diffuusi ionisoitunut kaasu, jota kutsutaan myös lämpimäksi ionisoituneeksi väliaineeksi (Wim), laimentaa tähtienvälistä materiaalia, joka muodostaa noin 90 prosenttia Linnunradan galaksin ionisoituneesta kaasusta. Se tuottaa heikon emissioviivan spektrin, joka näkyy joka suuntaan. Se havaittiin ensimmäisen kerran Linnunradan galaksin läpi kulkevaan radiosäteilyyn vaikuttavien elektronien ohuesta usvasta. Samanlaisia kerrostumia nähdään nykyään monissa muissakin galakseissa. Amerikkalainen tähtitieteilijä Ronald Reynolds yhteistyökumppaneineen on kartoittanut ionisoituneen vedyn ja muutaman muun ionin (N+, S+ ja o++). Ionisaatioon tarvittava kokonaisteho on hämmästyttävän suuri: noin 15 prosenttia kaikkien O-ja B-tähtien luminositeetista. Tämä energiantuotto on suunnilleen yhtä suuri kuin supernovien tuottama kokonaisteho, mutta jälkimmäiset säteilevät suurimman osan energiastaan joko ionisoimattomana säteilynä tai tuottaen liike-energiaa laajeneville kuorilleen. Muut potentiaaliset energialähteet ovat kaukana.

toisin kuin H II-alueilla, diffuusi ionisoitunut kaasu esiintyy kaukana galaktisesta tasosta ja myös sen lähellä. Pulsarit (pyörivät neutronitähdet, jotka lähettävät pulssiradioaaltoja) ovat silloin tällöin suurten etäisyyksien päässä tasosta ja lähettävät radioaaltoja. Diffuusissa ionisoituneessa kaasussa olevat elektronit hidastavat näitä aaltoja hieman taajuudesta riippuvalla tavalla, jolloin havaitsijat voivat määrittää pulsariin johtavalla reitillä olevien elektronien määrän neliömetriä kohti. Nämä havainnot osoittavat, että diffuusi ionisoitunut kaasu ulottuu yli 3000 valovuotta galaktisen tason ylä-ja alapuolelle, mikä on paljon kauempana kuin molekyylipilvien, H II-alueiden ja O-ja B-tähtien jakaumien 300 valovuoden paksuus. Keskimäärin elektronien tiheydet ovat vain noin 0,05 kuutiosenttimetriä kohti (viidesosa galaktisen tason keskimääräisestä tiheydestä), ja vain 10-20 prosenttia tilavuudesta on kaasun miehittämiä näinkin pienellä tiheydellä. Loput tilavuudesta voidaan täyttää hyvin kuumalla, vielä pienempitiheyksisellä kaasulla tai magneettisella paineella. Diffuusissa ionisoituneessa kaasussa yhteisten alkuaineiden suhteellisen matalat ionisaatiovaiheet (O+, N+ ja S+) ovat paljon runsaampia suhteessa korkeampiin vaiheisiin (O++, N++ ja S++) kuin tyypillisissä diffuusiosumuissa. Tällainen vaikutus johtuu diffuusi ionisoituneen kaasun erittäin alhaisesta tiheydestä; tässä tapauksessa kuumatkaan tähdet eivät pysty tuottamaan korkeita ionisaatiovaiheita. Hajakuormitetun ionisoituneen kaasun erikoinen ionisaatio näyttääkin olevan mahdollista selittää ionisaatiolla, jonka voimanlähteinä ovat O-ja B-tähdet, joita esiintyy enimmäkseen Linnunradan galaksin tasossa. Tähdet pystyvät ilmeisesti ionisoimaan niitä ympäröivien pilvien läpi kulkevia kohtia niin, että huomattava osa ionisoivasta säteilystä voi paeta alueille, jotka ovat kaukana galaktisesta tasosta.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista.