Astronomie

Comment mesure-t-on le champ magnétique vectoriel d'un objet astrophysique ?

Comment mesure-t-on le champ magnétique vectoriel d'un objet astrophysique ?

L'intensité du champ magnétique est mesurée à l'aide de la division Zeeman. C'est l'un des moyens de mesurer l'intensité du champ magnétique du Soleil. Maintenant, comment mesurer le champ magnétique vectoriel ? Champ magnétique vectoriel = Champ magnétique et ses composants.


En utilisant un spectropolarimètre, on peut mesurer le champ magnétique vectoriel.

L'invention concerne un spectropolarimètre basé sur un modulateur ferroélectrique à cristaux liquides. Un système optique avec modulation spatiale des positions des composants du splitting de Zeeman est une particularité de cet instrument. Par rapport aux instruments familiers, le spectropolarimètre développé utilise le flux lumineux plus efficacement et ne contient qu'un seul réseau de photodétecteurs. Un spectropolarimètre opérationnel développé à l'observatoire solaire de Sayan est considéré comme un exemple. Des estimations comparatives des bruits dans différents modes de fonctionnement sont présentées.

(Réf : Kolobov, D.Y., Kobanov, N.I. & Grigoryev, V.M. Instrum Exp Tech (2008) 51 : 124. https://doi.org/10.1134/S0020441208010156)


Des astronomes imagent des champs magnétiques au bord du trou noir de M87

Le MIT Haystack Observatory est l'une des 13 institutions parties prenantes qui constituent la collaboration Event Horizon Telescope (EHT), qui a produit la toute première image d'un trou noir. L'EHT a révélé aujourd'hui une nouvelle vue de l'objet massif au centre de la galaxie M87 : à quoi il ressemble en lumière polarisée. C'est la première fois que des astronomes ont pu mesurer la polarisation, une signature des champs magnétiques, aussi près du bord d'un trou noir. Les observations sont essentielles pour expliquer comment la galaxie M87, située à 55 millions d'années-lumière, est capable de lancer des jets énergétiques depuis son cœur.

Le chercheur scientifique de Haystack, Vincent Fish, a déclaré : « Des centaines de personnes dans le monde dans le cadre de la collaboration EHT, y compris des scientifiques et des ingénieurs de Haystack, ont travaillé très dur pour étudier le rôle des champs magnétiques dans la formation des jets autour des trous noirs. Les champs magnétiques peuvent-ils s'accumuler et dominer l'intense attraction de la gravité ? Nos données fournissent une réponse.

Le 10 avril 2019, les scientifiques ont publié la toute première image d'un trou noir, révélant une structure en forme d'anneau lumineux avec une région centrale sombre - l'ombre du trou noir. Depuis lors, la collaboration EHT a approfondi les données sur l'objet supermassif au cœur de la galaxie M87 collectées en 2017. Ils ont révélé que le célèbre anneau de lumière au bord du trou noir M87 était polarisé à travers l'anneau.

"Les astronomes ont obtenu un nouvel outil pour étudier le magnétisme d'un trou noir avec l'imagerie directe de la polarisation de la lumière", explique Kazunori Akiyama, coordinateur du groupe de travail EHT Imaging et chercheur à l'observatoire Haystack. «Cet exploit remarquable du télescope Event Horizon a été véritablement réalisé grâce à des années d'efforts internationaux pour développer les techniques de pointe à chaque étape du traitement complexe du signal, des télescopes aux images.

La lumière se polarise lorsqu'elle traverse certains filtres, comme les verres de lunettes de soleil polarisées, ou lorsqu'elle est émise dans des régions chaudes de l'espace qui sont magnétisées. De la même manière que les lunettes de soleil polarisées ne transmettent qu'une orientation spécifique du champ électrique des rayons lumineux du Soleil, les astronomes peuvent obtenir des informations sur l'orientation du champ électrique de la lumière provenant de l'espace, en utilisant des polariseurs installés dans leurs télescopes. Plus précisément, la polarisation permet aux astronomes de cartographier les lignes de champ magnétique présentes au bord intérieur du trou noir.

« La polarisation est un outil puissant à la disposition des astronomes pour sonder les conditions physiques dans l'un des environnements les plus extrêmes de l'univers. Cela peut fournir des indices non seulement sur la force et l'orientation des champs magnétiques, mais aussi sur la façon dont ces champs sont bien ordonnés, et peut-être même quelque chose sur le matériau autrement invisible qui se trouve entre nous et le matériau qui émet les ondes radio », a déclaré Colin. Lonsdale, directeur de l'observatoire MIT Haystack et président du conseil du télescope Event Horizon.

