Comment varie la densité de matière interstellaire?

La réponse à ma question répond partiellement à celle-ci, sur la densité de la matière intergalactique et de la matière au sein de la galaxie:

Mais c'est surtout un vide chaud et ionisé. Comment nul? La densité du milieu intergalactique est d'environ 1 à 100 particules par mètre cube (vous pouvez la comparer à la densité galactique moyenne, d'environ un million de particules par mètre cube, ou à celle de l'atmosphère terrestre, d'environ 10 ^ 26 particules par mètre cube) . Comment chaud? Elle peut aller de 10 ^ 5 à 10 ^ 7 K.

Si nous sautons les concentrations de matière les plus denses (étoiles, planètes, généralement tout solide, liquide ou plasma, et les conditions aux frontières comme leur atmosphère), quelle matière interstellaire dense pouvons-nous trouver? Quelle est la concentration de matière dans les nébuleuses les plus denses qui ne s'effondrent toujours pas dans des corps comme les planètes ou les étoiles?

Et inversement, à quel point l'espace devient-il le plus vide? Je pouvais imaginer que très peu de particules au cours de leurs brefs moments de voyage dans le centre existent sous l'horizon des événements d'un trou noir, mais à part cela, comment un espace peut-il être vide dans l'univers, et où?

Le milieu interstellaire est un milieu polyphasique, et vous pouvez trouver (quelques références dans cette conférence et dans ce manuscrit de thèse (celui-ci est en français, mais les nombres sont internationaux)):

• le milieu ionisé chaud (HIM) avec une densité aussi faible que 10 ^ -3 cc (particules par centimètre cube);
• le milieu ionisé chaud (WIM), avec une densité de l'ordre de 0,03 cc;
• le milieu neutre chaud (WNM), avec une densité de l'ordre de 0,25 cc;
• les régions HII , avec des densités allant de 1 à 10 ^ 4 cc;
• le milieu neutre froid (CNM), de densité de l'ordre de 25 cc;
• les nuages ​​moléculaires , avec des densités supérieures à 10 ^ 3 cc, jusqu'à 10 ^ 6 cc environ.

Ces différentes phases sont dues à l'interaction des processus de refroidissement et de chauffage de ses propres composants ( Wolfire et al. 1995 ). Les régions à plus faible densité sont chaudes et associées à des bulles d'expansion de supernova . Les régions HII (HII pour "hydrodgen ionisé") sont associées aux étoiles O (étoiles massives qui peuvent efficacement ioniser leur environnement).

La densité la plus élevée que vous pouvez obtenir sans signe de formation d'étoiles est de l'ordre de 10 ^ 4 cc (voir par exemple cet exposé de Ward-Thompson sur les noyaux sans étoiles). Les nuages ​​moléculaires denses qui sont sur le point de s'effondrer et de former une étoile ont une densité de l'ordre de 10 ^ 6-10 ^ 7 cc.