Diffus ionisiertes Gas, auch warmes ionisiertes Medium (WIM) genannt, ist interstellares Material, das etwa 90 Prozent des ionisierten Gases in der Milchstraße ausmacht. Es erzeugt ein schwaches Emissionslinienspektrum, das in jede Richtung gesehen wird. Es wurde zuerst aus einem dünnen Elektronennebel nachgewiesen, der die Radiostrahlung beeinflusst, die durch die Milchstraße strömt. Ähnliche Schichten sind jetzt in vielen anderen Galaxien zu sehen. Der amerikanische Astronom Ronald Reynolds und seine Mitarbeiter haben ionisierten Wasserstoff und einige andere Ionen (N +, S + und O ++) kartiert. Die für die Ionisation benötigte Gesamtleistung ist erstaunlich groß: etwa 15 Prozent der Leuchtkraft aller O- und B-Sterne. Diese Energieabgabe entspricht ungefähr der Gesamtleistung von Supernovae, aber letztere strahlen den größten Teil ihrer Energie entweder in nichtionisierender Strahlung oder in der Bereitstellung kinetischer Energien für ihre expandierenden Schalen ab. Andere potentielle Energiequellen bleiben weit hinter uns.

Im Gegensatz zu H II-Regionen befindet sich das diffuse ionisierte Gas sowohl weit von der galaktischen Ebene als auch in ihrer Nähe. Pulsare (sich drehende Neutronensterne, die gepulste Radiowellen aussenden) befinden sich gelegentlich in großen Entfernungen von der Ebene und emittieren Radiowellen. Die Elektronen im diffus ionisierten Gas verlangsamen diese Wellen in Abhängigkeit von der Frequenz geringfügig, so dass Beobachter die Anzahl der Elektronen pro Quadratmeter auf dem Weg zum Pulsar bestimmen können. Diese Beobachtungen zeigen, dass sich das diffuse ionisierte Gas mehr als 3.000 Lichtjahre über und unter der galaktischen Ebene erstreckt, was viel weiter ist als die 300 Lichtjahre Dicke der Verteilungen von Molekülwolken, H II-Regionen und O- und B-Sternen. Im Durchschnitt betragen die Dichten der Elektronen nur etwa 0,05 pro Kubikzentimeter (ein Fünftel der durchschnittlichen Dichte in der galaktischen Ebene), und selbst bei dieser geringen Dichte sind nur 10 bis 20 Prozent des Volumens von Gas besetzt. Der Rest des Volumens kann durch sehr heißes Gas mit noch geringerer Dichte oder durch magnetischen Druck gefüllt werden. Im diffusen ionisierten Gas sind die vergleichsweise niedrigen Ionisationsstufen der gemeinsamen Elemente (O +, N + und S +) im Vergleich zu höheren Stufen (O ++, N ++ und S ++) viel häufiger als in typischen diffusen Nebeln. Ein solcher Effekt wird durch die extrem geringe Dichte des diffusen ionisierten Gases verursacht; In diesem Fall können selbst heiße Sterne keine hohen Ionisationsstufen erzeugen. Somit scheint es möglich zu sein, die eigentümliche Ionisierung des diffusen ionisierten Gases mit einer Ionisation zu erklären, die von O- und B-Sternen angetrieben wird, die hauptsächlich in der Ebene der Milchstraße zu finden sind. Anscheinend sind die Sterne in der Lage, Passagen durch die sie umgebenden Wolken zu ionisieren, so dass ein wesentlicher Teil der ionisierenden Strahlung in die Regionen weit weg von der galaktischen Ebene entweichen kann.

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