Mezzo interstellare
In astronomia, il mezzo interstellare è il gas rarefatto che si trova tra le stelle (o nel loro ambiente "circumstellare" immediato) all'interno di una galassia. Il mezzo è composto normalmente per il 99% da gas e per l'1% da polveri.
Questo mezzo è in genere estremamente tenue: le densità variano da pochi atomi a poche centinaia di atomi per centimetro cubo (il che è comunque un milione di volte più denso delle regioni al di fuori di una galassia). Generalmente il gas è composto per il 90% da idrogeno e per il 10% da elio, con tracce di elemento più pesanti (metalli in termini astronomici).
L'effetto del mezzo interstellare sulle osservazioni ottiche è chiamato estinzione ottica: la luce di una stella viene diminuità di intensità perché è rifratta ed assorbita dal mezzo. Inoltre 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 92nm, n=1, cioè la transizione Lyman-alpha. Perciò è questi 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.
Il mezzo interstellare è in genere diviso in tre "fasi", a seconda della sua temperautura: caldo (milioni di gradi), temperato (migliaia di gradi), e freddo (poche decine di kelvin). Il modello a tre fasi fu introdotto da McKee e Ostriker in un articolo del 1977, ed ha formato la base degli studi successivi. La proporzione relativa di queste tre fasi è ancora oggetto di dibattito.
Le caratteristiche prominenti del mezzo interstellare sono quelle dove, per un motivo o per l'altro, esso è più concentrato: nubi molecolari giganti, nubi insterstellari, resti di supernova, nebulose planetarie ed altre strutture diffuse.