Enseignement 2023-2024 : Étoiles et trous noirs
Séminaire du 18 décembre 2023 : Le champ magnétique des étoiles
Intervenante :
Coralie Neiner, Obs-Paris
La plupart des étoiles ont un champ magnétique. Si l’étoile est froide, ce champ magnétique est dynamo, c’est-à-dire continuellement généré par l’étoile elle-même. Si l’étoile est chaude, le champ est d’origine fossile, c’est-à-dire une relique de la formation de l’étoile. La présence d’un champ magnétique a des effets très importants sur l’étoile elle-même, sa structure et son évolution, son environnement proche et les planètes autour. La spectropolarimétrie permet de mesurer et cartographier les champs magnétiques à la surface des étoiles pour mieux les comprendre.
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Chaire Galaxies et cosmologie
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[Musique] merci Françoise pour cette introduction à la physique des étoiles et maintenant on va s’intéresser à un processus physique en particulier dans les étoiles qui qui sont les champs magnétiques et donc ce que j’aimerais vous montrer aujourd’hui c’est d’une part comment on fait pour mesurer les champs magnétiques
Des étoiles et ensuite je vous parlerai des champs magnétiques des étoiles chaudes et puis des champs magnétiques des étoiles froides vous verrez que c’est vraiment deux familles différentes et pour finir on regardera un petit peu l’impact que peut avoir le champ magnétique du Soleil sur notre terre donc premièrement comment on fait
Pour mesurer le champ magnétique des étoiles alors évidemment on peut pas envoyer un satellite ou des instruments sur uneto étoile pour mesurer le champ magnétique c’est beaucoup trop loin donc tout ce qu’on peut faire c’est mesurer la lumière de l’étoile qui arrive jusqu’à nous donc ces petits points
Brillants qu’on voit dans le ciel mais déjà là ça nous apporte énormément d’information puisqu’on peut mesurer d’abord la quantité de lumière qui arrive jusqu’à nous on peut mesurer comment cette lumière varie dans le temps on peut mesurer la couleur de la lumière que l’étoile nous envoie et puis
Même plus en détail on va pouvoir regarder le spectre comment la lumière se décompose dans toutes les longueurs d’onde et aussi la polarisation de la lumière donc c’est vraiment ces deux derniers points le spectre et la polarisation qu’on va utiliser pour mesurer le champ magnétique des étoiles alors donc le spectre qu’est-ce que
C’est Françoise on a déjà parlé un petit peu hein c’est comment la lumière de l’étoile se décompose dans toutes les couleurs du spectre donc du bleu qui est chaud vers le rouge qui est froid on a tout un spectre continu qui nous donne donc la couleur de l’étoile nous inform
Par exemple sur la température de l’étoile et puis dans ce spectre on a aussi des rés c’est-à-dire des longueurs d’onde particulières à laquelle la lumière est absorbée dans l’atmosphère et ça ça nous nous informe par exemple sur la chimie à l’intérieur de l’étoile quels sont les éléments chimiques qui sont dans cette
Étoile alors quand il y a un champ magnétique à chaque position où il devrait y avoir une rée au lieu de voir une rée on va en voir plusieurs et ça c’est ce qu’on appelle l’effet zémane ce qui se passe c’est que le niveau d’énergie qui permet de faire une
Transition atomique donc de créer une rée à une certaine longueur d’onde cette énergie elle va pouvoir prendre plusieurs valeurs et donc ça va créer plusieurs raies qui sont légèrement décalé en longueur d’onde au lieu d’avoir une seule rie qui serait ici la rie noire s’il y avait pas de champ
Magnétique on va par exemple obtenir très souvent un triplé de Rai trois rées une qui est décalé un petit peu vers la gauche une qui est décalée un petit peu vers la droite un petit peu vers le bleu un petit peu vers le rouge et donc au
Lieu de voir une seule rée on va voir trois rées parce qu’il y a un champ magnétique et la distance entre les deux ré extrêmes va dépendre de la force du champ magnétique plus le champ est fort plus ce triplet va être écarté alors quand le champ est vraiment
Très fort ici j’ai pris une étoile qui a environ 20000 goses de champ magnétique pour vous donner une différence le champ magnétique de la Terre c’est moins que un gosse dans une IRM c’est à peu près 10000 goses donc voilà ici deux fois le champ magnétique d’une IRM on voit très
Bien que cette rie elle a trois composantes donc ici on peut mesurer la distance entre la première et la dernière composante et déjà connaître la force de ce champ magnétique de 200000 Gas mais dans beaucoup de cas le champ magnétique va être beaucoup trop faible l’écartement entre serré est petit et on
Va pas pouvoir le distinguer dans le spectre par exemple ici une étoile qui a seulement 2000 gases 10 fois moins que celle d’en haut et vous pouvez pas vraiment distinguer qu’il y a tris r ici pourtant on veut pouvoir mesurer ces champs qui sont plus faibles et donc ce
Qu’on va faire c’est qu’on va regarder la polarisation de la lumière la polarisation c’est quoi c’est la façon dont l’onde lumineuse oscile pendant qu’elle avance donc si elle oscile dans tous les sens c’est qu’elle est pas polarisée si elle oscile de manière comme ça dans un plan au fur à mesure
Qu’elle avance vers vous on dit qu’elle est polarisée linéairement c’est ce que vous voyez ici à droite hein au lieu de tourner dans tous les sens pendant qu’elle avance elle elle oscile dans un certain plan elle peut aussi tourner autour de son axe en avançant à ce moment-là on dit qu’elle est polarisée
Circulairement circulairement droite ou circulairement gauche selon le sens dans laquelle elle tourne donc ce qu’on va mesurer c’est ça c’est comment la lumière oscile au fur à mesure qu’elle se propage vers nous alors est-ce qu’on peut voir la polarisation de la lumière ici j’ai mis un exemple donc un joli coucher de
Soleil à gauche on voit toute la lumière et à droite j’ai supprimé la lumière polarisée de l’image vous voyez la différence qu’est-ce qui a disparu c’est la réflexion du soleil sur la mer pourquoi parce que toute onde qui se réfléchit sur un plan va en ressortir polarisée linéairement et donc en fait
La lumière qui se’est réfléchit sur la surface de la mer elle est polarisée quand elle arrive à vous et c’est pour ça qu’il y a des gens par exemple qui utilisent peut-être certains d’entre vous des lunettes de soleil polarisées pour éviter d’être ébloui c’est le même
Effet par exemple pour la lumière qui se réfléchit sur la route quand on conduit si on veut pas être ébloui quand on conduit on met des lunettes de soleil polarisé et ça supprime la réflexion de la route ou si vous êtes pêcheur c’est bien pour voir les poissons sous la
Surface de la de de l’eau par exemple vous aurez pas la réflexion de la surface du du lac ou de la rivière enfin bref voilà donc c’est pour montrer un exemple oui on peut voir la lumière polarisée par exemple tout ce qui se réfléchit sur un
