Grande parte da massa do universo não está em estrelas ou galáxias, mas no espaço entre elas, conhecido como meio intergalático. É morno e até quente, e é chamado de "meio intergaláctico morno-quente", ou WHIM. Ele contém cerca de 50% da massa normal (ou seja, bariônica, sem incluir a matéria escura) do universo, mas com uma densidade de íons de hidrogênio menor que 100 por metro cúbico.

Em temperaturas entre 100.000 e 10 milhões de Kelvin, é uma rede de "filamentos cósmicos" que são regiões de gás quente e difuso que se estendem entre galáxias. Esses filamentos cósmicos, também chamados de "filamentos galácticos", são as maiores estruturas conhecidas no universo, geralmente de 150 a 250 megaparsecs de comprimento (500 a 800 milhões de anos-luz), este último 8.000 vezes a largura da Via Láctea.

Juntos, eles formam a teia cósmica e formam os limites entre os vazios cósmicos , enormes regiões de espaço vazio que quase não contêm galáxias.

"As propriedades do meio intergaláctico morno-quente nos filamentos cósmicos estão entre as unidades menos quantificadas na astrofísica moderna", escreve uma equipe de cientistas da Europa, principalmente da Alemanha.

Usando um instrumento em um satélite que começou a pesquisar o universo no final de 2019, eles examinaram as emissões de raios X de quase 8.000 filamentos cósmicos e usaram um modelo para determinar a temperatura e o contraste de densidade bariônica do WHIM detectado. Seu trabalho foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics .

Filamentos cósmicos abrangem quase todo o universo. Entre eles há vazios com densidades atômicas em torno de um por metro cúbico. (Esse é um vácuo extremamente intenso — em comparação, a densidade no espaço interestelar dentro da nossa própria galáxia é de um milhão a um trilhão de átomos por metro cúbico, e os melhores vácuos que podem ser criados na Terra são da ordem de 10 16 átomos por metro cúbico.)

O vazio mais próximo de nós é o "Vazio Local". Os filamentos cósmicos conectam galáxias em uma vasta rede; eles são, em sua maioria, cheios de gás, poeira, estrelas e muita matéria escura . Eles são muito quentes, em um estado de plasma, mas não tão quentes ou tão densos quanto o sol, consistindo de átomos de hidrogênio ionizados (um próton), e são detectados pela absorção de luz emitida por quasares.

Para estudar essas estruturas, o grupo usou dados do eROSITA, um instrumento de raios X que fazia parte do observatório espacial russo-alemão Spectrum Roentgen Gamma. (Lançado em julho de 2019, o eROSITA deveria obter imagens de todo o céu por sete anos, mas o instrumento parou de coletar dados em fevereiro de 2022, dois dias após a Rússia invadir a Ucrânia e as relações institucionais se romperem.)

Varreduras "empilhadas" — as mesmas imagens tiradas várias vezes, uma maneira comum de lidar com intensidades fracas de varredura única — foram coletadas entre 12 e 19 de dezembro de 2021 no espectro de raios X de cerca de 1 quilo-elétron-volt (comprimentos de onda de cerca de 1 nm), utilizando quatro pilhas. Eles então usaram um catálogo de filamentos ópticos, compilado em 2011 do Sloan Digital Sky Survey, que contém mais de 63.000 filamentos.

Assumindo os parâmetros cosmológicos padrão para o modelo canônico ?CDM — a constante de Hubble, a densidade da matéria, a densidade dos bárions e a densidade de energia da matéria escura — eles calcularam o comprimento físico dos filamentos.

Seguiu-se uma longa análise de dados. Primeiro, eles obtiveram o perfil de brilho da superfície de todos os filamentos em distâncias discretas ao longo de cada um, contabilizando cuidadosamente uma série de efeitos, como efeitos de projeção, filamentos sobrepostos e subtraindo o fundo local perto de cada filamento .

Em seguida, eles estimaram a fração de cada sinal devido a fontes galácticas não mascaradas, como fontes pontuais detectadas por raios X, aglomerados e grupos de galáxias e outros fatores complicadores. Finalmente, modelos astrofísicos detalhados (alguns de bibliotecas estabelecidas), correções para viés de instrumento e raciocínio estatístico forneceram os perfis de temperatura e densidade mais adequados do gás no meio intergaláctico fraco e quente (WHIM).

A temperatura mais adequada foi 10 6,84 Kelvin, que é cerca de 7 milhões de K. Para o contraste de densidade bariônica — a diferença entre a densidade dos bárions e a densidade média dos bárions — eles encontraram 10 1,88 , que é 76. A densidade da matéria comum, que é composta principalmente de bárions, no WHIM era 76 vezes maior do que a densidade bariônica de fundo do espaço.

O contraste de densidade média deles concorda com simulações numéricas , mas a temperatura relativamente simples que eles calcularam estava perto do limite superior do WHIM emissor de raios X. Isso não foi inesperado, eles escrevem, já que era esperado que a temperatura simples fosse "tendenciosa para a extremidade superior da distribuição de temperatura ao ajustar um espectro com uma natureza multitemperatura".

Espera-se que a compreensão dos filamentos cósmicos emissores de raios X e do WHIM por meio de estudos como este melhore significativamente na próxima década, à medida que localizadores de filamentos aprimorados forem concluídos e uma melhor compreensão das propriedades de raios X de grupos de galáxias, núcleos de galáxias ativos e rajadas rápidas de rádio se desenvolvam , permitindo uma melhor subtração do sinal WHIM total.

Missões de raios X como o Hot Universe Baryon Surveyor e o Line Emission Mapper "serão capazes de explorar um espaço de parâmetros mais amplo das propriedades do WHIM", lançando mais luz metafórica sobre o misterioso meio intergaláctico.