Mezzo interstellare: differenze tra le versioni

 

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.

 

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% da [[idrogeno]] e per il 10% 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°).

 

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]].

 

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|n|m}}, 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]].

 

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.