Plan alors dans une étoile quand on voit un triplet comme ça l’Arrée qui est au centre celle qui devrait être là s’il y avait pas de champ magnétique elle est pas polarisée celle qui se trouve d’un côté est polarisée circuit dearmement gauche et celle qui se trouve de l’autre
Côté est polarisé circulairement droite et donc on va pouvoir utiliser cette propriété pour distinguer ces deux re extrêmes même quand le champ est faible on va mesurer indépendamment avec un spectropolarimètre seulement la la lumière polarisée circulairement gauche et on verra que cette trit de gauche on fera pareil pour la lumière polarisée
Circulairement droite et on verra que cette raé à droite ensuite on fait la différence des deux mesures s’il y a pas de différence bah il y avait pas de champ magnétique par contre il y a une différence c’est bien que les deux ré étaient décalé et donc il y avait un
Champ magnétique alors la différence entre ces deux ré extrêmes on appelle ça le profil de STX V si on fait de la lumière circulairement polarisée et puis si on peut faire aussi de la lumière polarisée linéirement à ce momentlà on appelle ça stock U et Q bon je vais me
Contenter de V aujourd’hui mais c’est la même chose he pour la la lumière polarisée linéairement donc si je reprends mon exemple d’une étoile ici avec un champ de 2000 gas où n’arrivait pas à voir dans le spectre lui-même dans les raai qui avait trois composantes et j’ai
Ploté en haut ben le profil de stock V c’est-à-dire la différence que j’ai mesuré entre la la polarisation circulairement droite et gauche et ben on voit bien qu’au niveau des raai c’est pas zéro il y a bien une signature la signature zémane de la présence d’un
Champ magnétique et on va voir ça à chaque Rai à chaque Rai vous voyez cette signature un endroit où le profil de stock V il est pas plat il est pas zéro donc ça nous permet déjà de de détecter des champs qui sont plus faibles même si
On les voit pas dans le spectre alors pour aller encore plus loin ce qu’on va faire c’est qu’on va utiliser le fait que dans un dans un spectre il y a beaucoup de raai et que toutes ces raaies subissent le même effet zéal puisqu’il y a le même champ magnétique
Et on va pouvoir combiner cette information pour augmenter le signal surbruit donc ici je prends un exemple d’une étoile binaire donc il y a deux Rais cette rie qui vient de la première étoile et cette Rai qui vient de la deuxième étoile et ici donc stock V la
Différence entre les deux ré extrêmes pour voir siil y a du champ magnétique on voit rien en fait hein on voit que du bruit parce que le champ ici était très très faible si maintenant le regarder une rie de chaque étoile je fais la somme de toutes les rées du spectre de
Chacune des deux étoiles alors voilà ce que ça donne j’ai beaucoup réduit le bruit parce que que j’ai fait la moyenne de toutes les raaies et je vois bien qu’il y a une signature zemman que cette étoile est magnétique alors que cette étoile a pas l’air magnétique alors je
Triche un peu parce que si on va plus loin sinal surbruit en fait vous devinez peut-être que la deuxième étoile elle est en fait aussi magnétique mais avec un champ très très faible alors idéalement on voudrait pouvoir mesurer cette signature magnétique en regardant l’étoile sous toutes ces facettes parce que là on
Regarde l’étoile à une position on voit la partie du champ magnétique qui pointe vers nous évidemment on voit pas ce qui se passe derrière l’étoile donc ce qu’il faudrait faire c’est tourner autour de l’étoile pour mesurer cette signature V par tous les côtés alors encore une fois
On peut pas y aller donc on peut pas tourner autour de l’étoile par contre on a l’avantage que l’axe du champ magnétique n’est pas forcément aligné avec l’axe de rotation de l’étoile du coup comme ils sont pas alignés au fur à mesure que l’étoile tourne on va voir le
Champ magnétique qui passe devant nous donc on n pas besoin de tourner autour de l’étoile il suffit d’attendre que l’étoile tourne et on pourra regarder le champ magnétique sous toutes ces facettes donc c’est ce qu’on voit ici hein ici donc un dipôle magnétique le pôle positif là-haut le pôle négatif en bleu
En bas l’axe de rotation est tout droit et puis quand l’étoile tourne ben ça donne ça on voit l’axe du champ magnétique en jaune ici qui passe devant nous et on voit l’étoile et son champ magnétique sous tous ces facettes ces facettes donc pour faire ça on utilise des spectropolarimètres spectromètres
Pour mesurer le spectre polarimètre pour mesurer la polarisation donc spectropolimètre pour mesurer le spectre et la polarisation en même temps on fait ça à haute résolution parce qu’on vaut avoir beaucoup de pixels dans chacun des profils de Raay c’est comme sur vos téléphones portable ou vos appareils
Photo plus il y a de mégapixel plus l’image va avoir des détails très fins nous c’est pareil on va avoir des détails très fins dans l’arrêt et dans le profil de stock V pour pouvoir bien reconstruire la forme du champ magnétique à la surface alors il existe que trois spectropolarimètres en hautre
Résolution lumière visible dans le monde aujourd’hui et le plus important le plus efficace c’est espadon qui est installé au télescope CFHT Canada France Hawaï télescope qui est donc à Hawaï ici au sommet de la grandeî sur le monaka donc c’est à 4200 m d’altitude un ciel vraiment très pur et parfait et euh
Cette cette instrument est très efficace donc c’est vraiment le meilleur du monde alors qu’il a été installé il y a presque 20 ans et ça reste le le SOMUM malheureusement sur ce télescope il y a aussi beaucoup d’autres instruments donc on partage le temps de télescope avec d’autres instruments et
On peut pas utiliser espadon toutes les nuits en plus depuis 2019 on a installé un deuxième spectropolarmè qui fonctionne en lumière infrarouge qui s’appelle Spirou qui prend aussi pas mal du temps alors ce qu’on a fait c’est qu’on a développé une copie d’espadon qui s’appelle narval et qui a été
Installée au TBL le T télescope Bernard lo qui est dans les Pyrénées en France et là le télescope fait seulement 2 m de diamètre alors que celui d’Hawaii il fait 3,6 m de diamètre donc il est plus petit forcément un petit peu moins bien mais il a l’avantage d’être l’instrument
Unique sur le télescope donc on peut utiliser narval toutes les nuits toute l’année et qu’il fait beau et finalement le troisème c’est P qui se trouve à leso le European sou Observatory qui est au Chili sur le site de la scia donc c’est dans ce télescope
De 3 M6 de diamètre qui est là tout en haut du site de la scia donc c’est la même taille de télescope Kawi par contre c’est un instrument qui est beaucoup moins efficace que Spadon parce que c’était à la base un spectrographe sur lequel on a rajouté un polarimètre après
Coup donc ça a pas été conçu su vraiment pour ça au départ donc en fait il a la même efficacité que narval sur le 2 m par contre l’avantage c’est qu’il est dans l’hémisphère sud et donc pour observer toutes les étoiles de l’hémisphère sud on doit utiliser harpsp
