Aimants cosmiques : le magnétisme des étoiles

Du soleil aux étoiles
!C’est en 1908 que George Hale, de
l’Observatoire du Mont Wilson aux Etats-Unis,
découvre la présence d’un champ magnétique sur le
Soleil, à l’intérieur des taches sombres qui
maculent sa surface. C’est la première fois qu’on
détecte un champ magnétique sur une étoile. Pour
obtenir ce résultat, il utilise l’effet du champ
magnétique (effet Zeeman) sur le rayonnement
d’une source lumineuse, découvert et documenté
12 ans plus tôt par le prix Nobel Pieter Zeeman.
!Depuis cette première, nos connaissances sur
le champ magnétique du Soleil ont
considérablement progressé. On sait maintenant
par exemple que ce champ ressemble, comme celui
de la Terre, à un dipôle et que c’est lui qui orchestre
tous les phénomènes d’activité observés sur le
Soleil – notamment la délicate couronne révélée
lors des éclipses totales ainsi que les éruptions
explosives qui se produisent souvent dans son
atmosphère. Il est même probable que l’activité
solaire puisse agir sur la Terre en modifiant le
climat; on pense en effet que la période de froid
intense qui s’est installée sur l’Europe au 17ème
siècle, le «"Petit Age Glaciaire"», a été causée par
une baisse notable de l’activité du Soleil.
!Malgré tout, on comprend encore bien mal
les processus physiques, baptisés dynamos, qui
produisent le champ magnétique du Soleil.
Observer d’autres étoiles que le Soleil à la manière
d’un docteur qui ausculte plusieurs patients pour
mieux décrypter le mécanisme d’une maladie, peut
se révéler très instructif. C’est dans ce but qu’une
méthode similaire à celle employée par George
Hale pour le Soleil, la spectropolarimétrie, est
progressivement mise au point pour explorer le
champ magnétique d’autres étoiles. Si le principe
utilisé pour les mesures n’a pas été modifié, les
techniques de détection, la sensibilité des
instruments, la précision des données et les outils
d’analyse ont énormément évolué depuis un siècle.
Grâce à ces progrès, on a appris qu’à l’instar du
Soleil, la plupart des étoiles peu massives
possèdent un champ magnétique; on observe
également que les étoiles plus massives, abritent un
champ magnétique d’une nature différente, sans
doute un «"fossile"» datant de l'époque à laquelle
l'étoile s'est formée; on suppute enfin que le champ
magnétique assiste et contrôle la naissance des
étoiles et des planètes
Polarimétrie et imagerie médicale
appliquées à l’astronomie
!Le champ magnétique des étoiles n’est pas
chose facile à détecter. On le mesure en général en
examinant les modifications subtiles qu’il induit
dans le spectre des étoiles, et notamment dans les
raies causées par l’absorption plus ou moins forte
du rayonnement en provenance des régions
centrales de l’étoile par les espèces chimiques à
l’état atomique présentes à la surface. Quand un
champ magnétique est présent dans l’atmosphère
de l’étoile, chaque raie spectrale se scinde en
multiples composantes; de plus, les composantes
ainsi produites sont polarisées, c’est à dire que la
lumière émise ou absorbée dans cette raie possède
des propriétés vibratoires spécifiques. Cette
polarisation peut être linéaire ou circulaire, suivant
notamment l’orientation du champ magnétique par
rapport à l’observateur. Dans la majorité des cas, le
champ magnétique n’est pas assez intense pour
produire un clivage complet des raies spectrales,
qui sont alors simplement élargies. La polarisation
des composantes reste en revanche bien visible et
permet d’estimer de manière fiable l’intensité et la
direction moyenne du champ magnétique d’une
étoile.
Aimants cosmiques!: le magnétisme des étoiles
Jean-François Donati
CNRS / Université de Toulouse / Observatoire Midi-Pyrénées / Laboratoire dʼAstrophysique, Toulouse
Le champ magnétique joue un rôle décisif à presque toutes les phases de la vie des étoiles – lors de
l'effondrement des nuages moléculaires qui les font naître, pendant leur adolescence et leur maturité où
leur rotation s’amenuise, jusqu'au moment où elles rejoignent le cimetière cosmique sous la forme de
naines blanches ou d’étoiles à neutrons.
