Le champ magnétique dans l'univers - Palais de la découverte

20DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007Le champmagnétiquedans l’UniversPhotographie Aurore boréale.© C. Pérez.JOHAN KIEKENMédiateurscientifiqueau départementd’astronomieastrophysiquedu Palaisde la découverteL’étude des champs magnétiquesen astrophysique est une discipline relativement récente.Leur prise en compte à toutes les échelles dansla compréhension et la modélisation de situationscomplexes, comme par exemple, la naissance des étoiles,l’évolution des disques protoplanétaires et la formationdes galaxies, apporte un éclairage nouveau sur desphénomènes astronomiques fondamentaux. Dans cetarticle, nous présenterons les propriétés et les domainesd’influence des champs magnétiques stellaires et à plusgrande échelle, des champs galactiques etintergalactiques.

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200721IntroductionUne fraction importante de l’Univers setrouve sous la forme d’une matière ténue etfaiblement ionisée (1) appelée plasma. Lesmouvements des particules et ions lecomposant sont sévèrement contrôlés par leschamps magnétiques ambiants.En effet, considérons l’exemple suivant : soitun proton typique émis par le Soleil, animéd’une vitesse voisine de 400 km.s -1 et soumisau champ magnétique interplanétaire dontl’origine se trouve dans le Soleil. Au niveaude l’orbite terrestre, l’intensité de ce champfaible s’élève à 5 nanoteslas (nT). Un rapidecalcul montre alors que la force d’originemagnétique s’exerçant sur cette particule esttrente millions de fois plus grande que la forcequi l’attire gravitationnellement vers leSoleil (2) ! L’exemple cité, quoique simpliste,présente au moins l’intérêt de convaincre del’importance considérable mais méconnue deschamps magnétiques en astrophysique. Eneffet, ils jouent un rôle capital à l’intérieur desétoiles en y altérant le transport des élémentschimiques dans leurs atmosphères. Ils modifientaussi leurs environnements circumstellaireset participent de manière significative àla formation des étoiles et à l’interaction entreelles et leur disque protoplanétaire. L’étude dela topologie des champs magnétiques stellairesaide les astronomes à déterminer leurorigine, qu’elle réside dans des « effetsdynamo » comme pour notre Soleil ou dansdes champs fossiles galactiques amplifiés parla contraction des proto-étoiles. Elle permetaussi de comprendre l’impact de ces champssur l’évolution stellaire à long terme. Lemagnétisme rend également compte decertaines propriétés exotiques des nainesblanches, des étoiles à neutrons, des pulsars etdes magnétoiles, stades ultimes de l’évolutiond’étoiles au moins aussi massives que leSoleil. À plus grande échelle, les champsgalactiques et intergalactiques sont susceptiblesd’agir sur la matière en sculptant desfilaments et les courants de particuleschargées. Les astronomes ont ainsi découvertun champ proche de quelques centaines denanoteslas au centre de notre Voie lactée etd’autres galaxies. Enfin, à l’échelle cosmique,on a recueilli les preuves indirectes de l’existencede gigantesques courants de particules(10 19 ampères !) véritables ponts entre amasde galaxies traduisant la présence de champstrès faibles d’environ 0,05 nT s’étirant surprès de 500 millions d’années-lumière.L’intensité d’un champ magnétique – ondevrait en toute rigueur parler d’inductionmagnétique – s’exprime en tesla (T). Le teslaétant une unité assez grande, on utilise parfoisle gauss (G) qui vaut 10 -4 tesla. Le tableau Idonne les ordres de grandeur de l’intensité dequelques champs remarquables.(1) Au cœur de la matière, il y a les atomes. Un atome estcomposé d’un noyau central positif, assemblage de protons etde neutrons et concentrant pratiquement toute la masse del’atome et d’un nuage périphérique négatif d’électrons.Lorsqu’un atome perd ou gagne un ou plusieurs électrons, ilprend le nom d’ion, positif ou négatif.(2) Avant d’aller plus loin, il faut toutefois bien comprendreque les effets des forces magnétiques, électriques et gravitationnellessont très différents. Un champ magnétique ne peutque faire dévier les particules, alors qu’un champ électriqueou gravitationnel peut en plus augmenter ou diminuer leurvitesse.

22DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007Tableau IUnités et ordres de grandeurChamp magnétiqueOrdre de grandeurChamp intergalactique 0,05 nanotesla (5.10 -11 T)Champ interplanétaire au niveau de l’orbite de Neptune 0,5 nanotesla (5.10 -10 T)Champ interplanétaire au niveau de l’orbite terrestre 5 nanoteslas (5.10 -9 T)Champ terrestre au niveau du sol 50 microteslas (50.10 -6 T)Champ mesuré à 2 cm d’un fil infini parcouru 0,1 millitesla (10 -4 T)par un courant de 10 AGros aimant en fer à cheval 1 millitesla (10 -3 T)Tache stellairequelques teslasChamp artificiel statique record50 teslasChamp artificiel pulsé record avec destruction de la source 2 000 teslasÉtoile à neutrons 1 à 100 mégateslas (10 6 T à 10 8 T)Magnétoile 0,1 à 100 gigateslas (10 8 T à 10 11 T)Le champ magnétiquedes étoilesEn général, les champs magnétiques n’ontqu’un très faible impact sur le bilan énergétiqued’une étoile. En effet, leur énergie nereprésente qu’une petite fraction de l’énergiegravitationnelle qui la maintient en un tout.Pourtant, ces champs se manifestent tout aulong de la vie de l’étoile, de sa formation auxstades ultimes de son effondrement gravitationnel.Étudions tout d’abord le cas del’étoile la mieux connue : notre Soleil.Comment se manifeste son magnétisme etd’où provient-il ?Le SoleilLe Soleil est une étoile banale du type nainejaune. Une des manifestations les plusévidentes de son magnétisme se trouve dansles taches sombres que l’on trouve à sasurface (fig. 1).Ces taches furent découvertes par lesChinois il y a deux millénaires mais il fallutattendre le début du XVII e siècle et l’utilisationde la lunette à des fins astronomiquespour que Johannes Fabricius (1587-1615),Thomas Harriot (1560-1621), ChristophScheiner (1575-1650) et Galilée (1564-1642)en fissent une étude systématique. En 1843,Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875)découvrit que les taches solaires variaient ennombre suivant une périodicité d’environ dixans. Enfin, c’est en 1908 que George ElleryHale (1868-1938) y détecta de puissantschamps magnétiques grâce à l’effet Zeeman(se reporter à l’encadré).L’aspect sombre des taches solaires provientde leur température relativement faible. Eneffet, si la température moyenne de la surfacesolaire s’élève à 5 500 °C, celle des taches nes’élève qu’à 3 500 °C et c’est donc uniquementpar contraste qu’elles nous semblentsombres. Si nous pouvions isoler une tachedevant un fond noir et l’observer de très loin,celle-ci brillerait d’une belle teinte rougeorangée.Amenée près de la surface par desmouvements ascendants convectifs que nousdécrirons plus loin dans cet article, la matièrebrûlante provenant des profondeurs du Soleilévite les zones magnétiques. Ceci bloquelocalement le transport de la chaleur, là où lechamp est intense. Voici pourquoi les tachessont plus froides et donc plus sombres que lereste de la surface. Les lignes de champ émergentà la surface du Soleil sous la forme deboucles et une paire de taches de polaritésopposées se créée au pied de chacune de cesboucles. Voilà plus d’un siècle que les

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200723FIGURE 1Une tache solaire observéeà très haute résolution.Des détails de 100 km sontvisibles. Notez la pénombrecomposée de filaments quiconvergent radialement versl’ombre.@ National SolarObservatory, SacramentoPeak, Nouveau-Mexique.L’effet ZeemanPieter Zeeman (1865-1943, prix Nobelde physique en 1902) observa en 1896un phénomène qui porte désormais son nomet dont l’interprétation ne peut se fairecomplètement que dans le cadre de laphysique quantique. Zeeman découvrit qu’enprésence d’un champ magnétique, une raiespectrale est décomposée en plusieurscomposantes décalées en fréquence etpolarisées*. Les composantes sontrégulièrement espacées et l’espace entre deuxcomposantes successives est proportionnelleà l’intensité du champ magnétique régnantdans la zone d’émission de la raie (fig. I).L’application de ce résultat permit à George Halede découvrir en 1908 que les taches solaires sontde puissantes sources de champ magnétiquepouvant atteindre 0,3 tesla, soit près de dix millefois la valeur du champ terrestre.