Là encore c’est un instrument un télescope qui a plusieurs instruments donc on est obligé de partager le temps au cours de l’année né aumoins avec ces trois instruments on peut mesurer les champs magnétiques de beaucoup d’étoiles alors donc les étoiles chaudes et froides pourquoi je vais séparer ces
Deux catégories bon Françoise en a déjà parlé c’est parce que vraiment elles ont euh disons des vies différentes à partir du nuage moléculaire donc une étoile froide comme le soleil va devenir une une géante rouge une super une nébuleuse planétaire et puis une naine blanche tandis qu’une étoile chaude va exploser
En supernova devenir une étoile à neutron ou peut-être un trou noir elles ont aussi des structures qui sont très différentes donc dans une étoile froidees le cœur est radiatif et c’est l’enveloppe qui est convective tandis que dans les éto étoil chaude c’est le contraire c’est le cœur qui est
Convectif où ça turbule beaucoup et ensuite toute l’enveloppe est radiative alors si on compare par exemple une étoile d’une masse solaire avec une étoile de 9 masses solaires donc ici c’est le soleil 700000 km de rayon une température à la surface d’environ 5800° et quand on prend une étoile de 9
Masse solaire ça fait 2,5 million de kilmè le rayon et là la température à la surface c’est 24000° Kin alors tout ça fait que elles ont aussi des champs magnétiques qui sont très différents et donc qu’on va voir aujourd’hui les étoiles froides ont des champs dynamo c’est-à-dire des champs magnétiques qu’elles fabriquent ell-même
Dans leur enveloppe convective tandis que les étoiles chaudes ont des champs fossiles alors regardons tout de suite ces champs magnétiqu fossil dans les étoiles chaudes d’abord vous allez me dire ben dans les étoiles chaudes il y a un cœur convectif donc pourquoi pas faire aussi une dynamo dans les étoiles
Chaude dans le cœur on pourrait fabriquer une dynamo il y a peut-être une dynamo dans le cœur des étoiles chaudes mais on peut pas le voir voir à la surface parce que le temps qu’il faudrait pour que ce champ magnétique se propage jusqu’à la surface est plus long
Que la durée de vie de l’étoile Françoise va nous expliquer que ces étoiles chaudes elles vivent pas longtemps 10 20 millions d’années et c’est pas suffisant pour que le champ d’une dynamo puisse atteindre la surface donc même si un champ dynamo dans le cœur on pourra jamais l’observer directement à la
Surface ce qu’on observe à la place c’est un champ magnétique fossile c’est-à-dire un champ magnétique qui était déjà présent dans le nuage moléculaire à partir du qu l’étoile s’est formée quand le nuage moléculaire s’est effondré ce champ magnétique s’est retrouvé capturé dans l’étoile donc ici
On revoit ces chemins qui mène à la à la séquence principale donc on part d’ici quand l’étoile vient d’être formée à partir du nuage elle est complètement convective et donc le champ magnétique qui était dans le nuage peut-être augmenté grâce à une dynamo dans cette étoile complètement convective mais
Rapidement un cœur radiatif va apparaître et ça va forcer le champ magnétique à se relaxer dans une forme stable et qui est dipolaire et puis l’étoile devient dans cette partie en bleu ici complètement radiative donc là le champ maintenant ça y est il est figé il est formé il est
Stable et éventuellement à la toute fin quand le cœur convectif commence à apparaître à se mettre en route ça peut faire basculer l’axe du champ magnétique il peut déjà être non aligné avec la rotation ici au stade 3 mais peut être encore changé on pense euh au moment où
Le cœur euh convectif apparaît donc ce champ magnétique il vient du nuage il est dans l’étoile et il y reste c’est pas l’étoile qui le fabrique donc ce qu’on voit du coup à la surface ben c’est un champ qui est dipolaire incliné par rapport à l’axe de
Rotation donc avec un pôle positif un pôle négatif une structure très simple de dipôle et à l’intérieur ça ressemble à un Tor qui est au niveau de l’équateur magnétique alors presque toutes les étoiles chaudes qui ont un champ magnétique ont ce champ dipolaire mais il existe quelques cas qui sont
Différents et le plus connu hd37 776 qu’on appelle aussi l’étoile de Land Street qui a un champ beaucoup plus complexe on connait trois quatre exemples comme ça qui ne suivent pas ce ce scénario dipolaire et qu’onexlique pas très bien aujourd’hui alors le champ magnétique à la surface typiquement il fait 3000 gos
Mais à l’intérieur de l’étoile là dans le Thor il est beaucoup plus fort si on se met à peu près au milieu de la zone radiative on va être à peu près 20 fois plus fort qu’à la surface par par contre il est complètement stable puisque c’est
Pas l’étoile qui le fabrique des étoiles avec des champs magnétiques qu’on a déjà observé à la fin des années 50 dans les années 60 qu’on ritobserve aujourd’hui ils ont exactement le même champ magnétique qu’à l’époque alors si on observe plein d’étoiles chaudes magnétiques on va pouvoir regarder la distribution de la
Force du champ magnétique dans ces étoiles donc on voit que typiquement le champ magnétique c’est de 3 kg gos mais ça peut monter jusqu’à 30000 goses et ça peut descendre jusqu’à 300 goses hein donc il y a toute une distribution mais qui pique à peu près à à 3 kg gos et ce
Qu’on s’est rendu compte c’est que en dessous de 300 gos en fait bah il y a plus rien alors qu’on peut détecter des champs magnétiques de 20 30 goses on n’en trouve pas en dessous de 300 goses donc on s’est dit ah il y a quelque chose qui se passe de physique quelque
Chose qui empêche les champs faibles d’exister on a bien cherché on a cherché de plus en plus bas et quand on est passé en dessous d’une limite de détection de un Goos on a recommencé à trouver des champs magnétiques c’estàdire que on pense qu’il y a un désert magnétique entre trois sangos et
Un gosse il y a deux familles d’étoiles Chud magnétiques 10 % d’entre elles ont des champs qu’on appelle fort au-dessus de 300 goses et probablement toutes les autres ont des champs ultra faibles en dessous de unos ça ça vient de la stabilité du champ au moment où le nuage
S’estffondré dans la la fabrication du champ fossile dont je vous ai parlé il y a deux branches soit on atteint cet état stable qui est là-haut soit on passe dans un état instable avec un champ très faible alors on a on connaît très peu d’étoiles avec ces champs ultra faibles
Parce que pour les mesurer on passe plusieurs N nuit d’affilé juste pour faire une mesure sur une étoile extrêmement brillante qui tourne très doucement enfin les cas ultra faciles nous prennent une semaine mais chaque fois qu’on a essayé d’en faire une on a toujours trouvé ces champs ultra faibles
Donc on pense vraiment que les 90 % qui n’ont pas ses champs forts ont tous des champs ultra faibles donc qu’est-ce qu’on fait on mesure ces champs magnétiques donc on va mesurer le profil des rayes ici trois raayes différentes le temps passe du ha vers le bas donc on regarde comment les
