ในทางดาราศาสตร์สสารระหว่างกระจุกกาแล็กซี ( ICM ) คือพลาสมา ที่มีอุณหภูมิสูงมาก ซึ่งแทรกซึมอยู่ในกระจุกกาแล็กซี ก๊าซนี้ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม ที่แตกตัวเป็นไอออนเป็นส่วนใหญ่ และคิดเป็นส่วนใหญ่ของ สสาร แบริโอนในกระจุกกาแล็กซี ICM มีอุณหภูมิ สูง ถึงระดับ 10 ถึง 100 เมกะเคลวิน ทำให้เกิด การแผ่รังสี เอ็กซ์ที่รุนแรง

ICM ประกอบด้วยแบริออนธรรมดาเป็นหลัก ซึ่งส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนและฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไอออน^{[ 1 ]}พลาสมานี้อุดมไปด้วยธาตุหนัก รวมถึงเหล็กปริมาณเฉลี่ยของธาตุหนักเมื่อเทียบกับไฮโดรเจน ซึ่งในทางดาราศาสตร์เรียกว่าความเป็นโลหะมีค่าตั้งแต่หนึ่งในสามถึงครึ่งหนึ่งของค่าในดวงอาทิตย์ [ ^{1 ] [ 2 ] การ}ศึกษาองค์ประกอบทางเคมีของ ICM ตามรัศมีแสดงให้เห็นว่าแกนกลางของกระจุกกาแล็กซีมีโลหะมากกว่าที่รัศมีขนาดใหญ่กว่า^{[ 2 ]}ในบางกระจุกกาแล็กซี (เช่นกระจุกเซนทอรัส ) ความเป็นโลหะของก๊าซอาจสูงกว่าของดวงอาทิตย์^{[ 3 ]}เนื่องจากสนามโน้มถ่วงของกระจุกกาแล็กซี ก๊าซที่อุดมด้วยโลหะที่ถูกปล่อยออกมาจากซูเปอร์โนวาจะยังคงถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงกับกระจุกกาแล็กซีในฐานะส่วนหนึ่งของ ICM ^{[ 2 ]}โดยการพิจารณาค่าเรดชิฟต์ ที่แตกต่างกัน ซึ่งสอดคล้องกับการพิจารณายุคต่างๆ ของวิวัฒนาการของจักรวาล ICM สามารถให้บันทึกทางประวัติศาสตร์ของการผลิตธาตุในกาแล็กซีได้^{[ 4 ]}

มวลของกระจุกกาแล็กซีประมาณ 15% อยู่ใน ICM ดาวฤกษ์และกาแล็กซีมีส่วนร่วมเพียงประมาณ 5% ของมวลทั้งหมด มีทฤษฎีว่ามวลส่วนใหญ่ในกระจุกกาแล็กซีประกอบด้วยสสารมืดไม่ใช่สสารแบริโอนิก สำหรับกระจุกกาแล็กซีเวอร์โก ICM มีมวลประมาณ 3 × 10¹⁴ ^เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ (M☉ ₎ในขณะที่มวลรวมของกระจุกกาแล็กซีประมาณ 1.2 × 10¹⁵ เท่าของมวลของดวง^{อาทิตย์}₍ M☉ ) ^{[ 1 ] [ 5 ]}

แม้ว่า ICM โดยรวมจะมีแบริออนส่วนใหญ่ของกระจุกดาว แต่ก็มีความหนาแน่นไม่มากนัก โดยมีค่าทั่วไปอยู่ที่ 10 ⁻³อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตรระยะทางเฉลี่ยที่อนุภาคเคลื่อนที่ได้นั้นอยู่ที่ประมาณ 10 ¹⁶เมตร หรือประมาณหนึ่งปีแสงความหนาแน่นของ ICM จะเพิ่มขึ้นไปทางศูนย์กลางของกระจุกดาวโดยมีจุดสูงสุดที่ค่อนข้างชัดเจน นอกจากนี้ อุณหภูมิของ ICM โดยทั่วไปจะลดลงเหลือ 1/2 หรือ 1/3 ของค่าภายนอกในบริเวณศูนย์กลาง เมื่อความหนาแน่นของพลาสมาถึงค่าวิกฤต ปฏิสัมพันธ์ที่เพียงพอระหว่างไอออนจะทำให้เกิดการระบายความร้อนผ่านการแผ่รังสีเอ็กซ์^{[ 6 ]}

