Suurin osa Linnunradan massasta on keskittynyt tiiviisiin massakeskittymiin, tähtiin, kuitenkin Linnunradassa on myös runsaasti mm. kaasua ja hyvin hienojakoista pölyä sekä pilvinä että harvana väliaineena. Tyypillisessä tähtienvällisessä avaruudessa on 1 atomi / cm^3 ja 1 pölyhiukkanen / 100000 m^3.
ISM on voimakkaasti keskittynyt LR:n tasoon. Atomaarinen vety HI sijaitsee alle 200 pc sisällä LR:n tasosta ja molekyylipilvet, joissa tähdet syntyvät, noin 100 pc sisällä, samoin kuin tähtienvälinen pöly. ISM:n gravitaatiovaikutuksen perusteella on voitu päätellä, että aineen tiheys Linnunradassa, noin 1 kpcn etäisyydella Auringosta, on noin 10*10^-24 g/cm^3.
Aineen jakautumista Linnunradassa voidaan tutkia mittaamalla erilaisten kohteiden etäisyyksia ja lukumääriä. Radioastronomian keinoin se voidaan tehdä mittaamalla esim. vetypilvien säteilyä Linnunradan eri kohdissa, jonkin näkösäteen varrella. Kaasun liike on kussakin kohdassa erilaista, ja se voidaan erottaa erilaisista Doppler-siirtymistä (säteilyn aallonpituus muuttuu säteilylähteen liikkuessa havaitsijan suhteen). Kun säteily lähestyy havaitsijaa, sen aallonpituus lyhenee (sinisiirtymä), ja kun säteily liikkuu havaitsijasta pois päin, sen aallonpituus pitenee (punasiirtymä).
Tähtienvälinen pöly aiheuttaa merkittävää ekstinktiota ja punertumista, vaikka sitä on vain noin 1 % tähtienvälisen kaasun määrästä. Pölyä on eniten spiraalihaarojen sisäreunoissa, ja se koostuu vesijäästä, silikaateista ja grafiitista. Pölyhiukkasten koko on tyypillisesti alle mikrometri, ja voimakkaimmin säteilyä sirottavakin hiukkaset joiden koko on 0.3 mikrometriä. Pölyhiukkaset voivat syntyä K- ja M-spektriluokkien tähtien atmosfääreissä tiivistymällä kaasusta, tähtien syntymän yhteydessä tai keräytymällä tähtienvälisistä atomeista ja molekyyleistä.
Tähtienvälinen pöly ei radioalueella aiheuta merkittävää sirontaa tai absorptiota, ja siksi Linnunradasta voidaan tehdä radiohavaintoja myös alueilta, joissa pölyn määrä on suuri. Toisaalta pölyn ominaisuuksiakaan ei siten voi tutkia radioalueella. Pölyä voidaan parhaiten tutkia infrapuna-alueella.
Pöly esiintyy erilaisissa pilvissä. Pimeät sumut ovat kylmän pölyn alueita (10 - 20 K) ja ne näkyvät taivaalla kohtina, joissa on vähemmän tähtiä (pölypilvi peittää kaukaisemmat tähdet taakseen). Heijastusumut ovat taas lämpimän pölyn pilviä (100 - 600 K), jotka sirottavat sen tähden valoa jonka ympärillä ne ovat. Heijastussumun väri riippuu tähden väristä ja sen koko tähden kirkkaudesta.
On arvioitu, että heijastusumujen ja pimeiden sumujen (nekin heijastavat vähän valoa) yhteinen vaikutus Linnunradan kirkkauteen, eli nk. Linnunradan diffuusi valo, on noin 20 - 30 % Linnunradan koko kirkkaudesta.