Profils de réchange et surtout on regarde comment les les signatures émanent le profil de stock échange avec le temps au fur et à mesure que l’étoile tourne et grâce à ça on reconstruit la cartographie du champ magnétique à la surface de l’étoil et donc on retrouve ces dipôles inclinés ici donc ces
Différentes phases au fur à mesure que l’étoile tourne de gauche vers la droite en rouge les champs positif en bleu leschamp négatif et donc vous voyez bien que c’est un dipôle incliné donc juste à partir de la lumière de l’étoile on peut reconstruire en fait la cartographie en 3D à la
Surface de l’étoile alors quand il y a un champ magnétique comme ça onit en fait on va avoir beaucoup d’impact sur l’étoile et sur son environnement donc les effets du champ magnétique sur l’étoile premièrement quand il y a un champ magnétique les éléments chimiques qui sont à l’intérieur de de l’étoile ne peuvent
Plus se déplacer comme ils veulent ils sont forcés de suivre les lign de champ magnétique et ça ça va faire remonter certains éléments chimiques quand d’autres vont descendre et donc ça va créer des tâches de surdensité chimique certains éléments chimiques qui vont se regrouper en tâche à la surface de
L’étoile donc vous le voyez ici à gauche une étoile par exemple c’est juste un modèle avec deux taches quand il y a des taches à la surface elles ont pas la même température elles ont pas la même luminosité donc dans le dans le spectre dans le profil de raai on va voir des
Petites bosses ou des petits creux qui représentent ces tâches et au fur à mesure que l’étoile tourne ses bosses et ses creux vont se propager le long du profil donc quand on suit l’étoile qui tourne au cours du temps on va aussi voir passer les tâches devant nous et en
Même temps on va pouvoir mesurer la signature zemman dans ces tâches donc des petites signatures émanes locales qui vont se rajouter sur la signature du dipôle global alors un exemple bien connu de ces étoiles c’est les étoiles AP et BP le P pour chimiquement particulière donc c’est des étoiles qui ont des tâches
Très très visibles à leur surface parce que elles ont des champs magnétiques assez forts de l’ORD de di000 gos donc du coup de la même manière qu’on va reconstruire la cartographie du champ magnétique à la surface on peut reconstruire la cartographie de tous les éléments chimiques he par exemple on va
Regarder où se trouve le silicium ici en surdensité à certaines positions ou le chrome le fer ce que vous voudrez on peut prendre toutes les rées du spectre et regarder où sont les surdensités de ces composants chimiques et donc tout ça toujours à partir de la lumière de
L’étoile un autre effet du champ magnétique c’est ce qui se passe autour de l’étoile le vent stellaire les particules du vent qui s’échappent de l’étoile sont forcées de s’échapper par les pôles magnétiques et de suivre les lignes de champ magnétiques donc elles sortent par là et elles suivent les
Lignes de champ magnétiquque du pôle positif au pôle négatif et comme il y a des boucles qui sont fermées à l’équateur les particules qui viennent des deux cou hémisphères vont se rencontrer ça va faire des chocs et la matière peut rester bloquée là dans ce qu’on appelle une magnétosphère alors il existe deux
Sortes de magnétosphères les magnétosphères dynamiques et les magnétosphères centrifuge ça dépend d’une part de la force relative entre le champ magnétique et la vitesse du vent si le vent est très très fort et que le champ magnétique est FA bon ben les particules elles s’échappent elles s’en
Fichent un peu des lignes de champ magnétique inversement si le champ magnétique est fort avec le vent va pas très vite elles sont complètement coincées dans les lignes de champ magnétiques donc on a un paramètre qu’on appelle le confinement magnétique qui mesure ça c’est le rapport en gros entre
La force magnétique et le vent ça c’est le la force du champ le rayon la perte de masse et la la vitesse du vent donc on fait ce rapport et si ce rapport est plus grand que 1 c’est le champ magnétique qui gagne et les particules de vent vont être confinées dans la
Magnétosphère mais ensuite ça va dépendre de si l’étoile tourne très vite ou pas très vite si l’étoile tourne vite ça va soutenir les particules qui sont dans la magnéosphère ça va les forcer à rester là pensez un petit peu à votre machine à laver par exemple au moment de
L’essorage tout le linge est plaqué contre les parois du tambour parce que ça tombe très vite et puis quand ça ralentit à la fin du cycle ben les les le linge retombe au milieu du tambour bon c’est le même principe ici les particules s’échappent elles vont jusqu’à l’équateur magnétique et puis si
Ça tourne très vite ben elles sont bloquées là et si par contre ça tourne pas assez vite elles vont retomber sur la surface de l’étoile donc quand elles vont jusqu’à la magnétosphère et qu’ell retombe et qu’elle retourne qu’elle retombe ça change sans arrêt on appelle ça une magnétosphère dynamique par
Contre si elles vont jusqu’à la magnétosphère et qu’elle reste bloqué là par la force centrifuge on appelle ça une magnétosphère centrifuge alors on peut modéliser ça he avec ici donc à gauche magnétosphère dynamique voyez bien en rouge la matière qui s’échappe de l’étoile et puis qui retombe ça change sans arrêt et par
Contre si on regarde à droite une mosphère centrifuge vous voyez qu’il y a de la matière qui reste stablement ici dans l’équateur magnétique et ça peut retomber de temps en temps mais il y a quand même une magosphère qui qui reste la plupart du temps du coup donc quand on regarde une
Étoile qui tourne ici de nouveau avec notre dipôle mais on va aussi voir la magnétosphère ici dans l’équateur magnétique qui passe devant nous pareil hein comme l’axe magnétique est incliné par rapport à l’axe de rotation bah l’équateur magnétique on le voit sous différentes orientations et donc ça ça
Va produire plusieurs effets qu’on peut mesurer par exemple dans la cour de lumière ici ça va produire une espèce d’éclipse au moment où la magnétosphère est vue par la tranche et cache une partie de l’étoile maintenant voilà aussi cette magnétosphère elle va produire elle va émettre des de
L’hydrogène donc ça va produire de l’émission dans l’arrêt H alpha arrê d’hydrogène et on va voir cette émission qui change selon l’angle avec lequel on voit la magnotosphère et ça en fait on peut le faire dans plein d’autres observables par exemple on peut regarder les rayons X puisque les particules qui
Arrivent des deux hémisphères au moment où elles choquent à l’équateur magnétique bah ces chocs vont produire des rayons X on peut regarder les rayons X qui viennent de la magnétosphère on peut regarder évidemment tous les paramètres de St donc de polarisation de la lumière puisque la magnétosphère est
