Magnetic Fields in Various Objects - CEA-Irfu

Champs Magnétiques et Effet Dynamo
dans les Corps Célestes
Magnetic Fields in Various Objects
Most Figures from: The Cosmic Perspective,
Bennett et al. 2003, ed. Pearson
or ESA, NASA.
Dr. Allan Sacha Brun
Service d’Astrophysique, CEA Saclay
(lcd-www.colorado.edu/sabrun & [email protected])
Evidences observationelles de la présence
de champ magnétique dans l’Univers
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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
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, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
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
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Effet Zeeman (normal S=0)
Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
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
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Effet Zeeman (normal S=0)
9 transitions mais 3 fréquences différentes:
- ∆mJ=0, trans. π, polariz. rectiligne., // à B
(pas visible si obs. alignées avec B)
−∆mJ=+/- 1, trans. σ (σ+, σ−
σ−) , polariz.
elliptique (circulaire obs direction de B,
rectiligne perpendiculaire à B)
Magnéton de Bohr
Variation d’énergie en présence de B:
9 transitions mais 3 fréquences différentes:
- ∆mJ=0, trans. π, polariz. rectiligne., // à B
(pas visible si obs. alignées avec B)
−∆mJ=+/- 1, trans. σ (σ+, σ−
σ−) , polariz.
elliptique (circulaire obs direction de B,
rectiligne perpendiculaire à B)
Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
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 π même fréq. ν ,
transition σ :
, ∆ν 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, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
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Méthodes de Détection du Champ Magnétique par
Type d’Objets Célestes
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 σ+ se propage différemment que σ- (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
, angle:
Fréq cyclotron:
si v~c:
, rayon de Larmor
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Amplitude |B| (G)
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Champ Intergalactique:
<1e-9
Taille carac., type
Méthodes observ.
?
Rotation Faraday des sources
radios extragalactiques
Galaxie: ~2e-6 (B régulier, L~ plus. Kpc),
RF de SREX & pulsars, polariz.
δB/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
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Planètes (lunes) Télluriques:B?
Planète Terre: Magnétosphère
sans champ
B~0.5 G
B<50 µG
Cœur gelé
B~3.5 mG
B<50 (400) µG
Dynamo active
Enregistrement
Roches
volcaniques
B < 0.5 mG tourne
très lentement+ cœur
purement liquide pas
de source d’énergie
pour la convection
Petits corps
donc décroissance
Ohmique rapide,
donc effet dynamo
pour maintenir B
pendant Gans
Reliquat
Dynamo en Reliquat
dynamo passée fine couche formation
Renversement B sur Terre ~ 2e5 ans
Dernier: 7.8e5 ans! (nécessite 4e3 ans)
Molécules d’Oxygène (entre autre)
excitées par le vent solaire
Toutes possèdent
ou ont possédé des
cœurs métalliques
solides, histoire de B
dépend de l’évolution
thermique interne
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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)
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Planètes Gaseuzes: Magnétosphère
Planètes Gaseuzes: Aurores Boréales
Dynamos actives, champ B fort
Champs alignés
Jupiter, ~ 4 G
Beq_surf~0.2 G
Champs obliques
0.1 G
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The Sun
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 )
Saturne, ~0.4 G
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Solar Interior:a cartoon view
Tc~15.5 106 K
ρc~155 g/cm3
R~695 990km
M~320000 Mterre
Le Soleil: Vue Shématique
Physical Processes:
•Nuclear reaction
•Opacities
•Equation of state
•Convection
•Turbulence/mixing
•Magnetic activity
•Waves
•Mass loss
general web site: http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/default.htm
SoHO data
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Magnetic Solar Cycle
Solar Magnetic cycle 23
http://sohowww.estec.esa.nl/
(EIT, LASCO & MDI Data (satellite SoHO))
(HAO, SST & Mt Wilson Data)
Regions
Quiet
Source: Soho
Active
Source: Soho
Source: NASA
Le Soleil est
gros, temps
Ohmique long
(10 Gans), mais
B varie -> dynamo
5895.9Å Na I
Magnétogramme
Small vs Large Scale Dynamos
Wide range of dynamical scales!