Tähtienvälisessä avaruudessa on kaasua massaltaan satakertainen määrä pölyyn verrattuna, eli noin 10 % Linnunradan massasta. Vaikka kaasua on enemmän, sen havaitseminen optisella alueella on kuitenkin vaikeampaa -- kaasu ei aiheuta sellaista yleistä valon himmenemistä kuin pöly, vaan se havaitaan optisella alueella vain joidenkin harvojen spektriviivojen perusteella. Tähtienvälisen kaasun olemassaoloa alettiin ounastella jo 1900-luvun alussa, kun eräiden kaksoistähtien spektreissä havaittiin absorptioviivoja, joissa ei havaittu tähden liikkeen vaikutuksesta tapahtuvaa Doppler-siirtymää kuten muissa viivoissa. Pääteltiin, että absorptio syntyy tähden ja maapallon välissä olevista kaasupilvistä, joiden atomit absorboivat kyseistä aallonpituutta. Joissakin tähdissä nähtiin useita vierekkäisiä viivoja, jotka ilmeisesti syntyivät eri nopeuksilla liikkuvista tähtienvälisistä kaasupilvistä.
Spektriviivahavainnoista on voitu todeta, että useat alkuaineet esiintyvät avaruudessa ionisoituneina. Ionisoituminen tapahtuu etupäässä tähtien (UV-)valon, mutta myös kosmisten säteiden vaikutuksesta. Koska aineen tiheys on hyvin pieni, törmäävät irronneet elektronit vain harvoin ionisoituneihin atomeihin, ja siksi kaasu pysyy ionisoituneena. Tyypillisesti vetyatomi pysyy ionisoituneena satoja vuosia, mutta neutraalina vain muutamia kuukausia.
IS-kaasusta on näkyvän tai UV-alueen absorptioviivahavaintojen avulla löydetty noin 30 eri alkuainetta. Mukana on muutamaa poikkeusta lukuunottamatta kaikki alkuaineeet vedystä sinkkiin saakka ja lisäksi vielä joitakin raskaampia. Suurin osa (n. 70%) on vetyä kuten tähdissäkin, ja seuraavaksi eniten (n. 30%) on heliumia. Raskaita alkuaineita sen sijaan on paljon vähemmän kuin Auringossa ja muissa Populaation I tähdissä. Ne lienevät rakennusaineina tähtienvälisissä pölyhiukkasissa, joten ne eivät aiheuta luonteenomaisia spektriviivoja, kuten kaasumaisessa tilassa ollessaan. Alkuaineiden runsaudet ISMssä (kaasu + pöly) ovat siis normaalit, vaikka tähtienvälisen kaasun koostumus yksinään olisi poikkeava.
Tasapainossa oleva tähtienvälinen kaasu on joko kuumaa ja harvaa, tai
kylmää ja tiheätä. Se esiintyy tyypillisesti jonakin seuraavista
olomuodoista:
Tähtienvälisen kaasun, erityisesti HI-radiosäteilyn avulla voidaan tutkia Linnunradan yleisrakennetta. Tähtienvälinen pöly ei merkittävästi sirota tai absorboi radioaaltoja, siksi voidaan havaita jopa Linnunradan toiselta laidalta lähtenyttä radiosäteilyä.
ISM:n yleisin aine on neutraali vety HI, joka radioalueella emittoi 21 cm aallonpituutta. HI sopii ISM:n ominaisuuksien ja Linnunradan pyörimisen sekä HI:n tiheys- ja lämpötilajakauman tutkimiseen. UV-havainnot ovat myös tarjonneet erinomaisen mahdollisuuden HI:n tutkimiseen.
Voimakkain tähtienvälisistä absorptioviivoista (UV-alueella) on vedyn Lyman alfa -viiva, jossa vedyn ainoa elektroni siirtyy perustilasta, jossa sen pääkvanttiluku on n=1, ensimmäiseen viritettyyn tilaan, jossa n=2. Tähtienvälisen avaruuden olosuhteissa lähes kaikki vetyatomit ovat perustilassa n=1. Lyman alfa-havaintojen vertailu 21 cm aallonpituudella tehtyjen atomaarisen vedyn havaintojen kanssa on ollut erityisen hyödyllinen. 21 cm emissioviivan avulla on kartoitettu vetyjakautuma yksityiskohtaisesti yli koko taivaan. Vaikeutena on ollut kuitenkin etäisyyksien määrittäminen yksittäisiin meitä lähellä oleviin vetypilviin. Tilanne on parempi Lyman alfa -viivan havainnoissa, niissä yleensä tunnetaan sen tähden etäisyys, jonka edessä oleva vety aiheuttaa kyseisen absorptioviivan. Lyman alfa -havainnot ovat antaneet vedyn keskimääräiseksi tiheydeksi 0.7 atomia/cm^3 noin 1 kpcn säteellä Auringosta. Hyvin lähella olevista tähdistä tehtyjen havaintojen perusteella Auringon lähellä (joitakin kymmeniä pc) vedyn tiheys on vain 0.02-0.1 atomia/cm^3. Aurinko sijaitsee siis eräänlaisessa tähtienvälisen ainetyhjiössä, jossa tiheys on alle kymmenesosa keskimääräisestä.
