Milieu intergalactique

La première mise en évidence du milieu intergalactique fut réalisée à l'époque de la mise en service des premiers instruments permettant d'observer des sources astrophysiques de rayons X. C'est en 1965 que fut détectée pour la première fois l'émission X du gaz ténu mais très chaud baignant l'amas de Coma.

Au sein des amas de galaxies, le milieu intergalactique est détecté par d'intenses émissions dans le domaine des rayons X, générées par rayonnement continu de freinage à des températures de l'ordre de 100 millions K. Ce milieu est plus riche en éléments lourds que la composition du gaz primordial, mais moins riche que leur abondance moyenne dans l'univers. L'enrichissement de ce gaz est dû à des éjections provenant des galaxies de l'amas, comme la galaxie M82 par exemple[4] (figure ci-dessus).

Entre les amas, dans les vastes espaces intergalactiques, la détection est plus difficile. Le milieu intergalactique est alors mis en évidence par spectroscopie de la lumière des quasars lointains et notamment par les raies d’absorption dans le domaine alpha des séries de Lyman, appelée forêt Lyman-α. Les nuages de gaz intergalactiques les plus importants et denses peuvent être identifiés comme des nuages protogalactiques, mais il existe des nuages de gaz beaucoup plus nombreux et beaucoup moins denses entre les amas de galaxies. La masse totale du gaz intergalactique est très importante, de l'ordre d'une à deux fois la masse des galaxies visibles. Cette masse est inférée par l'observation, et également par la « masse manquante » des baryons, dont la densité théorique après la nucléosynthèse primordiale et confirmée par les perturbations observées du rayonnement de fond cosmologique est ${\displaystyle \Omega _{B}h^{2}=0{,}0223}$, alors que la densité observée de la matière des galaxies n'est que de ${\displaystyle \Omega _{S}h=0{,}002}$[4].