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[[File:WHAM survey.png|thumb|270px|rightupright=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 SupplementJournal Supplement]]| anno=2003 | volume=145 | paginep=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 lo l'[[spostamento verso il rossoarrossamento]] dellodel spettrocolore 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>Spitzer,{{Cita libro|L (1978), ".|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 m<sup>3</sup> (1 particella al [[centimetro cubo|cm<sup>3</sup>]]). 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<sup>−3</sup>), posta a sua volta all'interno della [[Bolla Locale]] (ρ=0,05 atomi cm<sup>−3</sup>). Come risultato della [[Nucleosintesi primordiale|nucleosintesi]] del [[Big Bang]], il gas del mezzo interstellare è costituito all'incirca all'89al 76% da [[idrogeno]] e per il 923-24% da [[elio]], con ununa 2%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: innaziinnanzi 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 esaurisceconsuma le sue riserve gassose, e dunque permette di misurare il tempo in cui essa va incontro ad un'attiva formazione stellare.
=== Composizione ===
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 90 76% da [[idrogeno]] e per il 10 24% da [[elio]], con tracce di [[elementoElemento (chimica)chimico|elementi]] più pesanti (chiamati sia pur impropriamente ''metalli'' in termini astronomici). Tra questi sono presenti [[Calcio (metalloelemento chimico)|calcio]], neutro o sotto forma di [[Catione|cationi]] Ca<sup>+</sup> (90 %) e Ca<sup>++</sup> (9 %), molecole inorganiche ([[Acqua|H<sub>2</sub>O]], [[Monossido di carbonio|CO]], [[Acido solfidrico|H<sub>2</sub>S]], [[Ammoniaca|NH<sub>3</sub>]], [[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]].
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 insterstellariinterstellari]], [[resto di supernova|resti di supernova]], [[nebulosa planetaria|nebulose planetarie]] ed altre strutture diffuse e [[nebulosa|nebulari]]. ▼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 insterstellari]], [[resto di supernova|resti di supernova]], [[nebulosa planetaria|nebulose planetarie]] ed altre strutture diffuse e [[nebulosa|nebulari]].
L'effetto del mezzo interstellare sulle osservazioni è chiamato [[estinzione (astronomia)|estinzione]]: la luce di una stella viene diminuita di intensità perché è rifratta ed assorbita dal mezzo. L'effetto è diverso a seconda della [[lunghezza d'onda]] della luce. Per esempio, la lunghezza d'onda tipica per l'assorbimento dell'idrogeno molecolare si trova a circa {{M|92 [[Nanometro| ul=nm ]]}}, n=1, cioè la transizione [[serie di Lyman|Lyman-alpha]]. Perciò è quasi impossibile vedere la luce emessa dalla stella a questa lunghezza d'onda, perché è assorbita quasi tutta durante il suo viaggio verso la [[Terra]]. ▼
▲L'effetto del mezzo interstellare sulle osservazioni è chiamato [[estinzione (astronomia)|estinzione]]: la luce di una stella viene diminuita di intensità perché è rifratta ed assorbita dal mezzo. L'effetto è diverso a seconda della [[lunghezza d'onda]] della luce. Per esempio, la lunghezza d'onda tipica per l'assorbimento dell'idrogeno molecolare si trova a circa 92 [[Nanometro|nm]], n=1, cioè la transizione [[serie di Lyman|Lyman-alpha]]. Perciò è quasi impossibile vedere la luce emessa dalla stella a questa lunghezza d'onda, perché è assorbita quasi tutta durante il suo viaggio verso la [[Terra]].
È però possibile studiare il mezzo interstellare proprio sfruttando la sua estinzione: le diverse bande di assorbimento, non attribuibili alla stella, danno informazioni sulla densità e sulla velocità del gas che lo compone. Le informazioni sono state ricavate studiando una singola riga del suo spettro, la [[riga a 21 cm dell'idrogeno neutro|radiazione a 21 cm dell'idrogeno]].
=== Fasi ===
Il mezzo interstellare è in genere diviso in tre "fasi", a seconda della sua "[[temperatura]]": caldo (milioni di gradi), temperato (migliaia di gradi), e freddo (poche decine di [[kelvin]]). È da notare che la "temperatura" è considerata in questo caso come espressione della velocità delle particelle di gas, se la si misurasse con un termometro esso registrerebbe in ogni caso valori vicini allo zero assoluto.
Il modello a tre fasi fu introdotto da Chistopher McKee e Jeremiah Ostriker in un articolo del [[1977]] <ref>[{{Cita web|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977ApJ...218..148M |autore=Chistopher McKee-Ostriker, e Jeremiah Ostriker|lingua=en|titolo=A theory of the interstellar medium] }}</ref>, ed ha formato la base degli studi successivi. La proporzione relativa di queste tre fasi è ancora oggetto di dibattito.<ref><cite id=Ferriere2001>{{Cita pubblicazione | cognome=Ferriere | nome=K. | titolo= The Interstellar Environment of our Galaxy | url=https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0106359 | rivista=Reviews of Modern Physics | anno=2001| volume=73 | numero=4 | pp=1031-1066 | doi=10.1103/RevModPhys.73.1031 | arxiv=astro-ph/0106359 | bibcode=2001RvMP...73.1031F}}</cite></ref>
== Note ==
<references />
== Bibliografia ==
* {{Cita libro|autore=[[Margherita Hack]], ''|titolo=L'Universo alle soglie del Terzo Millennio'', |editore=SuperBur Scienza, |anno=2000}}
* [[Polvere interstellare]]
* [[Nube interstellare]]
* [[Spazio intergalattico]]
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