आंतरतारकीय द्रव्य : आकाशगंगेतील निरनिराळ्या ताऱ्यांमधील अवकाशाला ‘आंतरग्रहीय अवकाश’ म्हणतात, सूर्यमालेतील अवकाशाला ‘आंतरग्रहीय अवकाश’ म्हणतात, तर आकाशगंगा आणि इतर ⇨दीर्घीका यांच्यामधील अवकाशाला ‘आंतरदीर्घिकीय अवकाश’ म्हणतात. विश्वातील अवकाशाचा कोणताही भाग रिक्त नाही. अत्यंत विरल स्वरूपात का होईना, पण प्रत्येक ठिकाणी द्रव्याचे अस्तित्व आहे, हे आता सप्रमाण सिद्ध झालेले आहे. याशिवाय अवककाशात चुंबकीय क्षेत्र व विद्युत् चुंबकीय तरंग तसेच विश्वकिरण (अतिशय भेदक किरण) यांचीही उपस्थिती असते, असेही माहीत झालेले आहे.

आंतरग्रहीय अवकाशातील द्रव्य मुख्यत: अतिसूक्ष्म धूलिकण, हायड्रोजनाचे आयन (विद्युत् भारित अणु वा रेणू), लहान व मोठे उल्काभ [⟶ उल्का व अशनि] वगैरेंच्या स्वरूपात आहे. आंतरग्रहीय धूलिकणांवरून परावर्तित होणारा अतिमंद प्रकाश निरभ्र आकाशात सूर्योदयापूर्वी व सूर्यास्तानंतर दिसू शकतो, त्याला ग्रहपथप्रकाश म्हणतात.

आंतरतारकीय अवकाशातील द्रव्य हे प्रयोगशाळेत निर्माण करणे शक्य असलेल्या उच्चतम निर्वातापेक्षाही कितीतरी अधिक विरल स्वरूपात असते. अतिसूक्ष्म घन कणांची धूळ आणि वायूंचे अणू हे त्याचे घटक असतात. घन कणांची उपस्थिती प्रत्ययाला येते ती दोन गोष्टींमुळे. (१) ज्याप्रमाणे धुळीच्या लोटातून पलीकडच्या दिव्यांचा प्रकाश अगदी क्षीण होतो, त्याचप्रमाणे या आंतरतारकीय धुळीतून तिच्या पलीकडील तारे प्रकाश-शोषणामुळे फिकट दिसतात. (२)उदयाच्या किंवा अस्ताच्या वेळी सूर्याचे किरण निरीक्षकाकडे येताना त्यांस वातावरणातील धूलिकणांतून जावे लागते. त्या वेळी त्या प्रकाशातील जांभळ्या-निळ्या रंगांच्या प्रकाशाचे जास्त प्रमाणात प्रकीर्णन (विखुरणे) होते व म्हणून-सूर्य तांबूस दिसतो. या प्रकाराला ‘आरक्तीभवन’ असे म्हणतात. याचप्रमाणे दूरच्या ताऱ्यांचेही आरक्तीभवन झालेले प्रत्यक्ष दिसू शकते व त्यावरून ‘दरम्यानच्या अवकाशात धूलिकण असले पाहिजेत’ असा निष्कर्ष काढता येतो. आंतरतारकीय वायूंकडून विशिष्ट कंप्रतांच्या (दर सेकंदात होणाऱ्या कंपनसंख्यांच्या) विद्युत् चुंबकीय तरंगांचे उत्सर्जन तसेच शोषणही होते. मुख्यत: यावरून वायूंचे अस्तित्व प्रत्ययाला येते.