Dans un plan ça crée de la polarisation linéaire et cetera donc on a plein de façons de mesurer cette magnétosphère et de retrouver tout ce qui est modulé rotationnellement par ce champ magnétique enfin un autre effet de la présence du champ magnétique c’est le freinage de l’étoile les étoiles qui
Sont très magnétiques en général tournent très doucement parce que il y a cette magnétosphère et donc j’ai fait la comparaison avec une patineuse artistique hein quand elle tourne sur elle-même et bien recrouillée sur elle-même elle peut tourner beaucoup plus vite que si elle fait un bras de
Levier en fait avec ses bras et ça la freine évidemment c’est le même principe ici la magnétosphère autour de l’étoile elle va freiner l’étoile et plus le champ est fort plus elle va freiner rapidement et donc ces étoiles àbp dont on parlait tout tout à l’heure on non
Seulement des tâches très visibles à la surface mais ce sont aussi en général des rotateurs très lents à cause de leur champ très fort et finalement donc tout ça ça va impacter sur l’évolution de l’étoile puisque ça impacte la rotation de l’étoile ça impacte le mouvement à l’intérieur de l’étoil des éléments
Chimiques des fluides ça impacte tout un tas de choses dans la structure de l’étoile forcément ça va impacter l’évolution finale de l’étoile le champ magnétique lui-même comme je l’ai dit il est très stable il évolue très peu la seule chose qui change c’est la structure de l’étoile et notamment quand
L’étoile va devenir super géante son rayon augmente très très fort et comme il y a conservation du flux magnétique ça veut dire que le champ magnétique on mesure à la surface diminue selon cette loi qui est là c’est que quand le rayon augmente d’un facteur 10 le champ
Magnétique à la surface diminue d’un facteur 100 he c’est proportionnel ici à l’inverse du rayon au carré donc un champ magnétique qui faisait 3000 goses sur la séquence principale quand il arrive dans la phase supergéante il fait plus que un gose typiquement à la surface d’une supergéante à l’intérieur
Il est toujours pareil c’est juste que l’étoile a vraiment grossi donc le champ qu’on mesure à sa surface qui est maintenant très très grande est beaucoup plus petit donc ça devient difficile de mesurer ces champs magnétiques dans les supergéantes mais on a réussi à le faire pour plusieurs d’entre elles et là je
Montre un exemple d’une étoile supergéante HR 3890 alors ce que vous voyez là c’est ce qu’on appelle un diagramme de kipenan alors ça montre dans ce sens-là le rayon de l’étoile c’est-à-dire que tout en bas c’est le cœur de l’étoile ici en rouge c’est la surface de l’étoile et de gauche à
Droite c’est le temps qui passe en millions d’années hein donc on avait un cœur convectif en gris foncé et une enveloppe radiative on était sur la séquence principale et puis au fur à mesure que l’étoile évolue vers la droite ben sa structure va changer en particulier bon ben ici quand elle elle
Sort de la séquence principale et ce qui va se passer quand on est en dehors de la séquence principale là c’est qu’il y a des petites zones convectives qui vont commencer à se développer à l’intérieur de l’enveloppe radiative et donc puisqu’on a des petites zones convectives on va pouvoir commencer à
Faire aussi des petits champs dynamo et donc on a le champ fossile de l’ensemble de l’étoile qui va interagir avec des champs dynamo qui commencent à se développer dans l’enveloppe parce que l’étoile vieillit donc ça c’est aussi très intéressant et c’est quelque chose qu’on est en train de découvrir comment
Ces champs dynamo et ces champs fossiles peuvent interagir alors finalement les étoiles vont exploser en supernova vont devenir des étoiles à neutrons alors bien sûr le champ magnétique va contribuer à cette explosion de supernova parce que l’énergie va être différente parce que l’étoile était magnétique par contre qu’on ne comprend
Pas encore très bien c’est le lien entre le champ magnétique qui avait avant l’explosion supernova et le champ magnétique qu’on va trouver après l’explosion supernova dans l’étoile à neutron comment on passe de l’un à l’autre comment le champ prè supernova influence le champ qu’on aura après la
Supernova c’est pas très clair à ce jour ce qu’on voit en tout cas c’est que toutes les étoiles à neutron sont très magnétiques on pense par exemple au pulsar qui sont des étoiles à neutron qui tournent très vite sur elles-même qui ont des des des get de lumière de
Chaque côté donc comme des phares et qui ont des champs magnétiques entre 10 et 1000 millions de goss et les plus extrêmes d’entre eux qu’on appelle du coup des magnétares peuvent aller jusqu’à 100000 milliards de goses donc dans ces stades extrêmes les champs magnétiques sont aussi très extrêmes donc je vais passer maintenant
Au champ magnétiques dans les étoiles froides les étoiles qui sont comme notre sol re soleil 5800° à la surface c’est froid alors ces étoiles peuvent avoir différentes différents niveau d’activité la même étoile selon le moment à laquelle on l’observe par exemple à gauche ici le soleil avec une activité
Faible et puis ici à droite le soleil avec une activité plus forte c’est 3 ans d’écart entre les deux parce que ça dépend du moment où on va observer le soleil alors zoomons sur une des tâches à la surface du Soleil et c’est là qu’on peut voir des lignes de champ magnétique
Qui sortent de ces tâches alors c’est pas les lignes de champ magnétique qu’on voit c’est des particules solaires du plasma qui se propage le long des lignes de champ magnétiqu et qui du coup nous permettent de voir les lignes de champ magnétiques bien sûr et vous voyez que
Ça fait des boucles il y a de la matière qui s’échappe le long des lignes de champ magnétiqu et donc quand on regarde la surface du Soleil on voit des groupes de taches qui ont des polarités inversées et au niveau de ces groupes de tâches ici c’est le même endroit du soleil au
Même moment quand on regarde ce qui se passe à la surface on voit des protubérances donc on voit ces ces lignes de champ magnétique de la matière qui suit ces lignes de champ magnétique qui sort des taches et les taches viennent toujours par pair et le champ magnétique va en fait d’une d’une
Tachche à l’autre et la matière du coup va le long de ces lignes là donc ça c’est les tâches et ça c’est ce qu’on appelle les protubérances alors si on regarde les taches à la surface du Soleil ou des étoiles froides on va voir que ça change
Avec le le temps sur notre Soleil par exemple les taches apparaissent à plus ou moins 30°r de latitude de part et d’autre de l’équateur de soleil et puis petit à petit elles migrent les tâes sont de plus en plus proches de l’équateur et quand elles arrivent au
Niveau de l’équateur il y a un nouveau groupe de tâes qui va apparaître à plus ou moins 30°gr et ainsi de suite et donc si on mesure la position de ces tâes sur le soleil hein ça c’est donc comme le soleil est mis à plat on va dire et le
Temps qui passe de gauche à droite donc si je prends ici par exemple j’ai des taches qui sont apparu à plus et moins 30 degrés de titude et au cours du temps elle se rapproche de l’équateur et quand elle disparaissent ici j’ai d’autres tâches qui apparaissent de nouveau à
