« Champ magnétique stellaire » : différence entre les versions

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Le champ magnétique stellaire est un champ magnétique généré par le mouvement du plasma à l'intérieur d'une étoile. Le champ magnétique stellaire peut également désigner le champ magnétique entourant un objet compact.

Le champ magnétique stellaire engendre la magnétosphère des étoiles. Il est lié à plusieurs phénomènes énergétiques de ces dernières tels la production d'une couronne, d'un vent ou d'éruptions^[1]^,^[2].

Observation

Le spectre du dessous montre l'effet Zeeman après qu'un champ magnétique a été appliqué à la source, au-dessus.

Le champ magnétique d'une étoile peut être mesuré à l'aide de l'effet Zeeman^[3]. En temps normal, les atomes absorbent certaines fréquences électromagnétiques, ce qui produit des lignes d'absorption dans le spectre observé. Mais lorsque ces atomes sont soumis à un champ magnétique, ces raies spectrales absorbées se divisent en plusieurs composantes décalées en fréquence. La lumière émise ou absorbée est également polarisée et son orientation dépend donc de celle du champ magnétique^[4].

Un champ magnétique stellaire est mesuré à l'aide d'un spectropolarimètre, un instrument composé d'un spectrographe et d'un polarimètre. Le premier instrument de ce genre était NARVAL, monté sur le télescope Bernard Lyot de l'Observatoire Midi-Pyrénées^[5].

Types

Étoiles

Objets compacts

Formation

Le champ magnétique de surface de SU Aur (une jeune étoile de type T Tauri), réalisé par imagerie Zeeman-Doppler.

Selon la théorie de la dynamo solaire, le champ magnétique stellaire prend son origine au sein de la zone convective de l'étoile, à la hauteur de la tachocline^[9]. Alors que l'étoile subit une rotation différentielle, le magnétisme prend la forme d'un champ toroïdal (en)^[10].

Les champs magnétiques d'à peu près tous les corps célestes sont alignés avec la direction de rotation. Il y a quelques exceptions, comme certains pulsars.

Caractéristiques physiques

Taches et boucles

Articles détaillés : Tache stellaire et Boucle coronale.

Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense à la surface d'une étoile. Ceux-ci forment une composante visible de tubes de flux magnétiques qui sont formés dans la zone de convection d'une étoile^[11]. Des boucles coronales peuvent se former au-dessus des taches stellaires, suivant les lignes de champ magnétique qui s'étendent dans la couronne solaire. Les boucles peuvent ainsi chauffer la couronne à des températures de l'ordre du million de kelvins^[2].

Magnétosphère

Une étoile avec un champ magnétique génère une magnétosphère et entraîne sa rotation. Les lignes de champ relient les pôles magnétiques, formant ainsi une boucle fermée. Cette magnétosphère arrache des particules chargées au vent stellaire lorsqu'il traverse des zones où le champ magnétique est plus intense. Celles-ci, ensuite, se déplacent le long des lignes de champ^[12].

La matière émise par le biais de vents solaires, entraînée par la magnétosphère, s'agrège autour de l'étoile ce qui cause un transfert de moment angulaire de l'étoile à son espace environnant et par conséquent un ralentissement de la rotation de ladite étoile. Plus la rotation est rapide, plus le taux de perte de matière est grand et donc plus grande est la perte de vitesse. Cependant, même si le moment cinétique d'une étoile diminue, il ne peut atteindre valeur nulle^[13].

Notes et références

Notes

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Stellar magnetic field » (voir la liste des auteurs).

