Wie variiert die interstellare Materiedichte?

Die Beantwortung meiner Frage beantwortet teilweise die folgende, nämlich die Dichte der intergalaktischen Materie und der Materie innerhalb der Galaxie:

Aber es ist meistens eine heiße, ionisierte Leere. Wie nichtig? Die Dichte des intergalaktischen Mediums beträgt ungefähr 1 bis 100 Partikel pro Kubikmeter (Sie können es mit der mittleren galaktischen Dichte von ungefähr einer Million Partikeln pro Kubikmeter oder der der Erdatmosphäre von ungefähr 10 ^ 26 Partikeln pro Kubikmeter vergleichen). . Wie heiß? Es kann von 10 ^ 5 bis 10 ^ 7 K gehen.

Wenn wir die dichtesten Materiekonzentrationen überspringen (Sterne, Planeten, im Allgemeinen alles Feste, Flüssige oder Plasma und Randbedingungen wie ihre Atmosphäre), wie können wir dann dichte interstellare Materie finden? Wie hoch ist die Konzentration der Materie in den dichtesten Nebeln, die immer noch nicht zu Körpern wie Planeten oder Sternen zusammenfallen?

Und umgekehrt, wie leer wird der Raum am leersten? Ich könnte mir vorstellen, dass nur sehr wenige Teilchen in den letzten kurzen Momenten ihrer Reise in die Mitte unter dem Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs existieren, aber ansonsten, wie leer kann ein Raum im Universum sein und wo?

Das interstellare Medium ist ein mehrphasiges Medium, und Sie finden (einige Referenzen in dieser Vorlesung und in diesem Dissertationsmanuskript (dieses ist auf Französisch, aber Zahlen sind international)):

• das heiße ionisierte Medium (HIM) mit einer Dichte von nur 10 & supmin; ³ cm³ (Teilchen pro Kubikzentimeter);
• das warme ionisierte Medium (WIM) mit einer Dichte in der Größenordnung von 0,03 cm³;
• das warme neutrale Medium (WNM) mit einer Dichte in der Größenordnung von 0,25 cm³;
• die HII-Regionen mit Dichten im Bereich von 1 bis 10 & supmin; & sup4; cm³;
• das kalte neutrale Medium (CNM) mit einer Dichte in der Größenordnung von 25 cm³;
• die molekularen Wolken mit Dichten über 10 ^ 3 cm³ bis zu 10 ^ 6 cm³ ungefähr.

Diese unterschiedlichen Phasen sind auf das Zusammenspiel von Kühl- und Heizprozessen der eigenen Komponenten zurückzuführen ( Wolfire et al. 1995 ). Die Regionen mit der niedrigsten Dichte sind heiß und mit Supernovaexpansionsblasen verbunden . Die HII-Regionen (HII für "ionisiertes Wasserstoffatom") sind mit O-Sternen assoziiert (massive Sterne, die ihre Umgebung effizient ionisieren können).

Die höchste Dichte, die Sie erhalten können, ohne Hinweise auf Sternentstehung, liegt in der Größenordnung von 10 ^ 4 cm³ (siehe zum Beispiel diesen Vortrag von Ward-Thompson über sternlose Kerne). Dichte Molekülwolken, die kurz vor dem Zusammenbruch stehen und einen Stern bilden, haben eine Dichte in der Größenordnung von 10 ^ 6-10 ^ 7 cm³.