Vedyn 21 cm viivaa tutkimalla on saatu selville ISM:n ominaisuuksia enemmän kuin millään muulla keinolla, myös muun muassa Linnunradan ja muiden galaksien spiraalirakennetta. 21 cm viiva esiintyy tavallisesti emissioviivana. Vedyn runsaudesta johtuen se havaitaan kaikissa suunnissa.
1990-luvulla päätökseen saatu HI-kartoitus sai Linnunradan HI:n kokonaismassaksi (3-5)*10^11 Auringon massaa. Kartoitus paljasti, että Linnunrata on spiraaligalaksi ja että tähtienvälinen vety on keskittynyt spiraalihaaroihin. Vedyn keskimääräiseksi tiheydeksi on saatu 1 atomi/cm^3, mutta jakauma on hyvin epähomogeeninen ja muodostaa usein muutaman parsekin suuruisia tiheämpiä alueita, joissa on 10-100 atomia/cm^3. Samoin kuin pöly, myös vety keskittynyt Linnunradan tasoon ohueksi kerrokseksi, jonka paksuus on noin 200 pc. Kaasun lämmin komponentti ulottuu kauemmas kuin kylmä. Lisäksi kylmän komponentin jakauma on epätasaisempi kuin lämpimän.
21 cm viiva voi esiintyä myös absorptioviivana, jos kirkas radiolähde, esimerkiksi kvasaari, loistaa pilven läpi jolloin kaasu absorboi säteilystä 21 cm aallonpituutta. Tällöin samasta pilvestä saadaan sekä absorptio- että emissiospektri, jolloin voidaan määrittää pilven lämpötila, optinen paksuus ja vedyn runsaus.
Monissa paikoissa avaruudessa vety ei esinnykään neutraalina vaan ionisoituneena, varsinkin kuumien O-luokan tähtien ympärillä, jotka säteilevät voimakkaasti UV-alueella. Jos tällaisen tähden ympärillä on tarpeeksi vetyä, se näkyy ionisoituneen vedyn muodostamana emissiosumuna, HII-alueena. Tyypillinen emissiosumu on Orionin tähdistön M42 (Trapetsin 4 kuumaa tähteä).
HII-alueet syntyvät, kun uusi kuuma O- tai B-spektriluokan tähti alkaa ionisoida ympärilleen jäänyttä kaasua. Ionisaatio etenee yhä kauemmas tähdestä. HII-alueen ja neutraalin vedyn alueen raja on yleensä hyvin jyrkkä, koska neutraali vety absorboi tehokkaasti UV-säteilyä. Yksittäistä tähteä ympäröivä HII-alue on homogeenisssa väliaineessa pallomainen alue, Strömgrenin pallo, jonka säde on tähden spektriluokasta riippuen 1-50 pc. HII-alueen lämpötila on korkeampi kuin ympäröivän kaasun, ja siksi alue pyrkii koko ajan laajenemaan. Vuosimiljoonien kuluttua kaasu on käynyt yhä harvemmaksi ja sulautuu vähitellen tähtienväliseen avaruuteen.
Heliumatomin ionisoitumiseen tarvitaan suurempi energia kuin vedyn, ja siksi ionisoituneen He alueita esiintyy vain kuumimpien tähtien ympärillä. Tällöin suuren HII-alueen keskellä on pienempi He+ tai He++ -alue, jotka näkyvät selvinä emissioviivoina alueen spektrissä.
