Interstellar medium - Mezihvězdné médium

Interstellar medium - Mezihvězdné médium

V astronomii je mezihvězdné médium ( ISM ) hmota a záření, které existují v prostoru mezi hvězdnými systémy v galaxii . Tato hmota zahrnuje plyn v iontové , atomové a molekulární formě, stejně jako prach a kosmické záření . Vyplňuje mezihvězdný prostor a plynule zapadá do okolního mezigalaktického prostoru . Energie , která obsazuje stejný objem, ve formě elektromagnetického záření, je mezihvězdné radiační pole .

Mezihvězdné prostředí se skládá z několika fází, které se liší podle toho, zda je hmota iontová, atomová nebo molekulární, a podle teploty a hustoty hmoty. Mezihvězdné médium se skládá především z vodíku , následovaného heliem se stopovým množstvím uhlíku , kyslíku a dusíku ve srovnání s vodíkem. Tepelné tlaky těchto fází jsou ve vzájemné hrubé rovnováze. Magnetická pole a turbulentní pohyby také poskytují tlak v ISM a jsou typicky dynamicky důležitější než tepelný tlak.

Ve všech fázích je mezihvězdné médium podle pozemských standardů extrémně slabé. V chladných, hustých oblastech ISM je hmota primárně v molekulární formě a dosahuje číselné hustoty 10 6 molekul na cm 3 (1 milion molekul na cm 3 ). V horkých, difúzních oblastech ISM je hmota primárně ionizována a hustota může být až 10 -4 iontů na cm 3 . Porovnejte to s hustotou čísel zhruba 10 19 molekul na cm 3 pro vzduch na úrovni moře a 10 10 molekul na cm 3 (10 miliard molekul na cm 3 ) pro laboratorní vysokovakuovou komoru. Podlehmotnost , 99 % ISM je plyn v jakékoli formě a 1 % je prach. Z plynu v ISM tvoří podle počtu 91 % atomů vodík a 8,9 % helium , přičemž 0,1 % tvoří atomy prvků těžších než vodík nebo helium, v astronomickém jazyce známé jako " kovy ". Hmotnostně to představuje 70 % vodíku, 28 % helia a 1,5 % těžších prvků. Vodík a helium jsou primárně výsledkem prvotní nukleosyntézy , zatímco těžší prvky v ISM jsou většinou výsledkem obohacování v procesu hvězdné evoluce .

ISM hraje klíčovou roli v astrofyzice právě kvůli své střední roli mezi hvězdnou a galaktickou stupnicí. Hvězdy se tvoří v nejhustších oblastech ISM, což v konečném důsledku přispívá k molekulárním mračnům a doplňuje ISM hmotou a energií prostřednictvím planetárních mlhovin , hvězdných větrů a supernov . Tato souhra mezi hvězdami a ISM pomáhá určit rychlost, jakou galaxie vyčerpává svůj plynný obsah, a tedy i životnost aktivní tvorby hvězd.

Voyager 1 dosáhl ISM 25. srpna 2012, čímž se stal prvním umělým objektem ze Země, kterému se to podařilo. Mezihvězdné plazma a prach budou studovány do odhadovaného data ukončení mise v roce 2025. Jeho dvojče Voyager 2 vstoupilo do ISM 5. listopadu 2018.

Třífázový model

Field, Goldsmith & Habing (1969) předložili statický dvoufázový rovnovážný model k vysvětlení pozorovaných vlastností ISM. Jejich modelovaný ISM zahrnoval studenou hustou fázi ( T < 300 K), skládající se z mraků neutrálního a molekulárního vodíku, a teplou mezioblakovou fázi ( T ~ 10 4 K), sestávající ze zředěného neutrálního a ionizovaného plynu. McKee & Ostriker (1977) přidali dynamickou třetí fázi, která představovala velmi horké ( T ~ 10 6 K) plyn, který byl šokově zahřátý supernovami a tvořil většinu objemu ISM. Tyto fáze jsou teploty, kdy ohřev a chlazení mohou dosáhnout stabilní rovnováhy. Jejich práce vytvořila základ pro další studium v ​​průběhu posledních tří desetiletí. Relativní podíly fází a jejich pododdělení však stále nejsou dobře pochopeny.