De nouveaux instruments, les spectropolarimètres ESPaDOnS et NARVAL, ont été récemment développés
en France; installés aux télescopes Canada-France-Hawai’i (Hawai’i, USA) et Bernard Lyot (Pic du Midi,
France), ESPaDOnS et NARVAL sont spécifiquement optimisés pour étudier le champ magnétique des
étoiles. A terme, il s’agit de mieux comprendre d’où vient le champ magnétique des étoiles et comment il
influence les mécanismes de formation et d’évolution stellaire.

!Les instruments développés pour
réaliser ces mesures doivent donc à la
fois mesurer le spectre de la lumière
d’une étoile ainsi que sa polarisation –
on les appelle des spectropolarimètres.
Les deux plus modernes d’entre eux,
ESPaDOnS et NARVAL, sont des
instrument jumeaux conçus et
développés à l’Observatoire Midi-
Pyrénées, qui permettent de mesurer la
totalité du spectre visible et proche-
infrarouge d’une étoile (de 370 à
1000"nm) en une seule pose dans l’état
de polarisation choisi. Ils sont
respectivement installés au Télescope
Canada-France-Hawai’i (au Mauna
Kea à Hawai’i, un des meilleurs sites
astronomiques au monde, Fig"1) et au
Télescope Bernard Lyot du Pic du
Midi. Leur efficacité hors du commun
leur permet d’observer des classes
d’étoiles non encore accessibles par les
prototypes plus anciens. Ils scrutent
souvent le ciel en tandem, afin de
suivre en continu les évolutions
temporelles des étoiles à travers leurs
spectres.
!Si le Soleil est assez proche pour qu’on
puisse distinguer des détails à sa surface, les
étoiles, dans leur très grande majorité,
n’apparaissent à l’observateur que sous la forme
d’un point lumineux – même les outils et
techniques d’imagerie les plus sophistiquées,
comme l’interférométrie, ne parviennent pas à
obtenir mieux qu’une mesure du diamètre ou de
l’aplatissement pour les plus grosses d’entre elles.
Pour dépasser cette limitation, on utilise la rotation
des étoiles – plus précisément, il s’agit d’observer,
dans le spectre de la lumière intégrée sur
l’hémisphère visible d’une étoile et aussi
continûment que possible sur une rotation
complète, le défilement des différentes régions
magnétiques couvrant la surface. Si la période de
rotation est d’environ 28 jours pour le Soleil, elle
peut être beaucoup plus courte pour certaines
étoiles (seulement quelques heures pour les plus
rapides), mais aussi beaucoup plus longue pour
d’autres (plusieurs centaines de jours pour les plus
lentes). Avec l’aide de techniques d’imagerie
similaires à celles employées en médecine pour
cartographier (par tomographie) l’intérieur du corps
humain, il est possible d’arriver à reconstruire, à
partir de telles observations, l’organisation
complexe du champ magnétique d’une étoile.
Cette méthode permet d’identifier la position des
régions magnétiques à la surface de l’étoile, d’après
le temps pendant lequel les signatures polarisées
associées restent visibles pour l’observateur. Pour
les étoiles qui tournent rapidement, la position des
régions magnétiques est aussi contrainte par le
déplacement, à travers le profil des raies spectrales,
des signatures qu’elles engendrent; ces signatures
sont en effet successivement bleuies puis rougies
(par effet Doppler) quand la région magnétique
s’approche puis s’éloigne de l’observateur avec la
rotation de l’étoile. De la sensibilité des signatures
polarisées à l’orientation du champ magnétique, il
est même possible de déduire la manière dont ce
champ émerge de (ou plonge dans) la surface de
l’étoile. En couplant toutes ces informations, il est
enfin possible de retrouver la topologie à grande
échelle du champ magnétique de l’étoile.
Les étoiles peu massives: convection,
rotation, dynamo & activité
!C’est dans les éclipses totales que le Soleil
révèle sa nature magnétique et dévoile sa couronne.
