Como a densidade da matéria interestelar varia?

A resposta à minha pergunta responde parcialmente a esta, sobre densidade de matéria intergaláctica e matéria dentro da galáxia:

Mas é principalmente um vazio quente e ionizado. Quão vazio? A densidade do meio intergalático é de cerca de 1 a 100 partículas por metro cúbico (você pode compará-lo à densidade galáctica média, de cerca de um milhão de partículas por metro cúbico ou da atmosfera da Terra, de cerca de 10 ^ 26 partículas de metro cúbico) . Quão quente? Pode ir de 10 ^ 5 a 10 ^ 7 K.

Se pularmos as concentrações mais densas de matéria (estrelas, planetas, geralmente tudo sólido, líquido ou plasma, e condições de fronteira como a atmosfera), quão densa matéria interestelar podemos encontrar? Qual é a concentração de matéria nas nebulosas mais densas que ainda não desmoronam em corpos como planetas ou estrelas?

E, inversamente, quão vazio o espaço fica mais vazio? Eu poderia imaginar apenas pouquíssimas partículas nos seus curtos momentos de viagem ao centro existirem sob o horizonte de eventos de um buraco negro, mas fora isso, como um espaço vazio pode ser encontrado no universo e onde?

O meio interestelar é um meio multifásico, e você pode encontrar (algumas referências nesta palestra e neste manuscrito de tese (este é em francês, mas os números são internacionais)):

• o meio ionizado a quente (IHM) com densidade tão baixa quanto 10 ^ -3 cc (partículas por centímetro cúbico);
• o meio ionizado quente (WIM), com densidade da ordem de 0,03 cc;
• o meio neutro quente (WNM), com densidade da ordem de 0,25 cc;
• as regiões HII , com densidades variando de 1 a 10 ^ 4 cc;
• o meio neutro frio (CNM), com densidade da ordem de 25 cc;
• as nuvens moleculares , com densidades acima de 10 ^ 3 cc, até 10 ^ 6 cc aproximadamente.

Essas diferentes fases são devidas à interação dos processos de resfriamento e aquecimento de seus próprios componentes ( Wolfire et al. 1995 ). As regiões de menor densidade são quentes e associadas a bolhas de expansão de supernova . As regiões HII (HII para "hydrodgen ionizado") estão associadas a estrelas O (estrelas massivas que podem ionizar eficientemente seu ambiente).

A densidade mais alta que você pode obter sem evidência de formação de estrelas é da ordem de 10 ^ 4 cc (veja, por exemplo, essa palestra de Ward-Thompson sobre núcleos sem estrelas). Nuvens moleculares densas que estão prestes a entrar em colapso e formar uma estrela têm uma densidade da ordem de 10 ^ 6-10 ^ 7 cc.