Model atomového vodíku

Tento model bere v úvahu pouze atomární vodík: Teplota vyšší než 3000 K rozbije molekuly, zatímco teplota nižší než 50000 K ponechá atomy v jejich základním stavu. Předpokládá se, že vliv ostatních atomů (He ...) je zanedbatelný. Předpokládá se, že tlak je velmi nízký, takže doby trvání volných drah atomů jsou delší než ~ 1 nanosekunda trvání světelných pulzů, které tvoří běžné, dočasně nekoherentní světlo.

V tomto bezkolizním plynu platí Einsteinova teorie koherentních interakcí světla a hmoty: všechny interakce plynu a světla jsou prostorově koherentní. Předpokládejme, že monochromatické světlo je pulzováno a poté rozptýleno molekulami s kvadrupólovou (Ramanovou) rezonanční frekvencí. Pokud je "délka světelných pulzů kratší než všechny zúčastněné časové konstanty" (Lamb (1971)), platí "impulzně stimulovaný Ramanův rozptyl (ISRS)" (Yan, Gamble & Nelson (1985)): světlo generované nekoherentním Ramanem rozptyl na posunuté frekvenci má fázi nezávislou na fázi budícího světla, čímž generuje novou spektrální čáru a koherence mezi dopadajícím a rozptýleným světlem usnadňuje jejich interferenci do jediné frekvence, čímž se posouvá dopadající frekvence. Předpokládejme, že hvězda vyzařuje spojité světelné spektrum až do rentgenového záření. Lymanovy frekvence jsou v tomto světle absorbovány a pumpují atomy hlavně do prvního excitovaného stavu. V tomto stavu jsou hyperjemné periody delší než 1 ns, takže ISRS "může" posunout frekvenci světla do červena a zaplnit vysoké úrovně velmi jemného světla. Další ISRS "může" přenášet energii z hyperjemných úrovní do tepelných elektromagnetických vln, takže červený posun je trvalý. Teplota světelného paprsku je definována jeho frekvencí a spektrální záři podle Planckova vzorce. Jak se entropie musí zvyšovat, "může" se stává "dělá". Avšak tam, kde dříve absorbovaná čára (první Lyman beta, ...) dosáhne Lymanovy alfa frekvence, proces červeného posuvu se zastaví a všechny vodíkové čáry jsou silně absorbovány. Ale tato zastávka není dokonalá, pokud je energie na frekvenci posunuté na Lymanovu beta frekvenci, která vytváří pomalý červený posuv.

Předchozí proces excituje stále více atomů, protože deexcitace se řídí Einsteinovým zákonem koherentních interakcí: Variace dI záření I světelného paprsku podél dráhy dx je dI=BIdx, kde B je Einsteinův koeficient zesílení, který závisí na médiu. I je modul Poyntingova vektoru pole, absorpce nastává pro opačný vektor, což odpovídá změně znaménka B. Faktor I v tomto vzorci ukazuje, že intenzivní paprsky jsou více zesíleny než slabé (konkurence režimů). Emise erupce vyžaduje dostatečnou záři I poskytovanou náhodným polem nulového bodu. Po emisi erupce se slabé B zvyšuje pumpováním, zatímco I zůstává blízko nule: Deexcitace koherentní emisí zahrnuje stochastické parametry pole nulového bodu, jak je pozorováno v blízkosti kvasarů (a polárních polárních září).

Struktury

Trojrozměrná struktura v Pilířích stvoření. Mapa zobrazující Slunce umístěné poblíž okraje Místního mezihvězdného mračna a Alfa Centauri asi 4 světelné roky daleko v sousedním komplexu G-Cloud

ISM je turbulentní, a proto plný struktury ve všech prostorových měřítcích. Hvězdy se rodí hluboko uvnitř velkých komplexů molekulárních mračen, typicky o velikosti několika parseků. Během svého života a smrti hvězdy fyzicky interagují s ISM.

Hvězdné větry z mladých shluků hvězd (často s obřími nebo nadobřími oblastmi HII, které je obklopují) a rázové vlny vytvořené supernovami vstřikují do svého okolí obrovské množství energie, což vede k hypersonické turbulenci. Výsledné struktury - různých velikostí - lze pozorovat, jako jsou bubliny hvězdného větru a superbubliny horkého plynu, které lze pozorovat rentgenovými satelitními dalekohledy, nebo turbulentní proudění pozorované na mapách radioteleskopů.

