¿Cómo varía la densidad de materia interestelar?

La respuesta a mi pregunta responde parcialmente a esta, sobre la densidad de la materia intergaláctica y la materia dentro de la galaxia:

Pero es principalmente un vacío caliente e ionizado. ¿Qué vacío? La densidad del medio intergaláctico es de aproximadamente 1 a 100 partículas por metro cúbico (puede compararlo con la densidad galáctica media, de aproximadamente un millón de partículas por metro cúbico, o la de la atmósfera de la Tierra, de aproximadamente 10 ^ 26 partículas de metro cúbico) . ¿Cuanto calor? Puede ir de 10 ^ 5 a 10 ^ 7 K.

Si omitimos las concentraciones más densas de materia (estrellas, planetas, generalmente todo sólido, líquido o plasma, y ​​condiciones de borde como su atmósfera), ¿qué tan densa materia interestelar podemos encontrar? ¿Cuál es la concentración de materia en las nebulosas más densas que aún no colapsan en cuerpos como planetas o estrellas?

Y a la inversa, ¿qué tan vacío se pone el espacio en su momento más vacío? Me imagino que existen muy pocas partículas en los últimos momentos de su viaje al centro bajo el horizonte de eventos de un agujero negro, pero aparte de eso, ¿qué tan vacío se puede encontrar un espacio en el universo y dónde?

El medio interestelar es un medio multifásico, y puede encontrar (algunas referencias en esta conferencia y en este manuscrito de tesis (esta está en francés, pero los números son internacionales)):

• el medio ionizado caliente (HIM) con una densidad tan baja como 10 ^ -3 cc (partículas por centímetro cúbico);
• el medio ionizado caliente (WIM), con una densidad del orden de 0,03 cc;
• el medio cálido neutro (WNM), con una densidad del orden de 0.25 cc;
• las regiones HII , con densidades que van de 1 a 10 ^ 4 cc;
• el medio frío neutro (CNM), con una densidad del orden de 25 cc;
• las nubes moleculares , con densidades superiores a 10 ^ 3 cc, hasta 10 ^ 6 cc aproximadamente.

Estas diferentes fases se deben a la interacción de los procesos de enfriamiento y calentamiento de sus propios componentes ( Wolfire et al. 1995 ). Las regiones de menor densidad son calientes y están asociadas a burbujas de expansión de supernova . Las regiones HII (HII para "hidrógenos ionizados") están asociadas con estrellas O (estrellas masivas que pueden ionizar eficientemente su entorno).

La mayor densidad que puede obtener sin evidencia de formación de estrellas es del orden de 10 ^ 4 cc (ver, por ejemplo, esta charla de Ward-Thompson sobre núcleos sin estrellas). Las densas nubes moleculares que están a punto de colapsar y formar una estrella tienen una densidad del orden de 10 ^ 6-10 ^ 7 cc.