Le Grand Nuage de Magellan, en abrégé GNM[4] (on trouve aussi souvent LMC dans la littérature en référence à l'anglais Large Magellanic Cloud), est une galaxie naine de type SB(s)m appartenant au Groupe local et située dans les constellations de la Dorade et de la Table. Satellite de la Voie lactée, il s'agit d'une petite galaxie spirale magellanique, caractérisée par une grande barre et un seul bras spiral. La base de données NASA/IPAC rapporte un échantillon de près de 25 000 mesures dont la moyenne donne une distance de 50 ± 3 kpc (∼163 000 al). En 2019, cette distance est déterminée avec une précision de 1 % : 49,59 ± 0,54 kpc[5]. C'est la troisième galaxie la plus proche de la Voie lactée, après les galaxies naines du Grand Chien et du Sagittaire. D'un diamètre de ∼ 14 000 a.l. (∼ 4 290 pc)[6], c'est la quatrième plus massive du Groupe local après la galaxie d'Andromède (M31), la Voie lactée et la galaxie du Triangle (M33).
Sa morphologie particulière l'a longtemps fait classer parmi les galaxies irrégulières jusqu'à ce qu'on identifie une barre et un bras spiral déformés à l'origine de sa classification comme spirale magellanique, un type de galaxies naines dont il est le prototype. Le sud de la barre est par ailleurs relié au Petit Nuage de Magellan par un pont de gaz et d'étoiles appelé le pont magellanique. Il contribue également au courant magellanique, une structure arrachée aux Nuages (principalement au Petit Nuage), probablement par les forces de marée galactique de la Voie lactée.
La Voie lactée pourrait entrer en collision avec le Grand Nuage de Magellan dans 2 milliards d'années, bien avant la collision prévue avec la galaxie d'Andromède. Jusqu'à une date récente les astronomes pensaient que le Grand Nuage de Magellan était en orbite autour de notre galaxie ou que du fait de sa grande vitesse de déplacement elle échapperait à la force de gravité de celle-ci. Cependant des mesures récentes montrent que le Grand Nuage de Magellan a deux fois plus de matière noire que ce que l'on pensait auparavant. Les chercheurs affirment que le Grand Nuage de Magellan, qui a une masse plus importante que prévu, perd rapidement de l'énergie et est condamné à entrer en collision avec notre galaxie[8].
Structure et composition
La barre du Grand Nuage de Magellan semble incurvée, ses extrémités étant plus proches de la Voie lactée que sa région centrale[9]. La galaxie elle-même est inclinée de telle sorte que ses régions nord-est sont plus proches de notre galaxie que ses régions sud-ouest, comme cela avait été remarqué dès 1986 par l'étude de ses céphéides[10].
Cette inclinaison a depuis été confirmée par de multiples mesures à l'aide des céphéides[11], des étoiles du red clump[12] et du sommet de la branche des géantes rouges[13], chacune de ces études arrivant à la conclusion que le plan moyen du disque du Grand Nuage de Magellan est incliné d'environ 35° par rapport au plan du ciel (son inclinaison serait nulle s'il était vu de face).
Des analyses plus poussées sur la cinématique des étoiles carbonées ont montré que ce disque est par ailleurs épais[13] et gauchi[14]. Enfin, la dynamique des amas stellaires du Grand Nuage de Magellan correspond bien à celle d'une distribution spatiale autour d'un disque[15], ces amas étant de surcroît distribués autour du même disque que celui de l'ensemble de la galaxie[16].
Les deux Nuages de Magellan sont englobés dans une région H I commune, c'est-à-dire un vaste nuage d'hydrogène atomique neutre, dont la présence incite à penser que ces deux galaxies naines ont été durablement en interaction gravitationnelle l'une avec l'autre[19].