Slunce v současné době cestuje přes Local Interstellar Cloud, hustší oblast v místní bublině s nízkou hustotou.

V říjnu 2020 astronomové ohlásili významný neočekávaný nárůst hustoty v prostoru za Sluneční soustavou, který zachytily vesmírné sondy Voyager 1 a Voyager 2 . Podle výzkumníků z toho vyplývá, že "gradient hustoty je ve velkém měřítku rysem VLISM (velmi místní mezihvězdné médium) v obecném směru heliosférického nosu".

Interakce s meziplanetárním prostředím

"> Krátké, vyprávěné video o pozorování mezihvězdné hmoty IBEX.

Mezihvězdné prostředí začíná tam, kde končí meziplanetární prostředí Sluneční soustavy. Sluneční vítr zpomaluje na podzvukové rychlosti při koncovém výboji, 90-100 astronomických jednotek od Slunce. V oblasti za terminačním šokem, nazývané heliosheath, mezihvězdná hmota interaguje se slunečním větrem. Voyager 1 , nejvzdálenější člověkem vyrobený objekt od Země (po roce 1998), překonal terminační šok 16. prosince 2004 a později vstoupil do mezihvězdného prostoru, když 25. srpna 2012 překonal heliopauzu a poskytl první přímou sondu podmínek v ISM (Stone et al. 2005).

Mezihvězdné vymírání

ISM je také zodpovědný za zánik a zčervenání, klesající intenzitu světla a posun v dominantních pozorovatelných vlnových délkách světla z hvězdy. Tyto efekty jsou způsobeny rozptylem a absorpcí fotonů a umožňují pozorování ISM pouhým okem na tmavé obloze. Zjevné trhliny, které lze pozorovat v pásu Mléčné dráhy - jednotného disku hvězd - jsou způsobeny absorpcí světla hvězd v pozadí molekulárními mračny ve vzdálenosti několika tisíc světelných let od Země.

Vzdálené ultrafialové světlo je účinně absorbováno neutrálními složkami ISM. Například typická absorpční vlnová délka atomárního vodíku leží na asi 121,5 nanometrech, což je Lyman-alfa přechod. Proto je téměř nemožné vidět světlo vyzařované na této vlnové délce z hvězdy vzdálené od Země více než několik set světelných let, protože většina z něj je během cesty na Zemi absorbována neutrálním vodíkem.

Vytápění a chlazení

ISM je obvykle daleko od termodynamické rovnováhy. Srážky vytvářejí Maxwell-Boltzmannovu distribuci rychlostí a 'teplota' normálně používaná k popisu mezihvězdného plynu je 'kinetická teplota', která popisuje teplotu, při které by částice měly pozorovanou Maxwell-Boltzmannovu distribuci rychlostí v termodynamické rovnováze. Pole mezihvězdného záření je však typicky mnohem slabší než médium v ​​termodynamické rovnováze; to je nejvíce často hrubě to hvězda A (povrchová teplota ~ 10,000 K) vysoce zředěný. Proto jsou vázané hladiny v atomu nebo molekule v ISM zřídka obsazeny podle Boltzmannova vzorce (Spitzer 1978, § 2.4).

V závislosti na teplotě, hustotě a ionizačním stavu části ISM určují různé ohřívací a chladicí mechanismy teplotu plynu.

