Les Magnétosphères et l'Univers

Autres Magnétosphères

Par exemple, l'"aimant planétaire" de Jupiter est environ 2000 fois plus fort que celui de la Terre, et sa ceinture de radiation n'est pas seulement plus étendue que celle de la Terre, elle est aussi plus intense. Jupiter a une aurore, représentée au dessus telle qu'elle a été observée par le Telescope spatial Hubble (cliquer ici pour ce fichier (12 K)),on a trouvé que la grande lune de Jupiter, Io, avait une remarquable " interaction de dynamo" avec la planete (details ici), et la magnétosphère de Jupiter a de nombreux modes d'émission radio. Observés pour la première fois en 1999, ils ne sont pas encore bien compris.

Comme pour le reste du système solaire, Venus apparait comme non magnétisée, et le vent solaire pénètre de toute part dans une "ionopause" au dessus de son atmosphère dense. Mars est au plus un aimant faible -- les observations décisives dates de Juillet 1997 quand NASA's "Mars Global Surveyer" a atteint la planète. Cependant, la petite Mercure, visitée trois fois , par Mariner 10 en 1974/1975 est magnétique bien que sa magnétosphère soit si petite que les pièges à long termes ne se produisent probablement pas. Mariner 10 a vu sur le coté "nuit" ce qui apparaitrait comme un évènement d'accélération subite peut-être similaire à un sous orage magnétique.

Plus sur les autres magnétosphères

Les Rayons Cosmiques

Le Soleil, les étoiles et l'univers distant visible sont principalement du plasmas, et il s'avère que comme la magnétosphère, ils peuvent aussi contenir des particules de très haute énergie, certains d'entre eux ont une énergie au dessus et au delà des niveaux trouvés dans la magnétosphère terrestre. Les premières preuves vinrent des rayons cosmiques, découverts en 1912 par Victor Hess.

Il était déjà connu que la matière conduit l'électricité seulement si ses ions ou ses électrons (ou les deux) sont libres de bouger. Les molécules de l'air tiennent leurs électrons plutôt fermement, c'est pourquoi l'air est un excelent isolant électrique. Seul un très haut voltage de lumière peut forcer un courant à passer à travers l'air! Mais l'isolant n'est pas parfait : dans les années 1800, les scientifiques étaient perplexes devant la capacité des charges électriques --par exemple sur un électroscope chargé--à fuire à travers l'air. La découverte de la radioactivité en 1895 a permis une explication : les traces des éléments radioactifs dans le sol émettent des particules rapides et des rayons gamma qui arrachent les électrons des atomes, temporairement il est vrai mais cela est suffisant pour maintenir une faible courant de fuite.

Etrangement, cependant, cet effet semblait plus prononcé au sommet des hautes montagnes. Victor Hess embarqua un instrument à bord d'un ballon, et nota que plus le ballon s'élevait, plus le courant de fuiteétait important. Manifestement, quelque soit la radiation à l'origine de cet effet, elle devait provenir de l'espace au dessus. Par conséquent, elle fut baptisée "rayonnement cosmique". Plus le ballon vole haut, plus l'épaisseur d'atmosphère que doit traverser le rayonnement est faible et plus les effets de ce dernier sont intense.

Les premiers chercheurs pensèrent que le rayonnement consistait en un rayonnement gamma, le plus pénétrant connu alors, mais il s'avéra qu'il était affecté par le champ magéntique de la Terre, cela suggérait donc des particules chargées. Après la seconde guerre mondiale des ballons sans nom ont été utilisés pour monter des émulsions photographiques spéciales en haut de l'atmosphère afin d'observer le "rayonnement primaire" (au niveau du sol on a principalement les fragments issus de collisions de ce rayonnnement avec l'atmopshère). Ils trouvèrent que le rayonnement primaire était composé d'ions de matière commune -- principalement de l'hydrogène, un peu d'hélium, des quantités moindres d'éléments plus lourds en proportion ne différant pas radicalement de celles trouvées dans le soleil, mais leur énergie comparée à celles des atomes et des ions que l'on trouve ailleurs sont énormes.

Enorme dans quel sens? Un critère pour mesurer l'énergie du mouvement ("énergie cinétique") portée par un ion ou un électron rapide de masse m, est "l'énergie au repos" E=mc2 affectée à une particule par la théorie de la relativité. L'énergie cinétique d'un satellite dans l'orbite près de la terre est seulement une petite partie, moins d'un milliardième de son energie au repos (avec un satellite qui a 10 fois la vitesse d'une balle de fusil et 100 fois son énergie (à poids égal) . En revanche, pour le rayonnement cosmique le plus lent, l'énergie du mouvement est environ égale à mc2, tandis qu'au sommet de la gamme observée, il est au moins un milliard de fois plus grand.

Reste de Supernovae 1987

Comment, les rayons cosmiques peuvent-il acquérir ces énergies aussi immenses? A vrai dire, nous ne le savons pas, bienque des théoriciens tendent à acréditer les explosions de supernovae qui produisent de puissantes ondes de choc. La photo ci dessous, prise par le telecope spatial Hubble, montre les restes d'une supernova, observée en 1987, et le petit cercle brillant est son onde de choc en train de s'étendre (le plus grand cercle a du être émis plus tôt). Il est difficile de vérifier de telles théories et les directions de provenance des rayons cosmiques ne disent rien parcequ'ayant été complètement dispersées par les champs magnétiques galactiques, elles couvrent tout le ciel. L'accélération du choc peut cependant être observée dans la magnétosphère terrestre, par exemple dans l'évenement remarquable du 24 mars 1991 et cela suggère que notre "laboratoire de l'espace en plasma" peut aussi nous informer sur le rayonnement cosmique.

Plus au sujet du rayonnement cosmique

La naissance de la ceinture de radiation le 24 mars 1991

Les particules de haute énergie dans l'univers

Les particules de hautes énergies dans l'espace lointain annoncent aussi leur présence par des rayons X ou des rayons Gamma. Comme les ondes électromagéntiques (dont la lumière), ces radiations peuvent seulement transmettre leur énergie dans des paquets bien définis, à savoir des photons. Chaque photon est par ailleurs émis par une seule particule, et puisque les photons des rayons X et gamma sont plutôt énergétiques, les particules qui les émetent ont besoin d'une solide quantité d'énergie pour commencer à les émettre. Certaines sources lointaines de rayons X et gamma émettent de très brèves et très intenses boufées de rayonnement, confrontant les astronomes à encore d'autres mystères.

Plus sur les sources lointaines de particules rapides

Les Particules rapides du soleil

Image Yohkoh de rayons X partant d'une arche magnétique

Les soleil acccélère aussi les électrons, apparement en plus grands nombre mais à des énergies plus basses. Etant plus légers, ils sont aussi tenus plus fermement par les lignes de champ magnétiques et souvent, incapables de s'échapper, ils produisent des bouffées intenses de rayonnemnt X. La figure ci-dessus, provenant du satellite japonais Yohkoh, donne l'image d'une telle émission de rayons X, au sommet du faisceau de ligne de champ en forme d'arche.

Les ions energétiques du soleil furent observés la première fois dans les années 1940 et l'idée d'un raccordement magnétique et de son relachement d'énergie fut formulée à l'origine pour expliquer leur existence. Malheureusement, le raccordement des lignes est invisible et la région où le raccordement est sensé se faire sur le soleil est difficile à observer. Il serait très intéressant que des processus similaires soit observés dans les sous orages dans la queue de la magnétosphère. En vérité, les sous orages sont encore une énigme, mais au moins, ils prennent place dans les zones accéssibles aux satellites scientifiques.

Plus sur les particules rapides du soleil