Plus ou moins 30 et cette phase dure ce cycle dure 11 ans tous les 11 ans j’ai nouveau des tâes qui apparaissent à plus ou moins 30°gr alors en fait si on regarde la polarisation du champ magnétique dans ses tâes on se rend compte que c’est pas 11 ans le cycle du
Soleil c’est 22 ans parce qu’ici j’ai fait ce même diagramme papillon on appelle ça un diagramme papillon que là-haut mais avec des des couleurs qui représentent le le signe du champ magnétique donc en bleu le champ positif en jaune le S le champ négatif donc ici on voit que le Pôle
Nord il est positif et le Pôle Sud il est négatif les tâches ont une certaine polarité et puis au bout de 11 ans et ben finalement le Pôle Nord il est devenu négatif le Pôle Sud il est devenu positif et aussi les tâes ont maintenant une polarité inversée par rapport au
Cycle précédent donc le vrai cycle du soleil c’est 22 ans c’est 11 alors pourquoi il se passe ça pourquoi le champ magnétique se retourne en fait c’est la façon dont on crée ce champ magnétique le champ est créé par effet dynamo dans la zone convective alors l’effet dynamo grossièrement marche
Comme ça on part d’un champ polooïdal c’està-dire un champ dont les lignes sont verticales aligné avec l’axe de rotation de l’étoile donc ça champ poloïdal ici avec le pôle négatif en haut le pôle positif en bas l’étoile le soleil ici tourne de manière différentiel c’est-à-dire que l’équateur tourne avec une période de 25
Jours beaucoup plus vite que les pôles qui tournent avec une période de 34 jours donc au fur à mesure que l’étoile tourne les lignes du champ magnétique à l’équateur vont aller plus vite que celles qui sont à des latitudes plus élevées et donc ça va aller de en se
Roulant autour du Soleil puisque c ces lignesl elles avancent plus vite donc petit à petit on va créer une bobine de ligne de champ magnétique qui va ressembler à ça donc ce passage d’un champ poloïdal verticale ici un champ enroulé autour du Soleil qu’on appelle toroïdal ça s’appelle l’effet
Oméga quand cette bobine commence à être très serré les lignes de chamb magntique vont commencer à se tordre à à s’enrouler sur elle-même ça va former des boucles et ce sont ces boucles-l qui peuvent éventuellement sortir de la surface du Soleil et créer des protubérances mais plus on va créer des
Boucles comme ça les boucles elles sont de nouveau dans le sens vertical ces boucles elles peuvent aussi se reconnecter et reformer un champ poloïdal donc en passant du champ toroïdal au champ poloïdal on appelle ça l’effet alpha et si vous avez à la fois l’effet Oméga et l’effet alpha vous avez
Créé une dynamo parce que quand on est arrivé là et ben on peut recommencer au début mais vous voyez qu’ici le signe a changé maintenant on a le plus en bas le le moins en haut ou l’inverse voilà donc donc ce cycle il se produit deux fois pour vraiment revenir à la situation
Initiale d’ù les 22 ans alors regardons comment ça se passe en vrai cette dynamo elle se passe tout en bas de la zone convective juste au-dessus de l’ t tque au Clean et euh c’est là que les lignes de champ s’enroulent mais ensuite à cause de la convectiontion dans la zone convective
Ici à cause de toute cette turbulence qui se passe ici c’est comme ça que les boucles de champ magnétiqu vont pouvoir remonter jusqu’à la surface et traverser la surface le champ dipolaire global qu’on voit dans ces étoiles euh il est de l’ordre de 1 cenè de gosse c’est très
Petit pour le soleil mais à l’intérieur des tachches on va monter à 1500 gases typiquement donc localement dans les tâes le champ peut être très fort donc voilà ce qui se passe là vous voyez bien les tâaches à la surface on va ouvrir le soleil pour aller voir ce
Qui se passe dedans donc là maintenant c’est un modèle qu’on observe et vous voyez cet enroulement des lignes de champ magnétique et vous voyez de temps en temps des boucles qui sortent là et ça c’est ça qui va produire les protubérances et les taches alors si on suit un cycle du
Soleil on va se rendre compte que il y a pas seulement ce cycle de 11 ou 22 ans hein 22 ans quand on ti prend en compte la l’inversement de la polarité on voit aussi que l’intensité du champ magnétique à chaque cycle va changer par exemple ici le champ polaire il était de
L’ordre quoi de 1,5 GAUS et puis aussycle suivant il avait changé de signe mais il était plutôt de 1,2 peut-être et puis là il était plus que de 0,8 et puis en ce moment bon dans dans le cycle actuel on est plutôt autour de un Goos donc non seulement ce
Cycle se reproduit mais il ne se reproduit pas toujours exactement avec la même force et ça ça va se traduire aussi dans les tâches qu’on observe le cycle actuel et le précédent avait un nombre de tâches qui é était beaucoup moins élevé que les trois cycles précédents par exemple c’était la moitié
À peu près en nombre de tâes qu’on observe actuellement sur le soleil alors si on remonte dans le temps on se rend compte que cette variation en fait elle a beaucoup de de niveau on peut remonter dans le temps et voir aussi des grandes variations à long
Terme donc là le 20e siècle c’est ce qu’on a appelé un maximum moderne parce qu’on avait quand même beaucoup d’activités beaucoup de tâches et quand on remonte dans le temps on voit aussi qu’il y a des périodes où il y avait des minima le plus connu c’est le minimum de
Mander c’était la fin la deuxème moitié du 17e siècle c’est assez facile à retenir parce que c’est l’époque du règne de Louis XIV le Roi Soleil et à l’époque du roi soleil bah le soleil il s’est tenu à Quaro il a rien fait du tout il était complètement inactif et
Puis ensuite ben il s’est relancé et donc dernièrement il a été plutôt actif quand on regarde le Carbon 14 14 dans les carottes de glace qu’on peut faire par exemple on peut remonter encore beaucoup plus loin donc le minimum deand d’air il est là on voit qu’il y a eu
D’autres minimas mais on voit aussi qu’il y a eu un autre maximum un peu similaire à notre maximum du 20e siècle à l’époque médiévale donc vers le 12e 11e siècle voilà donc donc on peut voir l’histoire de notre Soleil on peut voir comment son activité a changé et on voit
Que non seulement ça change d’un cycle sur l’autre mais il y a aussi des variations à long terme alors cette activité solaire elle a un impact vraiment sur aussi les les grandes échelles et tout ce qui se passe autour de l’étoile et en particulier il y a les éjections de masse coronal qui
Se produisent au niveau des protubérances alors on va regarder ici une protubérance on va plonger sous la surface du soleil pour voir la boucle de champ magnétique qui remonte donc de du bas de la zone convective qui va traverser la surface donc provoquant deux taches de polarisation opposé et
