Des étoiles froides à la personnalité magnétique

par Élodie Hébrard (York University) et Rakesh Yadav (Harvard-Smithonian CfA).

Il existe une force invisible à l’oeuvre dans le Soleil et qui est due à son champ magnétique. Vous savez certainement que les champs magnétiques peuvent être produits par des courants électriques. Le plasma qui constitue le Soleil est un fluide chargé électriquement. Les mouvements à grande échelles liés à la rotation du Soleil et le bouillonnement chaotique du plasma créent des courants électriques suffisamment importants dans le Soleil pour maintenir des champs magnétiques. Ce processus de génération de champ par des mouvements fluides est connu sous le nom de processus Dynamo.

Les champs magnétiques sont responsables de la production d’événements très violents appelés éruptions solaires. L’énergie qui est stockée dans le champ magnétique est libérée sous forme de rayonnement énergétique électromagnétique (des ultraviolets et des rayons X). Ces éruptions accélèrent également le plasma présent dans leur voisinage, qui est alors éjecté du Soleil à des vitesses très élevées. De tels événements sont connus sous le nom d’éjection de  masse coronale (CME en anglais). Les rayonnements de haute énergie et les CMEs forment un partenariat dangereux car ils peuvent progressivement éroder l’atmosphère des planètes du système solaire, cruciale pour le développement de la vie. Vous pouvez en apprendre plus sur éruptions solaire dans cette courte vidéo en anglais.

Éloignons-nous désormais de notre système solaire et parlons du projet Pale Red Dot et de Proxima.  Les étoiles qui sont sensiblement plus froide que le Soleil sont généralement appelées «naines rouges» ou «étoiles de faible masse». Proxima Centauri est l’une de ces étoiles. Mais ne vous laissez pas berner par leur nom de cool stars en anglais! Les astronomes se sont penchés sur ces étoiles depuis des décennies, et il se trouve que ces étoiles sont en réalité très actives. En effet, elles génèrent beaucoup plus d’éruptions produisant des rayons X et des CMEs que le Soleil. En raison de la fréquence élevée d’événements éruptifs violents sur ces étoiles, les planètes en orbite autour d’elles pourraient connaître des environnements beaucoup plus hostiles que les planètes de notre système solaire. Cette forte activité est due à la présence d’un champ magnétique qui est beaucoup plus intense que ce que notre Soleil peut produire. Cette activité stellaire intense rend également nettement plus difficile la détection de planètes de type terrestre autour de ces étoiles. Hé, mais attendez une minute, comment pouvons-nous savoir que ces étoiles possèdent des champs magnétiques intenses ?

La meilleure façon de mesurer le champ magnétique d’une étoile est d’utiliser les effets subtils qu’il induit sur la lumière qu’elle émet. En effet, si une étoile a un champ magnétique, son spectre est affecté : les différentes raies spectrales qui le composent se retrouvent divisées en plusieurs composantes, et chacune de ces composants est polarisée différemment (cela signifie que le champ magnétique modifie les propriétés vibratoires de la lumière). Cette séparation des raies spectrales en sous-composantes est appelée l’effet Zeeman. La mesure de la polarisation dans les raies spectrales permet alors une mesure fiable du champ magnétique des étoiles, comme l’explique la courte vidéo ci-dessous (en anglais).

Nous savons désormais comment mesurer un champ magnétique, à partir de l’effet Zeeman. L’étape suivante consiste à reconstruire une carte du champ magnétique à la surface de l’étoile afin de savoir à quoi il ressemble: un champ dipolaire (comment celui d’un aimant) ? un champ toroïdal ? … Pour ce faire, nous utilisons la rotation de l’étoile ! Plus précisément, en analysant l’évolution de la polarisation circulaire dans les raies spectrales au cours de la rotation de l’étoile, nous obtenons étape par étape une image complète 2D du champ magnétique à sa surface. Pour mener à bien cet exercice, les astronomes utilisent une méthode appelée ImagerieZeeman-Doppler (ZDI en anglais), basée sur des techniques développées pour l’imagerie médicale ! Les animations suivantes résument les principes sur lesquels repose ZDI.

Au cours de la rotation de l’étoile, un observateur terrestre voit la tache magnétique sous différents angles de vue, et se déplaçant à des vitesses projetée différentes (en haut). Le niveau de polarisation circulaire mesuré dans une raie spectrale évolue en conséquence (panneau inférieur). Le cas d’un champ magnétique orienté radialement (telle que représenté par les flèches rouges) est décrit ici. Crédit: J.-F. Donati.
Même que la figure précédente, mais ici dans le cas d’un champ azimutal (comme représenté par les flèches rouges). Contrairement au cas du champ radial, la signature en polarisation circulaire change de signe au cours de la rotation de l’étoile. Cette propriété permet à ZDI de distinguer les différentes orientations du champ magnétique. Crédit: J.-F. Donati.