Références

↑ (en) Jerome James Brainerd, « X-rays from Stellar Coronas », The Astrophysics Spectator, 6 juillet 2005
↑ ^{a et b} (en) H. S. Hudson et T. Kosugi, « How the Sun's Corona Gets Hot », Science, vol. 285, n^o 5429,‎ 1999, p. 849 (DOI 10.1126/science.285.5429.849, Bibcode 1999Sci...285..849H, résumé)
↑ J. P. Zahn, « Le magnétisme stellaire », L'Astronomie, vol. 77,‎ septembre 1963, p. 313 (résumé, lire en ligne)
↑ (en) Gibor Basri, « Big Fields on Small Stars », Science, vol. 311, n^o 5761,‎ 2006, p. 618–619 (PMID 16456068, DOI 10.1126/science.1122815)
↑ « NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres », sur ww2.cnrs.fr, 2 février 2007
↑ (en) J. D. Landstreet, « Magnetic fields at the surfaces of stars », Astronomy and Astrophysics Review, vol. 4,‎ 1992, p. 35-77 (résumé, lire en ligne)
↑ (en) Gang Li, Sébastien Deheuvels, Jérôme Ballot et François Lignières, « Magnetic fields of 30 to 100 kG in the cores of red giant stars », Nature, vol. 610,‎ 5 octobre 2022, p. 43-46 (DOI 10.1038/s41586-022-05176-0).
↑ (en) D. Isbell et T. Tyson, « Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars », NASA/Goddard Space Flight Center, 20 mai 1998
↑ Carine Briand et Jean Aboudarham, « La dynamo solaire », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris
↑ (en) J. H. Piddington, « On the origin and structure of stellar magnetic fields », Astrophysics and Space Science, vol. 90, n^o 1,‎ 1983, p. 217–230 (DOI 10.1007/BF00651562, Bibcode 1983Ap&SS..90..217P)
↑ (en) Jonathan Sherwood, « Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee », University of Rochester, 3 décembre 2002
↑ (en) Amos Harpaz, Stellar evolution, A K Peters, coll. « A K Peters Series », 1994, 261 p. (ISBN 1-56881-012-1), p. 230
↑ (en) Kyoji Nariai, « Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation », Astrophysics and Space Science, vol. 3, n^o 1,‎ 1969, p. 150–159 (DOI 10.1007/BF00649601, Bibcode 1969Ap&SS...3..150N)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

Rémi Cabanac, « Le champ magnétique de l’étoile Véga enfin détecté », 22 juin 2009 (version du 14 août 2012 sur Internet Archive)

[1] (en) Jerome James Brainerd, « X-rays from Stellar Coronas », The Astrophysics Spectator, 6 juillet 2005

[Hudson-2] {a et b} (en) H. S. Hudson et T. Kosugi, « How the Sun's Corona Gets Hot », Science, vol. 285, n^o 5429,‎ 1999, p. 849 (DOI 10.1126/science.285.5429.849, Bibcode 1999Sci...285..849H, résumé)

[3] J. P. Zahn, « Le magnétisme stellaire », L'Astronomie, vol. 77,‎ septembre 1963, p. 313 (résumé, lire en ligne)

[4] (en) Gibor Basri, « Big Fields on Small Stars », Science, vol. 311, n^o 5761,‎ 2006, p. 618–619 (PMID 16456068, DOI 10.1126/science.1122815)

[5] « NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres », sur ww2.cnrs.fr, 2 février 2007

[6] (en) J. D. Landstreet, « Magnetic fields at the surfaces of stars », Astronomy and Astrophysics Review, vol. 4,‎ 1992, p. 35-77 (résumé, lire en ligne)

[7] (en) Gang Li, Sébastien Deheuvels, Jérôme Ballot et François Lignières, « Magnetic fields of 30 to 100 kG in the cores of red giant stars », Nature, vol. 610,‎ 5 octobre 2022, p. 43-46 (DOI 10.1038/s41586-022-05176-0).

[8] (en) D. Isbell et T. Tyson, « Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars », NASA/Goddard Space Flight Center, 20 mai 1998

[9] Carine Briand et Jean Aboudarham, « La dynamo solaire », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris

[10] (en) J. H. Piddington, « On the origin and structure of stellar magnetic fields », Astrophysics and Space Science, vol. 90, n^o 1,‎ 1983, p. 217–230 (DOI 10.1007/BF00651562, Bibcode 1983Ap&SS..90..217P)

[11] (en) Jonathan Sherwood, « Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee », University of Rochester, 3 décembre 2002

[harpaz2004-12] (en) Amos Harpaz, Stellar evolution, A K Peters, coll. « A K Peters Series », 1994, 261 p. (ISBN 1-56881-012-1), p. 230

