Le MIG représente la majeure partie de la matière baryonique de l'univers. On estime qu'il contient environ 76% de toute la matière ordinaire, tandis que les étoiles et les galaxies n'en représentent qu'une fraction. La quantité de matière baryonique y est environ 9 fois supérieure à celle contenue dans toutes les étoiles de l'univers. C'est la matière première héritée des premières phases de l'expansion cosmique, un vaste réservoir qui alimente en gaz les galaxies où il sert à former de nouvelles étoiles, et  aussi dans lequel ces galaxies rejettent de la matière via les supernovae et les trous noirs actifs. Il existe donc un échange permanent entre les galaxies et leur environnement. 

La plus grande partie de la matière du milieu intergalactique est constituée d'hydrogène ionisé : les atomes ont perdu leur électron sous l'effet du rayonnement ultraviolet émis par les galaxies, les quasars et les étoiles. Ce gaz est incroyablement ténu : dans certaines régions, on trouve seulement quelques atomes par mètre cube, bien moins que les meilleurs vides produits en laboratoire sur Terre. À grande échelle, toute cette matière forme une immense toile cosmique composée, sur fond d'immenses zones vides, de filaments, de murs et de noeuds reliant les amas de galaxies. On distingue souvent plusieurs composantes : le milieu intergalactique "classique", très diffus et relativement froid; la phase tiède-chaude (WHIM), un gaz plus chaud pouvant atteindre des millions de degrés; et le milieu intra-amas, encore plus dense et chaud, présent à l'intérieur des amas de galaxies.

Les astronomes détectent ce milieu principalement de façon indirecte. Par exemple, lorsqu'une lumière très lointaine (celle d'un quasar) traverse ces nuages de gaz, certaines longueurs d'onde sont absorbées. Cela crée des signatures caractéristiques dans le spectre lumineux, appelées forêt Lyman-alpha.

Composition et phases du MIG

Phases du milieu intergalactique.
Les propriétés physiques du milieu intergalactique se déclinent en plusieurs phases qui dépendent de la densité, de la température et de l'état d'ionisation.

Phase Froide (forêt Lyman-α).
À faible densité, dans les régions sous-denses des vides cosmiques, le gaz demeure majoritairement photoionisé par le fond ultraviolet extragalactique produit par les quasars et les jeunes galaxies. Cette phase est détectée dans les spectres des quasars sous la forme d'une multitude de raies d'absorption de l'hydrogène neutre résiduel (la forêt Lyman-alpha). Elle trahit des nuages de température voisine de 10⁴ kelvins, portés par l'expansion cosmique. L'hydrogène y est presque totalement ionisé et la fraction neutre n'est que d'environ une partie sur 10⁴ à 10⁶. L'hélium suit un schéma comparable, l'hélium II étant graduellement réionisé à des époques plus tardives et la détection de la forêt He II dans l'ultraviolet lointain fournit des contraintes directes sur la dureté du fond ionisant et sur la composante baryonique diffuse. 

Phase tiède-chaude (WHIM).
Quand la densité devient plus élevée, en particulier dans les filaments cosmiques à température intermédiaire, se trouve la phase tiède-chaude, ordinairement désignée par l'acronyme anglais WHIM ( = Warm-Hot Intergalactic Medium). Ce gaz, porté à des températures comprises entre 10⁵ et 10⁷ kelvins, est chauffé par les ondes de choc issues de la contraction gravitationnelle des grandes structures et par l'énergie cinétique injectée par les vents et les jets. La plus grande partie du WHIM reste difficile à détecter directement en émission car sa densité est trop faible, mais on le traque via les raies d'absorption très ionisées, notamment le doublet de l'oxygène VI à 1032 et 1038 angströms, qui signe un plasma à quelques centaines de milliers de kelvins, ainsi que les raies du néon VIII ou de l'azote VII. Cette phase contiendrait une fraction significative (40 à 50%) des baryons manquants dans l'univers proche, ceux que les inventaires galactiques ne parviennent pas à comptabiliser, et constitue donc un réservoir majeur de matière ordinaire.

Phase chaude (milieu intra-amas).
Aux températures les plus élevées, le gaz intracollisionnel des amas de galaxies et le gaz diffus entourant les groupes atteignent des températures de plusieurs dizaines de millions de kelvins et émettent un rayonnement de freinage X qui a été largement cartographié. Le milieu intra-amas (ICM = intracluster medium) est la forme la plus dense et la plus brillante en rayons X du MIG. Ce plasma chaud est entièrement ionisé; les métaux y sont présents en quantités mesurables et leurs raies d'émission X, comme celles du fer, du silicium ou du soufre, trahissent un mélange complexe d'enrichissement par les supernovae de type Ia et à effondrement de coeur. La composition chimique y est donc un fossile des épisodes de formation stellaire et d'éjection de matière qui ont marqué les galaxies de l'amas. L'ensemble de ces phases, reliées par la gravité, les échanges de matière et l'énergie, forme une structure continue où les gradients de métallicité, de température et d'ionisation racontent l'évolution conjointe des galaxies et de leur environnement depuis les âges sombres jusqu'à nos jours. 

La toile cosmique

La toile cosmique est ainsi à la fois le produit de la physique la plus fondamentale et le contexte dans lequel s'inscrit toute l'histoire astrophysique de l'univers. Elle est le grand récit de la matière qui, depuis un état quasi uniforme et brûlant, s'est organisée sous sa propre attraction gravitationnelle en un réseau de filaments et de noeuds séparés par des vides immenses, créant les conditions de l'émergence des galaxies, des étoiles, des planètes et, en définitive, de toutes les formes de complexité que nous observons et que nous sommes.

Chronologie cosmique.
Tout commence dans l'univers primordial, lors de la période inflationnaire. L'inflation, cette phase d'expansion exponentielle qui aurait eu lieu dans la première fraction de seconde après le début de l'expansion cosmique (big bang), amplifie des fluctuations quantiques du champ inflationnaire en perturbations classiques de densité, des régions légèrement plus denses ou légèrement moins denses que la moyenne. Ces perturbations, dont l'amplitude relative est de l'ordre de cent millième, sont enregistrées dans le fond diffus cosmologique sous la forme d'anisotropies de température, cartographiées avec une précision extraordinaire par les satellites COBE, WMAP et Planck. Ce sont ces imperfections primordiales qui constituent les graines de toute la structure cosmique ultérieure. Sans elles, l'univers serait parfaitement homogène et aucune étoile, aucune galaxie, aucun amas n'aurait jamais pu se former.

L'évolution de ces perturbations est gouvernée par deux forces antagonistes : la gravitation, qui amplifie les surdensités en attirant la matière vers elles, et la pression de radiation, qui s'y oppose tant que l'univers est suffisamment chaud et dense pour que la matière et le rayonnement soient couplés. Avant la recombinaison (l'époque, environ 380 000 ans après le début de l'expansion, où les électrons se combinent aux protons pour former des atomes neutres et où l'univers devient transparent) les perturbations baryoniques oscillent comme des ondes acoustiques dans le plasma primordial. Après la recombinaison, la pression de radiation disparaît brutalement et la gravité prend le dessus sans opposition. La matière sombre, qui n'interagit pas avec le rayonnement, a commencé à s'effondrer gravitationnellement bien avant cette époque, construisant des puits de potentiel dans lesquels la matière baryonique va désormais tomber.

