这样的夜空，看上去如此拥挤，实际上却是空空如也。
我们能看见的每颗星，几乎都相差无垠的时空。它们之间，比地球上任何实验室里的真空更空。然而，它们依然被一些气体和尘埃联系着。这些溢满星际空间，似有似无的物质，被称为星际介质(ISM)。
是孕育恒星的羊水，也是晕染星空的彩墨。
就银河系而言，它们至少占据银河系可见质量的10%至15%，99%都是气体，仅1%是尘埃。在星光的刺激下，它们会映出或红、或蓝的色彩，或在我们难以想象的距离叠加下，留下一抹暗影。
这些毫无存在感的星际介质，却是我们绘制星系结构的重要观测对象。没有星际介质的渲染，星空也不会那样的绚丽，多彩。
星际介质到底是什么？如何才能看见这些看似透明的存在？它与宇宙又是怎样一种关系？
星海蒙尘慧眼难辨
尘埃，仅占星际介质的1%，却能给星辰笼上一层看不透的薄雾。
由薄的、高度扁平的石墨片、针状物、硅酸盐、铁、冰构成的小颗粒尘埃，可以形成于红巨星的外层，分散在红色巨风和行星状星云中。
每一片尘埃的大小大约等于或小于蓝光的波长。
从视线方向看去，尘埃可能聚集在一起形成尘埃云。当足够厚时，这些云甚至可以完全阻挡想要穿过的星光。
根据光线颜色和尘埃云的厚度，光线也会只被部分散射。由于波长短的蓝光更易被散射，因此当我们通过尘埃云直接观察光源时，会发现它看起来比预期更红，我们称之为星际红化。
这与“天空湛蓝，夕阳如血”的原因几乎一样。
地球上的空气分子比尘埃小得多，也更容易散射蓝光。因此，当你以与太阳不同的方向看天空时，由于蓝光比红光散射得多，所以天空总是蓝色的。
然而当夕阳西下，你透过大气直视日落时，蓝光、绿光，以及一些黄光已经从我们直视的方向上散射开了，只有能穿透空气的红色或橙色的长波才能到达你的眼睛。
总之，尘埃使蓝光散射，红光透射，而且星际介质还会使所有穿过的光稍微变暗，产生消光的效果。
尘埃的消光效果最明显，而银河系的盘面存在大量的尘埃，所以在可见波段上，我们大约只能看见6000光年的距离。
我们可以通过各种消光现象，来发现星际尘埃的分布。然而剩下99%的气体，我们又能通过什么方法看见它们呢？
要认清它们，首先你得知道氢气的几种不同状态，因为大多星际介质都是由氢元素构成的。
与炽热恒星相伴的离子氢
作为宇宙中最简单的原子，氢原子由一个质子和一个电子组成。
恒星光谱分类的视觉色彩变化
当一个区域内一颗新的O型或B型恒星诞生时，其可达10000K的表面高温将辐射出大量高能紫外线，使周围的氢发生电离（丢掉一个电子），形成一个向外扩散的电离氢球体。当电离氢以高能状态再与自由电子重新结合时，会发射出一种红色的萤光。
从微观层面上来看，这是电子从轨道n=3跃迁到n=2时，释放出的656.3纳米波长的能量，这也被称为氢原子的Balmer-α跃迁。
这和日常生活中荧光灯的工作原理是一样的，只是荧光灯是靠水银蒸气产生紫外线，然后激发灯泡内部的荧光粉发出可见光。
宇宙中，这些充斥着电离氢的区域，简称为HⅡ区，天文学家甚至把这些区域认为是一种特殊的天体，被称为发射星云，而它总是相伴一颗或一群高温恒星而存在。
著名的HⅡ区域：猎户座星云
HⅡ区域：人马座的泻湖星云
在这种紫外线能量的转换中，每个紫外线光子会产生一个可见光子。也就是说，即使O型或B型恒星隐藏在星云内部，也可以由此估算出引起荧光的恒星温度。
HⅡ区的光谱比恒星光谱简单得多，也更容易破译。与恒星相比，HⅡ区的组成和条件更容易确定和理解。因此，观测HⅡ区就成了确定星系中恒星形成的一种有效手段。
由于HⅡ区巨大且明亮，使得天文学家还可以通过观测它来绘制星系结构。在银河系中，HⅡ区就呈螺旋状分布。
然而，由于O型和B型恒星的罕见，所以大多数氢并不都是电离的。因此，我们无法用可见光来捕捉星系的整体面貌，而只能用更容易通过尘埃的无线电波，来作为绘制星系氢分布图的最佳波长。
充斥宇宙的中性氢
