අවකාශයේ තරු ඇත්තේ එකින් එකට ඉතා දුරින් වන අතර ඒවා අතර අවකාශය රික්තකයක් යැයි සැලකුව ද එය සත්‍යය නොවේ. මන්දයත් ඒ අතර තුනී ද්‍රව්‍ය මාධ්‍යක් පවතී. මෙකී මාධ්‍යයට අන්තර්තාරීය මාධ්‍ය ‍යැයි පවසයි.

මෙම මාධ්‍යය ක්ෂීරපථයේ දෘශ්‍යය මාධ්‍යයෙන් 15% ක් දරණ අතරම  දෘශ්‍යය තාරකා ස්කන්ධයෙන් 5% ක් දරණු ලබයි. මෙම මාධ්‍යන්හි සම්භවය හරිහැටි පැහැදිලි නො වූවද, තරුවලින් ඉවතට මුක්ත වූ ද්‍රව්‍යයන්ගෙන් නිර්මාණය වී ඇතැයි සලකයි. විශේෂයෙන් රතු යෝධ තරුවල අවසානයේදි මෙන්ම ස්පර්ශෝන්මුඛ රේඛාවේ පවතින තරුවලින් විශාල වශයෙන් පිට කරන අතර මෙම ද්‍රව්‍යයන් මෙකී මාධ්‍යට එක් වන බැව් නිරීක්ෂණය කර ඇත.

කෙසේ වුවද මෙම මාධ්‍යයේ සංයුතිය  සමස්තයක් ලෙස සැලකු විට මෙලෙස දැක්විය හැක.

අන්තර්තාරීය වායුව

සාමාන්‍යයෙන් අන්තර්තාරීය මාධ්‍යයේ අණු ඝනත්වය 1 පරමාණු/cm^-3 වන මුත් සෑම ස්ථානයකම එම අගයේම නො පවතී. අන්තර්තාරීය වායුව තුළ හයිඩ්‍රජන් සුලබ වන අතරම මේවා ආකාර තුනකින් මාධ්‍යය තුළ පවතින බව නිරීක්ෂණය කර ඇත.

1. උදාසීන හයිඩ්‍රජන්      
2. අණුක හයිඩ්‍රජන්
3. අයනික හයිඩ්‍රජන්

මෙකී ස්වරූපයන් ඇසුරින් අන්තර්තාරීය මාධ්‍යය පහත අයුරින් වර්ගීකරණය කරයි.

1. අණුක හෝ උදාසීන සිසිල් වලාකුළු
2. උණුසුම් ලාබාල තරු අසල අයනික කලාපයන්

අණුක හෝ උදාසීන සිසිල් වලාකුළු

මෙම වලාකුළු HI කලාප හා අණුක වලාකුළු වශයෙන් කාණ්ඩ දෙකකට වෙන් වීම සිදුවේ.

HI කලාප

උදාසීන හයිඩ්‍රජන් පවතින කලාපයන් මෙලෙසින් හැඳින්වීම සිදුවේ. මෙකී කලාපයන්හි මන්දාකිණි තැටියේ වලාකුළු වශයෙන් පවතින අතර ඒවායේ සාමාන්‍ය ඝනත්වය 1-10^3 පරමාණු/cm^-3  අතර වූ අගයන් ගන්නා අතර එම මාධ්‍යන්හි සාමාන්‍ය උෂ්ණත්වය  50-100K අතර අගයක් ගනී. මෙම කලාපයන් අනාවරණය කර ගැනීම සඳහා 21 cm තරංග ආයාමය භාවිත කරයි. මෙකී තරංගය හයිඩ්‍රජන් පරමාණුවේ පවතින ඉලෙක්ට්‍රොනයේ බමන(spin) දිශා වෙනස්  වීමේ ප්‍රතිඵලයක්  ලෙස  හටගනි.

උදාසීන හයිඩ්‍රජන් පරමාණුවක න්‍යෂ්ටිය වටා චලිත වන ඉලෙක්ට්‍රොනය සතුව භ්‍රමණ දිශා දෙකක් පවතී.