Dans le modèle cosmologique standard actuellement favorisé, le processus de formation des structures suit une hiérarchie dite ascendante, ou bottom-up, imposée par la nature froide de la matière sombre dominante, la matière sombre froide (en anglais cold dark matter ou CDM). Les petites structures se forment en premier, puis fusionnent progressivement pour donner des structures plus grandes. Les premières halos de matière sombre apparaissent à des masses comparables à celles des petites galaxies naines, et leur agglomération progressive produit des halos de plus en plus massifs correspondant aux galaxies, aux groupes, puis aux amas. Ce scénario hiérarchique est confirmé par les observations : les galaxies les plus massives et les amas les plus riches sont des structures relativement récentes à l'échelle cosmologique, résultant de l'accumulation de structures plus petites formées plus tôt.

Structure de l'univers observable.
La toile cosmique émerge naturellement de cette dynamique gravitationnelle dans un espace tridimensionnel. 

Filaments.
Les filaments sont les structures les plus emblématiques de la toile. Ce sont des tubes de matière relativement dense, longs de quelques dizaines à plusieurs centaines de mégaparsecs, qui relient les noeuds entre eux et le long desquels les galaxies s'alignent préférentiellement. Leur diamètre typique est de quelques mégaparsecs, mais ils peuvent être beaucoup plus fins. Ils servent de canaux d'accrétion par lesquels la matière (gaz et galaxies) est acheminée vers les noeuds. Les simulations numériques montrent que les galaxies qui tombent vers un amas suivent préférentiellement ces filaments, s'y alignant et tournant progressivement avant d'être incorporées dans l'amas. Cette accrétion filamentaire est aujourd'hui considérée comme le mode dominant d'apport de matière et de gaz froid vers les galaxies, notamment à haute époque cosmologique.

Noeuds.
Les noeuds de la toile correspondent aux amas et superamas de galaxies. Ce sont les régions où plusieurs filaments convergent, où la densité de matière est maximale et où les puits de potentiel gravitationnel sont les plus profonds. Les amas les plus massifs, avec leurs milliers de galaxies membres et leur milieu intra-amas brillant en rayons X, constituent les noeuds les plus lumineux de la toile. Les superamas (comme le superamas de la Vierge dont fait partie le Groupe Local, ou le superamas de Coma) sont des ensembles d'amas et de groupes de galaxies reliés par des filaments, formant des structures de l'ordre de la centaine de mégaparsecs. Ils ne sont cependant pas des entités gravitationnellement liées au sens strict : la plupart de leurs parties s'éloignent les unes des autres sous l'effet de l'expansion de l'univers et de l'énergie sombre.

Feuillets.
Les feuillets, aussi appelés murs, sont de vastes structures aplaties et étendues, composées principalement de matière sombre, de gaz et de galaxies, qui s'intercalent entre les filaments et les noeuds.  Ils sont directement issus des surdensités primordiales qui étaient anisotropes, et dont l' effondrement gravitationnel l'était donc aussi. Une région légèrement surdense tend à s'effondrer préférentiellement selon son axe le plus comprimé, formant d'abord une structure aplatie (une "crêpe"). Cette idée, développée théoriquement par Zel'dovich dans les années 1970 sous le nom d'approximation de Zel'dovich, prédit que la matière s'accumule d'abord en feuillets, puis que ces feuillets s'effondrent à leur tour selon un second axe pour former des filaments, et enfin que les filaments convergent vers les noeuds (les points d'intersection où se forment les amas de galaxies les plus massifs). Ce schéma en trois étapes (feuillets, filaments, noeuds) est la signature géométrique caractéristique de la toile cosmique. Dans la dynamique de celle-ci, la matière s'écoule des vastes régions sous-denses (les vides) vers les murs, puis le long des filaments, pour finalement s'accumuler dans les noeuds où se forment les amas de galaxies les plus massifs. Les murs se caractérisent, du point de vue du champ de vitesse, par une compression de la matière selon une seule direction et une dilatation selon les deux autres directions orthogonales, ce qui les distingue mathématiquement des filaments (compression selon deux directions) et des noeuds (compression selon trois directions). 

Vides.
Les vides, ou voids, sont les régions délimitées par les feuillets et les filaments, et ils occupent la majeure partie du volume de l'univers, entre 70 et 80 % selon les estimations. Ce sont des zones quasi dépourvues de matière, avec des densités inférieures à environ 20 % de la densité moyenne de l'univers. Leurs diamètres typiques vont de quelques dizaines à plus d'une centaine de mégaparsecs. Ils ne sont pas totalement vides : on y trouve quelques galaxies isolées, dites galaxies de vide (void galaxies), généralement de type tardif, peu massives et riches en gaz, dont les propriétés révèlent un environnement peu hostile à la formation stellaire continue. Les vides ont une dynamique propre : ils se dilatent sous l'effet de la sous-densité interne, refoulant la matière vers leurs parois et contribuant ainsi à l'organisation de la toile. Ils constituent aussi des sondes cosmologiques intéressantes, sensibles à l'énergie sombre et à la somme des masses des neutrinos, car leur taille caractéristique et leur taux d'expansion dépendent de ces paramètres.

Détection et reconstitution de la toile cosmique.
La détection observationnelle de la toile cosmique est intimement liée à l'histoire des grands relevés de galaxies. Le premier relevé tridimensionnel à avoir révélé clairement la structure filamentaire fut le CfA Redshift Survey dans les années 1980, qui dévoila le fameux Grand Mure de Coma, un feuillet de galaxies s'étendant sur plus de 200 mégaparsecs. Les décennies suivantes ont vu des relevés de plus en plus ambitieux (le 2dF Galaxy Redshift Survey, le Sloan Digital Sky Survey (SDSS)) cartographier des millions de galaxies sur des volumes de plusieurs gigaparsecs cubes, révélant la toile avec une précision et une richesse de détails toujours croissantes. Le relevé SDSS a notamment permis d'identifier des structures comme du Grand Mur de Sloan, long d'environ 420 mégaparsecs, et a confirmé de façon éclatante les prédictions des simulations numériques de formation des structures.

Ces simulations numériques jouent, de fait, un rôle central dans la compréhension de la toile cosmique. La Millennium Simulation, réalisé par le Virgo Consortium en 2005, a été un tournant : en suivant l'évolution gravitationnelle de plus de dix milliards de particules de matière sombre dans un volume de 500 mégaparsecs de côté, il a reproduit pour la première fois avec une fidélité remarquable la toile cosmique observée. Les générations suivantes de simulations (Illustris, Eagle, IllustrisTNG, Flamingo) ont incorporé la physique baryonique : hydrodynamique du gaz, formation stellaire, rétroaction des supernovae et des AGN, enrichissement chimique. Ces simulations permettent de tester notre compréhension des processus physiques en comparant les propriétés statistiques des galaxies simulées aux observations, et elles prédisent en détail la distribution du gaz (notamment le WHIM) qui reste partiellement inaccessible aux observations directes.