Cette structure, composée d’un gaz ténu chauffé à
plusieurs MK, visualise les lignes de champ
magnétique émergeant du Soleil. Par endroits, la
couronne est bien ancrée à la surface par des arches
magnétiques; en d’autres points en revanche, les
lignes de champ sont ouvertes et le gaz coronal
Figure 1: Le spectropolarimètre ESPaDOnS inclut deux modules, un polarimètre
installé au foyer du télescope (en haut a droite) et relié par fibre optique à un
spectrographe monté dans une enceinte thermique (en haut à gauche). Equipé
d’un miroir de diamètre 3.6m, le télescope Canada-France-Hawai’i est situé au
sommet du volcan Mauna Kea sur la grande île de l’archipel d’Hawai’i, un des
meilleurs sites astronomiques au monde (© JF Donati & CFHT)

s’échappe librement vers l’espace
interstellaire à des vitesses supersoniques
– c’est le vent solaire.
!Si la nature magnétique de cette
couronne (ainsi que des taches, des
éruptions et de toutes les manifestations
d’activité que le Soleil exhibe) a
longtemps été soupçonnée, c’est Hale qui
le prouve en premier puis qui montre que
ce champ, complexe à la surface (Fig"2),
inclut également une composante simple
de type dipolaire. Depuis, les études ont
montré que cette composante globale,
relativement faible (quelques 0.1 "mT
seulement, soit environ 1000 fois plus
faible que le champ mesuré à l’intérieur
d’une tache), bascule et change de
polarité tous les 11 ans environ – c’est le
cycle d’activité, qui modifie également,
avec la même régularité, le flux que la
Terre reçoit en provenance du Soleil. A
travers le vent, le champ magnétique va
également provoquer une hémorragie de moment
cinétique, cause probable de la très lente rotation
du Soleil et de la grande majorité des étoiles froides
sur eux-mêmes.
!Tous les théoriciens s’accordent aujourd’hui
à dire que le champ du Soleil est produit par effet
dynamo, c’est à dire par l’effet combiné de la
rotation et de la convection dans les couches
externes. Dans ce schéma, le cycle magnétique du
Soleil procède de la manière suivante: la rotation
différentielle enroule le champ autour de l’étoile et
l’amplifie, transformant progressivement le faible
champ poloïdal initial en un champ toroïdal très
intense; la convection (rendue cyclonique par la
rotation) et la circulation méridienne régénèrent
ensuite le champ poloïdal à partir du champ
toroïdal devenu instable (Fig"3). Si la description
physique de ce mécanisme est encore peu précise, il
semble en tous cas acquis que l’essentiel des
processus dynamo se concentrent à la base de
l’enveloppe convective du Soleil (située environ à
30% du rayon sous la surface); c’est en effet dans
cette zone que les gradients radiaux de rotation
(mesurés à partir des pulsations du Soleil, très
sensibles à la rotation interne) sont les plus
intenses.
!Les étoiles peu massives (de 0.1 à 1.5
masses solaires) sont très nombreuses
dans l’Univers; parmi celles-ci, les
naines rouges (de 10% à 40% de la
masse du Soleil) sont de très loin les
plus courantes et représentent environ
80% de la population de la voie Lactée.
Mais en plus d’appartenir à l’espèce
stellaire la plus commune, ces étoiles
possèdent une particularité très
intéressante pour des études sur le
magnétisme du Soleil et des étoiles de
faible masse. En effet, ces étoiles sont
si petites et si froides en surface (moins
de 3500 "K, contre 5800 "K pour le
Soleil) qu’elles sont entièrement
convectives et qu’elles ne possèdent
donc pas, à la différence du Soleil, de
fine couche d’interface avec un coeur
interne où l’énergie est évacuée par
rayonnement. Pour cette raison, les
Figure 2: Boucles magnétiques à la surface du Soleil, telles que vues par le
satellite TRACE. Cette image illustre la complexité du champ magnétique
près de la surface (© TRACE/NASA)
(a) (b) (c)
(d) (e) (f)
surface
interface
Figure 3: Cycle magnétique du Soleil, d’après les théoriciens de la dynamo. La
rotation différentielle transforme le champ poloïdal initial en un champ toroïdal
intense (a, b), qui émerge sous la poussée d’Archimède (c) et régénère un champ
poloïdal de polarité opposée sous l’effet de la convection cyclonique et de la
circulation méridienne (d, e, f) (© M"Dikpati, HAO/NCAR)

théoriciens prédisent que la dynamo de ces étoiles
doit être très différente de celle du Soleil; en
particulier, les premières simulations numériques
suggèrent qu’elles sont incapables d’engendrer un
champ poloïdal simple et aligné avec l’axe de
rotation de l’étoile.
