Nuage à grande vitesse

Les nuages à grande vitesse sont généralement les composants les plus froids et les plus denses du halo galactique. Cependant, le halo lui-même a également une structure multiphasique : de l'hydrogène neutre froid et dense à des températures inférieures à 10⁴ K, du gaz chaud et tiède à des températures comprises entre 10⁴ K et 10⁶ K, et du gaz ionisé chaud à des températures supérieures à 10⁶ K[1]. Cela peut créer une poche de gaz ionisé qui entoure un intérieur neutre dans un nuage à grande vitesse. La preuve de cette interaction entre le gaz froid et le gaz chaud dans le halo provient de l'observation de l'absorption IOV.

Les nuages à grande vitesse sont définis par leurs vitesses respectives, mais les mesures de distance permettent d'estimer leur taille, leur masse, leur densité volumique et même leur pression. Dans la Voie lactée, les nuages sont généralement situés entre 2 et 15 kiloparsecs (6,52x10 ³ année-lumière - 4,89x10⁴ al), et à des hauteurs z (distances au-dessus ou au-dessous du plan galactique) dans les 10 kpc (3,26x10⁴ al)[1]. Le courant de Magellan et le Bras d'attaque (Leading arm) sont à ~55 kpc (1,79x10⁵ al), près des nuages de Magellan, et peuvent atteindre environ 100-150 kpc (3,26x10⁵ al - 4,89x10⁵ al)[1].

Il existe deux méthodes de détermination de la distance pour les nuages à grande vitesse.

La meilleure méthode pour déterminer la distance d'un nuage à grande vitesse consiste à utiliser une étoile du halo de distance connue comme étalon de comparaison. Nous pouvons extraire des informations sur la distance du nuage en étudiant le spectre de l'étoile. Si un nuage est situé devant l'étoile, des raies d'absorption seront présentes, alors que si le nuage est derrière l'étoile, aucune raie d'absorption ne sera présente. Des étoiles du halo qui ont été identifiées par le Sloan Digital Sky Survey ont permis de mesurer les distances de presque tous les grands nuages connus[1].

Les méthodes indirectes dépendent généralement de modèles théoriques et des hypothèses doivent être faites pour qu'elles fonctionnent.

Une des méthodes indirectes implique des observations de raies Hα, où l'on suppose que les lignes d'émission proviennent du rayonnement ionisant de la galaxie, atteignant la surface du nuage.

Une autre méthode utilise des observations approfondies des régions HI dans la Voie lactée et/ou le Groupe local, en supposant que la distribution des nuages dans le Groupe local est similaire à celle de la Voie lactée. Ces observations situent les nuages à 80 kpc (2,61x10⁵ al) de la galaxie, et les observations de la galaxie d'Andromède les situent à environ 50 kpc (1,63x10⁵ al)[1].

Pour les nuages où les deux méthodes sont disponibles, les distances mesurées via l'émission Hα tendent à correspondre à celles trouvées via les mesures directes[1].

Les nuages à grande vitesse sont généralement détectés dans les longueurs d'onde radio et optique, et pour les nuages plus chauds, dans les longueurs l'onde ultraviolet et rayons X. Les nuages d'hydrogène neutre sont détectés par la ligne d'émission de 21 cm. Les observations ont montré que les nuages peuvent avoir des extérieurs ionisés en raison du rayonnement externe ou du mouvement du nuage à travers un milieu halo diffus. Ces composants ionisés peuvent être détectés via les lignes d'émission de Hα et même les lignes d'absorption dans l'ultraviolet. Les gaz chauds des nuages présentent des lignes d'absorption OVI, SiIV et CIV.

La plupart des nuages présentent des largeurs de raies spectrales qui indiquent un milieu chaud et neutre à environ 9000 kelvin. Cependant, de nombreux nuages ont des largeurs de raies indiquant qu'ils sont partiellement composés de gaz froid à moins de 500 kelvin.

Parmi les mécanismes possibles responsables de l'augmentation de la durée de vie d'un nuage, on peut citer la présence d'un champ magnétique qui induit un effet de blindage et/ou la présence de matière noire. Cependant, il n'existe pas de preuves solides de la présence de matière noire dans les nuages. Le mécanisme le plus accepté est celui du blindage dynamique, qui augmente le temps Kelvin-Helmholtz. Ce processus fonctionne parce que le nuage a un intérieur froid et neutre protégé par un extérieur plus chaud et de plus faible densité, ce qui fait que les nuages HI ont des vitesses relatives plus faibles par rapport à leur environnement.

Jan Oort a proposé que les nuages à grande vitesse étaient des restes de gaz provenant de la formation originale de la galaxie. Il a émis l'hypothèse que si ce gaz se trouvait à la limite de l'influence gravitationnelle de la galaxie, il pourrait, sur des milliards d'années, être entraîné vers le disque galactique et retomber sous forme de nuages[2]. Le modèle de Oort explique la composition chimique des étoiles dans la galaxie. Étant donné une galaxie isolée (c'est-à-dire une galaxie sans assimilation continue de gaz hydrogène), des générations successives d'étoiles devraient générer des étoiles avec des abondances plus élevées d'éléments lourds. Cependant, l'examen des étoiles montre à peu près les mêmes abondances relatives des mêmes éléments, quel que soit l'âge de l'étoile. Les nuages à grande vitesse peuvent expliquer ces observations en injectant continuellement dans la galaxie une partie du gaz primordial responsable de la dilution continue de la galaxie[2].