Les jets lumineux d'énergie et de matière qui émergent du noyau de M87 et s'étendent à au moins 5 000 années-lumière de son centre sont l'une des caractéristiques les plus mystérieuses et énergétiques de la galaxie. La plupart des matières se trouvant près du bord d'un trou noir y tombent. Cependant, certaines des particules environnantes s'échappent quelques instants avant d'être capturées et sont projetées loin dans l'espace sous la forme de jets.

Les astronomes se sont appuyés sur différents modèles du comportement de la matière près du trou noir pour mieux comprendre ce processus. Mais ils ne savent toujours pas exactement comment des jets plus gros que la galaxie sont lancés depuis sa région centrale, qui est aussi petite que le système solaire, ni comment exactement la matière tombe dans le trou noir. Avec la nouvelle image EHT du trou noir et de son ombre en lumière polarisée, les astronomes ont réussi pour la première fois à examiner la région juste à l'extérieur du trou noir où se produit cette interaction entre la matière entrant et étant éjectée.

Les observations fournissent de nouvelles informations sur la structure des champs magnétiques juste à l'extérieur du trou noir. L'équipe a découvert que seuls les modèles théoriques comportant un gaz fortement magnétisé peuvent expliquer ce qu'ils voient à l'horizon des événements.

« De nouvelles images de polarisation suggèrent que le jet puissant est formé par un flux de plasma arrêté par des champs magnétiques alignés à proximité du trou noir, résistant à sa forte attraction gravitationnelle », a expliqué Kotaro Moriyama, chercheur postdoctoral à l'étranger de la Japan Society for the Promotion of Science à l'observatoire Haystack.

Pour observer le cœur de la galaxie M87, la collaboration a relié huit télescopes à travers le monde, dont ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) et APEX (Atacama Pathfinder Experiment), dans le nord du Chili, pour créer un télescope virtuel de la taille de la Terre. , l'EHT. La résolution impressionnante obtenue avec l'EHT est équivalente à celle nécessaire pour mesurer la longueur d'une carte de crédit à la surface de la Lune.

« L'ALMA joue un rôle central dans l'ensemble du processus : il est situé au centre pour relier le réseau EHT ensemble, et c'est également le télescope le plus sensible du réseau, il est donc crucial de tirer le meilleur parti des données EHT », a déclaré Geoff Crew, chercheur scientifique sur la botte de foin. “De plus, les années de travail sur l'analyse polarimétrique ALMA ont donné bien plus que ce que nous imaginions.”

Cette résolution a permis à l'équipe d'observer directement l'ombre du trou noir et l'anneau de lumière qui l'entoure, la nouvelle image en lumière polarisée montrant clairement que l'anneau est magnétisé. Les résultats sont publiés aujourd'hui dans deux articles distincts en Les lettres du journal astrophysique par la collaboration EHT. La recherche a impliqué plus de 300 chercheurs de plusieurs organisations et universités du monde entier.

Un troisième article, "Propriétés polarimétriques des cibles du télescope Event Horizon d'ALMA", a également été publié dans l'Astrophysical Journal Letters, dirigé par Ciriaco Goddi, scientifique à l'Université Radboud et à l'Observatoire de Leiden, aux Pays-Bas, et comprenant des scientifiques de recherche Haystack. Geoff Crew et Lynn Matthews et sur la base des données d'ALMA.

Visuel composite de M87 et anneau en polarisation

Goddi a déclaré: «Les données ALMA ont été acquises simultanément avec les observations VLBI menées en avril 2017 avec l'EHT (et le GMVA) en ce sens qu'elles sont un" sous-produit "des opérations VLBI. Les données ALMA étaient cruciales pour calibrer, imager et interpréter les observations de polarisation EHT, fournissant des contraintes strictes sur les modèles théoriques qui expliquent le comportement de la matière près de l'horizon des événements du trou noir. Ces données fournissent également une description de la structure du champ magnétique le long des puissants jets relativistes qui s'étendent bien au-delà de la galaxie M87. Les informations combinées de l'EHT et de l'ALMA permettent aux scientifiques d'étudier le rôle des champs magnétiques depuis le voisinage de l'horizon des événements jusqu'à bien au-delà de la galaxie M87 le long de ses puissants jets relativistes (à des échelles de milliers d'années-lumière).

Crew a ajouté : « & 8220ALMA comble l'écart de résolution entre l'ultra-haute résolution des matrices VLBI et celle obtenue avec d'autres techniques de mesure. Ensemble, cette richesse de nouvelles données polarimétriques devrait nous permettre de progresser dans la compréhension de cet objet fascinant.”


Les astronomes de Harvard et Smithsonian aident à capturer la première image des champs magnétiques du trou noir

C'est la première fois que des scientifiques ont imagé des champs magnétiques si près d'un trou noir.

Cambridge, MA – Les astronomes ont maintenant obtenu une nouvelle vue du trou noir supermassif au centre de la galaxie M87. Les images publiées aujourd'hui par la collaboration Event Horizon Telescope (EHT) révèlent comment le trou noir, à quelque 55 millions d'années-lumière, apparaît en lumière polarisée.

L'image marque la première fois que les astronomes ont capturé et cartographié la polarisation, signe de champs magnétiques, si près du bord d'un trou noir.

Les scientifiques ne comprennent toujours pas comment les champs magnétiques - les zones où le magnétisme affecte le mouvement de la matière - influencent l'activité des trous noirs. Aident-ils à diriger la matière dans les bouches affamées des trous noirs ? Peuvent-ils expliquer les mystérieux jets d'énergie qui s'étendent hors du noyau de la galaxie ?

« Nous voyons maintenant la prochaine preuve cruciale pour comprendre comment les champs magnétiques se comportent autour des trous noirs et comment l'activité dans cette région très compacte de l'espace peut entraîner des jets puissants qui s'étendent bien au-delà de la galaxie », a déclaré Monika Mościbrodzka, coordinatrice de la Groupe de travail sur la polarimétrie EHT et professeur adjoint à l'Université Radboud aux Pays-Bas

Dans deux études publiées aujourd'hui dans The Astrophysical Journal Letters, les astronomes de l'EHT révèlent leurs dernières découvertes et comment les champs magnétiques peuvent influencer le trou noir au centre de M87.

"L'un des principaux moteurs scientifiques de l'EHT est de distinguer différentes configurations de champ magnétique autour du trou noir", explique Angelo Ricarte, co-auteur et chercheur au Center for Astrophysics | Harvard et Smithsonian. "La polarisation est l'une des sondes les plus directes du champ magnétique fourni par la nature."

La collaboration EHT étudie l'objet supermassif au cœur de M87 depuis plus d'une décennie. En avril 2019, le travail acharné de l'équipe a porté ses fruits lorsqu'elle a révélé la toute première image d'un trou noir. Depuis lors, les scientifiques ont approfondi les données, découvrant qu'une fraction importante de la lumière autour du trou noir M87 est polarisée.

La lumière se polarise lorsqu'elle traverse certains filtres, comme les verres de lunettes de soleil polarisées, ou lorsqu'elle est émise dans des régions chaudes de l'espace qui sont magnétisées. De la même manière que les lunettes de soleil polarisées nous aident à mieux voir en réduisant les reflets et l'éblouissement des surfaces lumineuses, les astronomes peuvent affiner leur vision du trou noir en regardant comment la lumière qui en provient est polarisée. Plus précisément, la polarisation permet aux astronomes de cartographier les lignes de champ magnétique présentes autour du bord intérieur du trou noir.

"Afin de gagner en confiance dans notre analyse, nous avons utilisé jusqu'à cinq méthodes distinctes pour calibrer les données et reconstruire des images polarimétriques", explique Maciek Wielgus, chercheur à la Black Hole Initiative de Harvard et au Center for Astrophysics (CfA) qui a participé à l'étude. "Cet énorme effort d'équipe a payé car nous avons trouvé une très bonne cohérence entre les résultats obtenus avec toutes les différentes techniques."

« Les images polarisées récemment publiées sont essentielles pour comprendre les puissants jets lancés depuis cette région », a déclaré Andrew Chael, membre de la collaboration EHT, membre Hubble du Princeton Center for Theoretical Sciences et de la Princeton Gravity Initiative aux États-Unis.