Les taches stellaires sombres (semblables à des taches solaires) sont l’une des conséquence visibles de l’activité magnétique d’une étoile. Ainsi que l’a présenté Xavier Dumusque dans son article, ces taches induisent des distorsions dans les profils de raies spectrales (en raison de l’effet Doppler), qui induisent des décalages apparents de  vitesse radiale (VR). En outre, au fur-et-à-mesure que l’étoile tourne et que la tache traverse le disque visible, cette distorsion se déplace à travers le profil de la raie spectrale (voir la figure ci-dessous). Ainsi, en obtenant des spectres de l’étoile à différentes phases de rotation, il est possible de comprendre comment les taches sombres et brillantes sont distribuées à sa surface. Pour cela on emploie une méthode similaire à ZDI, mais qui dans ce cas est simplement appelée imagerie Doppler.

Au cours de la rotation de l’étoile, un observateur basé sur Terre voit la tache sombre à différentes positions sur le disque visible de l’étoile (en haut). Il en résulte des distorsions caractéristiques des profils de raies spectrales de l’étoile qui induisent un décalage dans les mesures de vitesse radiale (VR) (partie inférieure). De tels changements de VR peuvent imiter le signal d’une planète ou masquer complètement la présence d’une véritable planète. Crédit: J.-F. Donati.

Les instruments développés pour recueillir simultanément le spectre et sa polarisation sont appelés spectropolarimètres. Les plus utilisés sont ESPaDOnS au sommet du Mauna Kea à Hawaii, NARVAL au sommet du Pic-du-Midi en France, et HARPS-pol à l’Observatoire La Silla au Chili.

Les télescopes équipés des trois spectropolarimètres à haute résolution conçus pour l’étude des champs magnétiques stellaires. De gauche à droite : Télescope Canada-France-Hawaii, Maunakea, Hawaii, États-Unis; Télescope de 3,6 mètres de l’ESO, Observatoire de La Silla, au Chili; Télescope Bernard Lyot, Observatoire du Pic-du-Midi, France. Crédits: J-C Cuillandre / E Hébrard / OMP.

Que pouvons-nous faire avec ces mesures? Tout d’abord, puisque les taches stellaires perturbent la détection de planètes à partir de mesures de vitesse radiale, nous pouvons utiliser la carte de la leur distribution à la surface de l’étoile pour en déduire les modifications de VR qu’elles induisent. Bien qu’encore à ses débuts, cette méthode présente de formidables perspectives pour filtrer le signal dû à l’activité stellaire, et donc de retrouver la capacité à détecter des planètes de type terrestre orbitant autour d’étoiles actives. Deuxièmement, si notre objectif final est de détecter une planète semblable à la Terre et habitable autour d’étoiles froides, il est important de caractériser l’environnement dans lequel évolue cette planète. Du fait de leur basse températures de surface, la zone habitable (où l’eau liquide peut exister) des étoiles naines rouges est située beaucoup plus près de leur surface que celle d’étoiles semblables au Soleil. Des planètes comme la Terre en orbite autour de ces étoiles subiraient une pression magnétique due à l’étoile  nettement plus forte, exposant leur atmosphère à l’érosion par le vent stellaire et les CMEs. Il s’avère donc crucial de caractériser au mieux l’environnement magnétique créé par l’étoile hôte. À partir de la reconstruction de la topologie à grande échelle du champ magnétique  avec ZDI, on peut extrapoler le champ vers l’extérieur (voir la figure sur V374 Peg ci-dessous). Cela doit permettre in fine de caractériser de manière plus approfondie les planètes détectées, et de mieux évaluer leur potentialité à héberger la vie. Enfin, les propriétés magnétiques à grande échelle observés peuvent être utiles pour mieux comprendre les intérieurs stellaires et la génération du champ magnétique.

Lignes de champ magnétique de l’étoile naine rouge active V374 Peg, s’étendant dans l’espace au-dessus de la surface de l’étoile. Le champ magnétique de surface a été cartographiée avec ZDI, servant comme base pour l’extrapolation à l’ensemble de la magnétosphère. La structure magnétique dipolaire similaire à celle d’un aimant est évidente. Les lignes de champ formant des boucles au-dessus de la surface apparaissent en blanc, tandis que les lignes de champ ouvertes vers le milieu interplanétaire sont représentées en bleu. Crédit: MM Jardine & J-F Donati.

Nous avons jusqu’à présent discuté de ce que les observations des étoiles naines rouges nous apprennent sur leur champ magnétique. Intéressons-nous maintenant plus en détail aux modèles théoriques qui permettent de comprendre comment ces étoiles génèrent leurs puissants champs magnétiques. Voyons pour cela une simulation numérique publiée récemment qui tente de représenter ce qui se passe à l’intérieur de ces étoiles.