Objets notables
Le Grand Nuage de Magellan possède de très nombreux objets célestes notables. Parmi ceux-ci :
En septembre 2023, un collectif d'astronomes appelle l'Union astronomique internationale à changer les noms des deux galaxies Grand nuage de Magellan et Petit nuage de Magellan. En effet, leur nom rend hommage au navigateur Ferdinand de Magellan, critiqué pour avoir réduit en esclavage des populations autochtones[26] et colonisé violemment des pays du sud. De surcroît, les galaxies n'ont pas été « découvertes » par le Portugais, mais étaient déjà connues des populations locales avant son arrivée. Par ailleurs, ce n'est qu'au XIXe siècle que son nom a été associé à ces amas d'étoiles[27].
↑(en) G. Pietrzyński, D. Graczyk, A. Gallenne et al., « A distance to the Large Magellanic Cloud that is precise to one per cent », Nature, vol. 567, , p. 200-203 (DOI10.1038/s41586-019-0999-4).
↑(en) Annapurni Subramaniam, « Large Magellanic Cloud Bar: Evidence of a Warped Bar », The Astrophysical Journal Letters, vol. 598, no 1, , L19-L22 (lire en ligne)DOI10.1086/380556
↑(en) J. A. R. Caldwell et I. M. Coulson, « The geometry and distance of the Magellanic Clouds from Cepheid variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 218, , p. 223-246 (lire en ligne)
↑(en) S. Nikolaev, A. J. Drake, S. C. Keller, K. H. Cook, N. Dalal, K. Griest, D. L. Welch et S. M. Kanbur, « Geometry of the Large Magellanic Cloud Disk: Results from MACHO and the Two Micron All Sky Survey », The Astrophysical Journal, vol. 601, no 1, , p. 260-276 (lire en ligne)DOI10.1086/380439
↑(en) K. A. G. Olsen et C. Salyk, « A Warp in the Large Magellanic Cloud Disk? », The Astronomical Journal, vol. 124, no 4, , p. 2045-2053 (lire en ligne)DOI10.1086/342739
↑ a et b(en) Roeland P. van der Marel et Maria-Rosa L. Cioni, « Magellanic Cloud Structure from Near-Infrared Surveys. I. The Viewing Angles of the Large Magellanic Cloud », The Astronomical Journal, vol. 122, no 4, , p. 1807-1826 (lire en ligne)DOI10.1086/323099
↑(en) David R. Alves et Cailin A. Nelson, « The Rotation Curve of the Large Magellanic Cloud and the Implications for Microlensing », The Astrophysical Journal, vol. 542, no 2, , p. 789-803 (lire en ligne)DOI10.1086/317023
↑(en) Robert A. Schommer, Nicholas B. Suntzeff, Edward W. Olszewski et Hugh C. Harris, « Spectroscopy of giants in LMC clusters. II - Kinematics of the cluster sample », The Astronomical Journal, vol. 103, , p. 447-459 (lire en ligne)DOI10.1086/116074
↑(en) Aaron J. Grocholski, Ata Sarajedini, Knut A. G. Olsen, Glenn P. Tiede et Conor L. Mancone, « Distances to Populous Clusters in the Large Magellanic Cloud via the K-band Luminosity of the Red Clump », The Astronomical Journal, vol. 134, no 2, , p. 680-693 (lire en ligne)DOI10.1086/519735
↑(en) V. Lebouteiller, J. Bernard-Salas, B. Brandl, D. G. Whelan, Yanling Wu, V. Charmandaris, D. Devost et J. R. Houck, « Chemical Composition and Mixing in Giant H II Regions: NGC 3603, 30 Doradus, and N66 », The Astrophysical Journal, vol. 680, no 1, , p. 398-419 (lire en ligne)DOI10.1086/587503
↑(en) M. Heydari-Malayeri, F. Meynadier, V. Charmandaris, L. Deharveng, Th. Le Bertre, M. R. Rosa et D. Schaerer, « The stellar environment of SMC N81 », Astronomy and Astrophysics, vol. 411, no 3, , p. 427-435 (lire en ligne)DOI10.1051/0004-6361:20031360