L'une des caractéristiques les plus mystérieuses de M87 est le jet lumineux de matière et d'énergie qui émerge de son noyau et s'étend à au moins 100 000 années-lumière. La plupart des matières se trouvant près du bord d'un trou noir y tombent. Cependant, certaines des particules environnantes s'échappent quelques instants avant d'être capturées et sont projetées loin dans l'espace sous la forme de ces jets.

Les astronomes ne savent pas comment des jets plus gros que la galaxie elle-même sont lancés depuis son cœur, ni comment seule une certaine matière tombe dans le trou noir.

Maintenant, avec la nouvelle image du trou noir en lumière polarisée, l'équipe a regardé directement dans la région juste à l'extérieur du trou noir où se produit cette interaction entre la matière entrante et éjectée.

Les observations fournissent de nouvelles informations sur la structure des champs magnétiques juste à l'extérieur du trou noir, révélant que seuls les modèles théoriques comportant un gaz fortement magnétisé peuvent expliquer ce que les astronomes voient à l'horizon des événements.

"Les champs magnétiques sont théorisés pour connecter les trous noirs au plasma chaud qui les entoure", explique Daniel Palumbo, co-auteur et chercheur au Center for Astrophysics. « Comprendre la structure de ces champs est la première étape pour comprendre comment l'énergie peut être extraite des trous noirs en rotation pour produire des jets puissants. »

Pour observer le cœur de la galaxie M87, la collaboration EHT a relié huit télescopes à travers le monde, dont le réseau submillimétrique du Smithsonian Astrophysical Observatory, pour créer un télescope virtuel de la taille de la Terre. La résolution impressionnante obtenue avec l'EHT est équivalente à celle nécessaire pour imager une carte de crédit à la surface de la Lune.

Ce pouvoir de résolution sans précédent a permis à l'équipe d'observer directement le trou noir avec une lumière polarisée, révélant la présence d'un champ magnétique structuré près de l'horizon des événements.

"Cette première image polarisée du trou noir dans M87 n'est qu'un début", déclare Dominic Pesce, chercheur au CfA et co-auteur de l'étude. "Alors que l'EHT continue de croître, les observations futures affineront l'image et nous permettront d'étudier comment la structure du champ magnétique change avec le temps."

Sheperd Doeleman, directeur fondateur de l'EHT, a ajouté : « Même maintenant, nous concevons un EHT de nouvelle génération qui nous permettra de réaliser les premiers films sur les trous noirs. Restez à l'écoute du vrai cinéma sur les trous noirs.

La collaboration EHT implique plus de 300 chercheurs du monde entier et comprend 30 scientifiques et ingénieurs du Center for Astrophysics | Harvard et Smithsonian.

À propos de la collaboration Event Horizon Telescope (EHT)

La collaboration EHT implique plus de 300 chercheurs d'Afrique, d'Asie, d'Europe, d'Amérique du Nord et du Sud. La collaboration internationale s'efforce de capturer les images de trou noir les plus détaillées jamais obtenues en créant un télescope virtuel de la taille de la Terre. Soutenu par des investissements internationaux considérables, l'EHT relie les télescopes existants à l'aide de nouveaux systèmes, créant ainsi un instrument fondamentalement nouveau avec le pouvoir de résolution angulaire le plus élevé jamais atteint.

Les télescopes individuels impliqués sont : ALMA, APEX, le télescope IRAM de 30 mètres, l'observatoire IRAM NOEMA, le télescope James Clerk Maxwell, le grand télescope millimétrique, le réseau submillimétrique, le télescope submillimétrique, le télescope du pôle Sud, le télescope de Kitt Peak et le télescope du Groenland.

Le consortium EHT se compose de 13 institutions parties prenantes : l'Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, l'Université d'Arizona, le Center for Astrophysics | Harvard & amp Smithsonian, l'Université de Chicago, l'East Asian Observatory, Goethe-Universitaet Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max Planck Institute for Radio Astronomy, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics et l'Université Radboud.

À propos du Centre d'astrophysique | Harvard et Smithsonian


C'est le champ magnétique de la Voie lactée

La galaxie de la Voie lactée a son propre champ magnétique. Elle est extrêmement faible par rapport à la Terre des milliers de fois plus faible, en fait. Mais les astronomes veulent en savoir plus à ce sujet en raison de ce qu'il peut nous dire sur la formation des étoiles, les rayons cosmiques et une foule d'autres processus astrophysiques.

