Dans la section précédente, on a vu comment détecter le champ magnétique de diffé-rentes façons. Chacune de ces méthodes est plus amène à être utilisée sur un type d’objet astronomique. Dans cette section, je vais décrire le champ magnétique qui est présent au sein de notre système Solaire.
CHAPITRE 3. LE CHAMP MAGNÉTIQUE
Depuis cette découverte, on a remarqué que les pôles magnétiques subissent une lente dérive au cours du temps. De plus, grâce à l’analyse des roches volcaniques ferromagné-tiques, on sait que le champ magnétique terrestre s’est inversé plusieurs centaines de fois au cours de l’histoire de la Terre, la dernière inversion remontant à quelques 780 000 ans.
À l’heure actuelle, le champ magnétique terrestre peut être approximativement assi-milé au champ magnétique produit par un aimant droit (voir figure3.9), avec l’axe dipo-laire incliné de 10° par rapport à l’axe de rotation. L’intensité du champ magnétique à la surface du globe est estimée de l’ordre de 0,3 G à l’équateur et à environ 0,6 G aux pôles.
FIGURE 3.9 – Représentation du champ magnétique Terrestre, comparable à celui d’un gigan-tesque aimant (Crédit : Addison Wesley Longman, Inc).
L’origine du champ magnétique provient du noyau externe liquide de 2270 km d’épais-seur, situé entre le noyau interne solide et le manteau. Ce liquide est essentiellement com-posé de fer en fusion, brassé en permanence par des mouvements de convection (ana-logues à la convection régnant à l’intérieur des étoiles) dus au refroidissement séculaire de la Terre. La convection de ce fluide conducteur, couplé à la rotation de la planète, gé-nère des courants électriques, qui sont sources de champ magnétique, c’est ce que l’on appelle le mécanisme de "dynamo terrestre".
De plus, le champ magnétique terrestre joue un rôle important en protégeant la Terre des effets très nocifs du vent solaire, flux de particules s’échappant de l’atmosphère ex-terne du Soleil et se propageant dans le milieu interplanétaire. La magnétosphère faisant face au Soleil (côté jour) est "comprimée" par le vent solaire et ne s’étend que sur une di-zaine de rayons terrestres, contre une centaine de rayons pour le côté nuit. Cependant, la magnétosphère terrestre n’est pas parfaitement étanche au vent solaire, la plus belle des preuves est donnée par les aurores boréales (dans l’hémisphère nord) et australes (dans l’hémisphère sud) qui sont dues à un afflux de particules pénétrant la magnétosphère et atteignant la haute atmosphère (voir figure3.10).
CHAPITRE 3. LE CHAMP MAGNÉTIQUE
FIGURE3.10 – Vue d’artiste de la magnétosphère de la Terre, déformée par le vent solaire. À noter que la distance Soleil-Terre, n’est pas à l’échelle (Crédit : Y.Kamide, Nikkei Science , Tokyo).
3.2.2 Le champ magnétique des autres planètes
Grâce aux missions spatiales et notamment à celles de Voyager 1 et 2, on sait mainte-nant que les planètes externes, à savoir les quatre géantes gazeuses, Jupiter, Saturne, Ura-nus et Neptune, possèdent un champ magnétique. Jupiter est la planète ayant le champ magnétique le plus intense estimé à environ 4 G à l’équateur, ainsi que la magnétosphère la plus étendue jusqu’à 13 000 rayons joviens soit 6 UA. Cependant, les missions spatiales vers la partie interne de notre système (Mercure, Venus, et Mars) ont révélé que seul Mer-cure possède un faible champ magnétique global d’environ 0,003 G à l’équateur. Vénus semble être totalement dépourvue de champ magnétique ; quant à Mars il n’y reste plus que des zones de magnétisme rémanent dans l’hémisphère sud, ce changement de ma-gnétisme à entrainer la perte partielle de son atmosphère.
3.2.3 Le champ magnétique solaire
Pour comprendre le magnétisme des étoiles, le plus simple est, dans un premier temps, d’étudier l’étoile la plus proche de nous, c’est-à-dire le Soleil. C’est ainsi qu’en 1908, l’as-tronome américain George Hale mesura pour la première fois un effet Zeeman dans le spectre d’une tache solaire (zone sombre à la surface du Soleil) (Hale 1908). Il estima à partir de l’effet Zeeman que la tache observée avait un champ magnétique d’environ 3
CHAPITRE 3. LE CHAMP MAGNÉTIQUE
photos ci-dessous prises au moment d’une éclipse (figure3.11et3.12).
FIGURE3.11 – Photo de la couronne solaire observée pendant l’éclipse de juillet 2009 montrant la configuration minimale d’acti-vité du champ magnétique solaire (Crédit M. Druckmuller / SWNS).
FIGURE3.12 – Photo de la couronne solaire observée pendant l’éclipse de février 1980 montrant la configuration maximale d’acti-vité du champ magnétique solaire (Crédit B. C. Low / HAO).
Au niveau de la photosphère solaire, l’intensité typique du champ magnétique au ni-veau des taches est de l’ordre de 3 000 G, c’est-à-dire 1000 fois plus importante que celle du champ magnétique global.
Ces taches apparaissent par paires et ont une polarité opposée. Elles correspondent aux deux empreintes laissées sur la photosphère par une boucle de flux magnétique émer-geant localement d’une zone de convection se produisant dans une couche interne du Soleil.
Quant au champ magnétique interne, il est estimé entre 104et 105G. Cette valeur maxi-male est valable au niveau de la tachocline, en dehors de cette fine couche d’interface le champ magnétique est beaucoup plus faible. Le champ magnétique du Soleil est produit par le flux de plasma via le mécanisme de dynamo. Ce phénomène agit dans la zone de convection, une région située dans la couche en dessous de la photosphère, et qui s’étend sur 30 % de son rayon.
Cependant, la rotation différentielle enroule les lignes du champ magnétique autour de l’étoile et amplifie son intensité, transformant ainsi progressivement le champ poloïdal en champ toroïdal très intense. Puis, la turbulence à l’intérieur du champ toroïdal génère un nouveau champ poloïdal et ainsi de suite (voir figure3.13). Ce cycle correspond au cycle d’inversion de polarité de 11 ans.
CHAPITRE 3. LE CHAMP MAGNÉTIQUE
FIGURE3.13 – Schéma représentant, en haut l’effetΩpour passer d’un champ poloïdal à un champ toroïdal, et en bas l’effetα permettant de passer d’un champ toroïdal à poloïdal (Crédit : E. F. Dajka, Eötvös University).