Mezihvězdné médium

mezihvězdné médium (nebo ISM) je termín používán v astronomii popisovat ředěný plyn to existuje mezi hvězdami (nebo jejich bezprostřední “circumstellar” prostředí) uvnitř galaxie. Tento plyn je obvykle extrémně jemný, s typickými hustotami sahat od nemnoho tens k nemnoho hundredths částečky na krychlový centimetr. Obecně plyn je hrubě 90 % vodík a 10 % hélium, s dalšími elementy (#rquotekovy”, v astronomickém jazyce) přítomný v množstvích stopy.

Mezihvězdný střed je obvykle rozdělen do tři fáze, spoléhat se na teplotu plynu: horký (milióny kelvin), ohřívat (tisíce kelvin), a chladný (tens kelvin). Toto “tři-fáze” model ISM byl zpočátku vyvinut Mckeeem a Ostriker v 1977 papíru, který tvořil východisko pro další studium přes čtvrtinu minulosti-století. Poměrné podíly fází je ještě věc značného tvrzení ve vědeckých kruhách.

Rysy prominentní ve studiu mezihvězdného média zahrnovat molekulární mraky, mezihvězdné mraky, supernova zbytky, planetární mlhovinya podobné rozptýlené struktury.

Vidět také: Časová osa znalostí o interstellar a mezigalaktické médium, Kosmický prostor.