Näkyvän valon alueella voidaan tähtienvälisen ekstinktion vuoksi tutkia vain lähellä Aurinkoa, joidenkin kiloparsekien päässä olevia HII-alueita. IR-tai radioalueen säteilyn avulla tutkimus ulottuu paljon kauemmas, koska Linnunrata on radioalueella läpinäkyvä. Radioalueella tärkeimpiä viivoja ovat vedyn ja heliumin rekombinaatioviivat. Esimerkiksi. vedyn 110. ja 109. energiatilan välistä siirtymää taajuudella 5.01 GHz on käytetty paljon tutkimuksissa. Nämä viivat ovat tärkeitä, koska niiden avulla voidaan mitata HII-alueiden säteisnopeaudet ja sitä kautta etäisyydet Linnunradan rotaatiolakia hyväksi käyttäen, samaan tapaan kuin neutraalin vedyn tapauksessa.
HII-alueiden fysikaalisia ominaisuuksia selvitetään myös radiokontinuumin avulla. Säteily on elektronien jarrutussäteilyä (bremstrahlung, free-free). Myös IR-alueella nähdään HII-alueiden yhteydessä voimakas jatkuva spektri, joka syntyy alueeseen liittyvän pölypilven lämpösäteilystä. Radiorekombinaatioviivasäteilyn ja free-free-säteilyn suhteesta voidaan päätellä alueen lämpötila, koska se riippuu alueen ionisaatiosta.
Ensimmäiset tähtienväliset molekyylit löydettiin 1937, kun eräiden tähtien optisesta spektristä löydettiin kolmen molekyylin absorptioviivat. Ne olivat kaikki yksinkertaisia kaksiatomisia molekyylejä: hiilihydridi CH, sen ionisoitunut muoto CH+ ja syaaniradikaali CN. Myöhemmin on samalla tavalla löydetty molekyylejä UV-alueella, mm. molekulaarinen vety H_2, ja radioalueella hiilimonoksidi eli häkä CO.
Merkittävä osa vedystä ISM pilvissä on molekulaarisessa muodossa H_2, ja sen suhteellinen osuus kasvaa pilvien tiheyden ja ekstinktion kasvaessa. Molekyylit syntyvät tähtienvälisessä avaruudessa pölyhiukkasten pinnalla, jotka toimivat siis kemiallisena katalysaattorina. Toisaalta pölyä tarvitaan myös varjostamaan molekyylejä tähtien UV-säteilyltä, joka pyrkii hajottamaan niitä. Molekyylejä esiintyykin alueissa, joissa pölyä on runsaasti. Molekulaarista vetyä havaitaan UV-alueella, ja sitä ei voida havaita radioalueella, kuten ei monia muitakaan symmetrisiä molekyylejä (O_2, N_2, ...). Molekulaarisen vedyn määrää voidaan kuitenkin arvioida CO:n määrän (radiohavainnot) avulla. Tätä menetelmää käytetään etenkin havaittaessa toisia galakseja.
Absorptioviivojen havaitseminen edellyttää, että molekyylipilven takana on kirkas tähti. Koska tähtienvälisen pölyn aiheuttama ekstinktio on suuri, ei tiheimmistä pilvistä voida tehdä molekyylihavaintoja optisella tai UV-alueella. Koska molekyylejä esiintyy eniten juuri tiheiden pilvien, kuten pimeiden sumujen yhteydessä, täytyy havainnot tehdä radioalueella. Vielä 1960-luvun alussa ei uskottu, että tähtienvälisessä avaruudessa voisi esiintyä kaksiatomista mutkikkaampia molekyylejä. Arveltiin, että aine on liian harvaa molekyylien syntymiseksi, ja että UV-säteily hajottaisi muodostuneet molekyylit.
Ensimmäinen radioalueen molekyylispektriviiva, hydroksyyliradikaali OH, löydettiin 1963. Myöhemmin löydettiin yhä uusia molekyylejä, ja nykyisin niitä tunnetaan yli 120, joista raskain on 13-atominen HC_(11)N. Radioalueella molekyylit havaitaan joko absorptio- tai emissioviivoina.
Radioalueella havaitaan rotaatiosiirtymiä. Molekyylit ovat tavallisesti pyörimättömässä tilassa, mutta jonkin toisen molekyylin törmääminen virittää molekyylin ts. saa sen pyörimään.