在空旷的星际空间中，更多的氢元素都远离炙热的O型和B型恒星，它们以冷原子的形式存在，而存在的区域简称为H I区。其温度一般在100K到3000K之间。
这样的氢原子，其电子都在基态轨道上围绕质子运动，但因为所有质子与电子都存在名为“自旋”的内禀属性，所以一个电子可以有两种基态形式，而这两种基态实际上有着微弱的能量差异。
1944年，荷兰天文学家亨德里克·范德·赫斯特（Hendrik van de Hulst）预言，冷原子氢会由于基态电子的微小能量变化，而发射出21.1厘米（频率=1420.4兆赫）特定波长的射电能。这种辐射被称为21厘米辐射。
产生21厘米辐射的微观原因在于，处于基态围绕质子运动的电子，存在两种相反的自旋方式：一种是与质子自旋方向一致，即自旋平行状态；另一种与质子自旋方向相反，即自旋反平行状态。
而自旋平行实际上是一个比自旋反平行略高一点的能级状态。同时，由于宇宙中万事万物都会自发地由高能向低能转变，所以自旋平行的电子最终都会自发“翻转”，成为自旋反平行的电子。
只是由于这两种状态的能量差距实在太小太小，所以一个氢原子平均可能要等待几百万年，才可能出现这种转变，而21厘米辐射就是发生这种转变时的信号。
尽管这是一种罕见的转变，但宇宙中充斥着大量的氢，这意味着有足够多的氢原子在任何给定的时间上发出21厘米辐射（即便在恒星还未形成的宇宙黑暗时代），从而很容易被射电望远镜探测到。
我们的银河系，大约有30亿倍太阳质量的H I气体。大部分的H I气体位于我们星系的盘状部分，位于离盘中面720光年内。庆幸的是，21厘米辐射不会被尘埃阻挡！因此，它会告诉天文学家许多关于宇宙任何时段的秘密。
诞生恒星的分子云
星际介质也有致密且凉爽的区域，这些区域氢会形成分子结构，被称为分子云。其温度一般低于100K。
当然在分子云中除了有氢气，还有CO、H2O，C2H5，以及开始形成其他复杂形式的有机分子，包括构成生命的重要组成部分：氨基酸和核苷酸。这些分子在星际介质中的存在，表明一些生命成分广泛存在于整个星系中。
虽然分子云中有大量分子，但其密度远远低于我们此刻房间里2×10^25每立方米的分子密度，其密度仅为10^9每立方米。
分子也有能级，所以一个电子从一个能级跃迁到另一个能级时，紫外光子就会被发射或吸收，而紫外望远镜可以探测到这一点，但分子云中的气体和尘埃十分密集，会对紫外线产生很大的消光。这导致我们无法精确地测量分子云内部的氢分布。
另外，因为氢分子不发射无线电波，所以也无法用无线电望远镜直接探测。不过幸好，在分子云中通常10000 个氢分子就有一个CO分子，而CO会发射波长2.6mm的无线电。因此，天文学家通常是通过探测CO，来分析分子云。
猎户座分子云中的CO分布图
星际介质中的分子被聚集成云团，质量从几个太阳质量到100多万个太阳质量不等，直径从几光年到600光年不等。如果分子云足够冷，足够密，它就会在自己的重力下崩塌，形成恒星。
银河系大约有25亿倍太阳质量的分子气体，其中70%在距中心13000至26000光年的环形中。不多的分子气体分布在离中心4900至9800光年之间，但距中心4900光年之内却拥有总分子气体质量的15%。
大部分分子云都聚集在银盘的螺旋臂中，停留在距盘中平面390光年的范围内，而那里正是形成恒星的摇篮。
一般来说，一种物质存在于另一种物质内部时，后者就是前者的介质。例如：光通过镜片，镜片就是介质；光进入水里，水就是介质。
而星际介质不仅是承载宇宙万物的媒介，更是构建万物的原材料。由这些稀薄星际介质拉开的宇宙物质演化，经过了138亿年才有了我们如今的世界。
如果说，弥漫宇宙的星际介质孕育了我们现在已知的一切，那恒星无疑是它最高的杰作，而作为恒星子民的我们，或许是星空最意外的收获。
星辰万千皆源出空相，宇宙鸿鸣如灵魂一颤。