[aass3_150-13] (en) Kyoji Nariai, « Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation », Astrophysics and Space Science, vol. 3, n^o 1,‎ 1969, p. 150–159 (DOI 10.1007/BF00649601, Bibcode 1969Ap&SS...3..150N)

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 Le '''champ magnétique stellaire''' est un [[champ magnétique]] généré par le mouvement du [[État plasma|plasma]] à l'intérieur d'une [[étoile]]. Le champ magnétique stellaire peut également désigner le champ magnétique entourant un [[objet compact]].
-Le champ magnétique stellaire engendre la [[magnétosphère]] des étoiles. Il est lié à plusieurs phénomènes énergétiques de ces dernières tels la production d'une [[couronne solaire|couronne]], d'un [[vent stellaire|vent]] ou d'[[éruption solaire|éruptions]]<ref>{{en}}{{lien web|auteur=Jerome James Brainerd| date=6 juillet 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html| titre=X-rays from Stellar Coronas|éditeur=The Astrophysics Spectator}}</ref>{{,}}<ref name="Hudson"/>.
+Le champ magnétique stellaire engendre la [[magnétosphère]] des étoiles. Il est lié à plusieurs phénomènes énergétiques de ces dernières tels la production d'une [[couronne solaire|couronne]], d'un [[vent stellaire|vent]] ou d'[[éruption solaire|éruptions]]<ref>{{lien web|langue=en|auteur=Jerome James Brainerd| date=6 juillet 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html| titre=X-rays from Stellar Coronas|éditeur=The Astrophysics Spectator}}</ref>{{,}}<ref name="Hudson"/>.
 == Observation ==
-[[Fichier:ZeemanEffect.GIF|1.5px|vignette|Le spectre du dessous montre l'[[effet Zeeman]] après qu'un champ magnétique ait été appliqué à la source, au dessus.]]
+[[Fichier:ZeemanEffect.GIF|vignette|Le spectre du dessous montre l'[[effet Zeeman]] après qu'un champ magnétique a été appliqué à la source, au-dessus.]]
-Le champ magnétique de l'étoile peut être mesuré à l'aide de l'[[effet Zeeman]]<ref>{{article|lang=fr|url texte=http://adsabs.harvard.edu/full/1963LAstr..77..313Z|résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963LAstr..77..313Z|titre=Le magnétisme stellaire|nom1=Zahn|prénom1=J. P.|périodique=L'Astronomie|volume=77|pages=313|mois=septembre|année=1963}}</ref>. En temps normal, les atomes absorbent certaines fréquences électromagnétiques, ce qui produit des lignes d'absorption dans le spectre observé. Mais lorsque ces atomes sont soumis à un champ magnétique, ces raies spectrales absorbées se divisent en plusieurs composantes décalées en fréquence. La lumière émise ou absorbée est également polarisée et son orientation dépend donc de celle du champ magnétique.<ref>{{article|lang=en|nom1=Basri|prénom1=Gibor|année=2006|titre=Big Fields on Small Stars|périodique=''Science''|volume=311|numéro=5761|pages=618–619|doi=10.1126/science.1122815|pmid=16456068}}</ref>.
+Le champ magnétique d'une étoile peut être mesuré à l'aide de l'[[effet Zeeman]]<ref>{{article|url texte=http://adsabs.harvard.edu/full/1963LAstr..77..313Z|résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963LAstr..77..313Z|titre=Le magnétisme stellaire|nom1=Zahn|prénom1=J. P.|périodique=L'Astronomie|volume=77|pages=313|mois=septembre|année=1963}}</ref>. En temps normal, les atomes absorbent certaines fréquences électromagnétiques, ce qui produit des lignes d'absorption dans le spectre observé. Mais lorsque ces atomes sont soumis à un champ magnétique, ces [[Raie spectrale|raies spectrales]] absorbées se divisent en plusieurs composantes décalées en fréquence. La lumière émise ou absorbée est également polarisée et son orientation dépend donc de celle du champ magnétique<ref>{{article|langue=en|nom1=Basri|prénom1=Gibor|lien auteur1=Gibor Basri|année=2006|titre=Big Fields on Small Stars|périodique=Science|volume=311|numéro=5761|pages=618–619|doi=10.1126/science.1122815|pmid=16456068}}</ref>.