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Solar Cycle 22-23 (HAO)
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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
Minimum de Maunder (~1650-1715)
Le Soleil est actif magnétiquement depuis longtemps
(Trace Data)
Observations nombre taches solaires
(Eddy et al 1976)
Montée du cycle rapide
Descente + lente
Cycle 11 ans
tjrs présent,
peu de taches
hemis. Nord
Anti
correlation
avec rayons
cosmiques
Autres méthodes: Be10 (glaces en 2 ans) ou C14 (anneaux d’arbres 30 ans)
Présence d’autres minima (fréq ~200 ans), ex: Sporer (1420-1530)
Modulation du cycle de ~ 100 ans (cycle de Gleissberg)
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Loops-Eruptions (TRACE Data)
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Helioseismology: The Study of Solar Waves
Acoustic Waves (sound)
Gravity waves
base convective zone
Sound (modes l=0,1,2)
http://vestige.lmsal.com/TRACE/
Dr. A.S. Brun,
Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Sound Speed:
500 km/s (core)
200 km/s (base cz)
7 km/s (surface)
High frequency oscillations
Low frequency oscillations
(~3mHz)
(<0.4 mHz)
The Sun is BIG, it is like a SuperSuper…Bariton
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Solar SubSurface Weather
Solar Internal Rotation
Helioseismology
Results
(MDI data)
(GONG, MDI data)
TACHOCLINE
SURFACE SHEAR
Base CZ
(Haber et al.
2002)
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Vent solaire et Héliosphère
Principales Charactéristiques de la Dynamo
Solaire
1.
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6.
7.
8.
Un cycle total de 22 ans
Dynamo petites et grandes échelles
Diagramme papillon (Hale law) du champ toroidal restreint dans
une bande équatoriale +/- 30 deg
Tilt de 10 deg des régions bipolaires (Joy’s law), polarité
inversée entre hémisphere nord et sud pour le “leading spot”
Un champ poloidal migrant des moyennes latitudes aux poles
Un déphasage de 90 deg entre le champ de surface aux poles
avec le champ toroidal en profondeur, de sorte que le champ
polaire se renverse (- -> +) quand Btor est maximal (+)
Btor ~ 104-105 G dans la tachocline
Bpol ~ 10 G aux poles en surface
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Rapide là où les
lignes de champ
magnétiques
sont ouvertes
(troux coronaux)
Il faut 2.5 à 4.5
jours au vent
solaire pour
atteindre la
Terre.
Il est composé
surtout
d’hydrogène
ionisé (proton +
électrons), de
8% d’hélium
et de traces
Lent là où les
lignes de champ
magnétiques
sont fermées
(streamers)
Spirale de
Parker
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Relations Soleil-Terre
Vent solaire et Magnétosphère Terrestre
Nasa
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Stellar X luminosity
Convection in Stellar Interior
(ROSAT All Sky Survey)
Transition between envelope and core convection: ~1.3 Msol
solar-like stars
dwarfs
massive stars
(J. Schmitt, 2003, IAU S219)
O
B
A
F
G
K
A stars
dwarfs
massive stars
Sun
M
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pp chain
CNO Cycles
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Champ Magnétique de la Voie Lactée
Solar-type (late F, G and early K-type) Stars
polarisation de 5070 étoiles
dans la Voie Lactée
Mathewson & Ford (1970),
Axon & Ellis (1976):
Dans ces étoiles l’activité dépend
de la rotation et du temps convectif
via le nbre de Rossby Ro=Prot/τ
<R’HK> =Ro-1
Sur 111 étoiles du projet HK (F2-M2):
31 signal plat ou linéaire
29 variables irrégulières
51 + Soleil cycles magnétiques
Wilson 1978
Baliunas et al. 1995
polarisation
radio (Valée 94)
CaII H & K lines , <R’HK>
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Champ Magnétique Galactique (ou MIS)
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Champ Magnétique Galactique
Frick et al. 98
polarisation radio de M51
Neininger (1991)
polarisation radio (Shukurov et al.)
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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),
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, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
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