Mezzo interstellare: differenze tra le versioni

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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.

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=[[John Wiley & Sons|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]] del [[Big Bang]], il gas del mezzo interstellare è costituito all'incirca all'89% da [[idrogeno]] e per il 9% da [[elio]], con un 2% 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 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.