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« Champ magnétique stellaire » : différence entre les versions

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Version du 25 décembre 2012 à 16:15

Le champ magnétique du Soleil est le moteur de cette éjection massive de plasma.

Le champ magnétique stellaire est un champ magnétique généré par le mouvement du plasma à l'intérieur une étoile. Il peut également désigner le champ magnétique entourant un objet compact.

Le champ magnétique stellaire crée la magnétosphère des étoiles et intervient dans le processus de création des taches solaires et des boucles coronales[1].

Mesure

Le bas du spectre montre l'effet Zeeman après un champ magnétique appliqué à la source du haut.

Le champ magnétique de l'étoile peut être mesuré à l'aide de l'effet Zeeman[2]. Normalement, les atomes d'une étoile vont absorber certaines fréquences d'énergie dans le spectre électromagnétique, produisant ainsi des lignes d'absorption sombres dans le spectre. Lorsque les atomes sont dans un champ magnétique, les lignes deviennent divisées en plusieurs lignes espacées étroitement. L'énergie est également attirée avec une orientation qui dépend de l'orientation du champ magnétique. Ainsi, la force et la direction du champ magnétique de l'étoile peuvent être déterminées par l'observation des lignes avec l'effet Zeeman[3].

Un spectro-polarimètre stellaire est utilisé pour mesurer le champ magnétique d'une étoile.Cet instrument se compose d'un spectrographe et d'un polarimètre. Le premier instrument à être consacrée à l'étude des champs magnétiques stellaires était NARVAL, qui était monté sur le télescope Bernard Lyot, au Pic du Midi de Bigorre, dans les montagnes des Pyrénées françaises[4].

Champ généré

Les champs magnétiques stellaires, selon la théorie de la dynamo solaire, sont causées au sein de la zone convective de l'étoile[5]. La circulation par convection des fonctions conductrices plasma détruit l'étoile du champ magnétique, puis génère un champ magnétique dipolaire. Alors que l'étoile subit une rotation différentielle, le magnétisme est enroulé dans un champ toroïdal de « cordes de flux » qui deviennent enroulées autour de l'étoile. Les champs peuvent devenir très concentrés lorsque la production de l'activité émergent a la surface[6].

Le champ magnétique d'un corps rotatif de gaz ou d'un liquide conducteur développe l'auto amplification des courants électriques, et donc, un champ magnétique auto produit. Ceci se développe en raison d'une combinaison de la rotation différentielle (vitesse angulaire différente, de parties du corps diverses), les forces de coriolis et l'induction. La distribution des courants peut être assez compliqué. il y a de nombreuses boucles ouvertes et fermées, donc le champ magnétique de ces courants à leur voisinage immédiat sont très tordu. À de grandes distances les champs magnétiques des courants circulant dans des directions opposées s'annulent et un champ dipolaire net survit et diminue lentement avec la distance. Parce que le flux principal des courants dans la direction du mouvement de masse conducteur (courants équatoriaux), la composante principale du champ magnétique généré est le champ de dipôle de la boucle de courant équatorial, produisant ainsi des pôles magnétiques à proximité des pôles géographiques d'un corps rotatif.

Les champs magnétiques de tous les corps célestes sont souvent aligné avec la direction de rotation. Il y a certaines exceptions notables comme certains pulsars. La direction du champ magnétique qu'ils produisent, en alternance, plus ou moins périodiquement, en changeant l'amplitude et la direction inverse est toujours plus ou moins alignée avec l'axe de rotation.

Le champ magnétique de surface de SU Aur (une jeune étoile de type T Tauri), imagé par Zeeman-Doppler

Activité de surface

Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense sur la surface d'une étoile. (Sur le Soleil, on les appelle les taches solaire). Ceux-ci forment une composante visible de tubes de flux magnétiques qui sont formés dans la zone de convection d'une étoile [7]. Des boucle coronales forment souvent des taches stellaires , formant ainsi des lignes de champ magnétique qui s'étendent dans la Couronne solaire. Ceux-ci servent à leur tour pour chauffer la couronne à des températures à plus de un million de kelvins[8]. .

Les champs magnétiques liés aux taches stellaires et des boucles coronales sont liés à des éruptions et l'éjection de masse coronale associée. Le plasma est chauffé à des dizaines de millions de kelvins, et les particules sont accélérées loin de la surface de l'étoile à des vitesses extrêmes[8].


Magnétosphère

Une étoile avec un champ magnétique génère une magnétosphère qui s'étend vers l'extérieur dans l'espace entourant. Les lignes de champ de ce domaine proviennent d'un pôle magnétique sur l'étoile, puis terminer à l'autre pôle, formant ainsi une boucle fermée. La magnétosphère contient des particules chargées qui sont pris au piège du vent stellaire, qui ensuite se déplacer le long de ces lignes de champ. Comme l'étoile tourne, la magnétosphère tourne avec lui, traînant les particules chargées avec lui[9].

Comme les étoiles émettent des matières avec un vent stellaire de la photosphère, la magnétosphère crée un couple sur la matière éjectée. Il en résulte d'un transfert de moment angulaire de l'étoile à l'espace environnant, entraînant un ralentissement de la vitesse de rotation stellaire. Les étoiles en rotation rapide ont un plus grand taux de perte de masse, entraînant une rapide perte de vitesse. Comme la vitesse de rotation ralentit, la décélération angulaire ralentit aussi. Par ce moyen, une étoile peut se rapprocher progressivement, mais jamais atteindre l'état de la rotation zéro[10].

Étoiles magnétiques

Parmi les étoiles générant un champ magnétique[11], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masses solaires - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c'est-à-dire qu’elles sont le siège d'un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.

Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».

Les objets astronomiques compacts et à rotation rapide (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs) ont des champs magnétiques extrêmement forts.

Magnétar

Article détaillé : Magnétar.

Une étoile à neutrons possédant un champ magnétique très puissant est un magnétar, résultant d'une supernova à effondrement de cœur. L'existence de ce type d'étoile a été confirmée en 1998 avec l'étude de l'étoile SGR 1806-20[12].

Notes et références

Notes

Références

  1. ↑ (en)Jerome James Brainerd, « X-rays from Stellar Coronas », The Astrophysics Spectator,
  2. ↑ J. P. Zahn, « Le magnétisme stellaire », L'Astronomie, vol. 77,‎ , p. 313 (résumé, lire en ligne)
  3. ↑ (en) Gibor Basri, « Big Fields on Small Stars », Science, vol. 311, no 5761,‎ , p. 618–619 (PMID 16456068, DOI 10.1126/science.1122815)
  4. ↑ http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1026.htm
  5. ↑ http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_activite-solaire/so-effet-dynamo.html
  6. ↑ (en)J. H. Piddington, « On the origin and structure of stellar magnetic fields », Astrophysics and Space Science, vol. 90, no 1,‎ , p. 217–230 (DOI 10.1007/BF00651562, Bibcode 1983Ap&SS..90..217P)
  7. ↑ (en)Jonathan Sherwood, « Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee », University of Rochester,
  8. ↑ a et b (en) H. S. Hudson et T. Kosugi, « How the Sun's Corona Gets Hot », Science, vol. 285, no 5429,‎ , p. 849 (DOI 10.1126/science.285.5429.849, Bibcode 1999Sci...285..849H, résumé)
  9. ↑ (en) Amos Harpaz, Stellar evolution, A. K. Peters, Ltd, coll. « Ak Peters Series », (ISBN 1-56881-012-1), p. 230
  10. ↑ (en)Kyoji Nariai, « Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation », Astrophysics and Space Science, vol. 3, no 1,‎ , p. 150–159 (DOI 10.1007/BF00649601, Bibcode 1969Ap&SS...3..150N)
  11. ↑ (en) J. D. Landstreet, « Magnetic fields at the surfaces of stars », Astronomy and Astrophysics Review, vol. 4,‎ , p. 35-77 (résumé, lire en ligne)
  12. ↑ (en)D. Isbell et T. Tyson, « Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars », NASA/Goddard Space Flight Center,

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

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