कृष्ण अभ्रिका : अवकाशात अनेक ठिकाणी काळसर ⇨अभ्रिका दिसतात. उदा., मृग नक्षत्राच्या तारकापुंजांतील अश्वशीर्ष कृष्ण अभ्रिका. अशीच एक कृष्ण अभ्रिका पूर्वाषाढा व उत्तराषाढा यांच्या दरम्यान आहे. त्यामुळे त्या ठिकाणी नुसत्या डोळ्यांनीही आकाशगंगा तुटल्यासारखी दिसते. आकाशात इतर अनेक ठिकाणी असे कृष्णवर्ण प्रदेश दिसतात. या कृष्णवर्ण प्रदेशांबद्दल दोन पर्यायी कल्पना मांडण्यात आलेल्या आहेत. या भागात तारे अजिबात नसल्यामुळे तो भाग काळपट दिसत असे किंवा त्या बाजूच्या ताऱ्यांना झाकळून टाकणारे प्रचंड धूलिमेघ दरम्यानच्या अवकाशात असावेत. आपली आकाशगंगा ही एक मोठी दीर्घिका असून तिचा मध्य पूर्वाषाढा-उत्तराषाढा यांच्याच दिशेला आहे. त्यामुळे त्या दिशेला असणाऱ्या ताऱ्यांची संख्या सरासरीपेक्षा जास्तच असली पाहिजे. म्हणून त्या बाजूला मध्येच अशी तारकाहीन छिद्रे असणे अगदीच असंभवनीय वाटते व म्हणून धूलिमेघांचीच कल्पना जास्त ग्राह्य दिसते. ही कल्पना १९०० मध्ये माक्स व्होल्फ व ई. ई. बर्नार्ड यांनी मांडली. पुढे अनेक शास्त्रज्ञांनी तिचा विकास केला.

यावरून प्रकाशाचे शोषण करणाऱ्या आंतरतारकीय द्रव्यामुळे काळसर अभ्रिका निर्माण होतात असे दिसून येते. या शोषक द्रव्याचा थर जितका जास्त जाड तितके त्याच्याकडून जास्त शोषण होईल. म्हणून विशिष्ट मर्यादेपेक्षा जास्त जाड थरांच्या पलिकडचा प्रकाश एखाद्या वेळी अजिबात दिसू शकणार नाही. आकाशगंगेबाहेरील दीर्घिकांच्या वितरणांचा अभ्यास करताना हबल यांना असे दिसून आले की, आकाशगंगेच्या पातळीच्या लंब दिशेने दिसणाऱ्या बाह्य दीर्घिकांची संख्या जास्तीत जास्त असते व पातळीच्या समांतर दिशेकडे येऊ लागले असता अशा दीर्घिकांची संख्या कमी-कमी होत जाऊन पातळींच्या समांतर दिशेत विशिष्ट मर्यादेपेक्षा जास्त तेजस्वी दीर्घिका अजाबात दिसत नाहीत. आकाशगंगा या दीर्घिकेचा आकार फुगलेल्या पुरीसारखा असल्याने तिच्यामधील आंतरतारकीय द्रव्याची जाडी तिच्या पातळीच्या दिशेत जास्त असते व पातळीच्या लंब दिशेने कमी असते, म्हणून ‘शोषणस्तरांच्या जाडीतील फरकामुळेच हा प्रकार घडून येतो’ असे अनुमान करता येते.