Monet molekyyleistä on havaittu vain muutamissa tiheimmissä pilvissä, lähinnä LR:n keskustan Sagittarius B2-pilvessä, mutta toiset ovat hyvinkin yleisiä. Tavallisin molekyyli on vety H_2, vaikka siitä ei radioaalloilla voida tehdä suoria havaintoja. Seuraavaksi yleisimmät ovat hiilimonoksidi CO, hydroksyyliradikaali OH ja ammoniakki NH_3, joskin niiden runsaudet ovat vain murto-osia vedyn määrästä. Tähtienvälisten pilvien massat ovat kuitenkin niin suuria, että esimerkiksi etyylialkoholia C_2H_5OH on Sagittarius B2 -pilvessä tarpeeksi noin 10^{28} kossupulloa varten.
Tähtienväliset molekyylit esiintyvät tiheissä pilvissä, koska sekä niiden muodostuminen että säilyminen edellyttää normaalia tiheämpää ainetta. Molekyylit syntyvät atomien tai yksinkertaisempien molekyylien kohdatessa joko avaruudessa törmäämällä tai pölyhiukkasten pinnalla. Molekyylipilvien yhteydessä täytyy olla paljon pölyä myös siksi, että pöly absorboi ulkopuolelta tulevaa UV-säteilyä, joka muuten hajottaisi molekyylit. Parhaat olosuhteet ovat siten tiheiden pimeiden sumujen ja HII-alueiden lähellä esiintyvien pöly- ja molekyylipilvien sisällä.
Molekyylipilvet ovat Linnunradan massiivisimpia kohteita. Niiden tiheys on tyypillisesti 10^3-10^4 molekyyliä/cm^3 ja massat noin miljoonan Auringon massan luokkaa. Pilvissä esiintyvän pölyn lämpötila on ylensä 30 - 100 K. Molekyylipilvistä löytyy myös maserlähteitä.
Kehityksensä loppuvaiheissa olevien kylmien tähtien suunnalta on havaittu voimakasta radiosäteilyä (esim. pitkäperiodiset muuttujat, kuten Mira Ceti ja eräät ylijättiläiset, joilla on voimakasta massanmenetystä ja jotka ovat siirtymävaiheessa punaisesta jättiläisestä planetaariseksi sumuksi). Voimakas tähtituuli tiivistää molekyylipilven tähden ympärille ja säteily vahvistuu maser-mekanismilla pilven läpi kulkiessaan (joissakin tapauksissa voidaan puhua tähden atmosfäärin yläosista ennemmin kuin tähtituulesta, esim. SiO-masereiden yhteydessä). Yleisimpiä maser-mekanismiin liittyviä molekyylejä ovat OH (1.6 GHz), H_2O (22 GHz) ja SiO (43 GHz). Näitä lähteitä kutsutaan "circumstellar" masereiksi.
Tähtienvälisissä pilvissä havaitaan myös pilvien sisäisiä masereita, jotka liittyvät todennäköisesti tähtien syntyalueisiin ("interstellar" maserit), eli pilvet ovat juuri tiivistymässä tähdeksi ja lähettävät shokkiaaltoja jotka saavat aikaan masereita muodostavien molekyylipilvien syntymisen. Toisissa galakseissa havaitaan myös nk. megamasereita, koska ne ovat niin kirkkaita että näkyvät Linnunrataan asti. Erityisesti vesimaserit ovat taivaan kirkkaimpia radiolähteitä.
Supernovat ovat kaikkein voimakkaimmin muuttuvia tähtiä -- kirkkaus kasvaa muutamassa päivässä yli 20 magnitudia. Maksimia seuraa hidas himmeneminen. Kehityksensä päätepisteen saavuttaneen tähden räjähtäessä syntyy noin 10 000 km/s laajeneva kaasukuori, jonka kokonaiskirkkaus on suurimmillaan pari vuorokautta räjähdyksen jälkeen ja joka jää taivaalle näkyviin tuhansiksi vuosiksi. Joskus voi jäljelle jäädä myös neutronitähti tai musta aukko (tähden massasta riippuen).
