gás ionizado difuso, também chamado meio ionizado quente (WIM), dilua material interestelar que perfaz cerca de 90% do gás ionizado na Via Láctea. Ele produz um espectro de emissão de linha fraca que é visto em todas as direções. Foi detectado pela primeira vez a partir de uma fina névoa de elétrons que afetam a radiação de rádio que passa pela Galáxia Via Láctea. Camadas similares são agora vistas em muitas outras galáxias. O astrônomo americano Ronald Reynolds e seus colaboradores mapearam hidrogênio ionizado e alguns outros íons (N+, S+ e o++). A potência total necessária para a ionização é incrivelmente grande: cerca de 15 por cento da luminosidade de todas as estrelas O e B. Esta saída de energia é aproximadamente igual à potência total fornecida pelas supernovas, mas estas irradiam a maior parte de sua energia, seja na radiação não ionizante ou no fornecimento de energias cinéticas para suas conchas em expansão. Outras fontes de energia potenciais ficam muito aquém.Ao contrário das regiões H II, o gás ionizado difuso é encontrado longe do plano galáctico, bem como perto dele. Pulsares (Estrelas de nêutrons girando emitindo ondas de rádio pulsadas) ocasionalmente residem em grandes distâncias do plano e emitem ondas de rádio. Os elétrons no gás ionizado difuso retardar essas ondas ligeiramente de uma maneira que depende da frequência, permitindo que os observadores determinem o número de elétrons por metro quadrado no caminho para o pulsar. Estas observações mostram que o gás ionizado difuso se estende mais de 3.000 anos-luz acima e abaixo do plano galáctico, que é muito mais longe do que a espessura de 300 anos-luz das distribuições de nuvens moleculares, regiões H II, e estrelas o e B. Em média, as densidades de elétrons são apenas cerca de 0,05 por cm cúbico (um quinto da densidade média no plano galáctico), e apenas 10 a 20 por cento do volume ocupado pelo gás, mesmo com essa baixa densidade. O resto do volume pode ser preenchido por gás de densidade muito quente, ainda menor ou por pressão magnética. No gás ionizado difuso, os estágios comparativamente baixos de ionização dos elementos comuns (O+, N+ E S+) são muito mais abundantes em relação aos estágios superiores (o++, n++ E S++) do que em nebulosas difusas típicas. Tal efeito é causado pela densidade extremamente baixa do gás ionizado difuso; neste caso, mesmo as estrelas quentes não conseguem produzir altos estágios de ionização. Assim, parece possível explicar a ionização peculiar do gás ionizado difuso com ionização alimentada por estrelas o e B, que são encontradas principalmente no plano da Galáxia Via Láctea. Aparentemente, as estrelas são capazes de ionizar passagens através das nuvens que as envolvem para que uma parte substancial da radiação ionizante possa escapar para as regiões longe do plano galáctico.

Deixe uma resposta

O seu endereço de email não será publicado.