Bagaimana perbedaan kepadatan antarbintang?

Jawab pertanyaan saya sebagian menjawab yang satu ini, tentang kepadatan materi intergalaksi dan materi dalam galaksi:

Tapi itu sebagian besar kehampaan, terionisasi panas. Bagaimana batal? Kepadatan media intergalaksi adalah sekitar 1 hingga 100 partikel per meter kubik (Anda dapat membandingkannya dengan kepadatan galaksi rata-rata, sekitar satu juta partikel per meter kubik, atau atmosfer atmosfer Bumi, sekitar 10 ^ 26 partikel meter kubik) . Seberapa panas? Bisa dari 10 ^ 5 hingga 10 ^ 7 K.

Jika kita melewatkan konsentrasi materi yang paling padat (bintang, planet, umumnya semuanya padat, cair atau plasma, dan kondisi perbatasan seperti atmosfer mereka), bagaimana materi antarbintang padat dapat kita temukan? Berapa konsentrasi materi dalam nebula terpadat yang masih belum runtuh ke dalam tubuh seperti planet atau bintang?

Dan sebaliknya, seberapa kosong ruang yang paling kosong? Saya bisa membayangkan hanya sedikit partikel pada saat-saat singkat perjalanan mereka ke pusat ada di bawah cakrawala peristiwa lubang hitam, tetapi selain itu, seberapa kosong ruang yang dapat ditemukan di alam semesta, dan di mana?

Media antarbintang adalah media multi-fase, dan Anda dapat menemukan (beberapa referensi dalam kuliah ini dan dalam naskah tesis ini (ini dalam bahasa Prancis, tetapi angka bersifat internasional)):

• yang panas menengah terionisasi (HIM) dengan kepadatan serendah 10 ^ -3 cc (partikel per sentimeter kubik);
• yang hangat terionisasi menengah (WIM), dengan kepadatan urutan 0,03 cc;
• yang sedang hangat netral (WNM), dengan kepadatan urutan 0,25 cc;
• wilayah HII , dengan kepadatan mulai dari 1 hingga 10 ^ 4 cc;
• yang dingin menengah netral (CNM), dengan kepadatan urutan 25 cc;
• yang awan molekul , dengan kepadatan di atas 10 ^ 3 cc, hingga 10 ^ 6 cc kasar.

Fase yang berbeda ini disebabkan oleh interaksi proses pendinginan dan pemanasan komponennya sendiri ( Wolfire et al. 1995 ). Daerah dengan kepadatan terendah adalah panas dan berhubungan dengan gelembung ekspansi supernova . Wilayah HII (HII untuk "ionisasi hidrodgen") dikaitkan dengan bintang O (bintang masif yang dapat mengionisasi lingkungannya secara efisien).

Kepadatan tertinggi yang bisa Anda dapatkan tanpa bukti pembentukan bintang berada pada urutan 10 ^ 4 cc (lihat misalnya pembicaraan oleh Ward-Thompson pada inti tanpa bintang). Awan molekul padat yang akan runtuh dan membentuk bintang memiliki kerapatan urutan 10 ^ 6-10 ^ 7 cc.