Supernovia on kahta tyyppiä. Tyyppi I himmenee tasaisesti, suurin piirtein eksponentiaalisesti. Tyypin II himmeneminen on epäsäännöllisempää, eikä se maksimissaan ole yhtä kirkas kuin Tyyppi I. TyI syntynee vanhoista, pienimassaisista tähdistä (noin Auringon massaisista), TyII raskaista nuorista tähdistä. Tyypin I tähti tavallisesti päättää kehityksensä valkoisena kääpiönä. Kaksoistähtijärjestelmässä seuralainen voi kuitenkin luovuttaa pienemmälle tähdelle massaa, mistä syntyy toistuvia novapurkauksia. Osa kääpiötähteen virtaavasta massasta sinkoutuu avaruuteen ja suurin osa muuttuu heliumiksi, hiileksi tai hapeksi, ja tähden massa kasvaa. Lopulta valkean kääpiön massa ylittää kriittisen massan (1.2-1.4 Auringon massaa) ja se luhistuu ja räjähtää supernovana.
Linnunradassa on havaittu ainakin kuuden supernovan räjähdys. Tunnetuimpia niistä ovat 1054 Kiinassa nähty (nykyiseltä nimeltään) Rapusumu, Tyko Brahen supernova 1572 ja Keplerin supernova 1604. Muista Sb-Sc-galakseista tehtyjen havaintojen perusteella supernovia pitäisi esiintyä n. 50 v välein. Osa räjähtävistä tähdistä jää tietysti IS-pilvien peittoon, mutta 400 vuoden väli on epätavallisen pitkä.
23.2.1987 havaittiin Suuren Magellanin pilven supernova SN1987A, joka oli Tyyppiä II, ja kirkkain havaittu sitten Keplerin supernovan. Tähden sisuksen luhistuminen vapautti valtavat määrät neutriinoja, joita havaittiin Japanissa ja USA:ssa. Vapautunut energiamäärä viittaa siihen, että syntyi neutronitähti, jota ei tosin ole vielä havaittu yrityksistä huolimatta.
Raskaat tähdet päätyvät lopulta supernovaräjähdykseen: tähden sisäosien luhistuminen johtaa epävakaaseen tilanteeseen, joka hetkessä räjäyttää tähden ulko-osat hajalle. Seurauksena on ulospäin leviävä kaasupilvi.
Linnunradasta on löydetty noin 265 supernovajäännöstä. Muutamat näkyvät optisella alueella renkaana tai epäsäännöllisenä räjähdyspilvenä (esim. Rapusumu), mutta suurin osa on havaittavissa vain radioalueella (synkrotronisäteilyä).
Linnunradan SNRt on jaettavissa 2 tyyppiin: selvät rengasrakenteet tai epäsäännölliset, keskeltä kirkkaat pilvet (esimerkiksi Rapusumu). Rapusumun tyyppisten jäännösten keskellä on aina hyvin nopeasti pyörivä pulsari, joka on räjähdyspilven tärkein energialähde. Pulsari syöksee jatkuvasti pilveen suurilla nopeuksilla liikkuvia elektroneja, jotka aiheuttavat synkrotronisäteilyä. Rapusumun kaltaisen jäännöksen kehitystä säätelee pulsari, jonka heikkeneminen johtaa SNRn sammumiseen jo parissakymmenessä tuhannessa vuodessa.
Rengasmaisissa SNRssä ei keskellä ole suurienergistä pulsaria, vaan energia on peräisin itse supernovaräjähdyksestä. Räjähdyksen jälkeen pilvi laajenee nopeudella 10000-20000 km/s, ja noin 50-100 v myöhemmin alkaa muodostua rengasmaiseksi kuoreksi, kun kaasu törmää tähtienväliseen aineeseen ja uloimmaksi ehtineet osat alkavat hidastua. Iskuaallon kuumentama kaasu alkaa säteillä.
Kaasukuori kerää mukaansa tähtienvälistä ainetta, joka tiivistyy laajenevan kaasun mukana kuoreen. Kuori laajenee hidastuvalla nopeudella ja samalla jäähtyy, kunnes noin 100 000 vuoden kuluttua sulautuu tähtienväliseen aineeseen. Erityyppiset SNR:t saattavat liittyä erityyppisiin supernoviin (tyypit I ja II).
