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Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense à la surface d'une étoile. Ceux-ci forment une composante visible de {{lien|lang=en|trad=Flux tube|fr=Tube de flux magnétique|texte=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 boucle 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>.
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=== Magnétosphère ===
=== Magnétosphère ===

Version du 1 janvier 2013 à 22:00

Le champ magnétique du Soleil est le moteur de cette éjection massive de plasma.

Le champ magnétique stellaire est un champ magnétique généré par le mouvement du plasma à l'intérieur 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 bas du spectre montre l'effet Zeeman après un champ magnétique appliqué à la source du haut.

Le champ magnétique de l'étoile peut être mesuré à l'aide de l'effet Zeeman[3]. Normalement, les atomes d'une étoile vont absorber certaines fréquences d'énergie dans le spectre électromagnétique, produisant ainsi des lignes d'absorption sombres dans le spectre. Lorsque les atomes sont dans un champ magnétique, les lignes deviennent divisées en plusieurs lignes espacées étroitement. L'énergie est également attirée avec une orientation qui dépend de l'orientation du champ magnétique. Ainsi, la force et la direction du champ magnétique de l'étoile peuvent être déterminées par l'observation des lignes avec l'effet Zeeman[4].

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

Types

Étoiles

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 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masses solaires[6]. 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 taches stellaires (en) 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.

Objets compacts

Article connexe : Objet compact.

Les objets astronomiques compacts et à rotation rapide (naines blanches, étoiles à neutrons et 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[7].

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 origine au sein de la zone convective de l'étoile, à la hauteur de la tachocline[8]. Alors que l'étoile subit une rotation différentielle, le magnétisme prend la forme d'un champ toroïdal (en)[9].

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[10]. Des boucle 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 qui s'étend vers l'extérieur dans l'espace entourant. Les lignes de champ de ce domaine proviennent d'un pôle magnétique sur l'étoile, puis terminer à l'autre pôle, formant ainsi une boucle fermée. La magnétosphère contient des particules chargées qui sont pris au piège du vent stellaire, qui ensuite se déplacer le long de ces lignes de champ. Comme l'étoile tourne, la magnétosphère tourne avec lui, traînant les particules chargées avec lui[11].

Comme les étoiles émettent des matières avec un vent stellaire de la photosphère, la magnétosphère crée un couple sur la matière éjectée. Il en résulte d'un transfert de moment angulaire de l'étoile à l'espace environnant, entraînant un ralentissement de la vitesse de rotation stellaire. Les étoiles en rotation rapide ont un plus grand taux de perte de masse, entraînant une rapide perte de vitesse. Comme la vitesse de rotation ralentit, la décélération angulaire ralentit aussi. Par ce moyen, une étoile peut se rapprocher progressivement, mais jamais atteindre l'état de la rotation zéro[12].

Notes et références

Notes

Références

  1. ↑ (en)Jerome James Brainerd, « X-rays from Stellar Coronas », The Astrophysics Spectator,
  2. ↑ a et b (en) H. S. Hudson et T. Kosugi, « How the Sun's Corona Gets Hot », Science, vol. 285, no 5429,‎ , 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,‎ , p. 313 (résumé, lire en ligne)
  4. ↑ (en) Gibor Basri, « Big Fields on Small Stars », Science, vol. 311, no 5761,‎ , p. 618–619 (PMID 16456068, DOI 10.1126/science.1122815)
  5. ↑ « NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres », sur http://ww2.cnrs.fr,
  6. ↑ (en) J. D. Landstreet, « Magnetic fields at the surfaces of stars », Astronomy and Astrophysics Review, vol. 4,‎ , p. 35-77 (résumé, lire en ligne)
  7. ↑ (en)D. Isbell et T. Tyson, « Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars », NASA/Goddard Space Flight Center,
  8. ↑ Carine Briand et Jean Aboudarham, « La dynamo solaire », sur http://media4.obspm.fr, Observatoire de Paris
  9. ↑ (en) J. H. Piddington, « On the origin and structure of stellar magnetic fields », Astrophysics and Space Science, vol. 90, no 1,‎ , p. 217–230 (DOI 10.1007/BF00651562, Bibcode 1983Ap&SS..90..217P)
  10. ↑ (en)Jonathan Sherwood, « Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee », University of Rochester,
  11. ↑ (en) Amos Harpaz, Stellar evolution, A. K. Peters, Ltd, coll. « Ak Peters Series », (ISBN 1-56881-012-1), p. 230
  12. ↑ (en)Kyoji Nariai, « Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation », Astrophysics and Space Science, vol. 3, no 1,‎ , p. 150–159 (DOI 10.1007/BF00649601, Bibcode 1969Ap&SS...3..150N)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

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