प्रकाश-शोषक द्रव्याच्या थराची जाडी तुलनेने कमी असले, तर त्याच्या पलीकडील तारे वास्तविक आहेत त्यापेक्षा मंद दिसतात. तारकागुच्छांची अंगभूत दीप्ती त्यांच्या वर्णपटावरून अजमावता येते. तसेच त्यांचा कोनीय व्यास प्रत्यक्ष मोजता येतो. हा कोनीय व्यास अंतराच्या व्यस्त प्रमाणात कमी होत जातो, परंतु प्रकाशाची तीव्रता व्यस्त-वर्ग नियमानुसार (प्रकाशाची तीव्रता ही प्रकाशाचा उद्गम व निरीक्षक यांच्यामधील अंतराच्या वर्गाच्या व्यस्त प्रमाणात बदलते या नियमानुसार) कमी होते. तेव्हा कोनीय व्यासाच्या मापनावरून व व्यस्त-वर्ग नियमाचा उपयोग करून विशिष्ट तारकागुच्छ किती तेजस्वी दिसला पाहिजे ते काढता येते. १९३० मध्ये आर्. जे. ट्रंप्लर यांनी या प्रकारची मापने केली असता त्यांना असे दिसून आले की, तारकागुच्छाचा दिसणारा तेजस्वीपणा व्यस्त-वर्ग नियमानुसार काढलेल्या तेजस्वीपणापेक्षा कमी असतो व तारकागुच्छांचे अंतर जितके जास्त तितका हा फरकही जास्त असतो. आंतरतारकीय अवकाशातील द्रव्यामुळे होणाऱ्या प्रकाशाच्या शोषणामुळेच हा फरक पडला असला पाहिजे, असे मानल्यास याची नीट संगती लावता येते. या निरीक्षणांवरून त्यांनी आकाशगंगेच्या पातळीतील शोषणाबद्दल असे शोधून काढले अाहे की, एखाद्या ताऱ्याचा प्रकाश एक किलोपार्सेक (३,२६० प्रकाशवर्षे) अंतरातून गेला असता त्या ताऱ्याचे दृश्यक्रांति-परिमाण (द्दश्य प्रत) एकाने वाढते किंवा तेज १/२·५२ पटीने कमी होते [⟶ प्रत].

आरक्तीभवन : शास्त्रीय परिभाषेत एखाद्या ताऱ्याचा रंग त्याच्या वर्णांकाने (द्दश्य व छायाचित्रीय प्रत यांच्यातील फरकाने) व्यक्त केला जातो. एखाद्या ताऱ्याचा द्दश्य वर्णांक व त्याच्या वर्णपटीय वर्गातील ताऱ्यांचा सर्वसामान्य वर्णांक यांच्या वजाबाकीस त्या ताऱ्याचे ‘वर्णाधिक्य’ असे म्हणतात. वर्णाधिक्य हे ताऱ्याच्या आरक्तीभवनाचे मापच आहे. अनेक ताऱ्यांचा या द्दष्टीने अभ्यास करता असे दिसून आले की, ताऱ्यांचे वर्णाधिक्य व त्यांच्या नीलकांती परिमाणातील (नील प्रतीतील) वृद्धी यांच्या गुणोत्तराचे मूल्य सर्व ताऱ्यांच्या बाबतींत सारखेच (सु. ३·५) येते. यावरून या सर्व अभ्यासात शोषक द्रव्य एकाच प्रकारचे असल्याचे सूचित होते.

 आंतरतारकीय प्रकाश-ध्रुवण : १९४९ मध्ये ए. डब्ल्यू. हिल्टनर व जे. एस्. हॉल यांनी असे शोधून काढले की, अतिदूरच्या ताऱ्यांकडून येणाऱ्या प्रकाशाचे काही प्रमाणात ध्रुवण (एकाच प्रतलात कंपन होणे) झालेले असते व तारा जितका जास्त दूर तितके ध्रुवणाचे प्रमाण जास्त असते. आकाशगंगेच्या सर्पिल भुजांच्या दिशेने पाहत असताना ध्रुवणाचे प्रमाण सर्वाधिक असते. या ध्रुवण झालेल्या प्रकाशातील विद्युत् घटकाची आंदोलने आकाशगंगेच्या पातळीला समांतर असतात. यावरून आंतरतारकीय अवकाशात सुईच्या आकाराच्या सूक्ष्म स्फटिकांच्या रूपातील द्रव्य असावे असा निष्कर्ष निघतो. काही शास्त्रज्ञांच्या मते हे स्फटिक समचुंबकीय (चुंबकीय रेषा आरपार जाऊ देण्याची क्षमता निर्वातापेक्षा किंचित जास्त असणारे) पदार्थ असावेत व काहींच्या मते आंतरतारकीय अवकाशात १०-५ ते १०-४ ओर्स्टेड इतक्या तीव्रतेचे चुंबकीय क्षेत्र असावे, असे आहे.