La caractérisation mathématique de la toile cosmique a donné naissance à toute une branche de la statistique appliquée à la cosmologie. Les fonctions de corrélation à deux points, le spectre de puissance de la matière, ou encore les statistiques de topologie comme les nombres de Betti et la persistance topologique sont utilisées pour quantifier la géométrie de la toile. L'analyse de la toile cosmique par des algorithmes dédiés (comme le Spineweb, le T-web, le NEXUS+, ou le DisPerSE) permet d'identifier et de classifier automatiquement les différentes composantes : vides, feuillets, filaments et noeuds, à partir des champs de densité ou des catalogues de galaxies.

L'énergie sombre, qui gouverne l'accélération de l'expansion de l'Univers, laisse son empreinte sur la toile cosmique de plusieurs façons. Elle ralentit la croissance des structures à grande échelle : plus l'énergie sombre est importante, plus la formation des filaments et des amas est inhibée à basse époque cosmologique. La taille caractéristique des vides, le taux de regroupement (clustering) des galaxies à grande séparation, et l'évolution temporelle du spectre de puissance de la matière sont tous sensibles à l'équation d'état de l'énergie sombre. La toile cosmique devient ainsi un outil de cosmologie de précision, complémentaire aux supernovae de type Ia, aux oscillations acoustiques baryoniques et aux amas de galaxies.

Les oscillations acoustiques baryoniques (BAO = baryon acoustic oscillations) méritent une mention particulière dans ce contexte. Elles correspondent à l'empreinte dans la distribution des galaxies des ondes acoustiques qui se propageaient dans le plasma primordial avant la recombinaison. Après le découplage, ces ondes se figent et laissent une préférence statistique pour des paires de galaxies séparées d'environ 150 mégaparsecs, l'échelle de l'horizon acoustique primordial. Cette échelle, détectée dans le spectre de puissance de la toile cosmique par le SDSS et d'autres relevés, sert de règle standard pour mesurer les distances cosmologiques et contraindre l'histoire de l'expansion de l'univers. Le relevé DESI (Dark Energy Spectroscopy Instrument), qui a commencé à partir début des années 2020 à cartographier des dizaines de millions de galaxies, vise à mesurer cette échelle avec une précision sans précédent.

Il existe aussi des structures encore plus grandes que les superamas et qui questionnent les limites de l'homogénéité de l'univers à grande échelle. Des objets comme le Grand Mur d'Hercule-Couronne Boréale, identifié à des redshifts élevés, sembleraient s'étendre sur plusieurs gigaparsecs, dépassant la taille à laquelle le principe cosmologique (l'hypothèse d'homogénéité et d'isotropie à grande échelle) devrait s'appliquer. Ces structures sont cependant débattues quant à leur réalité statistique et à leur signification physique, certains auteurs y voyant des fluctuations attendues dans la toile cosmique, d'autres des défis potentiels au modèle standard.

Le problème des baryons manquants et le WHIM

• La nucléosynthèse primordiale. - Dans les premières minutes de l'expansion de l'univers, les protons et les neutrons se sont combinés pour former les noyaux légers (deutérium, hélium-3, hélium-4, lithium-7). Les abondances de ces éléments dépendent de façon très sensible du rapport entre le nombre de baryons et le nombre de photons dans l'univers primordial, noté η. En mesurant les abondances primordiales de ces éléments dans des objets peu enrichis chimiquement (des nuages de gaz quasi vierges observés en absorption dans les spectres de quasars pour le deutérium, des étoiles très vieilles et pauvres en métaux pour le lithium) on peut remonter à la valeur de η et donc à la densité baryonique totale de l'Univers. 

• Les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB). - Le rapport entre le premier et le second pic acoustique dans le spectre de puissance angulaire du CMB est directement sensible à la densité baryonique au moment du découplage. Les résultats de l'observatoire spatial Planck indiquent que les baryons représentent environ 4,9 % de la densité d'énergie totale de l'Univers, soit environ 15 % de la densité de matière totale, le reste étant de la matière sombre.

Les simulations numériques hydrodynamiques de formation des grandes structures, dès la fin des années 1990 avec les travaux de Renyue Cen et Jeremiah Ostriker puis de Romeel Davé et de ses collaborateurs, ont fourni une explication naturelle : au cours de l'effondrement gravitationnel et du chauffage par chocs associé à la formation de la toile cosmique, une fraction importante du gaz intergalactique aurait été chauffée à des températures intermédiaires, entre cent mille et dix millions de kelvins. Ce gaz, trop chaud pour être neutre et visible en absorption Lyman-alpha comme le gaz froid de la forêt, et trop froid et trop peu dense pour produire une émission X détectable comme le milieu intra-amas, constituerait une phase gazeuse intermédiaire quasi invisible avec les instruments conventionnels. C'est le WHIM déjà évoqué. Selon les simulations les plus récentes, comme IllustrisTNG ou EAGLE, le WHIM contiendrait entre 40 et 50 % de tous les baryons de l'Univers local, précisément la fraction manquante.

La détection du WHIM, on l'a dit,est un défi observationnel considérable. Sa densité est extrêmement faible (de l'ordre de dix à cent fois la densité baryonique moyenne de l'Univers, ce qui reste des dizaines de milliers de fois moins dense que le gaz intra-amas) et sa température, bien qu'élevée, ne produit que très peu d'émission propre. Les stratégies de détection se concentrent sur deux approches complémentaires : l'émission directe en rayons X mous et en ultraviolet lointain, et l'absorption de sources lumineuses situées en arrière-plan.

Du côté de l'absorption, les traceurs privilégiés sont les ions fortement ionisés d'oxygène, en particulier l'O VI (oxygène ayant perdu cinq électrons) sensible aux températures de l'ordre de trois cent mille kelvins, et l'O VII et l'O VIII  (oxygène ayant perdu six ou sept électrons) sensibles à des températures de un à quelques millions de kelvins. Les raies d'absorption de l'O VI dans l'ultraviolet lointain ont été détectées en grand nombre par le télescope spatial FUSE et par le spectromètre COS du télescope Hubble, révélant un gaz omniprésent à des températures de l'ordre de trois cent mille kelvins sur les lignes de visée vers des quasars proches. Les raies d'O VII et O VIII, en revanche, se trouvent dans le domaine des rayons X mous, une région spectrale particulièrement difficile à observer car fortement absorbée par le gaz de notre propre galaxie. Des détections en absorption de ces ions ont été réalisées par XMM-Newton et Chandra vers les blazars les plus brillants du ciel, comme Mrk 421 et PKS 2155-304, et ont permis d'identifier des filaments de WHIM sur la ligne de visée, confirmant les prédictions des simulations.