-Ue champ magnétique stellaire est mesuré à l'aide d'un [[spectropolarimètre]], un instrument composé d'un [[spectrographe]] et d'un [[polarimètre]]. Le premier instrument de ce genre était NARVAL, monté sur le [[télescope Bernard Lyot]] de l'[[Observatoire Midi-Pyrénées]]<ref>{{lien web|url=http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1026.htm|titre=NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres|date=2 février 2007|site=http://ww2.cnrs.fr}}</ref>.
+Un champ magnétique stellaire est mesuré à l'aide d'un [[Spectropolarimétrie|spectropolarimètre]], un instrument composé d'un [[spectrographe]] et d'un [[polarimètre]]. Le premier instrument de ce genre était NARVAL, monté sur le [[télescope Bernard Lyot]] de l'[[Observatoire Midi-Pyrénées]]<ref>{{lien web|url=http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1026.htm|titre=NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres|date=2 février 2007|site=ww2.cnrs.fr}}</ref>.
 == Types ==
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 {{Article connexe|Dynamo solaire}}
-Parmi les étoiles générant un champ magnétique, on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à {{Unité|6500|K}} et dont la masse ne dépasse pas {{formatnum:1.5}} masses solaires<ref>{{article|lang=en|prénom1=J. D.|nom1=Landstreet|titre=Magnetic fields at the surfaces of stars|périodique=Astronomy and Astrophysics Review|volume=4|pages=35-77|année=1992|résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26ARv...4...35L|url texte=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1992A%26ARv...4...35L&link_type=EJOURNAL&db_key=AST&high=|}}</ref>. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par [[effet dynamo]]. Ces étoiles sont « actives », c'est-à-dire qu’elles sont le siège d'un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d'une couronne, d'un vent ou d'éruptions. Les {{lien|lang=en|trad=Starspot|fr=taches stellaires}} témoignent également de leur activité. Ainsi, la taille et le nombre de ces taches dépendent de l'activité de l'étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l'étoile.
+Parmi les étoiles générant un champ magnétique, on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à {{Unité|6500|K}} et dont la masse ne dépasse pas {{formatnum:1.5}} masse solaire<ref>{{article|langue=en|prénom1=J. D.|nom1=Landstreet|titre=Magnetic fields at the surfaces of stars|périodique=Astronomy and Astrophysics Review|volume=4|pages=35-77|année=1992|résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26ARv...4...35L|url texte=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1992A%26ARv...4...35L&link_type=EJOURNAL&db_key=AST&high=}}</ref>. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par [[effet dynamo]]. Ces étoiles sont « actives », c'est-à-dire qu’elles sont le siège d'un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d'une couronne, d'un vent ou d'éruptions. Les [[tache stellaire|taches stellaires]] témoignent également de leur activité. Ainsi, la taille et le nombre de ces taches dépendent de l'activité de l'étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l'étoile.
+La matière stellaire étant opaque, le champ magnétique à l'intérieur des étoiles a longtemps été hors de portée des observations. En 2022, le [[Kepler (télescope spatial)|télescope spatial ''Kepler'']] a mesuré le champ magnétique dans le cœur de plusieurs [[géante rouge|géantes rouges]] : de {{unité|30 à 100 kG}} au voisinage de la zone de [[fusion nucléaire|fusion]] de l'[[hydrogène]]<ref>{{Article| langue=en| titre=Magnetic fields of 30 to 100 kG in the cores of red giant stars| auteur1=Gang Li| auteur2=Sébastien Deheuvels| auteur3=Jérôme Ballot| auteur4=François Lignières | périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=610| date=5 octobre 2022| pages=43-46| doi=10.1038/s41586-022-05176-0}}.</ref>.
