VII- Le magnétisme des étoiles
1) Trajectoire d'une charge dans un champ magnétique astrophysique
Lorsqu'une charge électrique a un mouvement perpendiculaire au champ magnétique, elle est soumise à une force, donc accélérée.
Comme cela a été dit au
paragraphe 2 du chapitre précédent
et dans
l'animation correspondante, la particule rayonne alors une onde
électromagnétique, et perd très rapidement de l'énergie, par rapport au temps de parcours sur sa trajectoire (à l'échelle d'un laboratoire,
la particule arrive au bout de sa trajectoire avant d'avoir significativement perdu de l'énergie). Ce mouvement disparaît donc. Par contre,
si une particule a une vitesse parallèle au champ magnétique, on peut montrer qu'elle n'est soumise à aucune force et ne perd donc
pas d'énergie. Ainsi, en astrophysisque, les particules chargées coulissent le long des lignes de champ magnétique. Tel est le cas dans la
photographie de la page d'entrée, où on voit une arche magnétique reliant deux zones de la surface du Soleil de polarités magnétiques opposées
(un pôle nord et un pôle sud). Les lignes de champ magnétique sont visualisées par les trajectoires des particules chargées et rendues
incandescentes par leurs très hautes températures (un million de degrés; rayonnement thermique). Cette très haute température est elle-même
obtenue par un chauffage par induction, l'induction étant associée au mouvement du plasma dans le champ magnétique, ce mouvement étant lié
à la convection. Le gaz constituant le Soleil, à cette température, est ionisé (les électrons sont arrachés aux atomes par les chocs liés
à l'agitation thermique).
Il est donc très bon conducteur de l'électriciré (résistance pratiquement nulle). On a un plasma.
Sur la photo ci-contre,
on voit le Soleil lors d'une éclipse totale. La couronne solaire est striée par les lignes du champ magnétique rendue visibles de la même manière.
On voit que le Soleil est un aimant présentant deux pôles (la polarité s'inverse tous les 11 ans), un pôle en haut légèrement à droite, et
l'autre en bas légèrement à gauche. C'est aussi les lignes du champ magnétique terrestre qui donnent cet aspect fibreux aux aurores boréales.
2) L'effet dynamo
Il nous reste à expliquer d'où vient le champ magnétique des étoiles et du Soleil en particulier : ce champ magnétique provient de courants
électriques créés par effet dynamo. Tel est également le cas pour le champ dipolaire de la Terre créé par des courants électriques dans le noyau
de fer liquide.
L'ensemble du Soleil est animé d'un mouvement de rotation détectable par le mouvement des taches solaires, comme le montre la vidéo ci-contre à
droite. Ce mouvement entraîne, avec la force de Coriolis, des mouvements tourbillonnaires à l'intérieur du Soleil (c'est cette même force de Coriolis
qui met en mouvement de rotation les cyclones). Le Soleil est constitué de deux couches. Une couche radiative, jusqu'à 0.713 rayon solaire, où l'énergie est
transportée par les radiations, et au dessus la couche convective où l'énergie est transportée par convection (brassage du gaz par l'ascendance des
parties chaudes et la subsidence des parties froides). La partie radiative tourne en bloc comme un corps solide en 27 jours. La couche convective
est animée d'une rotation différentielle. La rotation se fait en 30 jours vers le pôle, et en 25 jours près de l'équateur. Il n'y a pas d'explication
définitive de cette rotation différentielle. Il y a donc une discontinuité de vitesse à l'interface des deux couches appelée tacholine.
L'animation ci-contre à droite modélise ces phénomènes. Le contact entre le disque tournant et la partie fixe modélise la tacholine. La bobine du dessous
modélise les courants électriques tourbillonnaires liés au plasma en rotation (analogie avec les cyclones). Une fluctuation très faible du courant électrique
est amplifiée, comme indiqué dans le texte de l'animation. Une fois le courant installé, la vitesse centripète des électrons dans un des rayons,
et la présence
du champ magnétique, impliquent la présence d'une force qui
freine la rotation, ce qui est normal compte tenu de la conservation de l'énergie. On a un freinage par
induction. L'énergie ainsi perdue se retrouve sous forme de chaleur dégagée dans la résistance électrique par les courants (résistance certe faible,
mais les courants sont très intenses). On a un chauffage par induction.
C'est un tel freinage qui explique pourquoi les taches solaires sont sombres. Il s'agit de zones de fort champ magnétique. Le freinage
par induction, très fort, bloque la convection et empêche les gaz plus profonds et chauds de remonter. Les taches sont donc des zones plus froides,
c'est pourquoi elles sont moins lumineuses.
3) Compression de flux magnétique
L'animation ci-contre à droite montre que lorsqu'on diminue le rayon d'une spire supraconductrice parcourue par un courant, le courant
et le champ magnétique augmentent. En effet, les électrons entraînés vers le centre par la diminution du rayon, sont soumis à une force perpendiculaire
à l'axe (direction du champ magnétique), et perpendiculaire au rayon, donc tangentielle, qui tend à les accélérer, donc
à augmenter le champ magnétique créé. On peut montrer que Φ = B S,
produit du champ magnétique par la surface de la spire est une constante.
C'est ce qui se passe lorsqu'une étoile s'effondre pour donner
naissance à une étoile à neutron d'un diamètre de 10 km environ. La résistance de l'étoile est négligeable et le courant perdure. Les étoiles à neutron
ont donc des champs magnétiques gigantesques!
4) Rayonnement des étoiles à neutron
Les étoiles à neutron sont aussi appelées pulsars, car elles émettent périodiquement des bouffées d'ondes électromagnétiques. L'explication est la suivante :
si le pôle magnétique est décalé par rapport au pôle géographique, le champ magnétique gigantesque varie très rapidement en un point, par suite
de l'arrivée ou du départ du pôle magnétique entraîné par la rotation autour du pôle géographique. À ce champ magnétique variable est alors
associé un champ électrique qui a une structure tournante autour de la variation de
B. Ce champ électrique gigantesque arrache
les électrons à la surface de l'étoile. Ils coulissent alors le long d'une ligne du champ magnétique. Mais comme ces lignes sont courbées,
ils sont accélérés vers le centre de courbure (accélération centripète
du mouvement circulaire uniforme), et produisent ce qu'on appelle le rayonnement de courbure. Comme les électrons sont ultrarelativistes (vitesse extrêmement
proche de la vitesse de la lumière), le rayonnement est tangent à la trajectoire. Dans l'animation, le point vert représente un électron, et le point rouge
un photon (grain de lumière) qui part tangentiellement et va en ligne droite.
La Terre est balayée par ces ondes à chaque fois que le pôle magnétique est dirigé vers elle.
Lors de l'effondrement de l'étoile, la conservation du moment cinétique accélère énormément la rotation comme le montre la vidéo ci-contre à
droite avec une sphère de Hoderman.
Suite : dualité onde-corpuscule