Une avancée majeure a été accomplie en 2020 et dans les années suivantes grâce à la combinaison de deux observables indépendantes : l'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) thermique, sensible à la pression intégrée du gaz électronique sur la ligne de visée, et les données de dispersion des mesures de radio-sources transitoires appelées sursauts radio rapides (FRB = fast radio bursts). Les FRB, dont la dispersion temporelle du signal en fonction de la fréquence est directement proportionnelle au nombre d'électrons libres traversés, constituent une sonde nouvelle et puissante du gaz diffus intergalactique. Plusieurs études corrélant des catalogues de FRB localisés avec des cartographies du signal SZ ont permis de détecter statistiquement le signal baryonique dans les filaments de la toile cosmique, fournissant une première évaluation de la densité baryonique dans ces structures et une confirmation que les baryons manquants se trouvent effectivement dans le gaz diffus intergalactique chaud. Une étude notable publiée en 2020 par Jean-Pierre Macquart et ses collaborateurs a utilisé un échantillon de FRB localisés pour établir une relation entre la mesure de dispersion et le redshift (la relation de Macquart) et montré que la densité baryonique intégrée sur la ligne de visée est compatible avec les prédictions cosmologiques, réduisant considérablement le problème des baryons manquants.

Il convient également de mentionner que les baryons manquants ne se trouvent pas uniquement dans le WHIM filamentaire à grande échelle. Une fraction se cache dans les halos circumgalactiques des galaxies (le milieu circumgalactique ou CGM = circumgalactic medium) sous forme de gaz chaud, tiède et froid à diverses distances des galaxies. Ce réservoir circumgalactique, sondé lui aussi par la spectroscopie d'absorption vers des quasars en arrière-plan, est aujourd'hui reconnu comme un composant baryonique majeur, contenant potentiellement autant de masse que le gaz interstellaire des galaxies elles-mêmes. Les projets comme le relevé COS-Halos avec le télescope spatial Hubble ont systématiquement cartographié ce gaz circumgalactique et ont montré qu'il s'étend sur des centaines de kiloparsecs autour des galaxies, bien au-delà de leur disque visible.

La conclusion émergente est aujourd'hui que les baryons ne manquent pas vraiment : ils sont présents dans l'univers local, mais distribués dans des phases gazeuses diffuses, chaudes et ténus qui nécessitent des instruments très sensibles dans l'ultraviolet lointain et les rayons X pour être détectés. La prochaine génération d'observatoires, en particulier le satellite Athena de l'ESA prévu pour les années 2030, avec sa surface collectrice en rayons X et sa résolution spectrale sans précédent, devrait permettre de cartographier le WHIM de façon systématique et de refermer définitivement le bilan baryonique de l'univers local.

Le milieu intra-amas

Les amas de galaxies sont les structures gravitationnellement liées les plus massives de l'Univers, avec des masses totales pouvant atteindre plusieurs fois 10¹⁵ masses solaires. Malgré leur nom, les galaxies ne constituent qu'une fraction minoritaire de la masse baryonique de ces objets : environ 10 à 15 % seulement. L'ICM, lui, représente entre 80 et 90 % de la masse baryonique totale de l'amas, ce qui en fait le composant dominant de la matière ordinaire. Le reste de la masse totale (et de loin la fraction la plus importante, de l'ordre de 80 à 85 % de la masse totale) est constitué de matière sombre, dont la distribution est étendue et forme un halo sphéroïdal dans lequel baignent à la fois les galaxies et l'ICM.

La propriété la plus frappante de l'ICM est sa température. Le gaz est chauffé à des températures de l'ordre de dix à cent millions de kelvins, soit de un à dix keV en unités d'énergie. Ce chauffage est principalement d'origine gravitationnelle : lors de la formation de l'amas par effondrement hiérarchique de la matière, l'énergie gravitationnelle potentielle est convertie en énergie cinétique puis en énergie thermique par des chocs. Le gaz accrété tombe dans le puits de potentiel de l'amas à des vitesses supersoniques et se retrouve thermalisé par ces ondes de choc. À ces températures, la matière est entièrement ionisée : il n'existe pratiquement plus d'atomes neutres, seulement un plasma d'ions et d'électrons libres. C'est précisément ce plasma qui est à l'origine de l'émission en rayons X qui a permis de découvrir et d'étudier l'ICM de façon systématique depuis les années 1970 avec des satellites comme Uhuru, puis ROSAT, Chandra et XMM-Newton.

Le mécanisme d'émission dominant est le rayonnement de freinage thermique, ou bremsstrahlung thermique. Lorsqu'un électron libre est dévié par le champ coulombien d'un ion, il émet un photon. La puissance rayonnée par ce processus est proportionnelle au carré de la densité électronique et à la racine carrée de la température. Cela signifie que les régions les plus denses de l'ICM (typiquement le centre de l'amas) brillent le plus intensément. S'y ajoutent des raies d'émission caractéristiques des ions lourds, notamment les raies du fer hautement ionisé (Fe XXV et Fe XXVI) à environ 6,7 et 6,97 keV, qui sont détectées dans pratiquement tous les amas observés en rayons X et qui constituent un diagnostic essentiel à la fois de la température et de la métallicité du gaz.

La densité de l'ICM est extrêmement faible par rapport aux standards terrestres, mais élevée pour un milieu intergalactique. En périphérie des amas, elle descend à quelques milliers de particules par mètre cube, tandis qu'au centre elle peut atteindre quelques centaines de milliers à plusieurs millions de particules par mètre cube. Ces valeurs restent des milliards de fois inférieures à la densité de l'air que nous respirons, mais elles suffisent à produire une émission X détectable compte tenu des volumes gigantesques en jeu (des sphères de plusieurs mégaparsecs de rayon). Le libre parcours moyen des particules dans l'ICM est de l'ordre du kiloparsec : l'ICM se comporte donc comme un fluide en équilibre thermodynamique local, ce qui justifie son traitement dans le cadre de la magnétohydrodynamique.

La structure en pression de l'ICM est, en première approximation, celle d'un gaz en équilibre hydrostatique dans le puits de potentiel gravitationnel de l'amas. Cet équilibre entre la force de pression du gradient thermique et la force gravitationnelle est la base des méthodes d'estimation de la masse totale des amas à partir des observations X. En mesurant les profils de température et de densité du gaz, on peut en déduire la distribution de masse totale (matière sombre comprise) sous l'hypothèse hydrostatique. Cette méthode, largement utilisée en cosmologie pour contraindre les paramètres de l'univers à partir des masses d'amas, souffre cependant de biais systématiques liés aux écarts à l'équilibre hydrostatique parfait, notamment à cause des mouvements turbulents du gaz et de la pression non thermique.

La turbulence est en effet une composante importante de la physique de l'ICM. Les fusions entre amas et sous-structures injectent de l'énergie cinétique à grande échelle, qui se cascade vers les petites échelles et maintient un état turbulent du plasma. Ces mouvements turbulents représentent entre 10 et 30 % de la pression totale dans les régions extérieures des amas. Ils peuvent être sondés par la largeur des raies spectrales X, une technique rendue possible avec des instruments à haute résolution spectrale comme ceux embarqués sur la mission Hitomi/ASTRO-H, qui avant sa défaillance prématurée a mesuré pour la première fois directement les vitesses des mouvements du gaz dans l'amas de Persée, révélant des vitesses turbulentes de l'ordre de 160 km/s. Le successeur, XRISM, lancé en 2023, poursuit ces investigations avec le spectromètre Resolve.

