Jak zmienia się gęstość materii międzygwiezdnej?

Odpowiedź na moje pytanie częściowo odpowiada na to pytanie dotyczące gęstości materii międzygalaktycznej i materii w galaktyce:

Ale w większości jest to gorąca, zjonizowana pustka. Jak nieważne Gęstość ośrodka międzygalaktycznego wynosi około 1 do 100 cząstek na metr sześcienny (można to porównać do średniej gęstości galaktycznej wynoszącej około miliona cząstek na metr sześcienny lub gęstości ziemskiej atmosfery wynoszącej około 10 ^ 26 cząstek sześciennych) . Jak ciepło? Może wynosić od 10 ^ 5 do 10 ^ 7 K.

Jeśli pominiemy najgęstsze stężenia materii (gwiazdy, planety, ogólnie wszystko stałe, płynne lub plazmowe oraz warunki graniczne, takie jak ich atmosfera), w jaki sposób możemy znaleźć gęstą materię międzygwiezdną? Jakie jest stężenie materii w najgęstszych mgławicach, które wciąż nie zapadają się w ciała takie jak planety lub gwiazdy?

I odwrotnie: jak pusta przestrzeń staje się najbardziej pusta? Mogłem sobie wyobrazić, że pod horyzontem zdarzeń czarnej dziury istnieje tylko kilka cząsteczek, które w ostatniej chwili podróżują do centrum, ale poza tym, jak pusta jest przestrzeń we wszechświecie i gdzie?

Medium międzygwiezdne jest medium wielofazowym i można je znaleźć (niektóre odniesienia w tym wykładzie iw niniejszym tekście pracy magisterskiej (ten jest w języku francuskim, ale liczby są międzynarodowe)):

• gorący jonizowana średniej (HIM) o gęstości tak niskich jak 10 ^ -3 CC (cząstek na centymetr sześcienny);
• ciepła jonizowanego medium (WIM), o gęstości rzędu 0,03 ml;
• ciepłym środowisku obojętnym (WNM), o gęstości rzędu 0,25 ml;
• te regiony HII , o gęstości w zakresie od 1 do 10 ^ 4 ml;
• zimno obojętnym (CNM), o gęstości rzędu 25 ml;
• z chmury cząsteczkowym , o gęstości powyżej 10 ^ 3 ml, do 10 ^ 6 ml ok.

Te różne fazy wynikają ze współdziałania procesów chłodzenia i ogrzewania własnych komponentów ( Wolfire i in. 1995 ). Regiony o najniższej gęstości są gorące i związane z pęcherzykami ekspansyjnymi supernowych . Regiony HII (HII dla „zjonizowanego hydrodgenu”) są powiązane z gwiazdami O (masywnymi gwiazdami, które mogą skutecznie jonizować swoje środowisko).

Najwyższa gęstość, jaką można uzyskać bez dowodów na powstawanie gwiazd, jest rzędu 10 ^ 4 cm3 (patrz na przykład ta rozmowa Warda-Thompsona na temat rdzeni bezgwiezdnych). Gęste, molekularne chmury, które mają się zapaść i uformować gwiazdę, mają gęstość rzędu 10 ^ 6-10 ^ 7 cm3.