Diffus ionisert gass, også kalt varmt ionisert medium (WIM), fortynnet interstellært materiale som utgjør om lag 90 prosent av den ioniserte gassen I Melkeveien. Det produserer et svakt utslippslinjespektrum som ses i alle retninger. Det ble først oppdaget fra en tynn tåke av elektroner som påvirker radiostråling som passerer Gjennom Melkeveien. Lignende lag er nå sett i mange andre galakser. Den Amerikanske astronomen Ronald Reynolds og hans samarbeidspartnere har kartlagt ionisert hydrogen og noen få andre ioner (N+, S+ og O++). Den totale effekten som kreves for ioniseringen er utrolig stor: omtrent 15 prosent av lysstyrken Til Alle o-og B-stjerner. Denne energiproduksjonen er omtrent lik den totale effekten fra supernovaer, men sistnevnte utstråler det meste av sin energi enten i nonioniserende stråling eller ved å gi kinetiske energier til deres ekspanderende skall. Andre potensielle energikilder faller langt kort.

I Motsetning TIL H II-regioner finnes den diffuse ioniserte gassen langt fra det galaktiske planet så vel som nær det. Pulsarer (spinnende nøytronstjerner som sender ut pulserende radiobølger) av og til befinner seg på store avstander fra flyet og avgir radiobølger. Elektronene i den diffuse ioniserte gassen senker disse bølgene litt på en måte som avhenger av frekvensen, slik at observatører kan bestemme antall elektroner per kvadratmeter på banen til pulsaren. Disse observasjonene viser at den diffuse ioniserte gassen strekker seg mer enn 3000 lysår over og under det galaktiske planet, som er mye lenger enn den 300-lysårstykkelsen av fordelinger av molekylskyer, H II-regioner og o-og b-stjerner. 0,05 per kubikk cm (en femtedel av gjennomsnittlig tetthet i galaktisk plan), og bare 10 til 20 prosent av volumet er opptatt av gass selv ved denne lave tettheten. Resten av volumet kan fylles med veldig varm, enda lavere tetthetsgass eller ved magnetisk trykk. I diffus ionisert gass er de relativt lave stadiene av ionisering av de vanlige elementene (O+, N+ og S+) mye mer rikelig i forhold til høyere stadier (O++, N++ og S++) enn i typiske diffuse nebulae. En slik effekt skyldes den ekstremt lave tettheten til den diffuse ioniserte gassen; i dette tilfellet mislykkes selv varme stjerner å produsere høye stadier av ionisering. Dermed virker det mulig å forklare den spesielle ioniseringen av den diffuse ioniserte gassen med ionisering drevet Av o-og b-stjerner, som hovedsakelig finnes i Melkeveiens Galakse. Tilsynelatende er stjernene i stand til å ionisere passasjer gjennom skyene som omslutter dem slik at en betydelig del av den ioniserende strålingen kan unnslippe inn i regionene langt fra galaktisk plan.

Legg igjen en kommentar

Din e-postadresse vil ikke bli publisert.