 === Objets compacts ===
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 Les objets astronomiques compacts et à rotation rapide ([[naine blanche|naines blanches]], [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] et [[trou noir|trous noirs]]) ont des champs magnétiques extrêmement forts.
-Une étoile à neutrons possédant un champ magnétique très puissant est un [[magnétar]], résultant d'une [[supernova à effondrement de cœur]]. L'existence de ce type d'étoile a été confirmée en 1998 avec l'étude de l'étoile [[SGR 1806-20]]<ref>{{en}}{{lien web|auteur=D. Isbell et T. Tyson|titre=Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars|éditeur=NASA/Goddard Space Flight Center| date=20 mai 1998|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/asca/science/magnetar.html}}</ref>.
+Une étoile à neutrons possédant un champ magnétique très puissant est un [[magnétar]], résultant d'une [[supernova à effondrement de cœur]]. L'existence de ce type d'étoile a été confirmée en 1998 avec l'étude de l'étoile [[SGR 1806-20]]<ref>{{lien web|langue=en|auteur1=D. Isbell|auteur2=T. Tyson|titre=Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars|éditeur=NASA/Goddard Space Flight Center| date=20 mai 1998|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/asca/science/magnetar.html}}</ref>.
 == Formation ==
-[[Fichier:suaur.jpg|thumb|220px|Le champ magnétique de surface de [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (une jeune étoile de [[Variable de type T Tauri|type T Tauri]]), réalisé par [[imagerie Zeeman-Doppler]].]]
+[[Fichier:suaur.jpg|thumb|220px|Le champ magnétique de surface de [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (une jeune étoile de [[Étoile variable de type T Tauri|type T Tauri]]), réalisé par [[imagerie Zeeman-Doppler]].]]
-Selon la théorie de la [[dynamo solaire]], le champ magnétique stellaire origine au sein de la zone convective de l'étoile, à la hauteur de la [[tachocline]]<ref>{{lien web|url=http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_activite-solaire/so-effet-dynamo.html|titre=La dynamo solaire|auteur=Carine Briand et Jean Aboudarham|site=http://media4.obspm.fr|éditeur=[[Observatoire de Paris]]}}</ref>. Alors que l'étoile subit une [[rotation différentielle]], le magnétisme prend la forme d'un champ {{lien|lang=en|trad=Toroidal coordinates|fr=coordonnées toroïdales|texte=toroïdal}}<ref>{{article|lang=en|nom1=Piddington |prénom1=J. H.| titre=On the origin and structure of stellar magnetic fields| périodique=Astrophysics and Space Science | année=1983 | volume=90 | numéro=1 | pages=217–230 | bibcode=1983Ap&SS..90..217P | doi=10.1007/BF00651562 }}</ref>.
+Selon la théorie de la [[dynamo solaire]], le champ magnétique stellaire prend son origine au sein de la zone convective de l'étoile, à la hauteur de la [[tachocline]]<ref>{{lien web|url=http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_activite-solaire/so-effet-dynamo.html|titre=La dynamo solaire|auteur1=Carine Briand|auteur2=Jean Aboudarham|site=media4.obspm.fr|éditeur=[[Observatoire de Paris]]}}</ref>. Alors que l'étoile subit une [[rotation différentielle]], le magnétisme prend la forme d'un champ {{Lien|fr=coordonnées toroïdales|lang=en|trad=Toroidal coordinates|texte=toroïdal}}<ref>{{article|langue=en|nom1=Piddington |prénom1=J. H.| titre=On the origin and structure of stellar magnetic fields| périodique=Astrophysics and Space Science | année=1983 | volume=90 | numéro=1 | pages=217–230 | bibcode=1983Ap&SS..90..217P | doi=10.1007/BF00651562 }}</ref>.
-Les champs magnétiques d'à peu près tous les corps célestes sont alignés avec la direction de rotation. Il y a quelques exceptions, comme certains [[pulsar|pulsars]].