* La lumière peut être considérée comme unepropagation simultanée d'un champ électriqueet d'un champ magnétique oscillants etperpendiculaires entre eux. Selon la trajectoiredécrite par l’extrémité du vecteur champélectrique que l’on suit dans sa propagation,on parle de polarisation rectiligne, circulaireou elliptique.FIGURE IL’effet Zeeman.Un champ magnétique fortdécompose une raie spectraleen deux ou plusieurscomposantes.L’intensité du champpeut être calculéeen mesurant la séparationdes composantes.En dehorsde la tachesolaireSurla tachesolaireEn dehorsde la tachesolaire

24DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007FIGURE 2Comparaison de trois photographies en faussescouleurs prises par le télescope ultravioletextrême EIT embarqué à bord de l’observatoirespatial américano-européen SOHO. À l’approchede son maximum de l’an 2000, l’activité solaireaugmente notablement. @ SOHO/EIT, NASA/ESA.(3) L’activité solaire désigne un ensemble de phénomènesayant trait aux couches observables de notre étoile et liés auxvariations locales ou globales de son champ magnétique.astronomes ont remarqué que l’activitésolaire (3) n’est pas constante (fig. 2) maisqu’elle passe par un maximum tous les onzeans environ.Au début d’un cycle, les taches apparaissentd’abord aux moyennes latitudes et danschaque hémisphère. Elles se forment ensuitede plus en plus près de l’équateur et l’atteignentau minimum du cycle (fig. 3). Outreles champs magnétiques locaux qui leur sontliés, le Soleil possède un champ global dipolairesemblable à celui que créerait un aimantgéant. Dans un groupe de taches, celle de têtepossède la même polarité que le pôle le plusproche. La tache de queue possède unepolarité opposée. De plus, l’orientation despaires de taches s’inverse tous les onze ans.Un cycle magnétique complet dure doncvingt-deux ans.L’interprétation du magnétisme du Soleilnécessite une bonne compréhension de sastructure interne (fig. 4). Le Soleil est unesphère de plasma et de gaz de 700 000 km derayon. Son cœur est le siège de réactions thermonucléairescomplexes où de l’hydrogèneest transformé en hélium avec production deneutrinos et de rayonnement gamma (γ)?. Cecœur est entouré d’une première coquilleappelée zone radiative, épaisse d’environ300 000 km. Cette zone tourne sur elle-mêmed'un seul bloc en vingt-sept jours. Elle estencore très dense, aussi les photons γ issus ducœur y passent un temps considérable, étantabsorbés, réémis, réabsorbés etc. par lamatière environnante tout en perdant del’énergie au passage. Son transport se faitdonc par rayonnement, de proche en proche,de choc en choc, vers l’extérieur. Ensuite, unecouche de 200 000 km d’épaisseur appeléezone convective sert d’interface entre la zoneradiative et la surface solaire. La faible densitéde cette couche autorise les mouvements dematière et le transport d’énergie s’y fait parconvection, comme dans une casserole d’eaubouillante. Cette zone tourne sur elle-mêmeavec une vitesse qui varie selon la latitude.Il lui faut ainsi entre vingt-cinq jours à l'équateuret trente-trois jours près des pôles pourfaire un tour complet. Ce phénomène typiquedes objets fluides en rotation s’appelle larotation différentielle. Enfin, la surface duSoleil manifeste d’innombrables granulesd’environ 1 000 km de diamètre et dont ladurée de vie n’excède pas quelques minutes.En 1955, Eugene Parker (1927-) expliquacomment est généré le champ magnétiquesolaire. Détaillons ce mécanisme aujourd’huiencore largement accepté dans ses grandeslignes. Il faut tout d’abord comprendre que lamajeure partie du Soleil se trouve sous la

26DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007Cœur00,3Distance / RayonZone radiativeZone convective0,71FIGURE 4Structure interne du Soleil.L’énergie solaire est produite dans le cœurpar des réactions thermonucléaires.Au-dessus, on trouve la zone radiativeoù l’énergie est transmise par lerayonnement ; enfin, la zone extérieure,appelée zone convective,est caractérisée par des mouvementsde matière à grande échelle.@ Groupe de physique solaire/MarshallSpace Flight Center/NASA.Le milieu interplanétairevent solaireNous venons de montrer comment le Soleilgénère en permanence son champ magnétiqueet de quelle manière celui-ci se manifeste.Notre étoile ne constitue toutefois pas unsystème isolé. Elle émet la plus grande partiede son énergie vers l’extérieur sous la formede rayonnements électromagnétiques visibleset invisibles et de neutrinos. Chauffée par unmécanisme encore mal compris, où lemagnétisme joue certainement un rôle actif,sa haute atmosphère atteint une températurede plusieurs millions de degrés – c’est lacouronne solaire – et est également la sourced’un flux de plasma appelé vent solaire. Sacomposition est celle de la couronne solaire :une écrasante majorité de protons et d’électronset une petite quantité d’ions plus lourds.Leur vitesse moyenne est de 450 km.s -1 et leurdensité au niveau de l’orbite terrestre est de5 particules.cm -3 . Le vent solaire est soumisau champ magnétique émanant du Soleil et entant que plasma conducteur, il le transporteaux frontières du système solaire tout en l’amplifiant.Le mouvement du plasma est lacomposition d’un mouvement radial vers l’extérieuret d’un mouvement tangentiel dû à larotation de notre étoile sur elle-même. Leslignes de champ étant gelées dans ce plasma,elles acquièrent une structure en spirale quel’on nomme spirale de Parker (fig. 6).Piégées par le champ magnétique decertaines planètes, des particules du ventsolaire s’accumulent dans leur magnétosphère(zone d’influence de leur champ magnétique),y sont accélérées après un voyage complexe etprovoquent les aurores polaires lorsqu’ellespénètrent dans leur haute atmosphère. Lesmagnétosphères, en particulier celles de laTerre, constituent donc des boucliers face auxparticules du vent solaire, qui les déforment etles compressent du côté jour alors qu’elless’étendent sur de grandes distances côté nuit.Le vent solaire est également responsable dela rectitude des secondes queues (bleutées)des comètes, toujours à l’opposé du Soleil. Lazone d’influence du vent solaire au sein dumilieu interstellaire s’appelle l’héliosphère(fig. 7). Elle a la forme d’une vaste bulle dontla frontière – l’héliopause – symbolise lalimite de notre système solaire. La distance decette dernière n’est pas connue avec précisionmais on la situe bien au-delà de l’orbite deNeptune.

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200727PôleNordPôleNordPôleNordPôleNordPôleNordChamps magnétiques stellairesLe Soleil n’est pas la seule étoile à posséderun champ magnétique. La première détectiondu magnétisme sur une étoile fut effectuée parHorace Welcome Babcock (1912-2003) en1947 grâce à la mesure de la polarisation decertaines raies spectrales. En un peu plus d’undemi-siècle, les astronomes ont obtenu lespreuves directes de l’existence dumagnétisme stellaire sur une centained’étoiles. Elles se répartissent en deuxgroupes : celles dont le mécanisme est identiqueà celui mis en jeu dans le Soleil et cellesFIGURE. 5La dynamo solaire.On part d’un champ analogue à celuid’un barreau aimanté où le pôle positif estconfondu avec le pôle Nord héliographique.La rotation différentielle du Soleil étireles lignes de champ jusqu’à ce qu’ellesrésistent, se détendent, remontent à la surfacepuis émergent en créant une paire de tachessolaires. Elles disparaissent rapidement maisleur champ magnétique subsiste longtemps.La polarité de la défunte tache de queue arriveau pôle Nord et contribue à l’inversiondu champ global. Onze années plus tard,ce champ s’est inversé et le cycle recommence.

28DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007SoleilTerreJupiterFIGURE 6Spirale de Parker.Au niveau de l’orbite terrestre, le champ magnétiquesolaire fait un angle de 45° avec la direction Terre-Soleil.dont le magnétisme est sans doute le vestiged’une étape antérieure, telles les nainesblanches.Magnétisme par effet dynamoIl fut rapidement démontré que lemagnétisme dynamo avait des conséquencessur la vitesse de rotation des étoiles. Prenonsune étoile de faible masse. Elle est relativementfroide et possède une zone convective.En son sein se développe un champ magnétiqueselon le mécanisme décrit plus haut, quichauffe fortement la haute atmosphère et crééainsi un vent stellaire. Cette perte de matièrefreine l’étoile de la même manière qu’unepatineuse ralentit en écartant les bras, envertu de la conservation du moment cinétiquedu système étoile-vent stellaire. UnFIGURE 7En s’éloignant du Soleil, au-delà de l’orbite des dernières planètes, nous rencontrons d’abord le chocterminal.Le vent solaire y est brusquement ralenti par le gaz interstellaire. On peut affirmer que l’héliogaine matérialisela frontière de notre système solaire. C’est une vaste région où le vent solaire est chaud et turbulent. Les ventsinterstellaires entrent plus loin en collision avec l’héliogaine et une onde de choc se forme. On a égalementreprésenté les positions des deux sondes Voyager au sein de ces structures complexes. @ NASA/Walt Feimer

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200729phénomène supplémentaire est susceptiblede ralentir notre étoile, surtout si elle estjeune. Son champ magnétique s’ancre dansle disque d’accrétion qui a accompagné sanaissance et synchronise sa rotation sur lavitesse correspondant à une orbite dequelques rayons stellaires. Cette vitesse étantinférieure à la vitesse de rotation originellede l’étoile, elle est freinée. Il n’est donc passurprenant de constater que les étoiles peumassives possédant donc une zone convectiveet un magnétisme dynamo tournentmoins vite que les étoiles massives, chaudeset dénuées de zone convective.Magnétisme fossile47 Virginis, l’étoile étudiée par Babcock,intrigua immédiatement les astronomes. Sonmagnétisme différait sensiblement de celuidu Soleil. Les observations permirent dedécouvrir que les variations périodiques deson champ magnétique ne résultaient que dela rotation de l’étoile et pas d’une variationintrinsèque et cyclique. De plus, sa structuresemblait plus simple, analogue en premièreapproximation au champ dipolaire d’unbarreau aimanté. On pense aujourd’hui queces champs proviendraient de l’amplificationd’un fragment du champ galactique emprisonnépar le nuage ayant engendré l’étoile pareffondrement gravitationnel. Les champsfossiles modifient également le transport deséléments chimiques au sein des atmosphèresstellaires. On a ainsi pu montrer que surl’étoile epsilon de la Grande Ourse,l’oxygène est présent en quantité solaire prèsde l’équateur mais qu’il a presque complètementdisparu près des pôles magnétiques. Lemagnétisme intervient à tous les stades de lavie des étoiles. Quel rôle joue-t-il lors de leurnaissance ?La naissance des étoilesLes étoiles naissent par effondrement d’unnuage de gaz et de poussières. Intéressons-nous au stade ultérieur : une proto-étoile s’estformée et accrète encore de la matière. Elledemeure invisible, cachée derrière un épaiscocon de poussières qui baigne dans le champgalactique local. On sait aujourd’hui que lesétoiles jeunes, comme les T Tauri, sont lasource d’éruptions violentes et d’un rayonnementX qui ionise la matière environnante.Champ magnétique et matière – il s’agit deplasma – sont alors couplées près de l’étoile.Des phénomènes complexes mêlant turbulence,pression thermique et forcescentrifuges sont alors à l’origine de jets dematière canalisés (fig. 8).Là où les jets rencontrent le milieu interstellairese produisent des