Topné mechanismy

Vytápění nízkoenergetickým kosmickým zářenímPrvní mechanismus navržený pro ohřev ISM byl ohřev nízkoenergetickým kosmickým zářením. Kosmické paprsky jsou účinným zdrojem tepla schopným proniknout do hlubin molekulárních mračen. Kosmické záření přenáší energii do plynu prostřednictvím ionizace i excitace a do volných elektronů prostřednictvím Coulombových interakcí. Nízkoenergetické kosmické záření (několik MeV) je důležitější, protože je mnohem početnější než vysokoenergetické kosmické záření.Fotoelektrický ohřev zrnyUltrafialové záření emitované horkými hvězdami může odstranit elektrony z prachových zrn. Foton je absorbován prachovým zrnem a část jeho energie je využita k překonání potenciální energetické bariéry a odstranění elektronu ze zrna. Tato potenciální bariéra je způsobena vazebnou energií elektronu (pracovní funkce) a nábojem zrna. Zbytek energie fotonu dává vyvrženému elektronu kinetickou energii, která ohřívá plyn při srážkách s jinými částicemi. Typická distribuce velikosti prachových zrn je n ( r ) ∝ r −3,5 , kde r je poloměr prachové částice. Za předpokladu, že promítnuté rozložení plochy povrchu zrna je πr 2 n (r ) ∝ r −1,5 . To naznačuje, že tomuto způsobu ohřevu dominují nejmenší prachová zrna.FotoionizaceKdyž se elektron uvolní z atomu (typicky z absorpce UV fotonu), unáší kinetickou energii pryč řádu E foton − E ionizace . Tento zahřívací mechanismus dominuje v oblastech HII, ale je zanedbatelný v difúzním ISM kvůli relativnímu nedostatku neutrálních atomů uhlíku.Rentgenové vyhříváníRentgenové záření odstraňuje elektrony z atomů a iontů a tyto fotoelektrony mohou vyvolat sekundární ionizace. Protože intenzita je často nízká, je toto zahřívání účinné pouze v teplém, méně hustém atomovém médiu (protože hustota kolony je malá). Například v molekulárních oblacích mohou pronikat pouze tvrdé rentgenové paprsky a rentgenové zahřívání lze ignorovat. To za předpokladu, že oblast není blízko zdroje rentgenového záření, jako je zbytek supernovy.Chemický ohřevMolekulární vodík (H 2 ) může vzniknout na povrchu prachových zrn, když se setkají dva atomy H (které mohou po zrnu cestovat). Tento proces poskytuje 4,48 eV energie distribuované v rotačním a vibračním módu, kinetickou energii molekuly H2 a také ohřev prachového zrna. Tato kinetická energie, stejně jako energie přenesená z deexcitace molekuly vodíku prostřednictvím srážek, ohřívá plyn.Plynové topeníSrážky o vysokých hustotách mezi atomy plynu a molekulami se zrnky prachu mohou přenášet tepelnou energii. To není důležité v oblastech HII, protože UV záření je důležitější. V difúzním ionizovaném prostředí je také méně důležitý kvůli nízké hustotě. V neutrálním difuzním médiu jsou zrna vždy chladnější, ale kvůli nízkým hustotám neochlazují plyn efektivně.

Ohřev zrna tepelnou výměnou je velmi důležitý ve zbytcích supernov, kde jsou hustoty a teploty velmi vysoké.

Ohřev plynu prostřednictvím srážek zrn a plynu je dominantní hluboko v obřích molekulárních mračnech (zejména při vysokých hustotách). Dálné infračervené záření proniká hluboko kvůli nízké optické hloubce. Prachová zrna se tímto zářením ohřívají a mohou přenášet tepelnou energii při srážkách s plynem. Míra účinnosti vytápění je dána koeficientem akomodace:

kde T je teplota plynu, Td teplota prachu a T2 je teplota po srážce atomu plynu nebo molekuly. Tento koeficient byl změřen (Burke & Hollenbach 1983) jako α = 0,35.

Jiné ohřívací mechanismyExistuje celá řada makroskopických zahřívacích mechanismů, včetně:

• Gravitační kolaps mraku
• Výbuchy supernovy
• Hvězdné větry
• Rozšíření regionů H II
• Magnetohydrodynamické vlny vytvořené zbytky supernov

Chladicí mechanismy

Chlazení jemné strukturyProces ochlazování jemné struktury je dominantní ve většině oblastí mezihvězdného média, kromě oblastí horkého plynu a oblastí hluboko v molekulárních mračnech. Nejúčinněji se vyskytuje u hojných atomů, které mají úrovně jemné struktury blízké základní úrovni, jako jsou: C II a O I v neutrálním médiu a O II, O III, N II, N III, Ne II a Ne III v oblastech H II. Srážky vybudí tyto atomy na vyšší úrovně a nakonec se uvolní prostřednictvím emise fotonů, které přenesou energii ven z oblasti.Chlazení povolenými čaramiPři nižších teplotách může být kolizemi osídleno více úrovní než úrovní jemné struktury. Například srážková excitace hladiny vodíku n = 2 uvolní foton Ly-α při deexcitaci. V molekulárních oblacích je důležitá excitace rotačních čar CO. Jakmile je molekula excitována, nakonec se vrátí do stavu s nižší energií a emituje foton, který může opustit oblast a ochlazovat mrak.

