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Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM –20/06/06
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. Allan Sacha Brun
Service d’Astrophysique, CEA Saclay
([e-mail])
Champs Magnétiques à travers l’Univers

Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM –20/06/06
Champ Magnétique dans Divers Objets
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
Most Figures from: The Cosmic Perspective,
Bennett et al. 2003, ed. Pearson
or ESA, NASA.

Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM –20/06/06
Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
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)
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)

Dr. A.S. Brun, Séminaire Multi-Echelles, Sap-AIM –20/06/06
Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
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)
Facteur de Landé
Variation d’énergie en présence de B:
Magnéton de Bohr
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 pmême 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)
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)
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
•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
Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
Fréq cyclotron: , angle: , rayon de Larmor
si v~c: