Rövid történeti áttekintés

A fényes csillagközi ködök elsõ megfigyelésétõl a szubmm-es felmérésekig.

A fénylő emissziós ködök hívták fel először a megfigyelő csillagászok figyelmét arra, hogy a csillagok között diffúz, ködös égitestek vannak. Elsőként Messier gyűjtötte katalógusba 1784-ben a kis távcsővel észrevehető ködszerű égitesteket. Katalógusában még együtt szerepelnek a reflexiós ködök (pl. M45), H II-zónák (pl. M42, M43) a ködszerű megjelenésű csillaghalmazokkal, galaxisokkal (M13, M31...).

A fényképezés nyitott utat a halvány ködök alaposabb vizsgálatának. Henry Draper fényképein (1880-1881) feltárult az Orion-köd szabad szemmel láthatatlan szálas szerkezete.

A csillagközi fényelnyelő por a Tejút korai fényképein hívta fel magára a figyelmet. E. E. Barnard első értelmezése szerint a sötét foltok a Tejút fénylő sávjában lyukak a csillagok között, ahol a világűr sötét mélységébe látunk. Későbbi kutatásai véleményének megváltoztatásához vezettek. Híres műve, A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way (1927), 339 sötét felhő adatait tartalmazza. Ezeknek a korai megfigyeléseknek legfontosabb eredménye az a felismerés, hogy a sötét anyag térbeli eloszlása szabálytalan.

A sötét felhők első kvantitatív vizsgálata Max Wolf nevéhez fűződik. Wolf a felhők irányában látható csillagok számát használta a fényelnyelés mértékének és az elnyelő anyag távolságának meghatározására.

V. Ambarcumjan modellezte először a csillagközi felhők fizikai tulajdonságait 1940-ben a megfigyelt abszorpció alapján.

A csillagközi gáz első nyomjelzői a feltűnő H II-zónák voltak. A hideg gáz első nyomjelzői a csillagok színképében megfigyelt csillagközi abszorpciós vonalak. ( J. F. Hartmann, 1904, a $\delta$ Orionis színképében a Ca II H és K vonala). A csillagközi vonalak megfigyelt intenzitása szintén lehetővé tette a felhők méreteinek, sűrűségének meghatározását. Az első eredmények ezen a téren Lyman Spitzer és Bengt Strömgren nevéhez fűződnek (1948). A csillagközi abszorpciós vonalak kutatásának melléktermékeiként fedezték fel a diffúz intersztelláris sávokat, amelyeket a csillagközi anyag jobbára máig ismeretlen összetevői hoznak létre a háttércsillagok színképében.

A csillagközi anyag leggyakoribb összetevőjének, a semleges hidrogénatomnak a vizsgálata a rádiócsillagászat technikájának kifejlesztése után vált lehetővé a negyvenes években. A 21 cm-es vonal intenzitása alapján feltérképezték a hidrogén eloszlását a Tejútrendszerben.

Bart Bok és munkatársai (1948) vizsgálták a gáz és a por tömegarányát a sötét felhőkben. Megállapították, hogy a Tejútrendszerben ez az arány átlagosan 100:1, és a legsűrűbb felhőket kivéve mindenütt ugyanakkora. Az eltérésre magyarázatként felvetették azt a `valószínűtlennek tűnő' elképzelést, hogy a sűrű felhőkben a hidrogén egy része molekuláris.

Az ötvenes években optikai spektroszkópiai mérésekkel felfedték, hogy a gáz összetétele az Orion-ködben hasonló a B-csillagokéhoz (Aller & Liller 1959).

A hetvenes évek elején vette kezdetét a milliméteres rádiócsillagászat. A milliméteres hullámhossztartományon több tucatnyi csillagközi molekula rotációs színképvonalait fedezték fel. A CO molekula 2,6mm-es vonala a csillagközi anyag molekuláris komponense legjobb nyomjelzőjének bizonyult. A Columbia CO-felmérés a hetvenes-nyolcvanas években (Dame et al. 1986) 0,5$^{\rm o}$-os szögfelbontással térképezte fel a Tejútrendszer 20$^{\rm o}$ szélességű sávját. Napjainkban is folyamatban van a nagoyai galaktikus felmérés, amely 2,7$^\prime$ felbontású térképeket készít a Tejút síkjáról ugyanebben a $^{12}$CO vonalban, kiegészítve a $^{13}$CO izotóp hasonló átmenetének felmérésével.

A csillagközi por hősugárzást infravörös hullámhosszakon bocsát ki. Mivel a légköri vízpára nem engedi az infravörös sugárzást a Föld felszínére jutni, az infravörös csillagászat kialakulásának feltétele a távcső légkör fölötti működtetése volt.

Az első infravörös-csillagászati berendezés a NASA által működtetett Kuiper Airborne Observatory volt 1975 és 1996 között. Teherszállító repülőgépre szerelt 91 cm-es Nasmyth-Cassegrain-távcsővel végzett fotometriai, spektroszkópiai és interferometrikus méréseket kb. 13000 m magasságban, a légkör fölött, 30$\mu$m-100$\mu$m hullámhosszakon. Jelentős eredményeket ért el a H II-zónák infravörös sugárzásának kutatásában.

Az infravörös csillagászat súlya a csillagászati kutatásokban nagyságrendekkel megnőtt 1983, az IRAS (Infrared Astronomical Satellite) repülése után. 1983. január 26-a és november 22-e között az IRAS négy infravörös sávban - 12, 25, 60 és 100$\mu$m középpontokkal - feltérképezte az ég 95%-át. Az intersztelláris anyagról is gyökeresen új kép kialakulását alapozta meg. Felfedezte a csillagközi anyag addig ismeretlen összetevőjét, az infravörös cirruszt, és minden korábbinál részletesebb képet adott a csillagközi por galaktikus eloszlásáról.

Az ISO (Infrared Space Observatory), az ESA infravörös-műholdja 1995-1999 között hosszabb hullámhosszak felé terjesztette ki az IRAS méréseit. Fotometriai mérései a csillagközi por leghidegebb tartományainak hősugárzásáról szolgáltattak adatokat, spektroszkópiai mérései pedig a 2-40 és a 40-200$\mu$m hullámhossztartományon a por és a gáz kémiai tulajdonságait tárják fel.

Fontos méréseket végzett az intersztelláris anyagon a COBE (Cosmic Background Explorer) műhold DIRBE (Diffuse InfraRed Background Experiment) nevű műszere (1989-1994). Az 1-300$\mu$m tartományon belül tíz hullámhosszon térképezte fel az eget 0,7$^{\rm o}$ szögfelbontással.

A csillagközi anyag forró komponensét (szupernóva-maradványok, csillagszélbuborékok, galaxismagok) nagy energiájú sugárzását a NASA Copernicus ibolyántúli m–űholdja mérte először 1972 és 1980 között. Sokszorosan ionizált atomoktól származó, 10$^5$-10$^6$K hőmérsékletű előtérfelhőkre utaló csillagközi abszorpciós vonalakat észlelt csillagok színképében. A Hubble űrteleszkóp GHRS (Goddard High Resolution Spectrograph) és STIS (Space Telescope Imaging Spectrometer) elnevezésű műszerei szintén végeztek fotometriai és spektroszkópiai méréseket a csillagközi anyagon a 115-330nm-es ultraibolya hullámhossztartományban.

A csillagközi anyagban lejátszódó folyamatok közül mindig kitüntetett figyelmet kapott csillagkeletkezés. A csillagkeletkezés kutatásának története az optikai csillagászat korában a fiatal csillagok és csillagcsoportok vizsgálatával kezdődött. A csillagszülő felhők megismerése a molekuláris rádiócsillagászat színre lépése után vált lehetővé, míg az infravörös és szubmilliméteres technika segítségével a megfigyelő csillagászat a csillagok egyre korábbi fejlődési szakaszait tárhatja fel.

Napjainkban a csillagközi anyag kutatásának fontos kérdései közé tartoznak az alábbiak (a teljesség igénye nélkül):

1. a csillagközi anyag kémiája, a diffúz intersztelláris sávok forrásainak azonosítása,
2. a csillagszületés egyre korábbi szakaszainak megfigyelése,
3. a csillagkeletkezés során lejátszódó kémiai folyamatok, a fotodisszociációs régiók vizsgálata,
4. az intergalaktikus anyag eloszlása és fizikája.