Gas ionizado difuso, también llamado medio ionizado caliente (WIM), material interestelar diluido que constituye aproximadamente el 90 por ciento del gas ionizado en la Vía Láctea. Produce un espectro de línea de emisión débil que se ve en todas las direcciones. Se detectó por primera vez a partir de una fina neblina de electrones que afectan a la radiación de radio que pasa a través de la Vía Láctea. Capas similares se ven ahora en muchas otras galaxias. El astrónomo estadounidense Ronald Reynolds y sus colaboradores han mapeado hidrógeno ionizado y algunos otros iones (N+, S+ y O++). La potencia total requerida para la ionización es increíblemente grande: alrededor del 15 por ciento de la luminosidad de todas las estrellas O y B. Esta producción de energía es aproximadamente igual a la potencia total proporcionada por las supernovas, pero estas últimas irradian la mayor parte de su energía, ya sea en radiación no ionizante o en el suministro de energías cinéticas a sus caparazones en expansión. Otras fuentes de energía potenciales son muy insuficientes.

A diferencia de las regiones H II, el gas ionizado difuso se encuentra lejos del plano galáctico, así como cerca de él. Los púlsares (estrellas de neutrones giratorias que emiten ondas de radio pulsadas) ocasionalmente residen a grandes distancias del avión y emiten ondas de radio. Los electrones en el gas ionizado difuso ralentizan ligeramente estas ondas de una manera que depende de la frecuencia, lo que permite a los observadores determinar el número de electrones por metro cuadrado en el camino hacia el púlsar. Estas observaciones muestran que el gas ionizado difuso se extiende más de 3.000 años luz por encima y por debajo del plano galáctico, que está mucho más lejos que el espesor de 300 años luz de las distribuciones de nubes moleculares, regiones H II y estrellas O y B. En promedio, las densidades de los electrones son de solo 0,05 por cm cúbico (una quinta parte de la densidad media en el plano galáctico), y solo del 10 al 20 por ciento del volumen está ocupado por gas incluso en esta baja densidad. El resto del volumen se puede llenar con gas muy caliente, incluso de menor densidad, o con presión magnética. En el gas ionizado difuso, las etapas comparativamente bajas de ionización de los elementos comunes (O+, N+ y S+) son mucho más abundantes en relación con las etapas más altas (O++, N++ y S++) que en las nebulosas difusas típicas. Tal efecto es causado por la densidad extremadamente baja del gas ionizado difuso; en este caso, incluso las estrellas calientes no producen altas etapas de ionización. Por lo tanto, parece posible explicar la peculiar ionización del gas ionizado difuso con ionización impulsada por estrellas O y B, que se encuentran principalmente en el plano de la Vía Láctea. Al parecer, las estrellas son capaces de ionizar pasajes a través de las nubes que las envuelven, de modo que una parte sustancial de la radiación ionizante puede escapar a las regiones alejadas del plano galáctico.

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