ondes de chocs matérialiséespar les objets de Herbig-Haro. Cesjets contribuent à ralentir l’étoile, mais ilsseraient aussi à l’origine des fortes excentricitésde nombreuses planètes extrasolairesdécouvertes à ce jour.Cadavres d’étoilesLes naines blanchesLa vie d’une étoile est un combat permanententre la gravité, qui tend à la faire s’effondreret la pression de radiation qui tend elle, aucontraire, à la dilater. Dans le Soleil, la pressionde radiation provient des réactionsnucléaires se déroulant en son sein.L’hydrogène se transforme en hélium avec unfort dégagement d’énergie. Quand l’hydrogèneviendra à manquer d’ici cinqmilliards d’années, la diminution du débitd’énergie provoquera l’expansion de sonatmosphère et la contraction de son cœur. Plusdense, plus chaud, ce dernier sera alors lesiège de nouvelles réactions nucléaires transformantl’hélium en carbone et oxygène. LeSoleil entrera dans une nouvelle périoded’équilibre mais cette dernière ne durera paséternellement. Lorsque le combustible héliumsera épuisé, nulle échappatoire ne seraautorisée car la masse du Soleil étant tropfaible, la pression résultante au centre ne sera

30DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007jamais assez grande pour permettre une fusiondu carbone ou de l’oxygène. Notre étoileconnaîtra alors des phases d’instabilité,expulsera ses couches externes et donneraainsi naissance au très photogéniquephénomène de nébuleuse planétaire. En lieu etplace du cœur effondré, on trouvera le cadavrede ce qui fut jadis le Soleil : une naineblanche. La naine blanche est un objet auxpropriétés exotiques et elle constitua un défiinsurmontable pour la physique classique.Imaginez un astre qui concentre la massed’une étoile dans le volume d’une planète dela taille de la Terre… sa densité, prodigieuse,équivaut à un million de fois celle de l’eau.Lors de son effondrement, le cœur ionisé del’étoile emporte avec lui les lignes de champmagnétique qui se trouvent donc resserrées.L’intensité du champ augmente de manièreconsidérable et influence certainement la rotationde la naine blanche. En effet, des calculsmontrent que l’effondrement de notre Soleildevrait conduire à un astre dont la période derotation s’élèverait à environ trois minutes.Or, les astronomes ont réussi à prouver que lesFIGURE 8HH30 est une étoile très jeune,âgé d’à peine 500 000 ans.En cinq années d’observation, le télescope spatialHubble a dévoilé des changements dans sondisque et ses jets. La scène est rendue visiblepar la réflexion de la lumière de l’étoile surla poussière située au-dessus et sous le plandu disque. Le diamètre de ce disque s’élèveà 450 unités astronomiques, soit 450 fois ladistance moyenne Terre-Soleil. Le champmagnétique stellaire joue un rôle majeur dansla formation des jets, qui quittent le disqueà près d’un million de kilomètres par heure.@ NASA, Alan Watson (Universidad NacionalAutonoma de Mexico, Mexique), Karl Stapelfeldt(Jet Propulsion Laboratory), John Krist (SpaceTelescope Science Institute) et Chris Burrows(Agence Spatiale Européenne/Space TeslecopeScience Insitute).naines blanches mettent quelques heures àquelques jours pour faire un tour sur ellesmêmes.Il faut donc que des mécanismes deperte de moment cinétique interviennent, bienqu’ils ne soient pas encore bien compris. Nuldoute que les puissants magnétismes dont lesnaines blanches sont la source n’y sont pasétrangers…