L'ICM est également le siège de phénomènes non thermiques. Les amas de galaxies les plus massifs et les plus dynamiques abritent parfois des halos radio diffus, dits halos radio et reliques radio, révélant la présence d'électrons relativistes et de champs magnétiques à l'échelle du mégaparsec. Les halos radio sont localisés au centre des amas en fusion et sont associés à la turbulence réaccelératrice d'électrons relativistes. Les reliques radio, plus allongées, se trouvent en périphérie et sont associées aux ondes de choc produites lors des fusions. Ces structures sont détectées en radio et suggèrent que l'ICM n'est pas un simple fluide thermique mais un milieu complexe où coexistent plusieurs populations de particules à des énergies très différentes.

Les champs magnétiques de l'ICM sont faibles (de l'ordre de 0,1 à quelques microgauss) mais jouent un rôle physique non négligeable. Ils influencent la conductivité thermique du plasma, qui est anisotrope : la conduction thermique est beaucoup plus efficace le long des lignes de champ que perpendiculairement à elles. Cette anisotropie complique considérablement la modélisation du transport d'énergie dans l'ICM. Les champs magnétiques sont mesurés principalement par la rotation de Faraday, qui affecte la polarisation des sources radio situées en arrière-plan ou dans l'amas lui-même. Leur origine est débattue : amplification de champs primordiaux très faibles par la turbulence et la compression lors de la formation des structures, ou bien injection par les galaxies et les jets AGN.

La métallicité de l'ICM est une propriété fondamentale qui relie ce milieu à l'histoire de la formation stellaire dans les galaxies de l'amas. On observe typiquement des abondances en fer de l'ordre de 0,3 à 0,5 fois l'abondance solaire dans les régions centrales, avec une décroissance vers les régions extérieures. Ces métaux ont été produits dans les étoiles des galaxies membres et expulsés dans l'ICM principalement par les vents de supernovæ de type Ia, qui produisent du fer en grande quantité, et de type II, qui produisent davantage d'éléments comme l'oxygène, le magnésium et le silicium. Le rapport entre ces différentes abondances permet de contraindre l'histoire de la formation stellaire dans l'amas et le taux relatif des deux types de supernovae. Fait remarquable, les mesures spectroscopiques X montrent que la métallicité de l'ICM à grand décalage spectral est déjà comparable à celle des amas proches, suggérant que l'essentiel de l'enrichissement a eu lieu très tôt dans l'histoire cosmique, probablement avant que les amas ne soient constitués en tant que tels.

Les amas à coeurs froids (cool cores) constituent l'une des problématiques les plus actives de la physique de l'ICM. Dans un nombre significatif d'amas (environ la moitié des amas massifs) le temps de refroidissement du gaz central par rayonnement X est inférieur à l'âge de l'Univers. En l'absence de source de chauffage, ce gaz devrait se refroidir, perdre sa pression de soutien et affluer vers le centre en un flot de refroidissement massif, avec des taux d'accrétion pouvant atteindre des centaines à des milliers de masses solaires par an. Or les observations spectrales X ne détectent pas les quantités attendues de gaz très froid, et les taux de formation stellaire au centre de ces amas sont bien inférieurs aux prédictions. Il existe donc un mécanisme de chauffage qui compense presque exactement le refroidissement radiatif. Le candidat le plus sérieux est le feedback des noyaux actifs de galaxies : les jets du trou noir central creusent des cavités dans l'ICM, détectées en rayons X comme des régions de déficit d'émission, et y injectent de l'énergie mécanique. Ces cavités, aussi appelées bulles, remontent par flottaison dans l'ICM et dissipent leur énergie par compression et génération de turbulence. La régulation semble très précise : le taux de chauffage par l'AGN s'adapte au taux de refroidissement du gaz, réalisant un thermostat cosmique dont les détails microphysiques font encore l'objet de nombreuses recherches.

Les fusions d'amas sont les événements les plus énergétiques de l'univers post-big bang, libérant des énergies de l'ordre de dix puissance soixante-quatre joules. Lors de la collision entre deux amas, les ICM respectifs interagissent par pression dynamique. La matière sombre et les galaxies, en revanche, s'interpénètrent presque sans collision. Le résultat le plus spectaculaire de cette différence de comportement est l'amas de la Balle (dans la constellation de la Carène), où l'ICM a été séparé de la matière sombre  lors de la collision, fournissant l'une des preuves les plus directes de l'existence de la matière sombre. Les chocs générés lors de ces fusions chauffent le gaz localement, créent des discontinuités de température et de densité observables en rayons X, les fronts froids (cold fronts) et les fronts de choc, et alimentent les reliques radio mentionnées précédemment.

Les régions de bord des amas, au-delà du rayon dit r500 ou r200, sont des zones où l'ICM est encore en cours d'accrétion depuis les filaments de la toile cosmique. Le gaz y est plus froid, plus inhomogène, et son état thermodynamique est loin de l'équilibre. Les mesures récentes par Suzaku puis par le satellite eROSITA ont permis de sonder ces régions jusqu'aux rayons de choc d'accrétion, révélant des profils de densité et de température qui descendent régulièrement mais avec des inhomogénéités importantes, des grumeaux de gaz plus dense et plus froid en cours d'accrétion. Ces inhomogénéités affectent les estimations de pression et de masse et sont un sujet de préoccupation pour la cosmologie de précision.

L'ICM joue enfin un rôle de première importance comme sonde cosmologique. La masse des amas, dominée par la matière sombre mais tracée par l'ICM, est sensible aux paramètres cosmologiques tels que la densité de matière de l'Univers et l'amplitude des fluctuations de densité primordiales. La fonction de masse des amas(leur abondance en fonction de la masse et du redshift) est un outil cosmologique puissant, comparable en potentiel aux supernovae de type Ia ou aux oscillations acoustiques baryoniques. L'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ), par lequel les photons du fond diffus cosmologique sont diffusés par les électrons chauds de l'ICM et légèrement décalés en énergie, permet de détecter les amas jusqu'à un très grand redshift, et les relevés SZ réalisés par les télescopes SPT, ACT et le satellite Planck ont constitué des catalogues de milliers d'amas utilisés pour contraindre la cosmologie. La combinaison des données X et SZ, en donnant accès à la fois à la pression thermique et à la densité électronique, permet en outre de mesurer la distance angulaire aux amas et d'estimer la constante de Hubble par une méthode indépendante.

La coévolution du MIG et des galaxies

Rôle du milieu intergalactique dans la formation et l'évolution des galaxies.
La relation entre le milieu intergalactique et les galaxies s'inscrit d'abord dans le cadre de la formation galactique elle-même. Le MIG est le carburant de la croissance galactique. La gravité attire la matière le long des filaments de la toile cosmique, canalisant un flux constant de gaz froid vers les galaxies. Ce gaz alimente la formation de nouvelles étoiles. Le cycle de la matière est complet : le gaz primordial tombe dans les galaxies pour former des étoiles, qui en fin de vie dispersent des éléments lourds dans le milieu interstellaire, puis intergalactique, par des vents et des explosions. Une partie du gaz peut s'échapper et se refroidir dans le milieu circumgalactique (CGM) avant d'être ré-accrétée, formant ainsi un cycle continu de naissance, de mort et de renaissance des étoiles.

Le MIG, à l'origine des galaxies.
Dans le modèle cosmologique standard, les galaxies naissent à l'intérieur de halos de matière sombre, qui se forment par effondrement gravitationnel aux noeuds et le long des filaments de la toile cosmique. Le gaz primordial (hydrogène et hélium issus de la nucléosynthèse primordiale) tombe dans ces puits de potentiel, se comprime, se refroidit et finit par former des étoiles. Le MIG est donc le réservoir originel à partir duquel les galaxies puisent leur matière première. Sans un apport continu de gaz froid en provenance du milieu intergalactique et des filaments cosmiques, la formation stellaire dans une galaxie s'éteindrait rapidement, faute de combustible.

Cet apport de gaz froid ne se fait pas de manière uniforme ni continue. Les simulations numériques distinguent deux modes principaux d'accrétion. 

• Dans les halos peu massifs et à des époques reculées, le gaz peut tomber directement dans la galaxie par des flux froids le long des filaments cosmiques, sans se chauffer significativement au passage du choc d'accrétion , c'est le régime dit de cold accretion ou accrétion froide. 

• Dans les halos massifs, en revanche, le gaz incident est thermalisé lors de son entrée dans le halo, formant une atmosphère chaude : il doit alors refroidir radiativement avant de pouvoir alimenter la formation stellaire, ce qui constitue le régime dit de hot accretion ou accrétion chaude. 

La rétroaction des galaxies sur le MIG.
Mais la relation entre galaxies et MIG n'est pas unidirectionnelle. Les galaxies agissent en retour sur leur environnement intergalactique avec une puissance considérable, par un ensemble de processus regroupés sous le terme de rétroaction, ou feedback. La rétroaction stellaire, d'abord, est générée par les vents issus des étoiles massives, les explosions de supernovae et le rayonnement des jeunes étoiles. Ces mécanismes injectent énergie, quantité de mouvement et métaux dans le milieu interstellaire de la galaxie, pouvant expulser du gaz vers le milieu circumgalactique et, dans les cas les plus violents, vers le MIG lui-même. Les éléments lourds (oxygène, carbone, fer, silicium) synthétisés dans les étoiles et dispersés par les supernovae enrichissent ainsi progressivement le milieu intergalactique, qui n'est plus, dès les premières centaines de millions d'années après le big bang, un gaz purement primordial. Les observations spectroscopiques des quasars lointains révèlent en effet la présence de métaux dans des régions du MIG très éloignées de toute source galactique visible, témoignant de la portée extraordinaire de ces vents galactiques (V. ci-dessous).

La rétroaction des noyaux actifs de galaxies (AGN) constitue l'autre grand mécanisme de couplage entre galaxies et MIG. Lorsque le trou noir supermassif au centre d'une galaxie est en phase d'accrétion active, il libère une énergie colossale sous forme de rayonnement et de jets relativistes. Ces jets, pouvant s'étendre sur des centaines de kiloparsecs, voire des mégaparsecs, creusent des cavités dans le gaz chaud du MIG des amas, y déposent de l'énergie et le chauffent, empêchant ainsi son refroidissement et, par conséquent, sa chute dans la galaxie centrale. Ce mécanisme, observé directement en rayonnement X dans de nombreux amas proches (comme Perseus ou Virgo), est aujourd'hui reconnu comme l'un des principaux régulateurs de la formation stellaire dans les galaxies massives, et permet d'expliquer pourquoi les galaxies elliptiques géantes au centre des amas ont cessé de former des étoiles malgré la présence abondante de gaz chaud dans leur environnement immédiat.

À l'échelle des amas entiers, la physique du MIG est gouvernée par l'équilibre entre refroidissement radiatif et chauffage. Dans les coeurs des amas dits "relaxés", la densité du gaz est suffisamment élevée pour que le temps de refroidissement soit inférieur à l'âge de l'univers, générant théoriquement un flux de refroidissement (cooling flow) vers le centre. Or, les observations X précises de missions comme Chandra ou XMM-Newton ont montré que la quantité de gaz effectivement froid formant des étoiles est bien inférieure aux prédictions de ce modèle simple. La rétroaction AGN est aujourd'hui la candidate privilégiée pour expliquer ce paradoxe, mais le débat reste ouvert et nourrit une intense activité observationnelle et théorique.

Le milieu circumgalactique.
Le milieu circumgalactique (MCG), zone d'interface entre la galaxie proprement dite et le MIG, mérite une attention particulière tant il concentre les échanges entre ces deux entités. S'étendant jusqu'au rayon du viriel du halo  (typiquement plusieurs centaines de kiloparsecs), il est le lieu où se mélangent gaz accrété en provenance des filaments cosmiques, vents galactiques chargés de métaux, et gaz recyclé issu de l'évaporation de nuages ou de l'interaction avec des galaxies satellites. Les observations UV récentes, notamment avec le télescope spatial Hubble et son spectrographe COS, ont révélé que le MCG contient une masse de baryons comparable, voire supérieure, à celle de la galaxie centrale elle-même, et qu'il est multi-phasique : coexistent en son sein des gaz à des températures allant de quelques milliers à plusieurs millions de kelvins, dans un état d'équilibre délicat et dynamique.

Les interactions entre galaxies.
Les interactions gravitationnelles entre galaxies au sein des amas ont également des répercussions profondes sur le MIG. Lors des fusions ou des survols rapprochés, les galaxies peuvent perdre leur gaz par différents mécanismes. La pression dynamique exercée par le vent du MIG lors du déplacement d'une galaxie dans un amas  (phénomène dit de ram pressure stripping ) peut arracher efficacement le gaz interstellaire de la galaxie, laissant derrière elle une traîne de gaz ionisé visible en rayonnement Hα ou en rayonnement X. Ce processus contribue à enrichir le MIG en gaz galactique et à éteindre la formation stellaire dans les galaxies de champ qui tombent dans des environnements denses. Les interactions de marée entre galaxies, quant à elles, peuvent également propulser des flux gazeux et stellaires dans l'espace intergalactique, formant des ponts et des queues de marée dont certains finissent par se dissoudre dans le MIG.

La réionisation cosmique.
Enfin, le MIG joue un rôle dans l'histoire cosmologique de la réionisation. Dans le premier milliard d'années suivant le big bang, l'univers était rempli d'hydrogène neutre. Les premières galaxies et quasars ont progressivement ionisé ce gaz neutre en émettant des photons ultraviolets énergétiques, transformant le MIG d'un état neutre à un état quasi-totalement ionisé. Cette transition, appelée réionisation cosmique, a eu des conséquences majeures sur la formation des galaxies de petite masse, dont le gaz interstellaire pouvait être photoionisé et expulsé par ce fond de rayonnement ultraviolet ambiant. 

