Le gaz ionisé diffus, également appelé milieu ionisé chaud (WIM), dilue le matériau interstellaire qui constitue environ 90% du gaz ionisé dans la Galaxie de la Voie lactée. Il produit un spectre de raies d’émission faible qui est vu dans toutes les directions. Il a d’abord été détecté à partir d’une fine brume d’électrons qui affectent le rayonnement radio traversant la Voie Lactée. Des couches similaires sont maintenant observées dans de nombreuses autres galaxies. L’astronome américain Ronald Reynolds et ses collaborateurs ont cartographié l’hydrogène ionisé et quelques autres ions (N+, S+ et O++). La puissance totale requise pour l’ionisation est étonnamment grande: environ 15% de la luminosité de toutes les étoiles O et B. Cette production d’énergie est à peu près égale à la puissance totale fournie par les supernovae, mais ces dernières rayonnent la majeure partie de leur énergie soit en rayonnement non ionisant, soit en fournissant des énergies cinétiques à leurs coquilles en expansion. Les autres sources d’énergie potentielles sont très insuffisantes.

Contrairement aux régions H II, le gaz ionisé diffus se trouve loin du plan galactique ainsi que près de celui-ci. Les pulsars (étoiles à neutrons en rotation émettant des ondes radio pulsées) résident parfois à de grandes distances de l’avion et émettent des ondes radio. Les électrons du gaz ionisé diffus ralentissent légèrement ces ondes d’une manière qui dépend de la fréquence, ce qui permet aux observateurs de déterminer le nombre d’électrons par mètre carré sur le trajet vers le pulsar. Ces observations montrent que le gaz ionisé diffus s’étend à plus de 3 000 années-lumière au-dessus et au-dessous du plan galactique, ce qui est beaucoup plus loin que l’épaisseur de 300 années-lumière des distributions des nuages moléculaires, des régions H II et des étoiles O et B. En moyenne, les densités des électrons ne sont que d’environ 0,05 par cm cube (un cinquième de la densité moyenne dans le plan galactique), et seulement 10 à 20% du volume est occupé par du gaz même à cette faible densité. Le reste du volume peut être rempli par un gaz très chaud, de densité encore plus faible ou par une pression magnétique. Dans le gaz ionisé diffus, les étages d’ionisation relativement faibles des éléments communs (O+, N+ et S+) sont beaucoup plus abondants par rapport aux étages supérieurs (O++, N++ et S++) que dans les nébuleuses diffuses typiques. Un tel effet est causé par la densité extrêmement faible du gaz ionisé diffus; dans ce cas, même les étoiles chaudes ne parviennent pas à produire des stades élevés d’ionisation. Ainsi, il semble possible d’expliquer l’ionisation particulière du gaz ionisé diffus avec ionisation alimentée par les étoiles O et B, qui se trouvent principalement dans le plan de la Voie Lactée. Apparemment, les étoiles sont capables d’ioniser des passages à travers les nuages qui les enveloppent, de sorte qu’une partie substantielle du rayonnement ionisant peut s’échapper dans les régions éloignées du plan galactique.

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