3.2 Rôle du champ magnétique lors de l’évolution d’une étoile
3.3.4 Couplage entre le champ magnétique et son environement pendant la
phase PMS
De nombreuses études observationnelles ont été réalisées pour déterminer l’évolution du moment cinétique des étoiles de faible masse pendant les phases PMS et MS. Nous avons remarqué une variation de la période de rotation en fonction de l’âge des étoiles. La figure 3.12, tirée de Bouvier et al. (1997) montre l’évolution des périodes de rotation observées d’étoiles de faible masse en fonction de leur âge. Dans les étoiles T Tauri qui se trouvent au début de la phase PMS on remarque une période plus ou moins constante, puis elle diminue fortement jusqu’à l’arrivée sur la ZAMS (ie dans l’amas αPer et les Pleiades). Enfin elle augmente sur la séquence principale (ie les Hyades et le Soleil). Différents processus ont été invoqués pour expliquer ces changements temporels de moment cinétique.
Fig. 3.12: Période de rotation d’objets de faible masse en fonction de leur âge
La théorie la plus courante pour expliquer les périodes observées dans les étoiles T Tauri est le "disc locking" (Koenigl 1991, Collier Cameron & Campbell 1993, Shu et al. 1994). Parmi les étoiles T Tauri, ont remarque globalement deux populations : une dont les étoiles sont associées à un disque (les CTT) et qui tournent plus lentement (P ∼ 8 j) en moyenne que l’autre population d’étoiles qui ne semble pas posséder de disque (les WTT pour Weak T Tauri) (Vogel & Kuhi 1981, Bouvier et al. 1993, Edwards et al. 1993, Bouvier et al. 1995, Clarke & Bouvier 2000, Herbst et al. 2002, Rebull et al. 2004). Le freinage magnétique serait responsable de la présence de ces deux populations. En effet, dans la phase T Tauri, les étoiles sont encore entourées d’un disque d’accrétion. Elles sont en train de se contracter et peuvent ainsi évoluer à moment cinétique constant grâce au transport de moment cinétique par l’interaction magnétique entre l’étoile et son disque. L’accélération de l’étoile est donc bloquée jusqu’à ce que le disque se dissolve. Une fois que le disque disparait, l’étoile peut accélérer puisqu’elle se contracte lors de son évolution vers la ZAMS. Pendant cette phase que l’on appelle la phase post-T Tauri, c’est la contraction stellaire qui domine l’évolution du moment cinétique de l’étoile. Les observations montrent en effet que les étoiles post-T Tauri tournent plus vite que les autres (Bouvier et al. 1997, Wichmann et al. 1998). Cependant les travaux récents de Stassun et ses collaborateurs (Stassun et al. 1999; 2001) remettent en cause l’hypothèse du disc-locking en n’observant pas de disque autour de plusieurs étoiles très jeunes, agées d’environ 1 Man, qui sont aussi bien des rotateurs lents que rapides.
Lorsque l’étoile atteint la ZAMS, sa contraction devient très faible. L’étoile peut à nouveau perdre du moment cinétique. D’après les observations (Allain et al. 1996; 1997, Barnes 2003, Irwin et al. 2006), l’étoile est freinée tout au long de la phase MS. On pense que les vents stellaires magnétisés sont responsables de ce freinage rotation- nel, phénomène que l’on retrouve lors de la phase proto-stellaire (cf. Sec. 3.3.3). Un des premiers modèles de vents stellaires magnétisés est celui de Weber & Davis (1967).
Depuis, différents auteurs l’ont amélioré en incluant différents processus (ex. la géné- ration du champ magnétique par dynamo) et en l’élargissant aux latitudes autres que l’équateur (Mestel & Spruit 1987, MacGregor & Brenner 1991, Soderblom et al. 1993, Solanki et al. 1997, Bouvier et al. 1997, Holzwarth 2005, Holzwarth & Jardine 2005).
En ce qui concerne les étoiles de masse intermédiaire, on ne sait pas vraiement comment évolue le moment cinétique pendant les phase PMS et MS, mais par contre on a remarqué la présence d’étoiles chimiquement particulières : les étoiles Ap/Bp (cf. chapitre 2) qui sont toutes des rotateurs lents et qui possèdent toutes un champ magné- tique. De plus les seules étoiles de type A/B de la séquence principale qui possèdent un champ mgnétique sont toutes des étoiles Ap/Bp. St¸epień (2000) discute les différents mécanismes permettant de reproduire de telles étoiles et il en conclue que la seule hypo- thèse plausible est un freinage magnétique pendant la phase PMS, par l’intermédiaire de l’interaction du champ magnétique de l’étoile avec un disque d’accrétion, puis par des vents stellaires magnétisés. De plus il montra qu’à l’aide de ces deux mécanismes il est capable de reproduire les différentes périodes de rotation des étoiles MS de type spectral A et B.
