Le Grand Nuage de Magellan est une galaxie voisine de la Voie Lactée, notre propre galaxie. Elle n’est distante que de 160,000 XNUMX années-lumière, bien moins que la plus célèbre galaxie d’Andromède, distante de deux millions d’années-lumière. Le Grand Nuage de Magellan attire moins l’attention car il est moins photogénique, moins lumineux et nettement plus petit que les galaxies de la Voie lactée et d’Andromède.
Le Grand Nuage de Magellan a une masse d’environ dix milliards de Soleils, ce qui en fait seulement environ 1/10ème de la masse de la Voie Lactée. Le Grand Nuage de Magellan est appelé « nuage » en raison de son apparence ressemblant à un nuage – sa composition n’est pas fondamentalement différente de celle de toute autre galaxie. Les études du Grand Nuage de Magellan ont trouvé 400 nébuleuses planétaires, 60 amas globulaires et 700 amas ouverts, avec des centaines de milliers d’étoiles géantes et supergéantes. La supernova la plus récente, Supernova 1987a, s’est produite dans le Grand Nuage de Magellan. Les observations de phénomènes stellaires dans le nuage sont utilisées depuis des générations pour familiariser les astronomes avec différentes classes d’objets célestes.
Le Grand Nuage de Magellan est classé comme une galaxie irrégulière, bien qu’il ait une barre proéminente en son centre qui indique qu’il peut avoir été une spirale barrée dans le passé. Le Grand Nuage de Magellan est la deuxième galaxie la plus proche de la Voie Lactée – seule la Sphéroïde naine du Sagittaire est plus proche, à une distance de seulement 51,000 100,000 années-lumière. C’est très proche, car la galaxie de la Voie lactée elle-même n’a qu’un diamètre de XNUMX XNUMX années-lumière.
Comme pour les autres galaxies, la distance au Grand Nuage de Magellan est mesurée à l’aide de ce que les astronomes appellent des bougies standard, les plus populaires étant les étoiles variables céphéides. Les variables céphéides s’embrasent et se refroidissent sur des intervalles périodiques largement fixes. Parce que la période de leur variabilité est fortement corrélée à leur magnitude absolue, la magnitude absolue des variables céphéides distantes peut être connue en observant leur période. Une fois que les magnitudes absolue et observée de l’étoile sont connues, sa distance peut être calculée.