1. න්‍යෂ්ටියේ භ්‍රමණ දිශාවට සමාන්තරව
2. න්‍යෂ්ටියේ භ්‍රමණ දිශවට ප්‍රතිවිරුද්ධව

මෙකී භ්‍රමණ දිශාවන්හි ශක්ති වෙනස නිසා ශක්තිමය වශයෙන් වඩා ස්ථාවර භ්‍රමණ ප්‍රතිවිරුද්ධ දිශාවට භ්‍රමණ සමාන්තර අවස්ථාවේ සිට ඉලෙක්ට්‍රෝන පැමිණෙන අතර එහිදී 21cm තරංග ආයාමයේ විද්‍යුත් චුම්බක විකිරණයක් පිට වීම සිදුවේ. මෙම වලාවන්හි පරමාණු අතර දුර අනුව ගත් කල්හි වසර 500 කට ආසන්න කාලයක් පරමාණු දෙකක් ගැටීමට ගත වන බැව් සොයා ගෙන ඇති අතර මෙම වලාවන්හි පැතිරීම සැලකූ විට මෙම යාන්ත්‍රනය දිගින් දිගටම සිදුවේ යයි සැලකිය හැක.

අණුක වලාකුළු

මෙම වලාවන් අදුරු වලාවල් ලෙසද හඳුන්වයි. මෙම වලාකුළු පවතින මාධ්‍යය ඉතාමත් සිසිල් වන අතර සාමාන්‍ය උෂ්ණත්වය 10 K තරම් පහත් අගයක් ගන්නා හෙයින් පරමාණු අතර බන්ධන සෑදීම පහසු කරයි. ඒ නිසා මෙම වලාවල් තරුවල තිඹිරි ගෙවල් යයි හඳුන්වයි. ඒ අනුව මෙම අවස්ථාවේ හයිඩ්‍රජන් ඇත්තේ අණුක අවස්ථාවේ යයි සලකන අතර අණු වල ඝනත්වය පමණක් 1000 අණු/cm^-3 වැඩි වන අතර වලාවන්හි ඝනත්වය 1000-10000අණු/ cm ^-3 අතර වන පරිද්දෙන් ඉහළ අගයක් ගනී. H₂  අණු ස්වභාවයෙන් පහළ ශක්ති මට්ට්මේ පවතින හෙයින් එයට ආවේණික වූ විශේෂ විද්‍යුත් චුම්බක  තරංගයක් අධ්‍යනය කර නොමැති හෙයින් මෙම වලාවන් තුළ අණුවල සත්‍ය ස්වභාවය තවමත් පැහැදිලි කර ගෙන නොමැත. එනමුත් මෙම වලාවන් තුළින් CO, NH_3, CH, OH, CS ඇතුළු අණු වර්ග 50 කට අධික සංඛ්‍යාවක්  සොයා ගෙන ඇත.එසේම C₂H₅OH  වැනි කාබනික අණුක සංයෝගද මේවා තුළ සොයා ගෙන  තිබේ.

මෙවන් කලාපයන් සාමාන්‍යයෙන් කළු පැහැයෙන් දිස් වන අතර මෙම කලාපයන් රේඩියෝ තරංග හෝ පාරජම්බූල වර්ණාවලි අවශොෂණ ක්‍රමවලින් අනාවරණය කර ගන්න අතරම සෑම අණු 1000 කට 1 අනුපාතයෙන් ඇති CO අණුවේ බන්ධන බිඳී යාමෙන් හටගන්නා විකිරණය ඇසුරෙන් මෙම කලාපයන් හඳුනා ගැනීම බොහෝ විට සිදුවේ. මෙම වලාවන් මන්දාකිණියේ සර්පිලාකාර බාහුවල හා මධ්‍යය දෙසට ව්‍යාප්තව පවතී.

සමහර අණුක වලාවන් ඉතා විශාල වන අතර ඒවා 150 Ly තරම් දිගකින් යුතු අතර 10^9 අණු/cm ^-3 ඝනත්වයක් දරයි. මෙම වලාවන් සූර්ය ස්කන්ධ 10^6 තරම් ස්කන්ධයක් දරණු ලබයි . මෙවන් වලාවන් යෝධ අණුක වලාකුළු (GMC-Giant Molecular Cloud) නම් වන අතර මෙම කාණ්ඩයට වඩා තරමක් කුඩා උණුසුම් යෝධ අණුක වලාවන් නැමැති විශේෂයක් පවතින අතර ඒවා 100 K තරම් තරමක ඉහළ උෂ්ණත්වයක් දරයි. එමෙන්ම 2-3Ly දිගකින් යුතු මෙම වලාවන් 10^7-10^9 අණු/ cm ^-3  ඝනත්වක් දරයි.