Neutronitähtien teoria kehitettiin jo 1930-luvulla, mutta ensimmäiset havainnot niistä saatiin vasta 1960-luvulla jolloin havaittiin radioalueella sykkiviä pulsareita. 1970-luvulta neutronitähtiä on havaittu myös röntgenpulsareina ja röntgenpurkautujina.
Kun luhistuvan tähden massa on suurempi kuin 1.4 Auringon massaa, syntyy neutronitähti. Jatkuvassa luhistumisessa ytimen protonit muuttuvat neutroneiksi. Ytimien neutronisoituessa niiden sidosenergiat pienenevät, kunnes neutronit alkavat tihkua ulos ytimistä ja lopulta ytimet katoavat kokonaan. Aine on neutronipuuroa, jossa on noin 0.5% protoneita ja elektroneja. Approksimaationa voidaan ajatella, että kyseessä on yksi ainoa jättimäinen, neutroneja täynnä oleva ydin. Todellisuudessa tilanne on monimutkaisempi, esimerkiksi neutronitähden säde pienenee kun massa kasvaa.
Neutronitähtien tyypilliset läpimitat ovat noin 10 kilometrin luokkaa. Tavallisista tähdistä poiketen niillä on selvä kiinteä pinta, jonka yllä voi olla maksimissaan parin sentin atmosfääri. Pinnan yläosassa on kiinteätä metallimaista ainetta, jonka tiheys kasvaa nopeasti sisälle päin. Suurin osa tähteä on neutroneista koostuvaa supranestettä, ja keskustassa voi olla raskaammista hiukkasista muodostunut kiinteä ydin.
SN-räjähdyksessä ja luhistumisessa syntyvä neutronitähti pyörii aluksi nopeasti, koska sen impulssimomentti on säilynyt ennallaan mutta koko on paljon aiempaa pienempi. Parissa tunnissa se vakaantuu voimakkaasti litistyneeksi ellipsoidiksi, joka pyörähtää ympäri useita satoja kertoja sekunnissa. Myös alkuperäinen magneettikenttä on luhistunut voimakkaaksi kentäksi, jolla tähti on kytkeytynyt ympäröivään avaruuteen ja ainepilviin. Neutronitähden pyörimisenergia vähenee koko ajan, kun se säteilee sm-säteilyä, neutriinoja, kosmista säteilyä ja ehkä jopa gravitaatiosäteilyä. Siten pyöriminen hidastuu jatkuvasti. Pyöriminen voi myös hajottaa tähden useaksi erilliseksi kappaleeksi.
Pulsarit löydettiin 1967, kun Cambridgen yliopistossa Englannissa Jocelyn Bell ja Antony Hewish huomasivat taivaalta tulevia säännöllisiä radiopulsseja (joita epäiltiin jopa alienien yhteydenotoiksi). Sittemmin pulsareita on löydetty toistasataa.
Pulsareiden toistuvat terävät radiopulssit voivat olla 0.0016 sekunnista useaan sekuntiin. Säteilyn jaksossa voi esiintyä tasaista pitenemistä tai toisinaan nopeita pieniä hyppäyksiä. Koska pulssit syntyvät neutronitähden pyöriessä nopeasti akselinsa ympäri, merkitsee niiden väliajan kasvu pyörimisen hidastumista. Äkilliset muutokset saattavat merkitä massansiirroksia tähdessä ("tähdenjäristyksiä") tai sen lähiympäristössä. Millisekuntipulsareiden pulssit ovat hyvin vakaita, tarkkuus voi olla parempi kuin atomikellojen.
