Распределение плотности межзвездной среды

Из-за отчетливых плато в охлаждающей функции межзвездного газа плотности и температуры вообще не принимают никаких мыслимых значений, а вместо этого делятся на определенные фазы. Поскольку эти фазы примерно (но определенно не всегда) находятся в равновесии давления, в общем случае произведение температуры$T$и плотность$n$постоянно. То есть чем холоднее фаза, тем она плотнее (и наоборот).

Я думаю, что первым, кто признал этот факт, был Филд и др. (1969) , которые рассматривали две фазы, теплую ($T\sim10^4\,\mathrm{K}$) и простуда ($T\sim10^2\,\mathrm{K}$) фазы Млечного Пути.

McKee & Ostriker (1977) расширили это, добавив третью, горячую ($T\sim10^6\,\mathrm{K}$) фаза, созданная остатками сверхновых. Они также разделили теплую фазу на нейтральную и ионизированную.

Вдобавок к этому существует еще более плотная фаза, настолько холодная, что могут образовываться молекулы.

Это оставляет нам пять фаз, названных молекулярной средой (MM), холодной нейтральной средой (CNM), теплой нейтральной средой (WNM), теплой ионизированной средой (WIM) и горячей ионизированной средой (HIM).

Хотя впервые он основан на Млечном Пути, межзвездная среда галактик с большим красным смещением, по-видимому, следует аналогичным схемам. Очень хороший обзор свойств этих фаз дан Ferrière (2001) . Ее Таблица 1 дает плотности и температуры. С дополнительной информацией об ионизированной фракции$x_\mathrm{HII}$и общий объемный коэффициент заполнения газа FF из Brinks (1990) , Caselli et al. (1998) , Wolfire et al. (2003) , Mihalas & Binney (1981) и Jenkins (2013) , у вас есть следующая таблица:

Обратите внимание, что приведенные выше значения являются приблизительными!

См. также этот ответ , чтобы увидеть более или менее универсальную функцию охлаждения, которая вызывает разные фазы.