आंतरतारकीय अवकाशातील द्रव्याचा प्रकीर्णन गुणांक वेगवेगळ्या तरंगलांबींच्या प्रकाशासाठी मोजला असता असे आढळले की, हा गुणांक तरंगलांबीच्या व्यस्त प्रमाणात असतो. यावरून हे निश्चित झाले की, हे प्रकीर्णन करणारे कण मुक्त इलेक्ट्रॉन, अणू अथवा रेणू या स्वरूपाचे नाहीत. अशा प्रकारचे प्रकीर्णन केवळ प्रकाशाच्या तरंगलांबीशी तुल्य असलेल्या सूक्ष्म कणांकडूनच होऊ शकते. व्हॅन डी हूल्स्ट यांनी असे सिद्ध केले आहे की, आंतरतारकीय अवकाशात ५ X १०-५ सेंमी. इतक्या व्यासाचे बर्फाचे कण, घनरूप हायड्रोजन, मिथेन, अमोनिया हे वायू, लोहासारखे काही धातू व त्यांची ऑक्साइडे यांचे मिश्रण आहे असे मानल्यास या प्रकाश-ध्रुवणाची संगती नीट लावता येते. अगदी अलीकडील शोधांवरून त्यात सिलिकेट किंवा वालुकणांचे प्रमाणही बरेच असावे असे वाटते.

परावर्तनजन्य अभ्रिका : वरील प्रकारचे सूक्ष्म कण जेव्हा संघटित होऊन त्यांचे धूलिमेघ बनतात, तेव्हा त्यांच्या आसपास तेजस्वी तारे असल्यास त्या ताऱ्यांचा प्रकाश धूलिमेघांवरून परावर्तित होऊन पांढुरक्या ढगासारखी आकृती दूरदर्शकातून दिसते. तिला ‘परावर्तनजन्य अभ्रिका’ म्हणतात. या अभ्रिकेच्या प्रकाशाचा वर्णपट शेजारच्या ताऱ्याच्या वर्णपटाशी तंतोतंत जुळतो, त्यावरून ही उपपत्ती निश्चित होते. मृग नक्षत्रातील काळ्या अश्वशीर्षाच्या भोवतालचा पांढरा भाग हा या प्रकारची अभ्रिका आहे [⟶ अभ्रिका].

आंतरतारकीय वायुमेघ : काही विशिष्ट वर्णपटीय तारकायुग्मांच्या (ज्यांतील घटक तारका फक्त वर्णपटाच्या अभ्यासानेच वेगळ्या ओळखता येतात अशा तारकायुग्मांच्या) वर्णपटांत दोन विशेष प्रकारच्या शोषणरेषा मिळतात. त्यांतील पहिल्या प्रकारच्या रेषांच्या संरचनेत त्या ताऱ्यांच्या एकमेकांच्या वस्तुमान-मध्याभोवतालच्या भ्रमणानुसार होणाऱ्या ⇨डॉप्लर परिणामामुळे नियतकालिक बदल होतात तर दुसऱ्या प्रकारच्या रेषांमध्ये असे बदल होत नाहीत, म्हणून त्यांना ‘स्थिर रेषा’ असे म्हणतात. बदल होणाऱ्या रेषा ताऱ्यांच्या वातावरणात निर्माण होत असून स्थिर रेषा या दरम्यानच्या आंतरतारकीय द्रव्याकडून झालेल्या विशिष्ट शोषणामुळे निर्माण होत असल्या पाहिजेत, असा यावरून निष्कर्ष काढण्यात आला. या स्थिर रेषांच्या तरंगलांबीवरून आंतरतारकीय अवकाशात लोह, कॅल्शियम, सोडियम व पोटॅशियम यांचे अणू कॅल्शियम, टिटॅनियम, नायट्रोजन व ऑक्सिजन यांचे आयनीकृत (विद्युत् भारित) अणु व CH आणि CN हे गट व त्यांचे आयन आहेत, हे सिद्ध झाले आहे. यांशिवाय ११ शोषणरेषा अशा आहेत की, त्या कोणत्या द्रव्यामुळे उत्पन्न झाल्या आहेत, हे अद्याप निश्चित झालेले नाही. आकाशगंगेत वरील द्रव्ये सर्वत्र विखुरलेली आहेत, असे ए. एस्. एडिंग्टन व ओटो श्ट्‌रुव्हे यांनी सिद्ध केले आहे.


