Gas ionizzato diffuso, chiamato anche mezzo ionizzato caldo (WIM), materiale interstellare diluito che costituisce circa il 90% del gas ionizzato nella Galassia della Via Lattea. Produce un debole spettro di linee di emissione che si vede in ogni direzione. È stato rilevato per la prima volta da una sottile foschia di elettroni che influenzano le radiazioni radio che passano attraverso la Via Lattea. Strati simili sono ora visti in molte altre galassie. L’astronomo americano Ronald Reynolds e i suoi collaboratori hanno mappato l’idrogeno ionizzato e pochi altri ioni (N+, S+ e O++). La potenza totale richiesta per la ionizzazione è incredibilmente grande: circa il 15% della luminosità di tutte le stelle O e B. Questa produzione di energia è circa uguale alla potenza totale fornita dalle supernove, ma queste ultime irradiano la maggior parte della loro energia sia in radiazioni non ionizzanti che nel fornire energie cinetiche ai loro gusci in espansione. Altre fonti energetiche potenziali sono molto inferiori.

A differenza delle regioni H II, il gas ionizzato diffuso si trova lontano dal piano galattico e vicino ad esso. Le pulsar (stelle di neutroni rotanti che emettono onde radio pulsate) risiedono occasionalmente a grandi distanze dal piano ed emettono onde radio. Gli elettroni nel gas ionizzato diffuso rallentano leggermente queste onde in un modo che dipende dalla frequenza, consentendo agli osservatori di determinare il numero di elettroni per metro quadrato sul percorso della pulsar. Queste osservazioni mostrano che il gas ionizzato diffuso si estende per più di 3.000 anni luce sopra e sotto il piano galattico, che è molto più lontano dello spessore di 300 anni luce delle distribuzioni di nubi molecolari, regioni H II e stelle O e B. In media le densità degli elettroni sono solo circa 0,05 per cm cubico (un quinto della densità media nel piano galattico), e solo il 10-20 percento del volume è occupato dal gas anche a questa bassa densità. Il resto del volume può essere riempito da gas a densità molto calda, ancora più bassa o da pressione magnetica. Nel gas ionizzato diffuso, gli stadi relativamente bassi di ionizzazione degli elementi comuni (O+, N+ e S+) sono molto più abbondanti rispetto agli stadi più alti (O++, N++ e S++) rispetto alle tipiche nebulose diffuse. Tale effetto è causato dalla densità estremamente bassa del gas ionizzato diffuso; in questo caso, anche le stelle calde non riescono a produrre alti stadi di ionizzazione. Quindi, sembra possibile spiegare la particolare ionizzazione del gas ionizzato diffuso con ionizzazione alimentata da stelle O e B, che si trovano principalmente nel piano della Via Lattea. Apparentemente le stelle sono in grado di ionizzare i passaggi attraverso le nuvole che li avvolgono in modo che una parte sostanziale della radiazione ionizzante possa sfuggire nelle regioni lontane dal piano galattico.

Lascia un commento

Il tuo indirizzo email non sarà pubblicato.