diffus ioniseret gas, også kaldet varmt ioniseret medium (VIM), fortyndet interstellært materiale, der udgør omkring 90 procent af den ioniserede gas i Mælkevejsgalaksen. Det producerer et svagt emissionslinjespektrum, der ses i alle retninger. Det blev først opdaget fra en tynd dråbe af elektroner, der påvirker radiostråling, der passerer gennem Mælkevejsgalaksen. Lignende lag ses nu i mange andre galakser. Den amerikanske astronom Ronald Reynolds og hans samarbejdspartnere har kortlagt ioniseret brint og et par andre ioner (N+, S+ og O++). Den samlede effekt, der kræves til ioniseringen, er utroligt stor: omkring 15 procent af lysstyrken for alle O-og B-stjerner. Denne energiproduktion er omtrent lig med den samlede effekt, der leveres af supernovaer, men sidstnævnte udstråler det meste af deres energi enten I ikke-ioniserende stråling eller ved at tilvejebringe kinetiske energier til deres ekspanderende skaller. Andre potentielle energikilder kommer langt til kort.

i modsætning til H II-regioner findes den diffuse ioniserede gas langt fra det galaktiske plan såvel som tæt på det. Pulsarer (roterende neutronstjerner, der udsender pulserende radiobølger) befinder sig lejlighedsvis i store afstande fra flyet og udsender radiobølger. Elektronerne i den diffuse ioniserede gas sænker disse bølger lidt på en måde, der afhænger af frekvensen, så observatører kan bestemme antallet af elektroner pr. Disse observationer viser, at den diffuse ioniserede gas strækker sig mere end 3.000 lysår over og under det galaktiske plan, hvilket er meget længere end 300-lysårstykkelsen af fordelinger af molekylære skyer, H II-regioner og O-og B-stjerner. 0,05 per kubik cm (en femtedel af gennemsnitsdensiteten i det galaktiske plan), og kun 10 til 20 procent af volumenet er optaget af gas selv ved denne lave densitet. Resten af volumenet kan fyldes med meget varm, endnu lavere densitet gas eller ved magnetisk tryk. I den diffuse ioniserede gas er de relativt lave stadier af ionisering af de fælles elementer (O+, N+ og S+) meget mere rigelige i forhold til højere trin (O++, N++ og S++) end i typiske diffuse nebulae. En sådan virkning skyldes den ekstremt lave densitet af den diffuse ioniserede gas; i dette tilfælde producerer selv varme stjerner ikke høje stadier af ionisering. Det ser således ud til at være muligt at forklare den særegne ionisering af den diffuse ioniserede gas med ionisering drevet af O-og B-stjerner, som for det meste findes i Mælkevejsgalaksens plan. Tilsyneladende er stjernerne i stand til at ionisere passager gennem skyerne, der omslutter dem, så en væsentlig del af den ioniserende stråling kan flygte ind i regionerne langt fra det galaktiske plan.

Skriv et svar

Din e-mailadresse vil ikke blive publiceret.