Mezzo interstellare: differenze tra le versioni

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[[File:WHAM survey.png|thumb|upright=1.2|La distribuzione dell'[[idrogeno]] ionizzato (H II) nel mezzo interstellare galattico vista tramite il {{cita web|http://www.astro.wisc.edu/wham/|Wisconsin Hα Mapper}}<ref>{{cita pubblicazione|autore=L. M. Haffner|autore2=R. J. Reynolds|autore3=S. L. Tufte|autore4=G. J. Madsen|autore5=K. P. Jaehnig|autore6=J. W. Percival|rivista=[[Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Supplement]]|anno=2003|volume=145|p=405|titolo=The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2003-04_145_supplement-2/page/405|doi=10.1086/378850|lingua=en}}</ref>]]

In [[astronomia]], il '''mezzo interstellare''' (abbreviato in '''ISM''', dall'[[lingua inglese|inglese]] ''InterStellar Medium'') è il materiale rarefatto costituito da [[gas]] e [[polvere interstellare|polvere]] che si trova nello [[Spazio (astronomia)|spazio]] tra le [[stella|stelle]] all'interno di una [[galassia]]. Il mezzo interstellare galattico è colmato da [[energia]] sotto forma di [[radiazione elettromagnetica]] e si mescola gradatamente al [[Spazio intergalattico|mezzo intergalattico]] circostante.

Fino alla fine del [[XIX secolo]], lo spazio interstellare era considerato sostanzialmente vuoto. Nel [[1904]], l'astronomo tedesco [[Johannes Franz Hartmann|Johannes Hartmann]] scoprì il gas interstellare, mentre ventisei anni dopo, nel [[1930]], lo svizzero [[Robert Julius Trumpler|Robert Trumpler]] scoprì la polvere interstellare, che causava l'[[arrossamento]] del colore delle stelle lontane.

== Descrizione ==

Il mezzo interstellare consiste di una miscela piuttosto rarefatta di [[ione|ioni]], [[atomo|atomi]], [[molecola|molecole]], granuli di polvere, [[raggi cosmici]] e [[campo magnetico|campi magnetici]];<ref>{{Cita libro|L.|Spitzer|Physical Processes in the Interstellar Medium|1978|editore=Wiley|lingua=en}}</ref> in [[massa (fisica)|massa]] il 99% della materia è costituito dai gas, il restante 1% dalle polveri. Le [[densità]] (ρ) variano da poche migliaia ad alcune centinaia di milioni di particelle per [[metro cubo]], con un valore medio attestato nella [[Via Lattea]] di un milione di particelle al m³ (1 particella al [[centimetro cubo|cm³]]). Il [[Sole]], ad esempio, sta attualmente viaggiando, nel corso della sua [[orbita]] attorno al [[Centro della Via Lattea|centro galattico]], all'interno della [[Nube Interstellare Locale]] (ρ=0,1 atomi cm⁻³), posta a sua volta all'interno della [[Bolla Locale]] (ρ=0,05 atomi cm⁻³). Come risultato della [[Nucleosintesi primordiale|nucleosintesi del Big Bang]], il gas del mezzo interstellare è costituito all'incirca all'al 76% da [[idrogeno]] e per il 23-24% da [[elio]], con una piccolissima parte di [[elemento chimico|elementi]] più pesanti (definiti nel gergo astronomico "[[metallicità|metalli]]") e [[composto chimico|composti]] in tracce.

Il mezzo interstellare gioca un ruolo importante in [[astrofisica]] per via del suo ruolo di "via di mezzo" tra [[Ordine di grandezza|ordini di grandezza]] stellari ed ordini di grandezza galattici. Le stelle inoltre interagiscono in molteplici modi col mezzo interstellare: innanzi tutto si formano all'interno delle regioni più dense dell'ISM, le [[nube molecolare|nubi molecolari]], quindi ne plasmano le strutture grazie ai loro [[vento stellare|venti]] e ne modificano la composizione, arricchendola degli elementi più pesanti [[nucleosintesi stellare|prodotti al loro interno]], una volta giunte al termine della loro [[evoluzione stellare|evoluzione]], tramite l'emissione di una [[nebulosa planetaria]] o l'esplosione di una [[supernova]]; quest'ultimo meccanismo è alla base della [[nucleosintesi delle supernovae|produzione]] degli elementi più pesanti del [[ferro]], l'ultimo elemento sintetizzabile nel nucleo di una stella. Queste continue interazioni tra stelle e ISM aiutano a determinare il tasso al quale una galassia consuma le sue riserve gassose, e dunque permette di misurare il tempo in cui essa va incontro ad un'attiva formazione stellare.

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Il mezzo è composto normalmente per il 99% da [[gas]] e per l'1% da [[polvere interstellare|polveri]]. Il gas è composto mediamente per il 76% da [[idrogeno]] e per il 24% da [[elio]], con tracce di [[Elemento chimico|elementi]] più pesanti (chiamati sia pur impropriamente ''metalli'' in termini astronomici). Tra questi sono presenti [[Calcio (elemento chimico)|calcio]], neutro o sotto forma di [[Catione|cationi]] Ca⁺ (90%) e Ca⁺⁺ (9%), molecole inorganiche ([[Acqua|H₂O]], [[Monossido di carbonio|CO]], [[Acido solfidrico|H₂S]], [[Ammoniaca|NH₃]], [[Acido cianidrico|HCN]]) e organiche ([[formaldeide]], [[acido formico]], [[etanolo]]) e radicali (HO°, CN°).

Questo mezzo è in genere estremamente tenue: le [[densità]] variano da pochi [[atomo|atomi]] a poche centinaia di [[atomo|atomi]] per centimetro cubo (il che è comunque un milione di volte più denso delle regioni al di fuori di una galassia). Recenti studi hanno mostrato che la densità nelle vicinanze del [[Sole]] (entro 15 [[Anno luce|anni luce]]) è molto più bassa della media galattica: da 0,04 a 0,1 atomi per centimetro cubo. La composizione del mezzo interstellare è diversa nei vari tipi di [[galassia|galassie]]: nelle [[galassia ellittica|ellittiche]] esso è quasi completamente assente, nelle [[galassia lenticolare|lenticolari]] è presente in misura ridotta, mentre è maggiormente presente nelle galassie più giovani, come le galassie [[Galassia a spirale|spiraliformi]], tra cui la [[Via Lattea]].

La composizione del mezzo interstellare è diversa nei vari tipi di [[galassia|galassie]]: nelle [[galassia ellittica|ellittiche]] esso è quasi completamente assente, nelle [[galassia lenticolare|lenticolari]] è presente in misura ridotta, mentre è maggiormente presente nelle galassie più giovani, come le galassie [[Galassia a spirale|spiraliformi]], tra cui la [[Via Lattea]].

Le caratteristiche prominenti del mezzo interstellare sono quelle dove, per un motivo o per l'altro, esso è più concentrato: [[nube molecolare gigante|nubi molecolari giganti]] (in cui è spesso presente una viva attività di [[formazione stellare]]), [[nube interstellare|nubi interstellari]], [[resto di supernova|resti di supernova]], [[nebulosa planetaria|nebulose planetarie]] ed altre strutture diffuse e [[nebulosa|nebulari]].