Magnetic Fields in Various Objects - CEA-Irfu

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Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Evidences observationelles de la présence
de champ magnétique dans l’Univers
• 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
(lcd-www.colorado.edu/sabrun & sacha.b[email protected])
Champs Magnétiques et Effet
Dynamo
dans les Corps Célestes
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Magnetic Fields in Various Objects
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.
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Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
9 transitions mais 3 fréquences différentes:
-∆mJ=0, trans. π
ππ
π, polariz. rectiligne., // à B
(pas visible si obs. alignées avec B)
−∆mJ=+/- 1, trans. σ (σ+, σ
σ (σ+, σσ (σ+, σ
σ (σ+, σ−
−−
−)
))
), 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)
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Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
9 transitions mais 3 fréquences différentes:
-∆mJ=0, trans. π
ππ
π, polariz. rectiligne., // à B
(pas visible si obs. alignées avec B)
−∆mJ=+/- 1, trans. σ (σ+, σ
σ (σ+, σσ (σ+, σ
σ (σ+, σ−
−−
−)
))
), 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 π
ππ
πmême fréq. ν
νν
ν,
transition σ
σσ
σ: , ∆ν
∆ν∆ν
∆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)
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.)

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• 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
Quelques Méthodes de Détection du Champ Magnétique
Fréq cyclotron: , angle: , rayon de Larmor
si v~c: Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Méthodes de Détection du Champ Magnétique par
Type d’Objets Célestes
•Champ Intergalactique: <1e-9 ? 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
Amplitude |B| (G) Taille carac., type Méthodes observ.
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Planètes (lunes) Télluriques:B?
sans champ
Dynamo en
fine couche
Enregistrement
Roches
volcaniques
Reliquat
dynamo passée Reliquat
formation
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
B~0.5 G B<50 µG B~3.5 mG
B < 0.5 mG tourne
très lentement+ cœur
purement liquide pas
de source d’énergie
pour la convection
Cœur gelé
B<50 (400) µG
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Planète Terre: Magnétosphère
B très stable dans cœur solide, champ dynamo B
cœur de fer liquide, résiduel dans croute (l<13 vu surf)
Renversement B sur Terre ~ 2e5 ans
Dernier: 7.8e5 ans! (nécessite 4e3 ans)
S magnéto
N
N
S géo
Molécules d’Oxygène (entre autre)
excitées par le vent solaire

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Planètes Gaseuzes: Magnétosphère
Champs obliques
Champs alignés
Beq_surf~0.2 G
0.1 G
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Planètes Gaseuzes: Aurores Boréales
Jupiter, ~ 4 G
Saturne, ~0.4 G
Dynamos actives, champ B fort
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 )
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The Sun
SoHO data Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Le Soleil: Vue Shématique
Physical Processes:
•Nuclear reaction
•Opacities
•Equation of state
•Convection
•Turbulence/mixing
•Magnetic activity
•Waves
•Mass loss
Tc~15.5 106K
ρc~155 g/cm3
R~695 990km
M~320000 Mterre
Solar Interior:a cartoon view
general web site: http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/default.htm

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Solar Magnetic cycle 23
(EIT, LASCO & MDI Data (satellite SoHO))
Source: Soho
Source: NASA
http://sohowww.estec.esa.nl/
Le Soleil est
gros, temps
Ohmique long
(10 Gans), mais
B varie -> dynamo Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Magnetic Solar Cycle
(HAO, SST & Mt Wilson Data)
Source: Soho
5895.9Å Na I
Magnétogramme
ActiveQuiet
Regions
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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Minimum de Maunder (~1650-1715)
(Eddy et al 1976)
Le Soleil est actif magnétiquement depuis longtemps
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)
Observations nombre taches solaires
Anti
correlation
avec rayons
cosmiques
Cycle 11 ans
tjrs présent,
peu de taches
hemis. Nord
Montée du cycle rapide
Descente + lente
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Loops-Eruptions
(Trace Data)
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Loops-Eruptions (TRACE Data)
http://vestige.lmsal.com/TRACE/ Dr. A.S. Brun, Master Modélisation et Simulations, ENSTA – 25/11/04
Helioseismology: The Study of Solar Waves
Acoustic Waves (sound) Gravity waves
High frequency oscillations
(~3mHz)
Low frequency oscillations
(<0.4 mHz)
Sound (modes l=0,1,2)
The Sun is BIG, it is like a SuperSuper…Bariton
Sound Speed:
500 km/s (core)
200 km/s (base cz)
7 km/s (surface)
base convective zone