Puis ces protubérances qui sortent du coup de la surface face du soleil parfois quand elles sont suffisamment proches elles peuvent se reconnecter c’est ce qui se passe ici et du coup la matière qui est dans la protubérance va être éjectée elle se sépare du soleil elle est envoyée vers
L’espace autour du soleil on regarde une deuxième fois donc la boucle qui va sortir la boucle de champ magnétique ça crée notre paire de taches il y en a plusieurs qui peuvent être créés et puis parfois la matière va rester au niveau du soleil et puis parfois ça va se reconnecter ici et
La matière le plasma qui était dans la boucle s’en va s’échappe du soleil alors si on regarde ça avec le satellite Soo à plus grande distance ici donc c’est plusieurs caméras du satellite so qui observent différentes longueurs d’onde et puis on va plonger jusqu’à la surface du Soleil on va regarder une
Protubérance et je vous demanderai de regarder vers la droite où ça va se passer donc là on est tout près de la surface on voit une zone où va y avoir une protubérance ça ce sont des observations réis et puis ça y est l’éjection se produit vous la voyez
Partir à droite ici cette matière elle s’en va vraiment très loin du soleil et vous voyez aussi tous ces petits points blancs qui sont arrivés sur la caméra ici tout ça ce sont des particules du soleil qui sont venus impacter les caméras de soau et en fait le le film
S’arrête assez brutalement parce que la caméra s’est éteinte elle a été trop bombardée heureusement elle était pas cassée on a pu la rallumer mais mais elle s’est pris tellement de particules que bah voilà elle s’est éteinte eu un problème électronique donc on revoit cette éjection vous la voyez partir ici vers
La droite et elle part très loin alors évidemment si ces éjections s’en vont en direction d’une planète par exemple la terre dans le cas du soleil cette matière elle va arriver jusqu’à nous vous voyez par exemple là bon c’est un dessin c’est un schéma l’éjection va vers la droite elle arrive en direction
De la terre heureusement nous aussi sur Terre on a un champ magnétique alors d’abord je voudrais préciser que que tout ce qui se passe à la surface du Soleil cette activité magnétique n’est pas du tout responsable de toutes les variations météorologiques qu’on peut avoir sur notre planète les canicules le
Réchauffement climatique tout ça ça n’a rien à voir avec ces éjections de Max coronales ou l’activité du soleil ok néanmoins les particules du vent solaire vont venir jusque sur la terre et les éjections de Mar coronales si elles se produisent dans autre direction elles vont aussi arriver jusqu’à la terre
Heureusement donc on a ce champ magnétique qui va aussi nous protéger alors vous voyez ici une simulation du champ magnétique des lignes de champ magnétique de notre terre donc la terre ici en noir avec son axe magnétique en rouge et là il y a un vent solaire qui
Est en train de souffler sur la terre ça ça se produit en continu on s’en rend pas compte mais en fait ça pousse les lignes de champ magnétique de la Terre donc on a la queue ici du du champ magnétique qui est étendu derrière la
Terre le soleil est ici sur la gauche et ça souffle sur les lignes de champ magnétiqu qui sont face au soleil quand une éjection de masse coronale se produit et qu’elle arrive en direction de la terre et bien c’est cette masse va s’envoler donc du soleil va voyager
Jusqu’à la terre et quand elle arrive sur les lignes de champ magnétique de la terre ça va pousser les liges de champ magnétiqu ça peut les ouvrir elles peuvent se reconnectter sur la face arrière de la terre et quand elle se reconnecte la matière solaire va glisser
Le long des lignes de champ magnétiques jusque sur la terre donc notre champ magnétique il nous protège mais il y a quand même de la matière solaire qui arrive dans notre atmosphère et ça ça crée des aurores des aurores boréales quand on est dans l’hémisphère nord et des aurores
Australes quand on est dans l’hémisphère sud et ces aurores bon c’est très joli à voir il y a beaucoup de couleur la couleur va dépendre de l’altitude à laquelle la matière est arrivée donc quand c’est assez haut au-udessus de 300 km ça va faire des couleurs rouges parce
Que c’est l’oxygène qui va se trouver ionisé ici à entre 100 et 300 ça devient vert en dessous de 100 c’est de nouveau rouge mais cette fois c’est dû à l’azote donc ici c’est deux ré différentses d’oxygène ça c’est la ré de l’azote donc c’est pour ça que souvent on va voir ce
Ce triplé rouge vert rouge euh comme sur cette image à droite et puis si c’est plutôt l’hélium ou l’hydrogène indépendant de l’énergie des particules ça va faire des aurores qui sont plutôt bleu ou violette alors depuis déjà le 19e siècle on sait très bien que ces aurores sont
Directement liées au nombre de tâches qu’on voit sur la surface du Soleil on a mesuré les tâches on a mesuré les aurores on voit très bien que les deux courbes se superpose quasiment il y a un tout petit décalage de l’ordre de 3 jours entre les deux et c’est le temps
Qu’il faut pour la matière pour voyager du soleil jusqu’à la terre donc quand il se produit une éjection de masse masse coronale sur le soleil 3 jours après on peut voir des erreur sur la terre alors c’est joli mais tout ça ça crée aussi des des problèmes hein il des
Effets néfastes et notamment à haute altitude les satellites qui sont pas protégés par notre champ magnétique peuvent être complètement détruits parce que ces particules vont détruire l’électronique des satellites ça peut aussi pousser les satellites par que ça crée une pression sur nos satellites hein qui sont plus ou moins dans le vide
Donc ça va les détourner de leur orbite on va être obligé de les corriger le leur orbite pour les remettre au bon endroit ça peut créer évidemment pour la Station Spatiale Internationale des tas de problèmes hein ça peut couper l’électronique de certains équipements à bord donc c’est c’est peut être
Dangereux pour nos astronautes évidemment il est hors de question qui sortte pour une sortie extra véhic dans ces momentsl donc c’est très important de prédire cette météo de l’espace et de prévenir les astronautes évidemment toutes leurs sorties sont fait en fonction de ça si on regarde à plus basse altitude
Ben ça aussi un impact par exemple sur les avions ici j’ai pris un exemple de Delta airline de leur de leur ligne qui va de Hong Kong à D3 d’habitude elle fait ce chemin là en passant près du pôle et chaque fois qu’on Amit une alerte qui a une éjection de Mas
Coronale ils sont obligés de changer ce trajet et ils font ce cheminlà à la place alors pourquoi d’abord pour s’éloigner d’épaules pour que la dose de radiation du des des voyageurs mais surtout du personnel naviguant qui voyage tous les jours ne soit pas trop forte et aussi pour rester le plus
Possible autour des au-dessus des terres puisque ce qu’on craint c’est non seulement les radiations nuisibles aux humains à bord mais c’est aussi la perte possible des communications s’il y a un problème électronique donc évidemment si on perd la communication là-haut c’est plus embêtant que quand on est au-dessus