आंतरतारकीय वायूंत आढळणाऱ्या रेणूंच्या संख्येत तसेच त्यांच्या जटिलपणात गेल्या काही वर्षांत अनपेक्षितपणे वाढ झालेली आहे. उदा., कार्बन मोनॉक्साइड वायू वायुमेघांत आढळला आहे रेडिओ कंप्रतांद्वारे त्यांच्या अस्तित्वाची खातरजमाही झालेली आहे. तसेच ज्योतिषीय निरीक्षणाने O16/O18 या ऑक्सिजनाच्या समस्थानिकांच्या (एकच अणुक्रमांक परंतु भिन्न भिन्न अणुभार असणाऱ्या त्याच मूलद्रव्याच्या प्रकारांच्या) गुणोत्तराचे पहिल्या प्रथमच मापन करण्यात आले आहे. प्रत्यक्ष ताऱ्यांमध्ये C12/C13 हे कार्बन समस्थानिकांचे गुणोत्तर, पृथ्वीवरील अशाच गुणोत्तरापासून वेगळे असलेले आढळले, तरी आंतरतारकीय मेघांमध्ये मात्र ते गुणोत्तर पृथ्वीवर येते तसेच आलेले आहे.

मृगातील अभ्रिका, एम १७, डब्ल्यू ३, डब्ल्यू ५१ अशांसारख्या काही विशिष्ट उच्च घनता असलेल्या वायुमेघांमध्ये अपेक्षेपेक्षा जास्त रेणू असल्याचे आढळून आले आहे. हे रेणू C, N, O आणि H ह्या मूलद्रव्यांच्या संयुगांचे आहेत. यांतील काही रेणू उत्सर्जन- आणि शोषण वर्णपटरेषा निर्माण करतात. अवकाशात या रेणूंची घनता फारच कमी आहे. उदा., डब्ल्यू ५१ ह्या अतिघन मेघात प्रती घन सेंमी. मध्ये CO चा एक रेणू सापडत असल्याचे बेल टेलिफोन प्रयोगशाळेतील ए. ए. पेनझीयस, के. बी. जेफरट्स आणि आर्. डब्ल्यू. विल्सन यांनी दाखविले आहे. नॅशनल रेडिओ ॲस्ट्रॉनॉमीच्या वेधशाळेतील बी. ई. टर्नर यांनी, सॅजॅटॅरियस बी २ या आकाशगंगेच्या साधारण मध्यावर असलेल्या ठिकाणी, सायनोअसिटिलीन (HC3N) या द्रव्याची

घनता १०-२ग्रॅ./घ. सेंमी. इतकी असल्याचे दाखविले आहे. फॉर्माल्डिहाइड (H2CO) आणि मिथेनॉल (CH3OH) यांच्याही घनता अशाच कमी प्रमाणात असल्याचे दिसून आले आहे.

तथापि डब्ल्यू ५१ सारख्या अतिघन आयनीभूत वायूच्या प्रदेशात (याला H II प्रदेश म्हणतात) COचे वस्तुमान सूर्याच्या १२५ पट जास्त असल्याचे आढळून आले आहे. तसेच रेणवीय हायड्रोजनाचेही प्रचंड पण अज्ञात वजन असण्याची शक्यता आहे.

H II ह्या प्रदेशात SiO (सिलिकॉन मोनॉक्साइड)चा शोध घेण्याच्या प्रयत्‍नांना यश आले नसले तरी घनमेघात सिलिकेटाच्या निर्मितीची अपेक्षा, घनवस्तुच्या वाढीची पूर्वतयारी म्हणून खगोलशास्त्रज्ञ करीत आहेत. कृत्रिम उपग्रहासारख्या फिरत्या वेधशाळेतून घेतलेल्या निरीक्षणांवरून घन पदार्थात ग्रॅफाइट असल्याचे द्दष्टोत्पत्तीस आले आहे.

