Pr

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Champs Magnétiques à travers lUnivers
Dr. Allan Sacha Brun Service dAstrophysique, CEA
Saclay (sacha.brun_at_cea.fr)

• Evidences observationelles de la présence
  de champ
  magnétique dans lUnivers Equation dinduction
• Techniques Observationnelles
• La Terre et les planètes du système solaire
• Le Soleil et les autres types spectraux détoiles
• Le milieu interstellaire
• La voie lactée et les galaxies

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Champ Magnétique dans Divers Objets
Most Figures from The Cosmic Perspective,
Bennett et al. 2003, ed. Pearson or ESA, NASA.
Champ magnétique B, décroit en un temps
Ohmique Ce temps est long sauf en laboratoire et
dans les petits corps célestes comme les
satellites naturels (lunes) ou planètes, donc la
présence de B dans les planètes et la variabilité
de B dans certains corps (étoiles, galaxies) gt
effet dynamo
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Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
En dehors du syst. solaire (obs. in situ),B ne
peut être obtenu quà partir du rayonnement

émit par les corps
célestes

• Effet Zeeman (normal S0)

• 9 transitions mais 3 fréquences différentes
• - DmJ0, trans. p, polariz. rectiligne., // à B
• (pas visible si obs. alignées avec B)
• DmJ/- 1, trans. s (s, s-), polariz.
• elliptique (circulaire obs direction de B,
• rectiligne perpendiculaire à B)

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Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
En dehors du syst. solaire (obs. in situ),B ne
peut être obtenu quà partir du rayonnement

émit par les corps
célestes

• Effet Zeeman (normal S0)

• 9 transitions mais 3 fréquences différentes
• - DmJ0, trans. p, polariz. rectiligne., // à B
• (pas visible si obs. alignées avec B)
• DmJ/- 1, trans. s (s, s-), polariz.
• elliptique (circulaire obs direction de B,
• rectiligne perpendiculaire à B)

Magnéton de Bohr
Variation dénergie en présence de B
Facteur de Landé
Exemple transition entre niveaux
1D2(L2,S0,J2) et 1P1(L1,S0,J1), facteur de
Landé égal à 1D2 -gt gJ1 1P1-gt gJ1,
transition p même fréq. n, transition s

, Dn en Hz, B en Tesla.
Dans le contexte astrophysique, il faut un champ
B de 1kG pour avoir un effet Zeeman
suffisamment fort pour le distinguer de
lélargissement Doppler de la raie On peut
cependant utiliser lEZ par soustraction en se
mettant sur le bord de la raie afin de voir EZ en
relatif, B 1G (plus faible en gamme de
fréquences radios comme dans le MIS)
Paramètres de Stockes I, Q, U, V , I2Q2U2V2
(pol. tot) Q,U polariz. Linéaire, V polariz.
Circulaire QUV0 (no polariz.)
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Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique

• Effet Hanle (contourne le problème de
  lélargissement Doppler présent avec EZ)
• utilise la variation sensible de polarisation
  dun faisceau de lumière venant dune excitation
  résonante (transition avec létat fondamental) à
  la présence dun champ B imposé (surtout cas
  perp. au faisceau et aligné vers lobservateur)
• permet dobserver des champs faibles
• Rotation Faraday(surtout pour les objets
  lointains, méthodes locales échouent)
• champ magnétique très faible et grande
  échelle, utilise la polarisation de la lumière et
  que s se propage différemment que s- (surtout en
  fréq. radio)
• Rayonnements MagnétoBremsstrahlung et Synchrotron
• une particule chargée se déplaçant dans un
  champ B (mouvement spirale) émet un rayonnement
• - rayon. Cyclotron si particule (ex e-)non
  relativiste (vltltc) (ondes sphériques)
• - rayon. Synchrotron si particule
  relativiste (vc) (cône démission)
• Rem cest une émission non thermique (/
  rayonnement corps noir), pas facile à utiliser
  car nécessite la connaissance de limpulsion de
  la particule

, rayon de Larmor
, angle
Fréq cyclotron
si vc
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Méthodes de Détection du Champ Magnétique par
Type dObjets Célestes
Amplitude B (G) Taille carac., type
Méthodes observ.

