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

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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
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