+Les champs magnétiques d'à peu près tous les corps célestes sont alignés avec la direction de rotation. Il y a quelques exceptions, comme certains [[pulsar]]s.
 == Caractéristiques physiques ==
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 {{Article détaillé|Tache stellaire|Boucle coronale}}
-Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense à la surface d'une étoile. Ceux-ci forment une composante visible de [[Tube de flux magnétique|tubes de flux magnétiques]] qui sont formés dans la [[Étoile#Zone convective|zone de convection d'une étoile]]<ref>{{en}}{{lien web|auteur=Jonathan Sherwood | titre=Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee|éditeur=University of Rochester | date=3 décembre 2002|url=http://www.rochester.edu/news/show.php?id=290}}</ref>. Des boucles coronales peuvent se former au-dessus des taches stellaires, suivant les lignes de champ magnétique qui s'étendent dans la [[couronne solaire]]. Les boucles peuvent ainsi chauffer la couronne à des températures de l'ordre du million de [[kelvin|kelvins]]<ref name="Hudson">{{article|lang=en|nom1=Hudson|prénom1=H. S.|nom2=Kosugi|prénom2=T.|titre=How the Sun's Corona Gets Hot| périodique=Science | année=1999 | volume=285|numéro=5429 | pages=849 | doi=10.1126/science.285.5429.849 |bibcode = 1999Sci...285..849H|résumé=http://www.sciencemag.org/content/285/5429/849.summary}}</ref>.
+Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense à la surface d'une étoile. Ceux-ci forment une composante visible de [[Tube de flux magnétique|tubes de flux magnétiques]] qui sont formés dans la [[Étoile#Zone convective|zone de convection d'une étoile]]<ref>{{lien web|langue=en|auteur=Jonathan Sherwood | titre=Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee|éditeur=University of Rochester | date=3 décembre 2002|url=http://www.rochester.edu/news/show.php?id=290}}</ref>. Des boucles coronales peuvent se former au-dessus des taches stellaires, suivant les lignes de champ magnétique qui s'étendent dans la [[couronne solaire]]. Les boucles peuvent ainsi chauffer la couronne à des températures de l'ordre du million de [[kelvin]]s<ref name="Hudson">{{article|langue=en|nom1=Hudson|prénom1=H. S.|nom2=Kosugi|prénom2=T.|titre=How the Sun's Corona Gets Hot| périodique=Science | année=1999 | volume=285|numéro=5429 | pages=849 | doi=10.1126/science.285.5429.849 |bibcode = 1999Sci...285..849H|résumé=http://www.sciencemag.org/content/285/5429/849.summary}}</ref>.
 === Magnétosphère ===
-Une étoile avec un champ magnétique génère une magnétosphère et entraîne sa rotation. Les [[lignes de champ]] relient les pôles magnétiques, formant ainsi une boucle fermée. Cette magnétosphère arrache des particules chargées au vent stellaire lorsqu'il traverse des zones où le champ magnétique est plus intense. Celles-ci, ensuite, se déplacent le long des lignes de champ<ref (en)name=harpaz2004>{{cite book
+Une étoile avec un champ magnétique génère une magnétosphère et entraîne sa rotation. Les [[lignes de champ]] relient les pôles magnétiques, formant ainsi une boucle fermée. Cette magnétosphère arrache des particules chargées au vent stellaire lorsqu'il traverse des zones où le champ magnétique est plus intense. Celles-ci, ensuite, se déplacent le long des lignes de champ<ref name="harpaz2004">{{Ouvrage|langue=en|prénom1=Amos|nom1=Harpaz|titre=Stellar evolution|éditeur=[[A K Peters]]|collection=A K Peters Series|année=1994|pages totales=261|passage=230|isbn=1-56881-012-1}}</ref>.
- | first=Amos | last=Harpaz | year=1994