เนื่องจาก ICM มีอุณหภูมิสูงมาก จึงปล่อยรังสีเอกซ์ออกมา โดยส่วนใหญ่เกิดจาก กระบวนการ เบร็มส์ตรัลลุง และ เส้นการปล่อยรังสีเอกซ์จากธาตุหนัก^{[ 1 ]}รังสีเอกซ์เหล่านี้สามารถสังเกตได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และจากการวิเคราะห์ข้อมูลนี้ ทำให้สามารถกำหนดเงื่อนไขทางกายภาพได้ รวมถึงอุณหภูมิ ความหนาแน่น และความเป็นโลหะของพลาสมา

การวัดโปรไฟล์อุณหภูมิและความหนาแน่นในกระจุกกาแล็กซีทำให้สามารถกำหนดโปรไฟล์การกระจายมวลของ ICM ผ่าน การสร้างแบบจำลอง สมดุลอุทกสถิตได้ การกระจายมวลที่กำหนดจากวิธีการเหล่านี้เผยให้เห็นมวลที่มากกว่ามวลส่องสว่างที่เห็นได้มาก ดังนั้นจึงเป็นข้อบ่งชี้ที่ชัดเจนของสสารมืดในกระจุกกาแล็กซี^{[ 7 ]}

การกระเจิงคอมป์ตันผกผันของโฟตอนพลังงานต่ำผ่านปฏิสัมพันธ์กับอิเล็กตรอน สัมพัทธภาพ ใน ICM ทำให้เกิดการบิดเบือนในสเปกตรัมของรังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB)ซึ่งรู้จักกันในชื่อปรากฏการณ์ Sunyaev–Zel'dovichการบิดเบือนอุณหภูมิใน CMB เหล่านี้สามารถใช้โดยกล้องโทรทรรศน์ เช่นกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้เพื่อตรวจจับกระจุกกาแล็กซีหนาแน่นที่เรดชิฟต์สูง^{[ 8 ]}

ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2565 มีรายงานว่า กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์กำลังศึกษาแสงจางๆ ที่ปล่อยออกมาในตัวกลางระหว่างกระจุกดาว^{[ 9 ]}การศึกษาในปี พ.ศ. 2561 พบว่าสิ่งนี้เป็น "ตัวบ่งชี้ความสว่างที่แม่นยำของสสารมืด" ^{[ 10 ]}

การคำนวณจากการสังเกตการณ์ความหนาแน่นและอุณหภูมิของอิเล็กตรอนในกระจุกดาวที่อยู่นอกสมดุลความร้อน โดยกล้องโทรทรรศน์ อวกาศจันทราได้ดำเนินการในปี 2023 แต่พิสูจน์แล้วว่าจำเป็นต้องมีเครื่องมือวัดรังสีเอกซ์ที่มีความแม่นยำและขนาดใหญ่ขึ้นเพื่อแยกแยะคุณสมบัติที่แท้จริงของกระจุกดาวในระดับกาแล็กซี^{[ 11 ]}

กระจุกดาว บางกลุ่มมีรัศมีคลื่นวิทยุอยู่ตรงกลาง ซึ่งปล่อยรังสีวิทยุที่อ่อนแต่ตรวจจับได้ การสังเกตรัศมีเหล่านี้ร่วมกับ การวัด การหมุนฟาราเดย์ (RM) ของกาแล็กซีวิทยุในหรือหลังกระจุกดาวถูกนำมาใช้เพื่อศึกษา สนามแม่เหล็กของกระจุกดาวขนาดใหญ่^{[ 12 ]}

พลาสมาในบริเวณของกระจุกดาวที่มีเวลาการเย็นตัวสั้นกว่าอายุของระบบ ควรจะเย็นตัวลงเนื่องจากการแผ่รังสีเอ็กซ์ที่รุนแรง โดยการปล่อยรังสีเป็นสัดส่วนกับกำลังสองของความหนาแน่น เนื่องจากความหนาแน่นของ ICM สูงที่สุดที่บริเวณใจกลางของกระจุกดาว เวลา การเย็นตัวจากการแผ่รังสีจึงลดลงอย่างมาก^{[ 13 ]}ก๊าซที่เย็นตัวลงตรงกลางไม่สามารถรองรับน้ำหนักของก๊าซร้อนภายนอกได้อีกต่อไป และการไล่ระดับความดันจะขับเคลื่อนการไหลของก๊าซเย็นตัวโดยก๊าซร้อนจากบริเวณภายนอกจะไหลอย่างช้าๆ เข้าสู่ใจกลางของกระจุกดาว การไหลเข้านี้จะส่งผลให้เกิดบริเวณของก๊าซเย็น และด้วยเหตุนี้จึงเป็นบริเวณของการก่อตัวดาวฤกษ์ ใหม่ ^{[ 14 ]} อย่างไรก็ตาม เมื่อเร็วๆ นี้ ด้วยการเปิดตัวกล้องโทรทรรศน์รังสีเอ็กซ์รุ่นใหม่ เช่น หอดู ดาวรังสีเอ็กซ์จันทรา ภาพของกระจุกกาแล็กซีที่มีความละเอียดเชิงพื้นที่ที่ดีขึ้นจึงถูกถ่ายได้ ภาพใหม่เหล่านี้ไม่ได้แสดงสัญญาณของการก่อตัวดาวฤกษ์ใหม่ในระดับเดียวกับที่เคยคาดการณ์ไว้ในอดีต ซึ่งกระตุ้นให้เกิดการวิจัยเกี่ยวกับกลไกที่จะป้องกันไม่ให้ ICM ตรงกลางเย็นตัวลง^{[ 13 ]}

การจำลองโดย Eric Rohr และคณะของกระจุกกาแล็กซี 352 แห่งในซอฟต์แวร์ TNG-Cluster ในปี 2024 พบว่ากระจุกที่มีมวลน้อยกว่าและค่าเรดชิฟต์สูงกว่ามีแนวโน้มที่จะเย็นตัวลงได้ง่ายกว่า^{[ 15 ]}การจำลองนี้ยังแสดงให้เห็นว่าต้นกำเนิดของกระจุกกาแล็กซีมีแนวโน้มที่จะมีอุณหภูมิต่ำกว่าและมีอัตราส่วนของมวล ICM เย็นต่อมวล ICM ทั้งหมดและต่อ มวล ฮาโลของกระจุกกาแล็กซี ทั้งหมดสูงกว่า Rohr คาดการณ์ว่าหลุมดำมวลมหาศาล ภายในกระจุกกาแล็กซีเป็นปัจจัยสำคัญที่สุดที่ทำให้เกิดมวล ICM เย็นโดยรวมในกระจุกกาแล็กซีเนื่องจากผลกระทบของ พลังงานจลน์รวมของพวกมันต่อการก่อตัวของดาวฤกษ์

มีคำอธิบายที่เป็นที่นิยมสองประการเกี่ยวกับกลไกที่ป้องกันไม่ให้ ICM ส่วนกลางเย็นตัวลง ได้แก่ การป้อนกลับจากนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ผ่านการฉีดเจ็ตพลาสมา ที่มีความเร็วสูง ^{[ 16 ]}และการกระเพื่อมของพลาสมา ICM ระหว่างการรวมตัวกับกลุ่มย่อย^{[ 17 ] [ 18 ]}สามารถมองเห็นเจ็ตของวัสดุที่มีความเร็วสูงจากนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ได้ในภาพที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์ที่มีความละเอียดเชิงมุม สูง เช่น หอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา

การวัดการหมุนฟาราเดย์ (RM) ของกาแล็กซีในกระจุกกาแล็กซีมักแสดงสนามแม่เหล็กที่มีความแรงเพียงไม่กี่ไมโครเกาส์ (μG) แต่ก็มีการสังเกตพบพื้นที่ที่มีสนามแม่เหล็กสูงถึง ~10 μG สนามแม่เหล็กเหล่านี้มีความแตกต่างกันอย่างมากทั่วทั้ง ICM ในระดับตั้งแต่ 100 พาร์เซกถึง 10 กิโลพาร์เซก โดยการศึกษา RM ที่รัศมีหลายระดับจากศูนย์กลางของกระจุกกาแล็กซี สเปกตรัมกำลังของสนามแม่เหล็กสามารถจำลองได้เป็นฟังก์ชันของระยะทางจากศูนย์กลางของกระจุกกาแล็กซีและความหนาแน่นของก๊าซ กฎกำลังที่มีความชันใกล้เคียงกับดัชนี Kolmogorov สามารถใช้จำลองกระจุกกาแล็กซีบางกระจุกได้ แต่ก็มีการสังเกตพบกระจุกกาแล็กซีที่มีความชันตื้นกว่าเช่นกัน^{[ 12 ]}

• สสารระหว่างดวงดาว
• สสารระหว่างกาแล็กซี