À proximité d’un aéroport alors tout ça c’est un coup hein bien sûr ça rallonge le trajet ça pourlue plus puisque ça utilise plus de fioule et puis par exemple pour cet exemple spécifique là ça coûte 4500 dollars à la compagnie à chaque fois qu’ils doivent détourner leur avion de cette
Façonl enfin peut-être le plus embêtant c’est à plus basse altitude vraiment au niveau de la la surface de la Terre ce qui va se passer c’est que ça va créer un électrojet c’est-à-dire un un champ électrique et magnétique qui va se propager juste au-dessus de la surface
De la terre et ce champf cet électrojet a un champ électrique de plusieurs millions d’ampères donc c’est vraiment très très fort et quand ça va passer au-dessus de nos installations électriques ça va interagir et en fait ça va détruire les les les installations électriques pardon les transformateurs en particulier qui permettent de générer
La haute tension dans nos dans nos lignes électriques donc évidemment ça ça peut créer des blackout et cetera de la m manière ça va perturber toutes les émissions radio télé navigation GPS Voline téléphonique et cetera bref tout ce qui est télécommunication en fait va être impacté par ce genre d’événement
Alors il y a eu en 1859 un événement de ce type qui était particulièrement majeur qu’on a appelé la super tempête de Carrington qui était celui qui l’a observé en premier et cette éjection de masse coronale a mis seulement 18 heur pour atteindre la terre au lieu de TR 3 jours typiques de
D’une éjection de ce genre donc c’était vraiment une éjection très très énergétique qui est arrivé très vite en plein direction de la terre donc ça a créé des orreurs géantes en fait on les a vu sur l’ensemble du globe il y a des rapports à Hawai à Cuba qui disent
Qu’ils ont vu des aurores qui normalement descend pas si bas et puis à l’époque on avait pas tous les systèmes de télécommunication d’aujourd’hui mais on avait quand même des télégraphes et là ça a détruit pas mal de postes de télégraphe qui ont pris feu des lignes qui ont été détruites et une petite
Anecdote que j’aime bien c’est qu’il y a un agent des Télégraphes euh qui a vu son poste prendre feu être détruit à cause de ça il a pu continuer à émettre le signal pour appeler au secours et prévenir de ce qui se passait pendant encore plusieurs minutes après que son
Poste a été détruit et en fait son signal probablement de télégraphe est passé par l’électrojet il y avait plus de ligne mais il a pu communiquer quand même grâce au courant dans l’air en fait alors plus récemment un élément un événement beaucoup moins fort celui de
1989 qui a atteint le Québec lui il a mis 3 jours et demi pour arer sur la terre donc c’est vraiment une éjection tout à fait typique he rien de spécial mais c’était droit en direction de la terre c’est arrivé sur le Québec et donc
Il y a plus de 3 millions et demi de personnes qui ont été privées d’électricité pendant plus de 9h donc un blackout de toute la journée c’était le chaos ils ont dû suspendre la Bourse de Toronto et malheureusement à ce moment-là on a aussi perdu le contrôle de plusieurs satellites qui étaient en
Orbite polaire et il y en a d’autres qui ont subi des dommages électroniques donc ça c’est pour vous donner l’idée d’un d’une éjection tout à fait banale qui se produirait en direction de notre terre et qui pourrait déjà produire pas mal de problèmes alors nous les humains on en
Fait on ne risque rien puisque le champ magnétique de la Terre nous protège c’est plutôt nos équipements électroniques hein tout ce dont on dépend beaucoup aujourd’hui qui vont être bien impacté donc je le disais tout à l’heure ça peut être quelques milliers d’euros pour un avion qui est détourné
Donc il y a un impact économique mais s’il y avait aujourd’hui une super tempête de type celle de Carrington de 1859 qui impactait la terre avec tout ce qu’on a aujourd’hui les satellites et cetera on estime que ça coûterait 2600 milliards de dollars juste pour remettre tous les les systèmes
Électriques et cetera de communication en état qui aurait des blackout qui dureraient plusieurs semaines à plusieurs mois sans électricité sur des grandes zones de la terre et qu’il faudrait en fait plusieurs années pour vraiment rétablir tous nos systèmes c’est-à-dire renvoyer des satellite dans l’espace pour reconstituer notre système
De télécommunication et cetera alors je vous rassure quand même quand on regarde les études de glace du Groenland on voit que ce genre de super tempête se produisent à peu près tous les 500 ans donc il y en a une qui s’est produit en 1859 statistiquement on devrait être
Assez tranquille pendant encore quelques temps mais si on regarde la statistique en détail il y a quand même 5 % de chance qu’une super tempête se produise dans les 10 ans qui viennent donc on n’est pas du tout à l’abuit que ça se produise et c’est pour ça qu’évidemment les différentes organisations
Internationales les agences spatiales et nos agences gouvernementales travaillent pour essayer d’éviter un éventuel chaos si ceci se produisait on peut pas empêcher l’éjection de masse coronale de se produire et d’arriver vers la terre mais par exemple on peut prévoir des transformateurs de secours dans tous les points importants d’électrique pour pouvoir rétablir rapidement
L’électricité dans les endroits principaux donc ce que je voulais vous dire aujourd’hui d’abord les champs magnétiques dans les étoiles chaudes seulement 10 % des étoiles chaudes sont fortement magnétiques environ 3000 gases sur la séquence principale leur champ magnétique est d’origine fossile donc ça vient du nuage moléculaire le champ
Magnétique qui était dans le nuage se retrouve capturé dans l’étoile ce champ magnétique a beaucoup d’effet sur l’étoile elle-même et sur son environnement donc les taches la magnétosphère la rotation qui ralentit et les étoiles à neutron c’est-à-dire ces étoiles chaudes vieilles sont très fortement magnétiques dans le cas des étoiles
Froides comme le soleil là c’est toutes les étoiles qui sont magnétiques parce qu’elles produisent elles-mêmes leur champ magnétique dans l’enveloppe convective leur champ magnétique dipolaire il est très faible he de l’ordre d’un centiè de gosse mais dans les taches par contre il peut être beaucoup plus fort par exemple 1500
Gases pour le soleil quand il y a des champs magnétiques que ce soit pour les étoiles chaudes ou les étoiles froides ça impacte l’environnement y compris les planètes qui sont autour de ces objets et donc dans le cas de la terre planète habitée ça a surtout un impact sur tous
Nos appareils électroniques de télécommunication et donc un grand coûp pour la société voilà et je vais vous quitter en vous laissant avec l’image du soleil tel qu’il était hier après-midi vous voyez ici les tâches qui sont actuellement sur la surface de notre Soleil et puis les protubérances
Qui se produisent tout autour voilà je vous [Applaudissements] [Musique] remercie