Mezzo interstellare: differenze tra le versioni

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 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.

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 (una1 particella al [[centimetro cubo|cm³]]). Il [[Sole]], perad esempio, sta attualmente viaggiando, nel corso della sua [[orbita]] attorno al [[centroCentro 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 [[nucleosintesiNucleosintesi primordiale|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 eed ordini di grandezza galattici. Le stelle inoltre interagiscono in molteplici modi con ilcol 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 aad un'attiva formazione stellare.

Il mezzo è composto normalmente per il 99% da [[gas]] e per l'1% da polveri[[polvere interstellariinterstellare|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 [[calcioCalcio (elemento chimico)|calcio]], neutro o sotto forma di [[cationeCatione|cationi]] Ca⁺ (90%) e Ca⁺⁺ (9%), molecole inorganiche ([[acquaAcqua|H₂O]], [[monossidoMonossido di carbonio|CO]], [[acidoAcido solfidrico|H₂S]], [[ammoniacaAmmoniaca|NH₃]], [[acidoAcido 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 [[annoAnno 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 [[galassiaGalassia 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]] eed 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 eed 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|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]].

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 e Jeremiah Ostriker|lingua=en|titolo=A theory of the interstellar medium}}</ref> eed 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>