උණුසුම් ලාබාල තරු අසල අයනික කලාපයන්

H II කලාප

මෙම කලාපයන් තුළ හයිඩ්‍රජන් බොහෝ දුරට අයනීකරණය වී පවතින අතර කලාපය තුළ පවතින අනිකුත් පරමාණුවල ඉලෙක්ට්‍රොනවලට ඉහළ ශක්ති මට්ටම් කරා යෑමේ ඉහළ සම්භාවිතාවක් පවතී. මාධ්‍යය තුළ නව තරුවක් නිර්මාණය වෙමින් පැවතීම හෝ කලාපය අසල හෝ කාණ්ඩයේ තරුවක් පැවතීම  යන කාරනා හරහා මාධ්‍යය වෙත ශක්තිය සංක්‍රමණය වීම තුළින් මෙකී තත්වය උදාවේ. කලාපයන් වෙත ලැබෙනා මෙම ශක්තිය හේතුවෙන් මෙම කලාපයන්හි උෂ්ණත්වය 10000K තරම් ඉහළ අගයක් ගන්නා අතර 100-10000අණු/cm ^-3 ඝනත්වයක් පවතින හෙයින් අණු ගැටුම් සිදු වීම ඉහළ යයි. මේ නිසා මාධ්‍යයේ අයන නිර්මාණය වන අතර මෙකී ක්‍රියදාමය දිගින් දිගටම සිදු වීමෙන් O⁺,O⁺⁺,N⁺,S⁺ යන ඉහළ ශක්ති මට්ටමේ අයන නිර්මාණය වේ. එමෙන්ම මෙම කලාපයේ අයනික හයිඩ්‍රජන් බොහොවිට ප්‍රතිසංයෝජනය වන බවත් උත්තේජිත මට්ටමේ ශක්තිය ඇති හයිඩ්‍රජන් බොහොවිට H-∞ විකිරණය පිට කරයි. මේ නිසා මෙම කලාපයන් බොහොවිට රතු පැහැයෙන් දිස් වේ. එමෙන්ම මෙම මාධ්‍යයේ ඇති විවිධ අයන එයට ආවේණික විකිරණ විමෝචනය කරන අතර ඒවායේ ව්‍යාප්තිය පහත වේ.

ඇලුමිනියම්-26 හි පැතිරීම

අන්තර්තාරීය මාධ්‍යයේ විවිධාකාර ප්‍රභේදයන් හඳුනා ගැනීමට විවිධ ක්‍රමවේද භාවිතා කළත් පොදුවේ අන්තර්තාරීය මාධ්‍යය ව්‍යාප්තිය අනාවරණය කර ගැනීමට ඇලුමිනම්-26 සමස්තානිකය භාවිතා කරයි. මෙම සමස්තානිකය මැග්නීසියම්-26 බවට ක්ෂය වන අතර එහිදී ගැමා කිරණයක් පිටවේ. එම කිරණ අනාවරණය කර ගැනීමෙන් අන්තර්තාරිය මාධ්‍ය ව්‍යාප්තිය ගැන අවබෝධයක් ගත හැක. මෙකී ක්ෂය වීමෙ අර්ධ ආයු කාලය වසර මිලියනයක් පමණ වේ.

දූවිලි

මෙම අන්තර්තාරිය මාධ්‍යයේ දූවිලි සැකසී තියෙන්නේ මිනිරන් ආකාරයේ පලිඟු ව්‍යුහයකින් වන අතර මෙම ව්‍යුහයට සිලිකේට හා විවිධ ලෝහ මිශ්‍ර වී ඇත. (MgSiO₃-ඔලිවනින්) දූවිලි අංශු මාත්‍ර අන්දමින් සැකසී ඇතත් මාධ්‍ය තුළ දූවිලි ඝනත්වය ඝන මීටරයට අංශු මිලියනයක් තරම් ඉහළ වේ. දූවිලි අංශුවක දිග 500-1000 අතර වන අතර එය දිග ඇදුණු ඉඳිකටුවක් වැනි ස්වරූපයක් ගනී.

මෙහි දිග පරාසය අධොරක්ත පරාසයට පාරදෘශ්‍ය වන අතර ඉහළ ශක්ති මට්ටමේ විකිරණ පැමිණීම වළකයි.

මූලාශ්‍ර:

1. Chapter 18, Section 1 http://astronomy.nju.edu.cn/~lixd/GA/AT4/AT418/HTML/AT41801.HTM

2. http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/ism_gas/ism_gas.html 
3. https://phys.libretexts.org/TextMaps/Astronomy_and_Cosmology_TextMaps/Map%3A_Astronomy_(OpenStax)/20%3A_Between_the_Stars%3A_Gas_and_Dust_in_Space/20.2%3A_Interstellar_Gas
4. http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s3.htm#A1.2.4.2
5. http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/ISM.html