Milieu intergalactique

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En astronomie, le milieu intergalactique (en anglais, intergalactic medium ou IGM) correspond aux agencements de matière située en dehors des galaxies. Il s'agirait d'un gaz raréfié situé autour des galaxies et les reliant entre elles, qu'on pense structuré en filaments cosmiques et qui possède une densité légèrement plus élevée que celle de l'Univers, soit un rapport de 5 à 200^[1]. Bien que très ténu, il représente une partie très importante de la matière ordinaire (ou matière baryonique) qui emplit l'Univers. Des observations du télescope spatial Chandra suggèrent que le milieu intergalactique contient deux fois la masse de toutes les galaxies. Il est formé d'une grande partie de la matière baryonique directement créée lors du Big Bang^[2].

Ce milieu est très chaud et ionisé : ses composantes (noyaux atomiques et électrons) sont animées de grandes vitesses (plusieurs centaines de kilomètres par seconde), correspondant à des températures très élevées (plusieurs centaines de milliers à cent millions de degrés)^[3]. Le milieu intergalactique est presque complètement ionisé, un résultat mis en évidence par effet Gunn-Peterson. L'infime partie du milieu intergalactique sous forme d'atomes non ionisés (principalement de l'hydrogène) est détectable par l'intermédiaire de l'absorption qu'il produit sur les spectres des galaxies et quasars lointains, phénomène appelé forêt Lyman-α.

Le milieu intergalactique possède les principales caractéristiques des plasmas malgré sa très faible densité : il peut posséder un champ magnétique, est un excellent conducteur électrique et peut présenter des effets de filamentation et de double-couche.

Permettant d'étudier et de comprendre la formation des galaxies, la baryogénèse et les grandes étapes de l'Univers primordial comme la réionisation, l'étude du milieu intergalactique possède un rôle central en cosmologie astrophysique^[4].