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200731Le rayonnement synchrotronLe rayonnement synchrotron est lerayonnement émis par des électrons enmouvement dans un champ magnétique.Son spectre est caractéristique et diffèresensiblement de la courbe en cloche durayonnement thermique du corps noir.Examinons-le en détail et voyons quellesinformations on peut en extraire. Lorsqu’unélectron se déplace à la vitesse v dans unchamp magnétique B, il est soumis à une forceorthogonale à v et à B. Cette force lui imposeun mouvement de spirale autour des lignesdu champ magnétique. Or, une charge accéléréeémet de la lumière. Cela peut sembler curieuxde parler d’accélération alors que l’électronne voit pas sa vitesse varier en norme dansun champ magnétique. Toutefois, n’oublions pasque cette vitesse varie en direction et qu’ilexiste bien ici une accélération au sensvectoriel du terme. De manière générale,plus la vitesse des électrons est grande,plus la fréquence de la lumière qu’ils émettentest élevée. L’émission de cette lumière setraduisant par une diminution de leur énergie,les électrons ralentissent et produisent unrayonnement se décalant vers les grandeslongueurs d’onde (fig. II). Il s’ensuit qu’unesource de rayonnement synchrotron continue,comme les vestiges de supernovae, ne peutqu’être alimentée en permanence par desélectrons frais. L’énergie de ces électrons fraisdétermine la fréquence maximale v du spectre(fig. III), qui peut se situer dans l’ultravioletet même les rayons X si la source estparticulièrement puissante. La mesurede v fournit une contrainte sur les processusénergétiques à l’œuvre dans la sourcedes électrons.Trajectoireen spiralede l'électronRayonnementsynchrotronabsorbéLignes duchamp magnétiqueRayonnementsynchrotron émisvers l'extérieurLogarithme de l'intensité86420Unités arbitrairesSourced'électrons- 2- 4 - 2 0 2Logarithme de la fréquenceFIGURE IIUne source quelconque projette desélectrons dans une région où règne unchamp magnétique B.Ceux-ci se mettent à spiraler autour deslignes de champ et émettent un rayonnementabsorbé par les électrons environnants.FIGURE IIIUn exemple de spectre synchrotron.Notez l’échelle logarithmique, la brusquecoupure du spectre aux hautes énergieset le fait que le spectre ne possède pas vraimentde pic d’émissivité à la différence du spectredu corps noir.

32DÉCOUVERTE N°346 MARS 2007Les étoiles à neutronsS’il y a des objets où le magnétisme se manifestede manière exacerbée, ce sont bien lesétoiles à neutrons. Elles constituent le stadeultime des étoiles massives après leur explosionen supernovae. L’étoile à neutrons estune version exagérée de la naine blanche. Plusmassive que le Soleil, c’est une sphère d’àpeine vingt kilomètres de diamètre dont ladensité dépasse l’entendement : une cuillère àcafé de sa matière aurait une masse deplusieurs milliards de tonnes ! La gravité y estsi intense qu’elle pousse les électrons dans lesnoyaux avec pour bilan une créationde neutrons. Le champ magnétiquede ces astres estimmense et équivaut auminimum à desdizaines de milliardsde fois le champterrestre. De plus,ils tournent trèsvite. Les plusRayons Xrapides effectuentjusqu’à plusieurscentaines de tourssur eux-mêmes enune seconde. À lasurface d’une étoile àneutrons, le champélectrique est très grandet il peut en extraire desélectrons qu’il accélèrefortement près des pôlesmagnétiques. Ces électrons,se déplaçant rapidement leLignesde champAxe derotationlong des lignes de champ magnétique en s’enroulantautour d’elles, émettent un rayonnementradio dit synchrotron (se reporter à l’encadré Lerayonnement synchrotron).Le faisceau du rayonnement synchrotron esttrès étroit et suit l’axe des pôles magnétiques.Or, celui-ci n’est pas confondu avec l’axe derotation de l’étoile à neutrons. Ainsi, lors de larotation de l’étoile, le faisceau balaye l’espaceLes magnétoilesLe 5 mars 1979, dessatellites équipés deet décrit un cône. Si par chance la Terre setrouve dans la zone balayée, elle reçoit trèsrégulièrement une brève impulsion radio. Ondonne alors le nom de pulsar à cet astre(fig. 9). Le premier objet de ce type fut découverten 1967 par Bell (1943-) et Hewish(1924-). La régularité de la source d’émissionétait si stable qu’elle leur a paru suspecte etpeut-être artificielle. Malheureusement pourles amateurs d’extraterrestres, d’autressources radio périodiques furent découverteset leur origine rapidement