En effet, l’étoile qui accrète de la masse provenant d’un disque en rotation ke- plerienne devrait tourner plus rapidement, alors que le vent stellaire devrait freiner l’étoile. St¸epień (2000) calcula l’évolution de la rotation d’une étoile PMS qui pos- sède un champ magnétique et un disque d’accrétion. Les trois phénomènes principaux agissant sur cette étoile sont :
– l’étoile doit accréter de la matière le long des lignes de champ,
– le champ magnétique doit interagir avec le disque pour produire un couple de forces s’exerçant sur l’étoile et ralentir l’étoile (freinage magnétique pour une étoile entourée d’un disque),
– le champ magnétique gelé dans le vent doit emporter du moment cinétique. Quatre paramètres sont nécessaires pour décrire ces phénomènes :
– le taux d’accrétion,
– le taux de perte de masse,
– l’intensité du champ magnétique,
– le temps de vie du disque pendant la phase PMS.
Il suppose que le vent disparaît toujours après que le disque ait disparu. Le premier ré- sultat intéressant est que les étoiles magnétiques perdent rapidement la mémoire de leur période de rotation initiale, pourvu que le disque soit présent suffisamment longtemps. En effet, des étoiles identiques avec la même configuration de champ magnétique et de disque, mais avec des périodes de rotation initiales différentes, atteindront la même période de rotation sur la ZAMS.
Dans un premier temps, si le champ magnétique n’est pas trop intense, la présence d’un disque force l’étoile à tourner plus rapidement dans les phases précoces de la phase PMS, à cause du processus d’accrétion. Au bout d’un moment, la période de l’étoile atteint une valeur d’équilibre qu’elle garde jusqu’à son arrivée sur la ZAMS. La vitesse de rotation de l’étoile est alors très grande. Ceci pourrait expliquer le phénomène Be. Cependant, ce n’est valable que si l’étoile est massive avec un temps de vie PMS court, si le champ magnétique est modéré et si le disque disparaît assez tôt pendant la phase PMS.
Par contre, pour produire des périodes longues, comme celles observées dans les étoiles Ap, il est nécessaire d’avoir un champ magnétique assez élevé pour que le freinage
magnétique domine quelle que soit la masse et quel que soit le temps de vie du disque. Enfin, on observe des périodes extrêmement longues (∼ 100 an) dans les étoiles Ap. Il n’existe qu’un seul modèle permettant d’atteindre de telles périodes : le disque doit disparaître bien avant l’arrivée sur la ZAMS et le vent doit persister une fois que le
disque a disparu. Ce n’est possible que pour des masses faibles (< 3 M ) qui ont un
temps de vie PMS assez long, et uniquement pour des champs magnétiques intenses. La présence d’un champ magnétique est donc nécessaire pour reproduire toutes les périodes observées des étoiles Ap/Bp.
Tout au long de ce chapitre, j’ai essayé de montrer l’importance du champ magné- tique au cours de la formation et de l’évolution d’une étoile, ainsi que son interaction avec la rotation de l’étoile. Les étoiles de faible masse possèdent une enveloppe convec- tive et la théorie de la dynamo permet d’expliquer la présence d’un champ magnétique dans ces étoiles. Par contre, les étoiles de masse intermédiaire possèdent des enveloppes radiatives depuis la phase PMS jusqu’à la phase MS, et d’autres processus doivent être à l’origine de ce champ magnétique aussi bien dans la phase PMS que MS.
L’origine du champ magnétique
stellaire
Sommaire
4.1 La théorie de la dynamo du cœur . . . 44 4.1.1 Description . . . 44 4.1.2 Arguments pour et contre cette théorie . . . 44 4.2 L’hypothèse du champ fossile . . . 44 4.2.1 Description . . . 44 4.2.2 Arguments pour et contre cette théorie . . . 45
L’origine du champ magnétique dans les étoiles de masse intermédiaire est encore très controversé. A l’heure actuelle nous ne savons pas encore d’où vient ce champ magnétique intense que l’on observe dans les étoiles Ap/Bp. Il existe deux théories principales que je vais décrire en détaillant les points forts et les points faibles de chacune.