अति-उच्च अपस्करण (कंप्रतेनुसार प्रकाशकिरणांची विभागणी) करणाऱ्या वर्णपटलेखकाच्या साहाय्याने आंतरतारकीय रेषांची छाननी करता यांतील बहुतेक रेषा एकमेंकींच्या अगदी जवळजवळ असलेल्या अनेक घटक रेषांच्या समुच्चयाने बनलेल्या आहेत, असे दिसून आले. यावरून असे समजून आले की, हे आंतरतारकीय द्रव्य वेगवेगळ्या वायुमेघांमध्ये संघटित झालेले असून प्रत्येक घटकरेषा वेगळ्या वायुमेघांमध्ये निर्माण होत असली पाहिजे. प्रत्येक वायुमेघांची स्वत:ची वेगळी गती असते व त्यातील घटकद्रव्ये सर्व सामान्य ताऱ्यांप्रमाणेच असतात. त्याची सरासरी जाडी १० पार्सेक, रुंदी. ५ पार्सेक व तपमान सु. १०० के. (केल्व्हिन निरपेक्ष तपमान) असावे व ताऱ्यांचा सापेक्ष वेग सु. ७ किमी. प्रतिसेकंद असावा. आंतरतारकीय शोषण रेषांपासून काढलेल्या अरीय (त्रिज्यीय) गतींवरून हे वायुमेघ आकाशगंगेच्या परिभ्रमणात भाग घेतात असे दिसून आलेले आहे.

उत्सर्ज अभ्रिका : काही अतितप्त तेजस्वी ताऱ्यांच्या जवळ प्रकाशमान अभ्रिका दिसून येतात. या अभ्रिका म्हणजे ९० टक्के हायड्रोजन व ९ टक्के हीलियम यांच्या मिश्रणाने बनलेले वायुमेघ असतात. शेजारच्या ताऱ्यापासून निघणाऱ्या जंबुपार (वर्णपटातील जांभळ्या रंगापलीकडील अद्दश्य) प्रारणाने संदीप्त होऊन ते प्रकाश देऊ लागतात. त्यांच्या वर्णपटात हायड्रोजनांच्या रेषा मिळतात. त्यामध्ये आयनीभूत हायड्रोजनाचे वैपुल्य असल्याने त्यांना ‘आयनीभूत हायड्रोजन प्रदेश’ किंवा ‘ H II प्रदेश’ असे म्हणतात. या हायड्रोजनाचे तपमान सु. १०,००० के. असते. त्यापासून बऱ्याच दूर अंतरावर १०० के. तपमानाचे H I प्रदेश असतात. यातील हायड्रोजन नीचतम ऊर्जा स्थितीत असल्याने कोणत्याही द्दश्य प्रकाशाचे उत्सर्जन करू शकत नाही. त्यामुळे आकाशगंगेत हायड्रोजन विपुल प्रमाणात असला, तरी त्याच्यापासून हायड्रोजनाच्या द्दश्य वर्णपटातील रेषा मिळू शकत नाहीत.

रेडिओ तरंगांचे उत्सर्जन : आकाशगंगेत सर्वंत्र विखुरलेल्या आयनीभवन न झालेल्या हायडड्रोजन अणूंकडून २१·१०६ सेंमी. तरंगलांबीच्या रेडिओ तरंगाचे उत्सर्जन व शोषण होत असते. त्यांच्या साहाय्याने या हायड्रोजनाचे मापन करता येते. या रेडिओ तरंगांच्या साहाय्याने हूल्स्ट, म्यूलर व ऊर्ट यांनी आकाशगंगेची संरचना सर्पिल (चक्राकार) आहे हे सिद्ध केले. रेडिओ तरंगांच्या साहाय्याने आंतरतारकीय अवकाशात निर्विद्युत् व आयनीभूत हायड्रोजन, हीलियम, कार्बन त्याचप्रमाणे OH या गटाचे तसेच पाणी, अमोनिया इ. संयुगांचे अस्तित्व सिद्धा झाले आहे [⟶ रेडिओ ज्योतिषशास्त्र].