Une autre théorie présume que du gaz a été éjecté de la galaxie et qu'il y retombe sous forme de nuages à grande vitesse. Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer comment la matière peut être éjectée du disque galactique. L'explication la plus courante fait appel à des explosions de supernovae qui auraient éjecté de grandes bulles de matière[1].

Lorsque des galaxies naines traversent le halo d'une galaxie plus grande, le gaz qui existe en tant que milieu interstellaire de la galaxie naine peut être arraché par les forces de marée et la pression dynamique[1]. Des preuves de ce modèle de formation proviennent des observations du courant de Magellan dans le halo de la Voie lactée. Les caractéristiques quelque peu distinctes des nuages ainsi formés sont également prises en compte par les simulations. Toutefois, la plupart des nuages à grande vitesse de la Voie lactée ne semblent pas associés à une galaxie naine[1].

Un autre modèle, proposé par David Eichler, aujourd'hui à l'Université Ben Gourion du Néguev, et plus tard par Leo Blitz de l'université de Californie à Berkeley, suppose que les nuages sont très massifs, sont situés entre les galaxies, et sont créés lorsque de la matière baryonique s'accumule à proximité de concentrations de matière noire[2]. L'attraction gravitationnelle entre la matière noire et le gaz devait expliquer la capacité des nuages à rester stables même à des distances intergalactiques où la rareté de la matière ambiante devrait faire que les nuages se dissipent assez rapidement. Cependant, maintenant que nous connaissons mieux les distances des nuages à grande vitesse, il semble que ces distances sont incompatibles avec cette théorie.

Dans l'hémisphère nord, on trouve plusieurs grands nuages, mais rien de l'ordre du système de Magellan (voir ci-dessous). Les Complexes A et C ont été les premiers nuages découverts et ont été observés pour la première fois en 1963[2]. Ces deux nuages se sont avérés déficients en éléments lourds, montrant une concentration qui est de 10 à 30 % celle du Soleil[1]. Leur faible métallicité semble être la preuve que les nuages apportent effectivement du gaz frais dans la galaxie. On a estimé que le Complexe C apporte chaque année une masse de gaz équivalente à de 0,1 à 0,2 la masse du soleil, tandis que le Complexe A en apporte environ la moitié. Ce gaz frais représente 10 à 20 % du total nécessaire pour diluer suffisamment le gaz galactique, pour tenir compte de la composition chimique des étoiles[2].

Le Complexe C, l'un des nuages les mieux étudiés, se trouve à une distance d'au moins 14 000 al (environ 4 kpc) mais pas plus de 45 000 al (environ 14 kpc) au-dessus du plan galactique[2].

Le Complexe C a une teneur en azote d'environ 1/50 de celle du Soleil[2]. Les étoiles de masse élevée produisent moins d'azote, par rapport aux autres éléments lourds, que les étoiles de faible masse. Cela implique que les éléments lourds du complexe C peuvent provenir d'étoiles de masse élevée. Les premières étoiles étaient des étoiles de masse supérieure et le complexe C semble être une sorte de fossile, formé en dehors de la galaxie et constitué de gaz de l'ancien univers.

Une étude plus récente sur une autre zone du Complexe C a révélé une métallicité deux fois plus élevée que ce qui avait été signalé à l'origine[2]. Ces mesures ont conduit les scientifiques à penser que le Complexe C a commencé à se mélanger à d'autres nuages de gaz proches et plus jeunes.

Le complexe A est situé à une distance de 25 000 à 30 000 al (8 à 9 kpc) dans le halo galactique[2].

Dans l'hémisphère sud, les nuages les plus importants sont tous associés au système de Magellan, qui comporte deux composantes principales, le courant de Magellan et le Leading arm. Ils sont tous deux constitués de gaz qui a été extrait des grands et petits nuages de Magellan.

La moitié du gaz a été décélérée et se trouve maintenant derrière les nuages dans leurs orbites (c'est la composante courant).

L'autre moitié du gaz (la composante Leading arm) a été accélérée et extraite des galaxies. Le système de Magellan se trouve à environ 180 000 al (55 kpc) du disque galactique, bien que la pointe du courant de Magellan puisse s'étendre jusqu'à 300 000-500 000 al (100-150 kpc)[1].

On pense que l'ensemble du système contribue au moins à 3x10⁸ masse solaire de HI dans le halo galactique, soit environ 30 à 50 % de la masse de HI de la Voie lactée[1].

Le Courant de Magellan est une structure longue et continue avec un gradient de vitesse et de densité de colonne bien défini[1]. On pense que la pointe du courant de Magellan a une vitesse de 300 km/s relativement au référentiel au repos local[1]. Les nuages de courant ont une pression plus faible que les autres nuages parce qu'ils résident dans une zone où le milieu du halo galactique est plus éloigné et a une densité beaucoup plus faible. Le télescope spatial FUSE a trouvé de l'oxygène hautement ionisé mélangé au Courant de Magellan. Cela suggère que le Courant doit être incorporé dans un gaz chaud.

Le Leading arm n'est pas un flux continu, mais plutôt une association de multiples nuages situés dans la région précédant les nuages de Magellan. On pense qu'il a une vitesse de -300 km/s relativement au référentiel au repos local[1]. L'un des nuages du Leading arm présente une composition très similaire au Petit Nuage de Magellan. Cela semble confirmer l'idée que le gaz qui le compose a été arraché de la galaxie et accéléré devant elle par des forces de marée qui déchirent les galaxies satellites et les assimilent dans la Voie lactée.

C'est un autre nuage bien étudié de l'hémisphère sud. Pour en savoir plus, cvoir l'article Nuage de Smith.