Dichteverteilung des interstellaren Mediums

Aufgrund ausgeprägter Plateaus in der Kühlfunktion des interstellaren Gases nehmen Dichten und Temperaturen im Allgemeinen keinen denkbaren Wert an, sondern werden in bestimmte Phasen eingeteilt. Da sich diese Phasen ungefähr (aber definitiv nicht immer) im Druckgleichgewicht befinden, ist im Allgemeinen das Produkt der Temperatur$T$und Dichte$n$ist konstant. Das heißt, je kälter eine Phase ist, desto dichter wird sie (und umgekehrt).

Ich denke, die ersten, die diese Tatsache erkannten, waren Field et al. (1969) , der zwei Phasen betrachtete, eine warme ($T\sim10^4\,\mathrm{K}$) und eine Erkältung ($T\sim10^2\,\mathrm{K}$)-Phase in der Milchstraße.

McKee & Ostriker (1977) erweiterten dies um ein drittes, heißes ($T\sim10^6\,\mathrm{K}$)-Phase, die durch Supernova-Überreste entstanden ist. Außerdem unterteilten sie die warme Phase in eine neutrale und eine ionisierte Phase.

Hinzu kommt eine noch dichtere Phase, die so kalt ist, dass sich Moleküle bilden können.

Dies lässt uns mit fünf Phasen zurück, die als molekulares Medium (MM), kaltes neutrales Medium (CNM), warmes neutrales Medium (WNM), warmes ionisiertes Medium (WIM) und heißes ionisiertes Medium (HIM) bezeichnet werden.

Obwohl zunächst auf der Milchstraße basierend, scheint das interstellare Medium von Galaxien mit hoher Rotverschiebung ähnlichen Mustern zu folgen. Eine sehr gute Übersicht über die Eigenschaften dieser Phasen gibt Ferrière (2001) . Ihre Tabelle 1 gibt die Dichten und Temperaturen an. Mit zusätzlichen Informationen zum ionisierten Anteil$x_\mathrm{HII}$und der Gesamtvolumenfüllfaktor FF des Gases von Brinks (1990) , Caselli et al. (1998) , Wolfire et al. (2003) , Mihalas & Binney (1981) und Jenkins (2013) haben Sie die folgende Tabelle:

Beachten Sie, dass die oben genannten Werte nur ungefähre Werte sind!

Siehe auch diese Antwort , um die mehr oder weniger universelle Kühlfunktion zu sehen, die die verschiedenen Phasen verursacht.