Diferencies ente revisiones de «Mediu interestelar»

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Llinia 9:
Por casu, el llargor d'onda típica d'absorción del hidróxenu atómicu atopar a unos 121,5 nanómetros, la transición [[serie de Lyman|Lyman-alfa]]. Por tanto, ye casi imposible ver la lluz emitida nesti llargor d'onda por una estrella, porque gran parte ye absorbida mientres el viaxe a la [[Tierra]]. Coles mesmes, l'absorción causada peles nubes de polvu dase, sobremanera, a llargores d'onda curties, ye dicir que l'azul absuerbe meyor que'l colloráu. Esto produz un efectu de [[encarnizamientu]] (reddening n'inglés) de la lluz, más intensu cuanto más alloñada sía la posición de la fonte. Este ye unu de los motivos polos cualos los telescopios d'[[infrarroxu|infrarroxos]] dexen ver meyor al traviés de diches nubes.
 
Otru efectu interesante ye la [[Polarización electromagnética|polarización]] llineal de la lluz que ye debida a que los granos de polvu nun son esféricos sinón llixeramente allargaos polo que los campos magnéticos tienden a allinialos a lo llargo de les sos llíneesllinies de campu. La manifestación de dichu efectu punxo n'evidencia la esistencia de campos magnéticos coherentes nel mediu interestelar.
 
El mediu interestelar suel estremase en trés ''fases'', dependiendo de la temperatura del gas: bien caliente (millones de [[kelvin]]), caliente (miles de kelvin), y fríu (decenes de kelvin).
Llinia 24:
!Componente||Fracción <br /> de volumen||Altura d'escala<br />([[pársec|pc]])||Temperatura<br />([[Kelvin|K]])||Densidá<br />([[átomu|átomos]]/[[centímetru|cm]]³)||Estáu del [[hidróxenu]] || Técniques principales d'observación
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|[[Nubes moleculares]]|| < 1% || 70 || 10—20 || 10<sup>2</sup>—10<sup>6</sup> || molecular || Emisiones moleculares en y llíneesllinies d'absorción na banda [[Radioastronomía|radio]] y [[Astronomí d'infrarroxos|infrarroxa]]
|- align=center
|Mediu neutru fríu (CNM) || 1—5% || 100—300 || 50—100 || 20—50 || atómicu neutru || Absorción de la [[Llínea del hidróxenu|llinia H&nbsp;I 21&nbsp;cm]]
Llinia 34:
|[[rexón H II|Rexones H&nbsp;II]] || < 1% || 70 || 8000 || 10<sup>2</sup>—10<sup>4</sup> || ionizado || [[Hα]] emisión y [[Dispersion (optics)#Dispersion in pulsiar timing|pulsiar dispersion]]
|- align=center
|[[Corona solar|Gas coronal]]<br />Mediu ionizado caliente (HIM)||30—70% || 1000—3000 || 10<sup>6</sup>—10<sup>7</sup> || 10<sup>-4</sup>—10<sup>-2</sup> || ionizado<br />(tamién metales altamente ionizados) || Emisión de [[Rayos X]]; llíneesllinies d'absorción de metales altamente ionizados, principalmente nel [[ultravioleta]].
|}
 
== HestoriaHistoria ==
 
De primeres, los astrónomos creíen que l'espaciu yera un desiertu de vacíu. En 1913, l'esplorador noruegu y físicu [[Kristian Birkeland]] pudo ser el primeru en predicir que l'espaciu nun ye solo un [[Afigura (estáu de la materia)|afigura]], sinón que tamién contién "materia escuro". Escribió: "Paez una consecuencia natural de los nuesos puntos de vista suponer que tol espaciu ta llenu d'electrones ya iones eléctricos de too tipu. Suponemos que cada sistema estelar n'evolución llanza corpúsculos eléctricos al espaciu. Paez por tantu razonable pensar que la mayor parte de la masa del universu atópase, non en sistemes solares o nebuloses, sinón nel espaciu "vacíu". ("Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", na espedición noruega Aurora Polaris 1902-1903 (publ. 1913, p.720)). [[Johannes Franz Hartmann]] afayó los primeros nicios de la so presencia.