+La matière émise par le biais de [[Vent solaire|vents solaires]], entraînée par la magnétosphère, s'agrège autour de l'étoile ce qui cause un transfert de moment angulaire de l'étoile à son espace environnant et par conséquent un ralentissement de la rotation de ladite étoile. Plus la rotation est rapide, plus le taux de perte de matière est grand et donc plus grande est la perte de vitesse. Cependant, même si le [[moment cinétique]] d'une étoile diminue, il ne peut atteindre valeur nulle<ref name="aass3_150">{{article|langue=en
- | page=230 | title=Stellar evolution | series=Ak Peters Series
+ | nom=Nariai | prénom=Kyoji | année=1969
- | publisher=A. K. Peters, Ltd | isbn=1-56881-012-1 }}</ref>.
+ | titre=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
-La matière émise par le biais de vents solaires, entraînée par la magnétosphère, s'agrège autour de l'étoile ce qui cause un transfert de moment angulaire de l'étoile à son espace environnant et par conséquent un ralentissement de la rotation de la dite étoile. Plus la rotation est rapide, plus le taux de perte de matière est grand et donc plus grande est la perte de vitesse. Cependant, même si le moment cinétique d'une étoile diminue, il ne peut atteindre valeur nulle.  <ref name=aass3_150>{{en}}{{cite journal
- | last=Nariai | first=Kyoji | year=1969
- | title=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
  | journal=Astrophysics and Space Science| volume=3
- | issue=1 | pages=150–159
+ | numéro=1 | pages=150–159
  | bibcode=1969Ap&SS...3..150N | doi=10.1007/BF00649601 }}</ref>.
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 == Voir aussi ==
 === Articles connexes ===
+{{colonnes|taille=30|
-*[[Soleil#Le champ magnétique solaire]]
-*[[Boucle coronale]]
+* [[Boucle coronale]]
+* [[Cassure de Kraft]]
-*[[Champ magnétique terrestre]]
+* [[Champ magnétique]] ([[Soleil#Champ magnétique solaire|solaire]], [[Champ magnétique interplanétaire|interplanétaire]], [[Champ magnétique terrestre|terrestre]]...)
-*[[Variable de type Alpha2 Canum Venaticorum]]
-*[[Effet dynamo (astrophysique)]]
+* [[Effet dynamo (astrophysique)]]
+* [[Étoile variable de type Alpha2 Canum Venaticorum]]
-*[[Champ magnétique terrestre]]
+* [[Étoile variable de type SX Arietis]]
-*[[Champ magnétique]]
+* [[Freinage magnétique (astronomie)]]
-*[[Polaire (variable cataclysmique)]]
+* [[Polaire (variable cataclysmique)]]
-*[[Variable de type SX Arietis]]
+}}
 === Liens externes ===
+* {{Lien archive |langue=fr |titre=Le champ magnétique de l’étoile Véga enfin détecté |auteur=Rémi Cabanac |date=22 juin 2009 |url=http://spiptbl.bagn.obs-mip.fr/spip.php?article169 |horodatage archive=20120814223105 }}
-* {{en}} University of St. Andrew, School of Physics and Astronomy, Astronomy Group : [http://star-www.st-and.ac.uk/astronomy/research/magfields.php Stellar Magnetic Fields]
-* {{fr}} http://www.irap.omp.eu/index.php/recherche/groupes-thematiques/pse/themes/magstellaire
-* {{fr}} http://spiptbl.bagn.obs-mip.fr/spip.php?article169
-{{Palette Étoile}}
+{{Palette|Étoile}}
-{{Portail|Astronomie|Physique}}
+{{Portail|astronomie|physique|étoiles}}
+{{DEFAULTSORT:champ magnetique stellaire}}
 [[Catégorie:Physique stellaire]]
-[[Catégorie:Magnétisme]]
+[[Catégorie:Magnétosphère]]
-[[ca:Camp magnètic estel·lar]]
-[[en:Stellar magnetic field]]
-[[es:Campo magnético estelar]]
-[[fa:میدان مغناطیسی ستاره‌ای]]
-[[id:Medan magnet bintang]]
-[[it:Campo magnetico stellare]]
-[[ko:항성 자기장]]
-[[no:Stjernemagnetfelt]]
-[[pt:Campo magnético estelar]]
-[[ro:Câmp magnetic stelar]]
-[[ru:Магнитное поле звёзд]]
-[[si:සූර්ය චුම්බක ක්‍ෂේත්‍රය]]
-[[th:สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์]]
-[[zh:恆星磁場]]

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (objet substellaire)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Branche des géantes rouges Bande d'instabilité Blue loop Red clump Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent