Dans le cadre de ce mémoire, l'attention est dirigée vers le pont de matière reliant le PNM au GNM. S'il s'agit d'une structure moins grande que le RM, elle n'en reste pas moins importante pour comprendre l'histoire du système magellanique. Afin de construire un portrait juste de la région inter-nuages, mentionnons les observations pertinentes qui en ont été faites.
D'abord, les observations radio de Mathewson & Ford (1984) montrent un pont de
gaz HI reliant les deux NM, dont la vitesse radiale a des valeurs
intermédiaires entre celle du GNM et celle du PNM (figure
). Il semble aussi que le PNM ait une importante
profondeur le long de notre ligne de visée, tout particulièrement du
côté est, celui le plus rapproché du GNM. En effet, Hatzidimitriou et
al. (1993) ont montré que la vitesse radiale des étoiles de la branche
horizontale dans l'aile nord-est du PNM croît avec la distance le long
de notre ligne de visée.
En 1990, Irwin et al. ont découvert la contrepartie stellaire du pont de HI sous la forme d'une jeune population d'étoiles bleues dont la vitesse radiale est aussi intermédiaire entre celle des deux NM. Récemment, Demers et Battinelli (1998), en étudiant le diagramme couleur-magnitude de plusieurs champs dans la région inter-nuages, ont montré que la distance des étoiles décroît du PNM au GNM, et qu'un sursaut de formation d'étoiles s'est produit il y a 15 à 25 millions d'années.
Il faut ajouter à ces découvertes le projet de longue haleine entrepris
par KDI (dans lequel s'inscrit le présent travail de maîtrise) pour
déterminer la cinématique des étoiles C dans la périphérie des NM ainsi
que dans la région inter-nuages où des étoiles C ont été
trouvées, voir figure . Kunkel et al (1997a) ont annoncé, à
partir de la courbe de rotation du GNM, la découverte d'une importante
structure correspondant à un anneau autour du GNM. En effet, la
dispersion des vitesses radiales des étoiles C est plus grande le long
de l'axe joignant les deux NM. Si cette observation est confirmée, cela
signifie que de la matière originant du PNM forme un anneau de débris
autour du GNM. Peut-on observer des étoiles s'étant ainsi formées
dans le PNM pour ensuite être propulsées vers le GNM? Voilà ce à quoi je
tente de répondre.
La somme de ces observations cadre très bien avec le modèle d'interaction de marée. Voilà 200 millions années, les NM auraient frôlé la collision en passant à moins de 3 kpc l'un de l'autre, provoquant la formation d'un pont de matière dans lequel des étoiles se seraient ensuite formées. Effectivement, de petits amas d'étoiles jeunes s'y retrouvent. En outre, ce modèle prévoit également la profondeur du PNM le long de la ligne de visée. C'est grâce à la double explication à la fois de ce pont de matière et du RM qu'est si bien accepté le modèle de Murai et Fugimoto. Quant à l'autre modèle, celui du freinage des gaz, Moore et Davis n'abordent même pas le sujet du pont de matière de la région inter-nuages.