Les métaux dans le milieu intergalactique.
La détection de métaux dans le MIG, à des distances très grandes des galaxies révèle que les galaxies ne retiennent pas tous les métaux qu'elles synthétisent : des processus d'enrichissement chimique intergalactique ont opéré tout au long de l'histoire cosmique. La présence de ces éléments plus lours que l'hydrogène et l'hélium dans cet espace si ténu, si éloigné des sites de fabrication nucléaire que sont les étoiles ,a été l'une des découvertes les plus importantes de ces dernières décennies.

Les étoiles sont les seules usines capables de produire ces éléments lourds par nucléosynthèse stellaire et, pour les éléments les plus massifs, par les explosions de supernovæ. Le fer, le carbone, l'oxygène, le silicium et le magnésium naissent ainsi dans les coeurs stellaires ou lors des effondrements cataclysmiques en fin de vie des étoiles massives. Le problème fondamental est donc le suivant : comment ces métaux parviennent-ils à s'échapper non seulement de l'étoile qui les a forgés, mais aussi de la galaxie qui les contenait, pour atteindre le milieu intergalactique proprement dit? Plusieurs des mécanismes dont on a parlé précédemment interviennent ici :

• Les vents galactiques pilotés par la formation d'étoiles (feedback stellaire). - Le mécanisme le plus invoqué est celui des vents galactiques. Quand une galaxie connaît un épisode intense de formation stellaire, les supernovae explosent en grand nombre et de façon quasi simultanée. L'énergie libérée est colossale : elle chauffe le gaz environnant à des températures de plusieurs millions de degrés et crée une bulle de plasma surchauffé qui finit par se frayer un chemin hors du disque galactique. Ce vent chaud emporte avec lui les métaux récemment synthétisés. Les observations en rayons X ont permis de détecter ces panaches s'échappant des galaxies à sursaut de formation stellaire comme M82, et leur composition révèle bien une abondance significative d'éléments lourds. Ces vents peuvent atteindre des vitesses de quelques centaines à plus d'un millier de kilomètres par seconde, suffisantes pour dépasser la vitesse de libération de galaxies peu massives.

• Les jets et flux sortants de noyaux actifs de galaxies. - Les noyaux actifs de galaxies (AGN) jouent un rôle complémentaire. Les trous noirs supermassifs en accrétion libèrent des quantités d'énergie phénoménales sous forme de jets relativistes et de radiation intense. Ces jets peuvent littéralement souffler le gaz des galaxies hôtes (et les métaux qu'il contient) vers le milieu circumgalactique puis intergalactique. Ce mécanisme dit de feedback AGN est aujourd'hui considéré comme essentiel pour expliquer l'appauvrissement en gaz des galaxies massives elliptiques, et accessoirement comme un vecteur d'enrichissement chimique du MIG.

•  Les marées gravitationnelles lors des fusions de galaxies. - Les interactions entre galaxies constituent un troisième vecteur. Lors des fusions ou des rencontres rapprochées, les forces de marée arrachent des filaments de matière qui s'étendent sur des centaines de milliers d'années-lumière : les queues de marée. Ces structures peuvent transporter du gaz enrichi en métaux loin des galaxies. De même, le phénomène de ram pressure stripping (le décapage par pression dynamique) se produit quand une galaxie se déplace rapidement au sein d'un amas : le gaz chaud de l'amas agit comme un vent qui balaie le gaz interstellaire de la galaxie, incluant ses métaux, et le dépose dans le milieu intra-amas, qui est lui-même en communication partielle avec le MIG.

La distribution des métaux dans le MIG suit grossièrement la structure en filaments et en noeuds de  la toile cosmique. Les régions denses, proches des filaments et des noeuds où se concentrent les galaxies, sont plus enrichies que les vastes vides cosmiques. On observe notamment que le milieu intra-amas présente des abondances métalliques d'environ un tiers de l'abondance solaire, ce qui est remarquablement élevé pour un gaz si diffus. Plus loin des structures, dans les filaments et les vides, les abondances chutent drastiquement, et les contraintes observationnelles deviennent extrêmement difficiles à obtenir.

Les métaux expulsés ne restent pas nécessairement dans le MIG proprement dit : une fraction peut retomber sur la galaxie émettrice ou sur ses voisines, dans un cycle complexe d'accrétion et d'éjection. Ce cycle baryonique galactique fait que la frontière entre milieu circumgalactique et milieu intergalactique est dynamique et poreuse. Les modèles hydrodynamiques de formation des galaxies tentent de reproduire ces échanges et montrent que l'essentiel des métaux produits dans les galaxies au cours de l'histoire cosmique se retrouve aujourd'hui non pas dans les étoiles elles-mêmes, ni dans le gaz interstellaire, mais dans ces réservoirs circumgalactiques et intergalactiques. C'est ce qu'on appelle parfois le problème des métaux manquants : les étoiles et le gaz des galaxies ne contiennent qu'une minorité des métaux que la nucléosynthèse a dû produire depuis le début de l'univers.

Questions ouvertes

L'origine des champs magnétiques cosmiques.
La question de l'origine et de l'évolution des champs magnétiques intergalactiques demeure l'un des problèmes les plus fondamentaux de l'astrophysique. L'observation de champs magnétiques dans les vides cosmiques et les filaments prouve qu'ils ne sont pas confinés aux galaxies. Cependant, leur origine est une énigme : ces champs à grande échelle sont-ils primordiaux, c'est-à-dire créés au tout début de l'expansion cosmique, avant la formation des premières étoiles? Ou sont-ils le résultat d'un ensemencement par des processus astrophysiques ultérieurs, comme des vents galactiques ou des noyaux actifs de galaxies, qui auraient expulsé et amplifié des champs magnétiques dans le MIG? La question de la génération de la graine magnétique initiale est centrale : à partir de champs infinitésimaux, des mécanismes d'amplification comme les dynamos turbulentes ont dû opérer pour atteindre les intensités observées aujourd'hui. Comprendre cette origine est fondamental pour la physique des plasmas et la cosmologie.

La localisation exacte des baryons manquants.
L'une des avancées les plus significatives de ces dernières années concerne le problème des baryons manquants. Les inventaires de la matière ordinaire (dite baryonique) dans l'univers local ne parvenaient à localiser qu'environ la moitié de ce qui est prédit par les modèles cosmologiques. La solution à cette énigme a commencé à émerger grâce à l'étude du milieu intergalactique chaud et tiède (WHIM). Toutefois, des questions cruciales restent en suspens : quelle est la distribution et l'état physique de la fraction restante des baryons, en particulier ceux de très basse densité? Comment ce réservoir de gaz alimente-t-il exactement la formation d'étoiles dans les galaxies au fil du temps cosmique? quelle est la fraction exacte des baryons manquants qui réside dans le WHIM par rapport à d'autres phases, notamment un gaz ionisé encore plus dilué et plus froid? La résolution de ces questions est essentielle pour boucler le budget baryonique de l'Univers.

