La respuesta a su primera pregunta es "Sí, la temperatura a la que se hace referencia es la temperatura 'normal', que refleja la energía cinética promedio de las partículas de gas".

La respuesta a tu segunda pregunta es un poco más compleja:

Función de refrigeración

El gas se enfría mediante varios procesos, con una eficiencia que depende de la temperatura, la densidad y la composición del gas. A temperaturas "bajas", la mayor parte del enfriamiento ocurre porque las partículas chocan y su energía cinética se usa para excitar o incluso ionizar átomos. Posteriormente, los átomos se recombinan o desexcitan, emitiendo radiación que puede llevar energía fuera del sistema.

La mayor parte del gas en el Universo es hidrógeno, que se enfría más eficientemente alrededor$10^4\,\mathrm{K}$. A temperaturas más altas, el helio se convierte en el principal contribuyente. Además, varios metales contribuyen a varias temperaturas dependiendo de su densidad y estado de ionización. A temperaturas muy altas ($\gtrsim10^7\,\mathrm{K}$) donde el gas está altamente ionizado, el enfriamiento ocurre principalmente a través de bremsstrahlung, es decir, la desaceleración de partículas cargadas por otras partículas cargadas.

La siguiente figura (de Mo, Bosch & White 2010 ) muestra la función de enfriamiento para varias metalicidades (con mis propias anotaciones):

Colapso de halos gaseosos

Entonces, ¿qué hace que el medio intracúmulo (ICM) sea diferente del medio interestelar (ISM)? En el Universo en expansión, las sobredensidades intentan contraerse. Estas sobredensidades pueden alcanzar el equilibrio hidrostático solo si el enfriamiento radiativo es pequeño. Si la escala de tiempo de enfriamiento$t_\mathrm{cool}$es mucho menor que la escala de tiempo de caída libre$t_\mathrm{ff}$, puede colapsar y formar estrellas. A partir del teorema virial, que da la relación entre la energía potencial y cinética del sistema, se puede calcular la relación entre las dos escalas de tiempo. Es un poco demasiada matemática para esta publicación, pero no es difícil. Recomiendo leer el capítulo 8.4 en Mo, Bosch & White (2010). Su Fig. 8.6 muestra un diagrama de enfriamiento con el lugar geométrico de$t_\mathrm{cool} = t_\mathrm{ff}$en el plano densidad-temperatura:

Por encima del lugar, el enfriamiento es efectivo y la nube puede colapsar. Las líneas discontinuas inclinadas son líneas de masa de gas constante. Ahora ves que incluso para la metalicidad solar (la$Z = Z_\odot$línea), nubes de masas de gas más grandes que$\sim10^{13}\,M_\odot$son incapaces de enfriar. Esta es la diferencia fundamental entre una galaxia y un cúmulo. Ambas son sobredensidades que resistieron la expansión, pero el gas del cúmulo no es capaz de enfriarse y formar estrellas .

vacíos

Cuando la gente habla de "vacíos", por lo general no se refieren al ICM, que es el gas caliente y diluido entre las galaxias de un cúmulo, sino a las inmensas regiones de gas aún más diluido que están... bueno, vacías de galaxias. Echa un vistazo a esta imagen (desde aquí ). Aquí, marqué los grupos con verde y los vacíos con púrpura. También marqué algunos filamentos con cian.

El fondo cósmico de microondas

En cuanto a su última pregunta, el ICM no interactúa mucho con el CMB, por lo que no están en equilibrio termodinámico y no hay conflicto. Una pequeña fracción (<10%) de los fotones CMB interactúa . Esto no cambia el estado del gas, pero tiende a polarizar una fracción del CMB, y esto lo podemos usar para estudiar la historia de ionización del Universo.

EDITAR: Me olvidé del efecto Sunyaev-Zel'dovich , que es la interacción de electrones calientes con fotones CMB. Rob Jeffries discute esto en su respuesta .

Secundo la respuesta de Pela, salvo un añadido. El CMB y el gas intracúmulo interactúan entre sí a través del efecto Compton inverso , mediante el cual los electrones del gas se enfrían al ceder su energía a los fotones del CMB, lo que aumenta su energía.

Este proceso, cuando se aplica al gas caliente en el medio intracluster, también se conoce como efecto Sunyaev-Zel'dovich . Esto hace que el brillo del CMB sea diferente cuando se mira hacia un cúmulo de galaxias.

La importancia de este efecto se puede encontrar en estas notas de Mark Birkinshaw . Esencialmente, el efecto SZ cuando se combina con imágenes de rayos X del gas caliente puede proporcionar información vital sobre la estructura de densidad y la estructura térmica del gas caliente. También resulta que la comparación de las propiedades de rayos X y SZ de un cúmulo puede arrojar un valor para el parámetro de Hubble y proporcionar otras restricciones cosmológicas (por ejemplo, consulte los resultados de Planck presentados en Ade et al. 2015 ).