आंतरतारकीय द्रव्याचा उगम : सध्या अस्तित्वात असलेले बहुतेक सर्व आंतरतारकीय द्रव्य विश्वाच्या आरंभापासूनच त्यात असावे असे दिसते. नवतारे, अतिदीप्त नवतारे आणि बाह्य आवरणाचे प्रसरण होत असलेले तारे यांतून बाहेर पडणाऱ्या द्रव्याची त्यात एकसारखी भर पडत असते.

कित्येक अती उष्ण तेजस्वी तारे फार मोठ्या प्रमाणावर ऊर्जेचे उत्सर्जन करीत असतात. त्यावरून त्यांचे वय फारसे नसावे असा तर्क करता येतो. अशा ताऱ्यांचे आंतरतारकीय द्रव्याशी निकट साहचर्य आढळते. यावरून असा एक तर्क करण्यात येतो की, भोवतालच्या आंतरतारकीय द्रव्याच्या संघटनाने हे तारे बनले असावेत आणि अशी क्रिया अवकाशात एकसारखी चालू असावी.

आकाशगंगेच्या पातळीजवळचे आंतरतारकीय अवकाश प्रामुख्याने हायड्रोजन वायूने भरलेले असून त्याची सरासरी घनता १०-२४ ग्रॅ./घ. सेंमी. किंवा १ घ. सेंमी. मध्ये १ अणू इतकी आहे. हा वायू पारदर्शक असून त्याचे वस्तुमान आकाशगंगेच्या एकूण वस्तुंमानाच्या २ टक्क्यांइतके आहे. त्याच्याच बरोबर १०-५ ते १०-४ सेंमी. व्यासाचे घन कणही आहेत व त्यांचे एकूण वस्तुमान हायड्रोजनाच्या वस्तुमानाच्या ०·८ टक्के आहे. हे घन कण प्रकाशाचे प्रकीर्णन करू शकतात. वायू व घन कण मोठमोठ्या मेघांमध्ये संघटित झालेले असतात. त्या मेघांचे व्यास सरासरी १० ते १५ प्रकाशवर्षें आहेत. मेघांची घनता सरासरी घनतेपेक्षा १० ते १५ पट जास्त असते. घन कणांचे तपमान २३ के. ते १०० के. असते. वायूचे तपमान H II प्रदेशात १०,०००के., तर H Ι प्रदेशात१०० के. असते. वायूंमुळे उत्सर्जन- व शोषणजन्य वर्णपटरेषा निर्माण होतात. घन कणांमुळे दूरच्या ताऱ्यांचे तेज मंद होते व त्यांचे आरक्तीभवन होते. हा परिणाम लक्षात घेता पूर्वीचे आंतरतारकीय अंतरांचे अंदाज दुरुस्त करावे लागतात. उदा., प्रकाश तीव्रतेच्या व्यस्त-वर्ग नियमानुसार आकाशगंगेच्या केंद्रापासून सूर्यकुलाचे अंतर १६ किलोपार्सेक असावे असा पूर्वीचा अंदाज होता, परंतु शोषणाचा परिणाम लक्षात घेता हे अंतर फक्त ८·२ किलोपार्सेक असावे असे आता मानण्यात येते. आंतरदीर्घिकीय अवकाशातही द्रव्याचे अस्तित्व आहे, परंतु तेथे त्याची घनता आंतरतारकीय अवकाशातील घनतेच्या १०-६ पट इतकी कमी आहे.

पहा : अभ्रिका आकाशगंगा तारे रेडिओ ज्योतिषशास्त्र वर्णपटविज्ञान.

संदर्भ : 1. Jennison, R. C. Radio Astronomy, London, 1966.

         2. Reddish, V. C. Evolution of the Galaxies, London, 1967.

पुरोहित, वा. ल.

Close Menu
Skip to content