Dans ce type de simulation informatique une étoile est représentée par une sphère parfaite de plasma chaud qui tourne sur elle-même. Pour modéliser les mouvements du plasma, nous supposons qu’il suit l’équation de Navier-Stokes, qui nous dit essentiellement que le changement dans la dynamique d’une goutte de fluide minuscule est proportionnelle à la somme des différentes forces qui agissent sur elle. Le comportement du champ magnétique est régi quant à lui par les équations de Maxwell (dans l’approximation dite MHD). Ce modèle est complété par d’autres équations qui décrivent la conservation de l’énergie et de l’état thermodynamique du fluide (température, pression, etc.). Ces équations sont ensuite résolues en utilisant des algorithmes sophistiqués (des dizaines de milliers de lignes de code) qui sont exécutés sur quelques-uns des plus grands supercalculateurs au monde.

Hydra570
Le supercalculateur HYDRA àl’Institut Max Planck pour l’informatique et des données à Garching bei München, Allemagne. Il dispose au total de près de 83 000 cœurs processeurs avec une mémoire principale de 280 To et une performance de pointe d’environ 1,7 pétaflop / s. Crédit: Max Planck Society.

Si l’on modélise des conditions semblables à celles rencontrées dans les étoiles naines rouges, la simulation produit de nombreuses propriétés similaires à ce que nous observons en réalité. Le champ magnétique résultant de cette simulation est représenté dans la figure ci-dessous. Les lignes de champ sortent du pôle nord visible de l’étoile simulée. Cela est dû à la présence d’une région étendue de polarité magnétique uniforme (représentée en nuances jaunes). Un comportement similaire se produit au pôle sud qui n’est pas visibles sur l’image. En plus de ces régions de polarité uniforme, il existe également des régions plus petites contenant les deux polarités du champ magnétique (tons jaune et bleu rapprochés l’un de l’autre), répartis à la surface de l’étoile. Ces régions “bipolaires” sont nécessaires pour générer des lignes de champ torsadées et étirées qui conduisent à des éruptions stellaire produisant rayons X et CMEs. Ces régions bipolaires “actives” sur cette “étoiles” sont beaucoup plus nombreuses que ce que nous observons à la surface du Soleil. Par extension, ce modèle prédit que les étoiles naines rouges devraient générer beaucoup plus d’éruptions de rayons X que le Soleil. Par ailleurs, l’intensité du champ magnétique représenté est typiquement de plusieurs kiloGauss, soit au moins dix fois plus intense que le champ magnétique typique du Soleil.

 

Magnetic field simulation
Simulation numérique visant à étudier la génération du champ magnétique dans une étoile naine rouge. Les deux polarités magnétiques sont représentés en jaune et bleu. La ligne de couleur cyan représente l’axe de rotation. Crédit: Rakesh Yadav.

Pour résumer, cette «étoile dans un ordinateur» est capable de générer de manière auto-cohérente un champ magnétique très fort, et prédit que ces étoiles devraient être beaucoup plus actives que le Soleil. Cette simulation représente un progrès en ce sens que cette l’étoile simulée satisfait plusieurs de nos contraintes observationnelles. L’étape suivante consistera à utiliser les prédictions de cette simulation et de les tester en utilisant de nouvelles observations plus détaillées. Le projet Pale Red Dot fait partie de ces nouvelles études observationnelles.

Traduction française : J. Morin.

À propos des auteurs

Elodie Hébrard

Élodie Hébrard a obtenu son doctorat en astrophysique en 2015 à l’Institut de Recherches en Astrophysique et Planétologie de l’Université de Toulouse (France). Elle étudie l’utilisation de la technique d’imagerie Zeeman-Doppler pour caractériser l’activité stellaire et les champs magnétiques, avec le but final de concevoir de nouvelles approches pour filtrer les signaux de vitesse radiale induit par l’activité stellaire qui imitent ceux dus aux planètes. Élodie est à présent chercheuse postdoctoral au Département de physique et d’astronomie de l’Université de York (Canada).

Rakesh Yadav

Rakesh Yadav est astrophysicien théoricien,  il utilise des supercalculateurs pour comprendre comment les planètes et les étoiles produisent leurs champs magnétiques. Il a obtenu son Master de physique en 2011 à l’Institut indien de technologie de Kanpur, en Inde. Il a par la suite entamé son doctorat en astrophysique numérique en 2012 pour  à l’Institut Max Planck pour le Système Solaire et à l’Université de Göttingen (Allemagne). Après avoir obtenu son doctorat en 2015, il a rejoint le Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics en tant que chercheur post-doctoral.