attribuée auphénomène naturel décrit précédemment.détecteurs deAccrétiondu gaz rayons gamma –les photons lesplus énergétiquesdu spectreélectromagnétique– captèrentet enregistrèrentdans le ciel unecolossale émissiongamma dont le pic,décroissant rapidementen intensité, présentait dessursauts toutes les cinqsecondes. À ce jour, lesastronomes ont recenséquatre événements différentsde ce type. Ils purent aussi montrer qu’àl’émission de rayons gamma s’ajoutait un fluxde rayons X moins énergétiques et que leurétaient associés des vestiges de supernovae.Pendant plus de dix ans, les théoriciens nesurent expliquer ces phénomènes mystérieuxmais ils soupçonnaient l’implication desétoiles à neutrons. Leur interprétation futapportée par Robert Duncan et ChristopherFIGURE 9Structure d’un pulsar.Axe du champmagnétique

DÉCOUVERTE N°346 MARS 200733Thompson en 1992. Ils découvrirent que danscertaines conditions, l’effet dynamo à l’œuvredans de très jeunes étoiles à neutrons pouvaitengendrer des champs magnétiques extrêmes,de l’ordre de 10 11 teslas. Ces champs exercentdes contraintes énormes sur la croûte solidede ces astres, qui réajustent leur structurelocalement ou globalement par le biais degigantesques « tremblements d’étoiles ». Leszones magnétiques se déplacent en suivant lacroûte et lorsque deux zones de polaritésopposées se rencontrent, elles voient leurslignes de champs s’annihiler et libérer l’énergiequ’elles contiennent. Cet afflux d’énergieaccélère considérablement des électronsqui sont alors la source d’un rayonnementsynchrotron gamma. Dans le même temps,des morceaux de la surface sont vivementchauffés et se refroidissent en émettant desrayons gamma. Comme l’étoile tourne, lespoints chauds apparaissent et disparaissentsuccessivement aux yeux des détecteurs et ilssont détectés sous la forme d’une émissionpériodique. Ce modèle théorique a pour avantaged’expliquer de nombreuses caractéristiquesdes magnétoiles : par exemple la formedu sursaut gamma ou la faible vitesse de rotationde ces étoiles à neutrons particulières,ralenties efficacement par l’énorme champmagnétique qu’elles génèrent.vestiges de supernovae, de sursauts gamma oud’autres phénomènes encore méconnus ?Enfin, à l’échelle cosmique, on a mis enévidence des champs d’intensité aussi faibleque 5.10 -11 tesla et circulant entre dessuperamas de galaxies. Ces superamas et doncces champs font partie des plus grandesentités connues à l’heure actuelle, avec destailles supérieures à cent millions d’annéeslumière.ConclusionL’étude des champs magnétiques en astrophysiqueest une discipline relativementrécente. Nous avons vu combien lemagnétisme est une composante active mais ilest vrai, souvent secondaire, dans desphénomènes aussi variés que la formation, lavie des étoiles et leurs stades ultimes d’évolution.Il joue aussi un rôle important à uneéchelle plus vaste au sein des galaxies et desespaces intergalactiques mais nous touchonsici à un domaine de recherche de pointe.Il nous reste encore beaucoup à apprendre…J. K.À plus grande échelleNotre revue, évidemment non exhaustive, del’influence des champs magnétiques en astrophysiqueprend fin sur une vision à plusgrande échelle. Notre galaxie, la Voie lactée,baigne dans un champ très faible, un millionde fois moins intense que le champ terrestre.Pourtant, ce champ parvient à aligner lesvestiges ionisés des supernovae. Son originereste encore un mystère. Peut-être est-il lerésultat d’un champ originel qui a été amplifiélors de l’effondrement de notre proto-galaxie? Peut-être n’est-il que le résultat ultérieur de4Titulaire d’un DEA d’astrophysique,Johan Kieken a effectué trois annéesde thèse dans le domaine de laplanétologie. Il intègre le Palais de ladécouverte en 2005 en tant quemédiateur scientifique au sein dudépartement d’astronomieastrophysique.Il assure, à ce titre, desséances de planétarium et des exposéspour le grand public.