Radiopulssien synty on yhteydessä neutronitähden hyvin voimakkaaseen magneettikenttään (10^8-10^13 G!), jonka akseli ei yhdy pyörimisakseliin, vaan muodostaa sen kanssa jopa 45-90 asteen kulman. Magneettikenttä ei vaikuta pulsarin sisälle, mutta on erittäin vahvasti yhteydessä sen ulko-osiin. Tähden ympärillä on magnetosfääri, jossa hiukkaset pyörivät magneettikentän vankeina. Tietyllä etäisyydellä tähdestä pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Nopeasti liikkuva varaus lähettää säteilyä kapeaan kartioon (synkrotronisäteilyä). Kartio kiertää neutronitähden pyörimisnopeudella pyörimisakselin ympäri, ja säteily nähdään nopeina pulsseina sen pyyhkiessä ympäri majakan tavoin. Samalla neutronitähdestä virtaa ulospäin relativistisia hiukkasia.
Tunnetuin pulsari liittyy Rapusumuun, M1. Sen havaittiin säteilevän voimakasta radiosäteilyä 1948, ja röntgensäteilyn lähteeksi se todettiin 1964. Vuonna 1968 löydettiin luhistumisessa syntynyt neutronitähti, kun havaittiin sen lähettämät nopeat, terävät radiopulssit. Seuraavana vuonna se löydettiin myös optisella alueella. Neutronitähtien havaitseminen optisella aluella on kuitenkin vaikeaa, koska niiden luminositeetti näkyvän valon aallonpituuksillä on erittäin pieni (Velan pulsarin magnitudi on 25).
Yksittäisten pulsarien lisäksi on löydetty muutamia radioalueella säteileviä neutronitähtiä, jotka kuuluvat kaksoistähtijärjestelmiin. Ensimmäinen, PSR1913+16, löytyi 1993. Systeemissä pulsari kiertää toista tähteä, ilmeisesti neutronitähteä, radalla, jonka eksentrisyys on 0.6 ja kiertoaika runsaat 8h. Pulsarin pulssien väliajoista voidaan laskea Doppler-siirtymän perusteella pulsarin nopeuskäyrä. Havainnot saadaan hyvin tarkasti, ja niistä on voitu usean vuoden ajan seurata järjestelmän rataelementtien muutoksia.
Kaksoispulsari PSR1913+16 antaa todisteita myös gravitaatioaaltojen olemassaolon puolesta. Järjestelmä on usean havaintovuoden aikana menettänyt energiaa juuri niin paljon kuin se yleisen suhteellisuusteorian mukaan olisi pitänyt säteillä gravitaatioaaltoina. Energianmenetys nähdään tähtien välimatkan ja kiertoajan pienenemisenä.
Röntgenalueella pulsarit lähettävät sykkivää röntgensäteilyä, mutta väliajat eivät pitene kuten radiopulsareilla, vaan lyhenevät. Koska säteilymekanismi on samantapainen kuin radiopulsareilla, merkitsee jakson lyheneminen pyörimisnopeuden kasvamista. Tämä liittyy tähtien keskinäiseen vuorovaikutukseen, materian siirtymiseen tähdestä toiseen.
Linnunradassa on edellämainittujen kohteiden sekä tavallisten ja radiotähtien lisäksi vielä muitakin kohteita. Esimerkiksi planetaariset sumut syntyvät, kun pienimassainen tähti puhaltaa uloimmat kaasukuoren avaruuteen kehityksensä loppuvaiheessa. Noin 20 km/s laajenevan kaasukuoren keskellä oleva tähti jäähtyy valkoiseksi kääpiöksi ja lopulta sumu sulautuu tähtienväliseen avaruuteen. Lisäksi on erityyppisiä muuttuvia tähtiä (sykkiviä, puolisäännöllisiä, epäsäännöllisiä, purkautuvia...) sekä eksoottisempia kohteita kuten SS433 (nk. mikrokvasaari), Cyg X-3 jne. Näistä kaikista voi lukea lisää esimerkiksi Tähtitieteen perusteet -kirjasta.
Erinomaisen hienoja kuvia Linnunradan kohteista (ja muistakin) löytyy
mm. Astronomy Picture of the
Day -sivulta, joka esittelee joka päivä uuden mielenkiintoisen
tähtitieteellisen kohteen. Arkistosta löytyy kuvia noin 12 vuoden ajalta
jokaiselle päivälle. Radioalueella kuvia löytyy mm. National Radio Astronomy
Observatory -sivulta.
Tämä sivu on päivitetty viimeksi: 2006-11-08/AL.
Takaisin
luentosivulle.