Межгалакти́ческая среда́, крайне разреженная среда, заполняющая пространство между галактиками. Она включает в себя как вещество, состоящее из атомов и представляющее собой очень неоднородный по плотности и по температуре разреженный газ, так и гипотетическую тёмную материю, которая взаимодействует с веществом лишь посредством гравитационных сил. Кроме того, среда между галактиками пронизывается электромагнитным излучением различных длин волн, а также потоками нейтрино и высокоэнергичных частиц космических лучей, рождённых в галактиках. В пространстве между галактиками в группах и скоплениях галактик присутствует также некоторое количество звёзд, покинувших галактики или возникших в межгалактическом пространстве из холодного газа, потерянного галактиками, главным образом в результате взаимодействий между ними. Излучение межгалактических звёзд проявляет себя как наличие слабо светящегося фона в скоплениях галактик.

Низкая плотность межгалактической среды, в которой почти нет пыли (в отличие от межзвёздной среды в галактиках), делает её практически прозрачной для излучения любых длин волн, благодаря чему межгалактическая среда не препятствует наблюдению даже очень далёких объектов на расстояниях в миллиарды световых лет. Однако более 12 млрд лет назад, когда формирование галактик только начиналось, межгалактический газ был более плотным и в основном нейтральным, и поэтому непрозрачным для ионизующего излучения.

Имеющиеся пока немногочисленные наблюдательные данные согласуются с теоретическими выводами, полученными в рамках численных космологических моделей, о том, что межгалактический газ (вместе с тёмной материей, преобладающей по массе над газом) образует в пространстве длинные и неоднородные по плотности волокна различной толщины – филаменты, протянувшиеся между отдельными скоплениями и группами галактик. Эти межгалактические филаменты образуют крупномасштабную разветвлённую «сетчатую» структуру наблюдаемой Вселенной. Помимо филаментов, межгалактическая среда концентрируется в группах и скоплениях галактик, где масса разреженного межгалактического газа может значительно превышать суммарную массу галактик в этих системах.

Если не считать гипотетической тёмной материи, основной составляющей межгалактической среды является ионизованный газ (почти исключительно водород и гелий) с температурой от сотен тысяч градусов в филаментах до десятков миллионов градусов в скоплениях галактик. На долю межгалактического газа, по-видимому, приходится основное количество вещества, существующего в природе, – его значительно больше, чем заключено в отдельных галактиках. Однако вследствие очень низкой плотности газа его трудно наблюдать непосредственно: газ прозрачен, и его излучение очень слабо. Из-за низкой плотности характерное время остывания межгалактического газа очень велико, так что горячий газ в скоплениях может сохранять высокую температуру миллиарды лет даже при отсутствии постоянно действующих источников нагрева.

Основное отличие межгалактического газа от межзвёздного газа в галактиках (помимо более низкой плотности) – более низкое содержание химических элементов тяжелее гелия, поскольку эти элементы рождаются в звёздах, которые сосредоточены в галактиках. Поэтому межгалактический газ на больших расстояниях от галактик можно рассматривать как остатки той первичной газовой среды, из которой миллиарды лет назад сформировались галактики. Вблизи отдельных галактик межгалактическая газовая среда оказывается частично смешанной с газом, выброшенным из галактик в процессе интенсивного звездообразования, приливных взаимодействий галактик или активности их ядер, и поэтому может содержать заметное количество тяжёлых элементов. В окрестности некоторых галактик (в том числе нашей) обнаружены облака сравнительно холодного нейтрального водорода (облака HI).

Характерная плотность межгалактического газа такова, что один атом вещества приходится на несколько тысяч или десятков тысяч кубических сантиметров пространства (что соответствует значениям плотности 10^–25–10^–24 кг/м³). Тем не менее к межгалактическому газу вполне применимы законы газодинамики и термодинамики, несмотря на большую длину свободного пробега атомов. Например, межгалактический газ может оказывать ощутимое давление на межзвёздную среду в галактиках, в нём могут также наблюдаться ударные волны, связанные со столкновением газовых масс.

Рентгеновское изображение скопления галактик Волос Вероники (Coma), полученное в диапазоне 0,4–2 кэВ космической обсерваторией «Спектр-РГ». Диффузное свечение исходит от межгалактического газа. Отдельные точечные источники – это преимущественно активные ядра далеких галактик. Слабое рентгеновское «облако» ниже и правее скопления принадлежит группе галактик, которая падает на скопление. Размер стороны рисунка соответствует 10 Мпк на расстоянии скопления от нас. Перевод: БРЭ.Рентгеновское изображение скопления галактик Волос Вероники (Coma), полученное в диапазоне 0,4–2 кэВ космической обсерваторией «Спектр-РГ». Диффузное свечение исходит от межгалактического газа. Отдельные точечные источники – это преимущественно активные ядра далеких галактик. Слабое рентгеновское «облако» ниже и правее скопления принадлежит группе галактик, которая падает на скопление. Размер стороны рисунка соответствует 10 Мпк на расстоянии скопления от нас. Перевод: БРЭ.Благодаря высокой температуре тепловое излучение газа в скоплениях приходится на рентгеновскую область спектра, поэтому его удаётся обнаружить прямыми наблюдениями с помощью рентгеновских космических телескопов. Эти наблюдения позволяют оценить не только температуру газа, но и его плотность и массу. Оказалось, что полная масса межгалактического газа в скоплении может значительно превышать суммарную массу звёзд всех галактик, входящих в состав скопления, т. е. содержать основное количество вещества скопления. Данные о температуре газа и его распределении внутри скопления галактик, получаемые в результате рентгеновских наблюдений, позволяют также оценить полную массу скопления, в гравитационном поле которого газ наблюдается.

Межгалактический газ доступен наблюдениям не только по его рентгеновскому излучению, но и по поглощению в спектральных линиях различных атомов. Эти линии возникают в спектрах тех далёких источников (обычно квазаров), которые на небе видны на небольшом угловом расстоянии от галактик, так что свет от них на пути к наблюдателю проходит сквозь окологалактический газ. Спектральные наблюдения позволяют по линиям поглощения измерить не только число поглощающих атомов на луче зрения и температуру окологалактического газа, но и измерить скорости газа, что позволяет узнать о его движении относительно галактики.

Ионизованный межгалактический газ, заполняющий скопления галактик, выдаёт своё присутствие также по наблюдаемому рассеянию фонового реликтового излучения на электронах горячей плазмы. Такое рассеяние приводит к изменению спектра реликтового излучения в направлении на скопления, и этот эффект регистрируется наблюдательными средствами (эффект Сюняева – Зельдовича).

Межгалактический газ играет очень важную роль в эволюции галактик. Он может выпадать (аккрецировать) на галактики, пополняя запасы межзвёздного газа в них и влияя на процессы звездообразования и на химический состав газа в галактиках. А при быстром движении галактики в скоплении может происходить «выдувание» межзвёздного газа из гало и из диска галактики набегающим потоком межгалактического газа. Следствия этих процессов наблюдаются в различных галактиках в скоплениях.