La physique du WHIM.
S'il est désormais établi que cle WHim abrite une fraction majeure des baryons de l'Univers local, sa caractérisation thermodynamique fine reste embryonnaire. On ignore dans quelle mesure ce plasma se trouve en équilibre d'ionisation collisionnelle, ou si des écarts significatifs liés au photo-ionisation par le fond ultraviolet cosmologique persistent, en particulier dans ses phases les plus tièdes. La nature du chauffage qui le porte à ces températures est un autre noeud du problème : la part relative de l'énergie gravitationnelle libérée lors de l'effondrement des structures, des ondes de choc générées par les vents galactiques et de l'injection d'énergie par les noyaux actifs reste à quantifier. Il s'agit de comprendre comment ce gaz échappe au refroidissement radiatif, et pourquoi il ne s'est pas entièrement condensé en galaxies. La structure multiphasique du WHIM soulève aussi la question de la coexistence de nuages froids et chauds à diverses échelles, et du rôle de la turbulence et de la conduction thermique dans la régulation de ces interfaces.  Par ailleurs, l'enrichissement chimique du WHIM demeure largement mystérieux : comme on l'a vu, les métaux synthétisés dans les étoiles et éjectés par les galaxies s'y retrouvent, mais le rendement et les mécanismes de transport capables de disperser ces éléments sur des échelles de mégaparsecs, en contournant les instabilités hydrodynamiques, sont mal compris.

Les effets des trous noirs supermassifs.
Les effets des trous noirs supermassifs sur le milieu intergalactique constituent une autre classe de questions ouvertes particulièrement vives, car ces objets compacts se révèlent capables d'influencer leur environnement bien au-delà de leur galaxie hôte. Le mode de rétroaction dit radio, dans lequel des jets relativistes issus du noyau actif traversent le milieu circumgalactique pour aller déposer de l'énergie mécanique dans le MIG ambiant, est soupçonné d'être un régulateur central de la formation des galaxies massives. Toutefois, l'efficacité avec laquelle cette énergie se couple au gaz diffus, le chauffe et le repousse, en inhibant l'accrétion de gaz frais, n'est pas établie de manière quantitative. La question de savoir si les trous noirs supermassifs agissent principalement en mode préventif, en maintenant le gaz à une entropie élevée pour l'empêcher de refroidir, ou en mode éjectif, en expulsant littéralement le gaz au-delà du halo, est au coeur des discussions. À plus grande échelle, on ne sait pas exactement jusqu'où l'influence thermique et chimique d'un trou noir central peut se propager dans la toile cosmique. Les bulles de plasma chaud et enrichi creusées par les jets peuvent-elles se frayer un chemin le long des filaments et contaminer des réservoirs intergalactiques entiers? La conséquence directe sur le budget des baryons et des métaux du MIG est une inconnue majeure. Du côté observationnel, un défi persiste : relier sans ambiguïté les émissions diffuses X détectées autour des groupes et amas, souvent associées à une rétroaction passée, à l'activité instantanée d'un trou noir. 

L'évolution de la toile cosmique.
Concernant l'évolution de la toile cosmique, l'enjeu central est de comprendre comment ce réseau de filaments et de noeuds, initialement dessiné par la matière sombre, a guidé et a été transformé par la matière baryonique au fil du temps cosmique. On s'interroge sur la manière dont l'accrétion de gaz le long des filaments a alimenté la formation des premières galaxies, et comment, en retour, le chauffage et l'ionisation engendrés par ces galaxies ont modifié la structure thermique des filaments eux-mêmes. Une question pressante est de déterminer si les filaments les plus fins de la toile cosmique ont pu survivre à l'époque de la réionisation ou s'ils ont été évaporés par le front d'ionisation, ce qui aurait lissé la distribution de la matière à petite échelle et établi une limite inférieure à la masse des halos capables d'accréter du gaz. L'effondrement hiérarchique des structures fait émerger des systèmes de chocs complexes, dits chocs d'accrétion, dont on cherche encore à identifier la signature observationnelle et à comprendre le rôle précis dans le chauffage du gaz : chauffent-ils l'essentiel du gaz au moment de son entrée dans le filament ou seulement à proximité immédiate des amas massifs? L'évolution de la composition chimique de la toile est une autre facette du problème : on ne sait pas si l'enrichissement en éléments lourds s'est fait de manière homogène, par une brume de métaux diffuse précoce, ou s'il est resté cantonné à des coquilles discrètes autour des galaxies, préservant un gaz primordial vierge dans les vides les plus profonds. La dynamique à grande échelle pose également la question de la stabilité des filaments cosmiques, soumis à des forces de marée et à la pression externe des vides en expansion, et de leur destin ultime dans un univers dominé par l'énergie sombre.

Les interactions entre matière sombre et gaz baryonique.
Les interactions entre matière sombre et gaz baryonique soulèvent des problèmes qui vont du purement gravitationnel à la physique des particules au-delà du modèle standard. Le cadre le plus immédiat est celui de l'influence du potentiel gravitationnel de la matière sombre sur la distribution et la température du gaz. Cependant, l'étendue réelle du réservoir de gaz chaud autour des galaxies et dans les filaments dépend crucialement de la forme des puits de potentiel de matière sombre. Or, la rétroaction baryonique (supernovas, trous noirs) est connue pour pouvoir altérer la distribution de la matière sombre elle-même, en aplatissant les profils centraux des halos par des phénomènes de transfert d'énergie gravitationnelle. Ce couplage, désigné sous le nom de problème cusp-core, a des répercussions directes sur la prédiction des fractions de gaz dans le MIG, car un halo au centre évidé ne peut confiner le gaz aussi efficacement. La question de savoir si la matière sombre subit des interactions non gravitationnelles avec les baryons ou avec elle-même, ce qui laisserait des traces dans l'état du MIG, constitue une frontière spéculative. Des modèles de matière sombre tiède, floue ou auto-interagissante prédisent une suppression des petites structures de la toile cosmique, qui se manifesterait par un déficit de systèmes d'absorption Lyman-alpha dans le MIG à haute résolution. On cherche donc dans la forêt Lyman-alpha la signature d'une éventuelle physique exotique. De même, l'annihilation ou la désintégration de particules de matière sombre dans les filaments pourraient représenter une source de chauffage additionnelle pour le gaz, contribuant à en élever la température et à modifier son degré d'ionisation. Démêler, dans les observations du fond diffus extragalactique ou du MIG chaud, la contribution d'un tel chauffage exotique de celle purement astrophysique est un défi majeur. 

Le problème des échelles.
Pour couronner le tout, la modélisation de ce milieu se heurte à un défi technique et conceptuel immense : le problème des échelles. Le MIG présente une physique sur une gamme d'échelles spatiales vertigineuse, allant d'interfaces de quelques sous-parsecs (limites de nuages froids) à la taille des mégaparsecs (la toile cosmique). Aucune simulation numérique ne peut aujourd'hui rendre compte simultanément l'ensemble de ces échelles, ce qui oblige les théoriciens à recourir à des modèles dits de "sous-maille" pour décrire des processus physiques comme la turbulence, le transfert radiatif ou la conduction thermique. L'un des enjeux majeurs est de comprendre le rôle de la turbulence dans le MIG. Si les ondes de choc et les jets galactiques sont des sources potentielles de turbulence, leurs contributions relatives, la nature du régime turbulent (supersonique ou non) et son impact sur des processus comme la dissipation d'énergie restent largement méconnus.