拡散電離ガスは、温電離媒体(WIM)とも呼ばれ、天の川銀河の電離ガスの約90%を構成する星間物質を希釈します。 これは、あらゆる方向に見られるかすかな発光線スペクトルを生成します。 これは、天の川銀河を通過する無線放射に影響を与える電子の薄いヘイズから最初に検出されました。 同様の層は現在、他の多くの銀河で見られています。 アメリカの天文学者Ronald Reynoldsと彼の共同研究者は、イオン化水素といくつかの他のイオン(N+、S+、およびO++)をマッピングしました。 イオン化に必要な総電力は驚くほど大きく、すべてのO星とB星の光度の約15%です。 このエネルギー出力は超新星によって提供される総電力にほぼ等しいが、後者は非イオン化放射またはそれらの膨張する殻に運動エネルギーを提供す 他の潜在的なエネルギー源は、はるかに不足しています。

h II領域とは異なり、拡散電離ガスは銀河面から遠く離れており、その近くにあります。 パルサー(パルス電波を放射する回転する中性子星)は、飛行機から遠くに存在し、電波を放出することがあります。 拡散電離ガス中の電子は、周波数に依存する方法でこれらの波をわずかに遅くし、観測者はパルサーへの経路上の平方メートル当たりの電子の数を決定 これらの観測により、拡散電離ガスは銀河面の上下に3,000光年以上延びており、分子雲、H II領域、O星およびB星の分布の300光年の厚さよりもはるかに遠いことが示されている。 平均して電子の密度は立方cmあたり約0.05(銀河面の平均密度の五分の一)であり、この低密度でも体積の10-20パーセントしかガスによって占められていない。 容積の残りは非常に熱い、より低い密度のガスまたは磁気圧力によって満たすことができる。 拡散電離ガスでは,一般的な元素(O+,N+,S+)のイオン化の比較的低い段階は,典型的な拡散星雲よりも高い段階(O++,N++,S++)に比べてはるかに豊富である。 このような効果は、拡散電離ガスの密度が極端に低いことによって引き起こされ、この場合、熱い星でさえ高いイオン化段階を生成することができない。 このように、主に天の川銀河の平面に見られるO星とB星によって動力を与えられたイオン化による拡散イオン化ガスの特異なイオン化を説明することが可能であると思われる。 明らかに、星はそれらを包む雲の中の通路を電離することができ、電離放射線のかなりの部分が銀河面から遠くの領域に逃げることができます。

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