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Dr. Allan Sacha Brun Service d’Astrophysique, CEA Saclay (sacha.brun@cea.fr)

Champs Magnétiques à travers l’Univers. Dr. Allan Sacha Brun Service d’Astrophysique, CEA Saclay (sacha.brun@cea.fr). Evidences observationelles de la présence de champ magnétique dans l’Univers – Equation d’induction Techniques Observationnelles

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Dr. Allan Sacha Brun Service d’Astrophysique, CEA Saclay (sacha.brun@cea.fr)

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Presentation Transcript

  1. Champs Magnétiques à travers l’Univers Dr. Allan Sacha Brun Service d’Astrophysique, CEA Saclay (sacha.brun@cea.fr) • Evidences observationelles de la présence de champ magnétique dans l’Univers – Equation d’induction • Techniques Observationnelles • La Terre et les planètes du système solaire • Le Soleil et les autres types spectraux d’étoiles • Le milieu interstellaire • La voie lactée et les galaxies Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  2. 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) => effet dynamo Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  3. Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique En dehors du syst. solaire (obs. in situ),B ne peut être obtenu qu’à partir du rayonnement émit par les corps célestes • Effet Zeeman (normal S=0) • 9 transitions mais 3 fréquences différentes: • - DmJ=0, 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) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  4. Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique En dehors du syst. solaire (obs. in situ),B ne peut être obtenu qu’à partir du rayonnement émit par les corps célestes • 9 transitions mais 3 fréquences différentes: • - DmJ=0, 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) • Effet Zeeman (normal S=0) Magnéton de Bohr Variation d’énergie en présence de B: Facteur de Landé Exemple: transition entre niveaux 1D2(L=2,S=0,J=2) et 1P1(L=1,S=0,J=1), facteur de Landé égal à : 1D2 -> gJ’=1 & 1P1-> gJ=1, 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 l’élargissement Doppler de la raie On peut cependant utiliser l’EZ 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 , I2=Q2+U2+V2 (pol. tot); Q,U polariz. Linéaire, V polariz. Circulaire Q=U=V=0 (no polariz.) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  5. Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique • Effet Hanle (contourne le problème de l’élargissement Doppler présent avec EZ) utilise la variation sensible de polarisation d’un faisceau de lumière venant d’une excitation résonante (transition avec l’état fondamental) à la présence d’un champ B imposé (surtout cas perp. au faisceau et aligné vers l’observateur) permet d’observer 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 (v<<c) (ondes sphériques) - rayon. Synchrotron si particule relativiste (v~c) (cône d’émission) Rem: c’est une émission non thermique (=/= rayonnement corps noir), pas facile à utiliser car nécessite la connaissance de l’impulsion de la particule , rayon de Larmor , angle: Fréq cyclotron: si v~c: Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  6. Méthodes de Détection du Champ Magnétique par Type d’Objets Célestes Amplitude |B| (G) Taille carac., type Méthodes observ. • Champ Intergalactique: <1e-9 ? Rotation Faraday des sources • radios extragalactiques • Galaxie: ~2e-6 (B régulier, L~ plus. Kpc), RF de SREX & pulsars, polariz. dB/B~1 (aléatoire, l~100pc, 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 < 1e16 cm EZ molécules OH • Quasars (radio galaxie): 100 ~1 pc propre RF & polariz. • Soleil: Bpol~1-10, Btor (taches)>1e3, couronne 1e-5 EZ (Stockes Param.), effet Hanle, RF • (L~0.1-1 Rsol & dipole+faible quad., l<50 Mm & anti sym p/r eq.) + héliosismologie • Etoiles Ap: 1e4 dipole oblique, starspots EZ dans l’optique • 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 <3e-4 Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  7. Planètes (lunes) Télluriques:B? sans champ B~0.5 G B<50 µG B~3.5 mG Cœur gelé B<50 (400) µG Reliquat dynamo passée Reliquat formation Dynamo en fine couche B < 0.5 mG tourne très lentement+ cœur purement liquide pas de source d’énergie pour la convection Dynamo active Toutes possèdent ou ont possédé des cœurs métalliques solides, histoire de B dépend de l’évolution thermique interne Petits corps donc décroissance Ohmique rapide, donc effet dynamo pour maintenir B pendant Gans Enregistrement Roches volcaniques Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  8. Planète Terre: Magnétosphère Renversement B sur Terre ~ 2e5 ans Dernier: 7.8e5 ans! (nécessite 4e3 ans) Molécules d’Oxygène (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 (l<13 vu surf) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  9. Planètes Gaseuzes: Magnétosphère Champs alignés Beq_surf~0.2 G Champs obliques 0.1 G Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  10. 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 @ 15 Rj ) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  11. The Sun (SoHO data) SoHO: http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  12. Magnetic Solar Cycle(HAO, SST & Mt Wilson Data) Regions Quiet Active Source: Soho 5895.9Å NaI Magnétogramme Small vs Large Scale Dynamos Wide range of dynamical scales! Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  13. Solar Cycle 22 (Yohkoh data) http://www.lmsal.com/SXT/homepage.html Large variation en X (soft), faible en visible Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  14. Loops-Eruptions(Trace Data) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  15. Solar-type (late F, G and early K-type) Stars Exemple de cycle stellaire Dans ces étoiles l’activité dépend de la rotation et du temps convectif via le nbre de Rossby Ro=Prot/t <R’HK> =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 , <R’HK> Wilson 1978 Baliunas et al. 1995 Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  16. Champ Magnétique de la Voie Lactée polarisation de 5070 étoiles dans la Voie Lactée Mathewson & Ford (1970), Axon & Ellis (1976): polarisation radio (Valée 94) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  17. Champ Magnétique Galactique (ou MIS) polarisation radio de M51 Neininger (1991) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  18. Quelle est l’origine du champ magnétique? La source principale de champs magnétiques dans l’Univers est due à l’effet dynamo pouvant se développer dans les plasmas. Une définition: c’est la propriété que possède un fluide conducteur de générer un champ magnétique par ses mouvements (par auto-induction)et de l’entretenir contre la diffusion Ohmique C’est un effet tri dimensionnel, il y a par exemple un théorème anti-dynamo de Cowling interdisant une dynamo purement axisymétrique Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  19. Equations du Mouvement (cas Hydro) Tenseur visqueux: Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  20. Equation de Maxwell(cgs) Remarque: 3 types de matériaux magnétiques (B=mH, B champ magnétique): Diamagnétisme (perméabilité magnétique m<1): la plus part des matériaux sont diamagnétiques (l’eau par ex) (répulsion limitant le champ extérieur imposé) (couches électronique pleines) Paramagnétique (m >1): attraction faible (couches électroniques non pleines) (aluminium par ex) Ferromagnétique (m >>1): attraction forte, existence de domaines magnétiques par orientation favorable des spins électroniques, magnétisation résiduelle (hysteresis) (le fer par ex). Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  21. Equations d’Induction A partir des équations de Maxwell (5) et (7), en négligeant le courant de déplacement (valable si v << c): et de loi d’Ohm, pour un fluide conducteur en mouvement à la vitesse v : on peut déduire l’équation d’induction: Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  22. Equations d’Induction (8) Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  23. Quelques Remarques sur l’Equation d’Induction Si le fluide est au repos, l’équation se réduit à: Ceci est une équation de diffusion, le champ magnétique Bdécroit 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 (> 1010 d’années) Par contre si le fluide est en mouvement (et que sa résistance est négligeable), l’équation devient: Cela signifie que les lignes de champ magnétique sont « gelées » dans le fluide Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  24. Quelques Remarques sur l’Equation d’Induction Le nombre de Reynolds magnétique Rm=vL/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 < 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 n’a que très peu d’influence sur l’amplitude des courants circulant, un changement par ex d’un facteur 10 de s, n’induisant pas de changement significatif de B. La conductivité ne sert qu’à déterminer le champ électrique E ( faible) nécessaire à la présence de ses courants (Cowling 1957). Remarque: le premier terme de l’équation d’induction peut être décomposé en 2 parties, un terme (le 1er) de distortion et d’étirement de B et un terme de transport advectif. Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  25. Equations de la Magnétohydrodynamique Continuité, Navier-Stokes, Energie (+ force de Laplace + diffusion Ohmique): plus induction: Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  26. Dynamo cinématique vs dynamique (nonlinéaire) Si la force de Laplace peut être négligé dans l’équation de Navier-Stokes, on parle alors de dynamo cinématique, l’instabilité est linéaire avec une croissance exponentielle Dans le cas contraire (ce qui arrive pour des champs B d’amplitudes finies), on parle de dynamo dynamique, il y a rétroaction de la force de Laplace sur les mouvements, l’instabilité sature et le champ magnétique atteint une amplitude finie. L’énergie magnétique ME=B2/8p est proche de l’équipartition avec l’énergie cinétique KE=0.5rv2 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. Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

  27. Conclusions • Le champ magnétique est difficile à observer (excepté dans • le Soleil et sur la plupart des planètes du système solaire), • c’est 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 n’est pas nécessairement • du a l’amplification 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 Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM – 20/06/06

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