!Si le magnétisme et l’activité de ces naines
rouges étaient connus depuis longtemps, la
topologie du champ en revanche n’avait encore
jamais pu être observée en détail. Grâce à
ESPaDOnS et NARVAL, il a été possible de
cartographier le champ à la surface de différentes
naines rouges de différentes masses et taux de
rotation. Comme prévu, un changement notable
intervient dans la configuration magnétique dès que
l’étoile devient entièrement convective. Mais les
observations indiquent que les naines rouges
parviennent sans peine à produire un champ
magnétique très simple et à peu près aligné avec
l’axe de rotation de l’étoile, au moins pour les plus
actives d’entres elles (celles dont la période de
rotation est inférieure à une semaine environ); le
dipôle magnétique engendré par les naines rouges
est même près de 1000 fois plus intense que le
champ magnétique global du Soleil! Cette
conclusion bat en brèche les spéculations
théoriques récentes (qui prévoient un champ non-
axisymmétrique) et suggère qu’on est encore bien
loin de comprendre le mécanisme dynamo des
étoiles froides en général, et du Soleil en particulier
Les étoiles massives: champs fossiles,
anomalies chimiques & vents
confinés
Le Soleil, malgré ses éruptions, est une
étoile plutôt calme. En comparaison, les
étoiles beaucoup plus massives vivent
intensément et meurent très jeunes; elles
sont si grosses et chaudes qu'elles rayonnent
à elles seules plusieurs millions de fois
l'énergie lumineuse du Soleil. Elles
parviennent même à expulser, à une vitesse
qui peut atteindre 1% de la vitesse de la
lumière, les couches externes de leur
atmosphère sous la seule pression de la
lumière qu'elles rayonnent (Fig"4). Ce vent
joue un rôle déterminant sur l'avenir de
l'étoile; de plus, la matière ainsi expulsée
peut interagir avec d'autres étoiles proches,
mais aussi alimenter le milieu interstellaire
en matière et en énergie, ou encore
provoquer l'effondrement de nuages
interstellaires voisins et induire de nouvelles
poussées de formation stellaire. A ce titre, les
étoiles très massives, bien que très rares (une pour
mille Soleils) sont des acteurs majeurs dans la vie
d'une galaxie.
!Seule une faible fraction des étoiles massives
sont magnétiques. Contrairement au Soleil, ce
champ serait une empreinte fossile datant de
l’époque à laquelle l’étoile s’est formée, une sorte
d’empreinte primordiale que le milieu interstellaire
local donne à l’étoile nouvellement née. En effet,
quand l’étoile se forme suite à l’effondrement d’un
nuage interstellaire, le nuage emporte dans sa chute
une parcelle du champ magnétique galactique qu’il
amplifie lors de sa contraction en étoile. Pourtant,
si toutes les jeunes étoiles possèdent à l’origine une
telle empreinte magnétique (plus ou moins
marquée), seules les étoiles massives parviennent à
la conserver; la convection opérant dans
l’enveloppe externe des étoiles froides efface
rapidement cette empreinte, dont on ne peut alors
plus déceler la trace. Sur les étoiles de masse
intermédiaire (2 à 10 masses solaires), on parvient
à identifier ce «"fossile magnétique"» sur environ
5% à 10% d’entre elles; il est possible que ce soient
celles nées d’un nuage interstellaire dont le champ
magnétique était supérieur à la moyenne.
!Ces étoiles magnétiques montrent souvent
des particularités dont le champ magnétique est la
cause probable. Ainsi, les étoiles magnétiques de
masse moyenne surabondent toutes en certaines
espèces chimiques dans une région proche de la
surface; on observe aussi qu’elles tournent en
moyenne plus lentement que les étoiles non
Figure 4: L’étoile très massive η Carinae (au centre, en blanc/bleu) expulse
un vent stellaire (en rose) qui insémine le milieu interstellaire"; elle devrait
finir par exploser en devenant une supernova (© J Morse, HST/NASA/ESA)

magnétiques. Peu de choses sont connues en
revanche sur le champ des étoiles très massives.
Des résultats récents obtenus avec ESPaDOnS et
NARVAL suggèrent que la situation est similaire:
les étoiles sur lesquelles un champ vient d’être
détecté sont en effet celles qui tournent lentement
et exhibent des singularités spectrales.
!Les modèles théoriques récents montrent en
effet qu’un champ de quelques cT suffit à modifier
la rotation interne de l’étoile; en rigidifiant la
rotation globale, le champ inhibe aussi le mélange
des éléments chimiques et perturbe l’évolution.
Mais en revanche, dans la grande majorité des cas,
le champ ne peut expliquer leur lente rotation; en
effet, ces étoiles n’expulsent pas leur matière assez
vite pour que leur rotation puisse être affectée
notablement au cours de leur brève existence. Il est
donc probable que ces étoiles magnétiques naissent
avec un handicap de rotation qui accompagne
l’empreinte dont elles ont été marquées.
!Même si le champ ne parvient pas à freiner
les étoiles massives, il affecte leur vent et parvient
en particulier à le confiner. En effet, si les flots de
matière expulsée associés aux lignes de champ
ouvertes s'échappent librement vers le milieu
interstellaire, ceux associés aux arches magnétiques
restent captifs. Ainsi, au sein de chaque arche
magnétique, les flots en provenance des deux pieds
de l’arche se rencontrent et produisent un choc,
chauffant le plasma au somment des arches à
des températures excédant 10 "MK. Si des
chocs peuvent également se produire dans le
vent des étoiles massives non magnétiques, ils
ne sont pas assez énergétiques pour expliquer
l’émission très intense X des étoiles chaudes
magnétiques.
!Mais le rôle du champ sur les étoiles
massives ne s’arrête probablement pas là.
Lorsque ces étoiles ont épuisé leur combustible
nucléaire, elles s’effondrent puis éjectent 90%
de leur masse dans le milieu interstellaire
(supernova). Des observations indiquent que
cette éjection de masse est parfois très
anisotrope, ce qui pourrait être la signature
d’un champ à la surface de l’étoile, favorisant
l’éjection de matière suivant deux jets (ou deux
cônes) diamétralement opposés. Le coeur de
l’étoile (d’une masse solaire environ) devient
alors une étoile à neutrons très dense et
compacte, qui produit parfois de violentes
éruptions de rayons γ. On attribue ces
phénomènes à de puissants séismes dans un
champ magnétique si intense qu’il fait craquer
la croûte solide de l’étoile et libère l’énergie
detectée. Ces objets, baptisés magnétoiles,
possèdent les champs magnétiques les plus
intenses de tout l’Univers; ils pourraient être
l’ultime phase de la vie de ces étoiles massives
marquées dès leur naissance d’une forte empreinte
magnétique.
La naissance des étoiles: accrétion,
disques, jets et protoplanètes
Ce sont les nuages interstellaires qui servent de
berceau aux étoiles. Les premières observations
des régions de formation stellaire révèlent la
présence de grumeaux denses et froids contenant
plusieurs fois la masse du Soleil. En s’effondrant,
par exemple sous l’effet initial d’une onde de choc
engendrée par une supernova voisine, ces globules
se mettent à tourner de plus en plus vite sur eux-
mêmes, s’aplatissent pour former un disque
d’accrétion puis donnent naissance à des étoiles et à
leur cortège de planètes, conformément à l’intuition
initiale de Laplace. Ce qui en revanche n'a pas été
prévu par Laplace, ce sont les pinceaux de matière
très collimatés qui semblent s'échapper du centre
des disques dans une direction perpendiculaire à
leur plan (Fig "5). Ces jets, longs de plusieurs
années lumière, ont une masse comparable à celle
de la jeune étoile; on pense aujourd'hui que c'est
Figure 5: L’étoile jeune HH34 de la nébuleuse d’Orion éjecte un jet de
matière collimaté (en rouge), sur une distance d’une année lumière
environ. Ce jet se termine par un choc en étrave (en jaune), témoin de la
rencontre du jet avec le milieu interstellaire (© FORS/VLT/ESO)