• Champ Intergalactique lt1e-9
  ? Rotation Faraday
  des sources
• radios extragalactiques
• Galaxie 2e-6 (B régulier, L plus. Kpc),
  RF de SREX
  pulsars, polariz.
• dB/B1 (aléatoire,
  l100pc, le long des bras spiraux) poussière,
  polariz MBrems. MIS

• Nuage interstellaire 1e-5
  10pc Effet
  Zeeman (raie H 21 cm)
• Mazer, nuage dense froid 1e-2/1e-3
  lt 1e16 cm EZ molécules OH
• Quasars (radio galaxie) 100
  1 pc propre RF
  polariz.
• Soleil Bpol1-10, Btor (taches)gt1e3,
  couronne 1e-5 EZ (Stockes Param.), effet
  Hanle, RF
• (L0.1-1 Rsol dipolefaible
  quad., llt50 Mm anti sym p/r eq.)
  héliosismologie
• Etoiles Ap 1e4
  dipole oblique, starspots
  EZ dans loptique
• Naines Blanches 1e6-1e8
  dipole circ.
  polariz. of MBrems
• Pulsars (étoiles neutrons) 1e12
  (magnestar 1e15), dipole
  synchotron, jets
• X-ray binaires (avec trou noir) 1e9
  3-100. Rg consid. Énergétique,
  transp. Langu
• Planètes
• Terre
  0.5-1 plusieurs Rterre
  mesures in situ, intensité
• Jupiter
  4 plus. Rj
  et polariz. rayon. radio
• Saturne
  0.2-0.4 idem
• Mercure
  3e-3
• Mars
  lt3e-4

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Planètes (lunes) TélluriquesB?
sans champ
B0.5 G
Blt50 µG
B3.5 mG
Cœur gelé
Blt50 (400) µG
Reliquat dynamo passée
Reliquat formation
Dynamo en fine couche
B lt 0.5 mG tourne très lentement cœur purement
liquide pas de source dénergie pour la
convection
Dynamo active
Toutes possèdent ou ont possédé des cœurs
métalliques solides, histoire de B dépend de
lévolution thermique interne
Petits corps donc décroissance Ohmique
rapide, donc effet dynamo pour maintenir
B pendant Gans
Enregistrement Roches volcaniques
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Planète Terre Magnétosphère
Renversement B sur Terre 2e5 ans Dernier 7.8e5
ans! (nécessite 4e3 ans)
Molécules dOxygène (entre autre) excitées par le
vent solaire
N
S magnéto
N
S géo
B très stable dans cœur solide, champ dynamo
B cœur de fer liquide, résiduel dans croute (llt13
vu surf)
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Planètes Gaseuzes Magnétosphère
Champs alignés
Beq_surf0.2 G
Champs obliques
0.1 G
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Planètes Gaseuzes Aurores Boréales
Dynamos actives, champ B fort
Jupiter, 4 G
Saturne, 0.4 G
Lunes joviennes Callisto Europa B induit Io
13 mG, induit/dynamo plasma torus Ganymède
dynamo 7.5 mG (vs Jup 1.2 mG _at_ 15 Rj )
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The Sun (SoHO data)
SoHO http//sohowww.nascom.nasa.gov/
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Magnetic Solar Cycle(HAO, SST Mt Wilson Data)
Regions
Active
Quiet
Source Soho
5895.9Å Na I
Magnétogramme
Small vs Large Scale Dynamos
Wide range of dynamical scales!
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Solar Cycle 22 (Yohkoh data)
http//www.lmsal.com/SXT/homepage.html
Large variation en X (soft), faible en visible
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Loops-Eruptions(Trace Data)
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Solar-type (late F, G and early K-type) Stars
Exemple de cycle stellaire
Dans ces étoiles lactivité dépend de la rotation
et du temps convectif via le nbre de Rossby
RoProt/t ltRHKgt Ro-1
Sur 111 étoiles du projet HK (F2-M2) 31 signal
plat ou linéaire 29 variables irrégulières 51
Soleil cycles magnétiques
CaII H K lines , ltRHKgt
Wilson 1978 Baliunas et al. 1995
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Champ Magnétique de la Voie Lactée
polarisation de 5070 étoiles dans la Voie
Lactée Mathewson Ford (1970), Axon Ellis
(1976)
polarisation radio (Valée 94)
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Champ Magnétique Galactique (ou MIS)
polarisation radio de M51 Neininger (1991)
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Quelle est lorigine du champ magnétique?
La source principale de champs magnétiques dans
lUnivers est due à leffet dynamo pouvant se
développer dans les plasmas.
Une définition cest la propriété que possède
un fluide conducteur de générer un champ
magnétique par ses mouvements (par
auto-induction) et de lentretenir contre la
diffusion Ohmique
Cest un effet tri dimensionnel, il y a par
exemple un théorème anti-dynamo de Cowling
interdisant une dynamo purement axisymétrique
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Equations du Mouvement (cas Hydro)
Tenseur visqueux
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Equation de Maxwell (cgs)
Remarque 3 types de matériaux magnétiques (BmH,
B champ magnétique) Diamagnétisme (perméabilité
magnétique mlt1) la plus part des matériaux sont
diamagnétiques (leau par ex) (répulsion
limitant le champ extérieur imposé) (couches
électronique pleines) Paramagnétique (m gt1)
attraction faible (couches électroniques non
pleines) (aluminium par ex) Ferromagnétique (m
gtgt1) attraction forte, existence de domaines
magnétiques par orientation favorable des spins
électroniques, magnétisation résiduelle
(hysteresis) (le fer par ex).
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Equations dInduction
A partir des équations de Maxwell (5) et (7), en
négligeant le courant de déplacement (valable si
v ltlt c)
et de loi dOhm, pour un fluide conducteur en
mouvement à la vitesse v
on peut déduire léquation dinduction
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Equations dInduction
(8)
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Quelques Remarques sur lEquation dInduction
Si le fluide est au repos, léquation se réduit
à Ceci est une équation de diffusion, le
champ magnétique B décroit dans une sphère
uniforme de rayon R en un temps Ohmique
Dans les conducteurs en laboratoire, th est petit
(10 s pour une sphère de cuivre de 1m), mais dans
les conducteurs cosmiques il peut être
gigantesque (gt 1010 dannées)
Par contre si le fluide est en mouvement (et que
sa résistance est négligeable), léquation
devient Cela signifie que les lignes de champ
magnétique sont  gelées  dans le fluide
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Quelques Remarques sur lEquation dInduction
Le nombre de Reynolds magnétique RmvL/h permet
de connaître le régime dans lequel le système
étudié se trouve, il est généralement petit dans
les expériences de laboratoires (Rm 1 et lt 50)
grand dans les objets cosmiques. Il y a
 théoriquement  effet dynamo si Rm est
suffisamment grand Cela signifie que bien que
le courant électrique dans les conducteurs de
laboratoires soit principalement déterminé par
la conductivité s, dans un corps cosmique s na
que très peu dinfluence sur lamplitude des
courants circulant, un changement par ex dun
facteur 10 de s, ninduisant pas de changement
significatif de B. La conductivité ne sert quà
déterminer le champ électrique E ( faible)
nécessaire à la présence de ses courants (Cowling
1957).
Remarque le premier terme de léquation
dinduction peut être décomposé en 2
parties, un terme (le 1er) de distortion et
détirement de B et un terme de transport
advectif.
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Equations de la Magnétohydrodynamique
Continuité, Navier-Stokes, Energie ( force de
Laplace diffusion Ohmique)
plus induction
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Dynamo cinématique vs dynamique (nonlinéaire)
Si la force de Laplace peut être négligé dans
léquation de Navier-Stokes, on parle alors de
dynamo cinématique, linstabilité est linéaire
avec une croissance exponentielle Dans le cas
contraire (ce qui arrive pour des champs B
damplitudes finies), on parle de dynamo
dynamique, il y a rétroaction de la force de
Laplace sur les mouvements, linstabilité sature
et le champ magnétique atteint une amplitude
finie. Lénergie magnétique MEB2/8p est proche
de léquipartition avec lénergie cinétique
KE0.5rv2 des mouvements fluides. Remarque la
force de la Laplace peut se décomposer en 2
parties, Une pression magnétique (terme a)
perpendiculaire aux lignes de champ magnétique et
une tension magnétique (terme b) le long de
celles-ci.
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Conclusions

• Le champ magnétique est difficile à observer
  (excepté dans
• le Soleil et sur la plupart des planètes du
  système solaire),
• cest un domaine en plein développement
• Le champ magnétique B est présent dans la plupart
  des
• corps célestes, des metéorites aux galaxies en
  passant
• par les planètes et les étoiles!
• Cependant la source de ce champ nest pas
  nécessairement
• du a lamplification et la maintenance de B par
  effet dynamo
• (global ou local), dans certains cas une
  magnétisation
•  permanente  reliquat ou un champ induit par un
  corps voisin
• (Jupiter/Europa) peut en être la source