Milieu intergalactique

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Vue dans le domaine des rayons X des éjections de matière très chaude dans l'espace intergalactique par la galaxie M82, formant un vent galactique. Ce genre de processus contribue à alimenter et enrichir le milieu intergalactique.

En astronomie, le milieu intergalactique désigne les agencements de matière située en dehors des galaxies. Autour des galaxies et les reliant entre elles se trouve un gaz raréfié qu'on pense structuré en filaments cosmiques et qui possède une densité légèrement plus élevée que celle de l'Univers. On parle alors de milieu inter-galactique. Bien que très ténu, avec une densité estimée entre 5 et 200 fois la densité moyenne de l'univers[1], il représente une partie très importante de la matière ordinaire (appelée 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[2]. Il est formé d'une grande partie de la matière baryonique directement créée lors du Big Bang[3].

Ce milieu est très chaud et ionisé : ses composantes (noyaux atomiques et électrons) sont animées de grandes vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde), correspondant à des températures très élevées (plusieurs centaines de milliers à cent millions de degrés)[2]. Le milieu intergalactique est presque complètement ionisé, un résultat mis en évidence par effet Gunn-Peterson. Seule une infime partie du milieu intergalactique est contenue sous forme d'atomes non ionisés (principalement de l'hydrogène), détectables 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, c'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].

Découverte[modifier | modifier le code]

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.

Milieu intra-amas (Intra-cluster Medium, ICM)[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Milieu intra-amas.

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).

Milieu intergalactique chaud (Warm-Hot Intergalactic Medium, WHIM)[modifier | modifier le code]

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 série 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 , alors que la densité observée de la matière des galaxies n'est que de [4].

Références[modifier | modifier le code]

  1. Fang, T. ; Buote, D. A. ; Humphrey, P. J. ; Canizares, C. R. ; Zappacosta, L. ; Maiolino, R. ; Tagliaferri, G. ; Gastaldello, F. (2010), Confirmation of X-Ray Absorption by Warm-Hot Intergalactic Medium in the Sculptor Wall, The Astrophysical Journal, 714 (2) : 1715, DOI:10.1088/0004-637X/714/2/1715
  2. a et b Neil F. Comins, Discovering the Essential Universe, 4e éd., W. H. Freeman and Company, 2009, p. 382
  3. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Institute of Physics Publishing, 2002, chap. Intergalactic Medium
  4. a, b et c Malcom S. Longair, Galaxy Formation, 2e éd., Springer, 2008, p. 546

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]