- og tre-fase-modellen; ingen af dem kan forklare alle empiriske data vedrørende det interstellare medium. I midten af 1990'erne viste det sig, at antagelsen om termisk trykligevægt mellem de forskellige faser ikke er korrekt; så det interstellare medium er derfor mere dynamisk end antaget og stadig åbent for en teoretisk forklaring.

Fysikken af det interstellare stof er blevet mere forståelig ved kombinationen af nye data, fx har afstandsinformationen fra Hipparcos-satellitten og interstellare absorptionslinjer målt med Hubble-teleskopet bestemt placeringen og bevægelsen af den interstellare sky, som Solen ligger i. Med Hubble-teleskopet har man endvidere opdaget, at de fleste af Solens nabostjerner hver sidder i en lille sky af ganske lav tæthed (en "boble"). Nye teoretiske overvejelser angiver, at de fleste diffuse skyer i Solens omegn skyldes instabiliteter i en gigantisk kollision mellem de skaller, der afgrænser Den Lokale Boble (boblen omkring Solen) og en naboboble; boblerne er blæst i det interstellare medium af supernovaeksplosioner. Kollisionen sker over en udstrækning af flere hundrede lysår og kun ca. 150 lysår fra Solen i retning af området omkring stjernebillederne Skorpionen og Kentauren.