D’où vient le champ magnétique des étoiles ?

Premiers modèles en trois dimensions

Pourquoi certaines étoiles sont-elles magnétiques et d’autres pas ? Le Soleil a ainsi un champ magnétique de surface responsable de l’apparition périodiques de tâches sombres sur le disque solaire selon le célèbre « cycle de 11 ans. Mais d’autres étoiles dites de type « A », environ deux fois plus massives que le Soleil, ont une activité magnétique quasi inexistante. Comment apparait le champ magnétique et comment est-il « entretenu » dans les étoiles ? Grâce aux développement de nouveaux calculateurs, Allan Sacha Brun du Service d’Astrophysique (SAp) du CEA-DAPNIA et ses collaborateurs de l’université du Colorado à Boulder (USA) ont démontré pour la première fois, à l’aide de simulations numériques en trois dimensions, que les mouvements de matière dans le coeur des étoiles A généraient et maintenaient un champ équivalent à quelques centaines de fois celui du Soleil. La question n’est donc plus de savoir si les étoiles A possèdent ou non un champ magnétique, mais plutôt de comprendre pourquoi celui-ci n’est visible à la surface que une étoile sur dix
Ces premières simulations complexes en 3 dimensions et incluant la rotation, les mouvements internes (convection) et le champ magnétique ont été réalisées sur les ordinateurs Chrome du Centre de Calcul Recherche et Technologie (CCRT) du CEA Bruyères-le-Châtel et sont publiés dans la revue « Astrophysical Journal ».

L’origine du champ magnétique

Depuis plus d’un siècle, l’origine du champ magnétique dans les étoiles reste une question non résolue. Plusieurs théories coexistent aujourd’hui. La théorie du champ magnétique « fossile » où le champ est emprisonné lors de la formation de l’étoile ou bien la théorie de « l’effet dynamo » où le champ est produit par le mouvement de la matière dans le coeur des étoiles. Plus récemment encore, il a été envisagé que le champ soit produit dans l’enveloppe extérieure des étoiles par des instabilités associées à une forte rotation. Comprendre l’influence du champ magnétique des étoiles est crucial pour avoir une image dynamique de la structure et de l’évolution des étoiles. Le Soleil par sa proximité nous démontre tous les jours à quel point ses processus dynamiques et magnétiques sont divers et variés.

Les travaux de A. S. Brun, M. Browning et J. Toomre, ont démontré pour la première fois grâce à des simulations numériques tridimensionnelles calculées entre autres au CCRT du CEA Bruyères-le-Châtel, que les conditions qui règnent dans le cœur d’une étoile A (deux fois plus massive que le Soleil), produisent un champ magnétique de quelques Tessla (plusieurs dizaines de kiloGauss).

Les auteurs ont également montré que ce magnétisme est fortement dépendant du temps et d’autant plus intense que l’étoile tourne rapidement sur elle-même, au point de modifier considérablement les mouvements internes de l’étoile.

La configuration particulière des étoiles A avec une enveloppe extérieure stable (dite « radiative ») entourant un cœur agité de mouvements bouillonnants dit « convectifs », fait qu’il est également beaucoup plus difficile pour des tubes de flux magnétique générés à l’interface entre le coeur et l’enveloppe extérieure de migrer vers la surface comme c’est le cas supposé dans le Soleil, ce qui produit le fameux diagramme papillon des tâches solaires. L’enveloppe radiative joue ici le rôle d’un écran pour le champ magnétique interne. Cependant sous certaines conditions particulières, qu’il reste à bien préciser (comme le degré de stratification, le taux de rotation, la composition chimique de l’étoile, …) la migration pourrait être réalisée expliquant le magnétisme intense d’un tout petit nombre d’étoiles A (les rares étoiles Ap). De nouveaux modèles doivent donc être calculés afin de vérifier les conditions nécessaires à l’émergence très réduite de ce magnétisme.

Ces résultats sur le champ magnétique constituent une première mondiale pour la simulation. Ils ont été réalisés grâce à un code de calcul dit « ASH » (Anelastic Spherical Harmonics) qui permet d’étudier en trois dimensions le couplage dynamique non linéaire entre convection, turbulence, rotation, et champ magnétique. Ces calculs effectués grâce aux ordinateurs massivement parallèles comme Chrome du CCRT, constituent une première étape vers une modélisation réaliste des étoiles. Ils ne permettent aujourd’hui que de modéliser sur des temps relativement courts certains aspects de leur dynamique, alors que le programme ambitieux que se sont fixé les physiciens stellaires est de calculer l’évolution complète de l’étoile depuis sa formation jusqu’à sa mort.

Contacts : Sacha BRUN

voir le dossier « Vers une compréhension dynamique des étoiles : simulations 3-D de la turbulence et du magnétisme stellaire » (Janvier 2006)

voir aussi: « Convection, turbulence, rotation, et magnétisme dans les étoiles » (document PDF 23Mo) (A.S. Brun, Habilitation à diriger des recherches, Paris VII-Denis Diderot (octobre 2005)

voir aussi :

• « Le Soleil menacé » (26 novembre 2004)
• « Voyage au centre du Soleil » (1 mai 2004, dossier)
• « Découverte du satellite SOHO » (16 septembre 2003)

Publication :

« Simulations of Core Convection in Rotating A-Type Stars: Magnetic Dynamo Action« 
A. S. Brun, M. Browning, J. Toomre, dans la revue « Astrophysical Journal, Volume 629, Issue 1, pp. 461-481« 
version électronique (fichier PDF, 3.2 Mo)

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