Šíření rádiových vln

Atmosférický útlum v dB/km jako funkce frekvence v pásmu EHF. Vrcholy absorpce na určitých frekvencích jsou problémem kvůli složkám atmosféry, jako je vodní pára (H 2 O) a oxid uhličitý (CO 2 ).

Rádiové vlny od ≈10 kHz (velmi nízká frekvence) do ≈300 GHz (extrémně vysoká frekvence) se v mezihvězdném prostoru šíří jinak než na povrchu Země. Existuje mnoho zdrojů rušení a zkreslení signálu, které na Zemi neexistují. Velká část radioastronomie závisí na kompenzaci různých efektů šíření k odhalení požadovaného signálu.

Objevy

Potsdam Great Refractor, dvojitý dalekohled s 80 cm (31,5") a 50 cm (19,5") čočkami slavnostně otevřen v roce 1899, používaný k objevu mezihvězdného vápníku v roce 1904.

V roce 1864 William Huggins použil spektroskopii k určení, že mlhovina je vyrobena z plynu. Huggins měl soukromou observatoř s 8palcovým dalekohledem s čočkou od Alvina Clarka; ale byl vybaven pro spektroskopii, která umožnila průlomová pozorování.

V roce 1904 byl jedním z objevů učiněných pomocí Potsdamského velkého refraktorového dalekohledu vápník v mezihvězdném prostředí. Astronom Johannes Frank Hartmann na základě spektrografických pozorování dvojhvězdy Mintaka v Orionu určil, že v meziprostoru je prvek vápník.

Mezihvězdný plyn byl dále potvrzen Slipherem v roce 1909 a poté do roku 1912 byl mezihvězdný prach potvrzen Slipherem. Tímto způsobem byla potvrzena celková povaha mezihvězdného média v řadě objevů a postulizací jeho povahy.

V září 2020 byly předloženy důkazy o vodě v pevném skupenství v mezihvězdném prostředí, a zejména o vodním ledu smíšeném se silikátovými zrny v zrnech kosmického prachu.

Historie poznání mezihvězdného prostoru

Herbig-Haro objekt HH 110 vyvrhuje plyn mezihvězdným prostorem.

Povaha mezihvězdného média si v průběhu staletí získala pozornost astronomů a vědců a rozvinulo se porozumění ISM. Nejprve však museli uznat základní koncept "mezihvězdného" prostoru. Zdá se, že tento termín poprvé použil v tisku Bacon (1626, § 354-455): "Mezihvězdné nebe.. má .. tolik příbuznosti s hvězdou, že dochází k rotaci toho, stejně jako Starre." Později přírodní filozof Robert Boyle (1674) diskutoval o "mezihvězdné části nebe, kterou by několik moderních epikurejců muselo být prázdné."

Před moderní elektromagnetickou teorií raní fyzici předpokládali, že jako médium pro přenos světelných vln existuje neviditelný světélkující éter. Předpokládalo se, že tento éter zasahuje do mezihvězdného prostoru, jak napsal Patterson (1862), "tento výtok vyvolává vzrušení nebo vibrační pohyb v éteru, který vyplňuje mezihvězdné prostory".

Nástup hloubkového fotografického zobrazování umožnil Edwardu Barnardovi vytvořit první snímky temných mlhovin siluetu na pozadí hvězdného pole galaxie, zatímco první skutečnou detekci studené difúzní hmoty v mezihvězdném prostoru provedl Johannes Hartmann v roce 1904 [19]. pomocí absorpční čárové spektroskopie. Ve své historické studii spektra a oběžné dráhy Delta Orionis pozoroval Hartmann světlo přicházející z této hvězdy a uvědomil si, že část tohoto světla byla absorbována předtím, než dosáhla Země. Hartmann uvedl, že absorpce z čáry "K" vápníku se zdála "mimořádně slabá, ale téměř dokonale ostrá" a také oznámil "docela překvapivý výsledek, že čára vápníku na 393,4 nanometrech se nepodílí na periodických posunech čar způsobených orbitální pohyb spektroskopické dvojhvězdy". Stacionární povaha linky vedla Hartmanna k závěru, že plyn zodpovědný za absorpci nebyl přítomen v atmosféře Delta Orionis, ale místo toho se nacházel v izolovaném oblaku hmoty sídlící někde podél přímky viditelnosti této hvězdy. Tento objev zahájil studium mezihvězdného média.

V sérii výzkumů Viktor Ambartsumian představil dnes běžně přijímanou představu, že mezihvězdná hmota se vyskytuje ve formě mraků.

Po Hartmannově identifikaci mezihvězdné absorpce vápníku byl Hegerem (1919) detekován mezihvězdný sodík prostřednictvím pozorování stacionární absorpce z čar atomu "D" na 589,0 a 589,6 nanometrech směrem k Delta Orionis a Beta Scorpii.

Následná pozorování "H" a "K" čar vápníku Bealsem (1936) odhalila dvojité a asymetrické profily ve spektrech Epsilon a Zeta Orionis. To byly první kroky ve studiu velmi složité mezihvězdné čáry k Orionu. Asymetrické profily absorpčních čar jsou výsledkem superpozice několika absorpčních čar, z nichž každá odpovídá stejnému atomovému přechodu (například "K" linii vápníku), ale vyskytuje se v mezihvězdných oblacích s různými radiálními rychlostmi. Protože každý mrak má různou rychlost (buď směrem k pozorovateli/Zemi nebo od něj), absorpční čáry vyskytující se v každém mraku jsou posunuty buď domodra, nebo červeně (v tomto pořadí) od klidové vlnové délky čar, a to prostřednictvím Dopplerova jevu.

Tento světelný rok dlouhý uzel mezihvězdného plynu a prachu připomíná housenku.

Rostoucí důkazy o mezihvězdném materiálu vedly Pickeringa (1912) ke komentáři, že "I když mezihvězdným absorpčním prostředím může být jednoduše éter, charakter jeho selektivní absorpce, jak uvádí Kapteyn, je charakteristický pro plyn a volné molekuly plynu jsou určitě tam, protože je pravděpodobně neustále vyhání Slunce a hvězdy."

Ve stejném roce objev kosmického záření Victora Hesse, vysoce energetických nabitých částic, které prší na Zemi z vesmíru, přivedl ostatní ke spekulacím, zda také pronikají do mezihvězdného prostoru. Následující rok norský průzkumník a fyzik Kristian Birkeland napsal: "Zdá se, že je přirozeným důsledkem našeho pohledu předpokládat, že celý vesmír je naplněn elektrony a létajícími elektrickými ionty všeho druhu. Předpokládali jsme, že každá hvězda systém v evolucích vyhazuje elektrické tělíska do vesmíru. Nezdá se tedy nerozumné myslet si, že větší část hmotných hmot ve vesmíru se nenachází ve slunečních soustavách nebo mlhovinách, ale v "prázdném" prostoru" (Birkeland 1913 ).

Thorndike (1930) poznamenal, že "stěží se dalo věřit, že obrovské mezery mezi hvězdami jsou zcela prázdné. Pozemské polární záře nejsou nepravděpodobně excitovány nabitými částicemi emitovanými Sluncem. Pokud miliony dalších hvězd také vyvrhují ionty, např. je nepochybně pravda, v galaxii nemůže existovat žádné absolutní vakuum."

V září 2012 vědci NASA oznámili, že polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH), vystavené podmínkám mezihvězdného média (ISM) , se transformují hydrogenací, oxygenací a hydroxylací na složitější organické látky - "krok na cestě k aminokyselinám a nukleotidům. , suroviny bílkovin a DNA, v tomto pořadí". Dále v důsledku těchto transformací PAH ztrácejí svůj spektroskopický podpis, což by mohlo být jedním z důvodů "neexistence detekce PAH v mezihvězdných ledových zrnech, zejména ve vnějších oblastech studených, hustých mračen nebo ve vyšších molekulárních vrstvách protoplanetárních. disky."

V únoru 2014 NASA oznámila značně aktualizovanou databázi pro sledování polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH) ve vesmíru. Podle vědců může být více než 20 % uhlíku ve vesmíru spojeno s PAH, možnými výchozími materiály pro vznik života. Zdá se, že PAH vznikly krátce po Velkém třesku, jsou rozšířené po celém vesmíru a jsou spojovány s novými hvězdami a exoplanetami.

V dubnu 2019 vědci pracující s Hubbleovým vesmírným dalekohledem oznámili potvrzenou detekci velkých a komplexních ionizovaných molekul buckminsterfullerenu (C 60 ) (také známých jako "buckyballs") v mezihvězdných středních prostorech mezi hvězdami.