Une équipe d'astronomes de l'Université Curtin en Australie et du CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization) ont étudié le champ magnétique de la Voie lactée et ont publié le catalogue le plus complet de mesures du champ magnétique de la Voie lactée. en 3D.

L'article est intitulé « Mesures de rotation de Faraday à basse fréquence vers des pulsars à l'aide de LOFAR : sonder le champ magnétique du halo 3D galactique. » Il a été publié dans les avis mensuels de la Royal Astronomical Society en avril 2019. L'auteur principal est le Dr Charlotte. Sobey, un associé universitaire à l'Université Curtin. L'équipe comprend des scientifiques du Canada, d'Europe et d'Afrique du Sud.

L'équipe a travaillé avec LOFAR, ou le Low-Frequency Array, un radiotélescope européen. LOFAR fonctionne dans des fréquences radio inférieures à 250 MHz et se compose de nombreuses antennes réparties sur une zone de 1500 km en Europe, avec son cœur aux Pays-Bas.

<Cliquez pour agrandir> Les sites LOFAR sont répartis dans toute l'Europe, avec le noyau central concentré aux Pays-Bas. Crédit d'image : LOFAR

L'équipe a rassemblé le plus grand catalogue à ce jour d'intensités de champ magnétique et de directions vers les pulsars. Avec ces données en main, ils ont pu estimer l'intensité du champ décroissant de la Voie lactée en fonction de la distance par rapport au plan de la galaxie, où se trouvent les bras spiraux.

Dans un communiqué de presse, l'auteur principal Sobey a déclaré : « Nous avons utilisé des pulsars pour sonder efficacement le champ magnétique de la galaxie en 3D. Les pulsars sont répartis dans toute la Voie lactée et le matériau intermédiaire dans la galaxie affecte leur émission d'ondes radio.”

Les électrons libres et le champ magnétique dans notre Galaxie entre le pulsar et nous affectent les ondes radio émises par les pulsars. Dans une interview par e-mail avec le Dr Sobey, elle nous a dit : “Bien que ces effets doivent être corrigés afin d'étudier les signaux des pulsars, ils sont vraiment utiles pour fournir des informations sur notre Galaxie qu'il ne serait pas possible d'obtenir autrement.& #8221

Une illustration d'un pulsar. Les pulsars émettent de l'énergie électromagnétique le long de l'axe magnétique. Crédit d'image : Laboratoire d'images conceptuelles NASA/Goddard Space Flight Center

Lorsque les ondes radio des pulsars traversent la galaxie, elles sont soumises à un effet appelé dispersion, dû à l'intervention d'électrons libres. Cela signifie que les ondes radio à haute fréquence arrivent plus tôt que les ondes à basse fréquence. Les données de LOFAR permettent aux astronomes de mesurer cette différence, appelée "mesure de dispersion" ou DM. DM indique aux astronomes combien d'électrons libres se trouvent entre nous et le pulsar. Si le DM est plus élevé, cela signifie soit que le pulsar est plus éloigné, soit que le milieu interstellaire est plus dense.

Ce n'est qu'un des facteurs de mesure du champ magnétique de la Voie lactée. L'autre concerne la densité électronique et le champ magnétique du milieu interstellaire.

Les émissions de pulsar sont souvent polarisées et lorsque la lumière polarisée traverse un plasma avec un champ magnétique, le plan de rotation tourne. C'est ce qu'on appelle la rotation Faraday ou l'effet Faraday. Les radiotélescopes peuvent mesurer cette rotation, et cela s'appelle la mesure de rotation de Faraday (RM). Selon le Dr Sobey, « Cela nous indique le nombre d'électrons libres et la force du champ magnétique parallèle à la ligne de visée, ainsi que la direction du réseau. Plus le RM absolu est grand, cela signifie plus d'électrons et/ou des intensités de champ plus importantes, en raison de distances plus grandes ou vers le plan de la Galaxie.

Avec ces données en main, les chercheurs ont ensuite estimé l'intensité moyenne du champ magnétique de la Voie lactée vers chaque pulsar du catalogue, en divisant la mesure de rotation par la mesure de dispersion. Et c'est ainsi qu'ils ont créé la carte. Chaque mesure de pulsar correspond à un point sur la carte. Comme l'a dit le Dr Sobey à Universe Today, "L'obtention de ces mesures pour un grand nombre de pulsars (qui ont des mesures ou des estimations de distance) nous permet de reconstruire une carte de la structure de la densité électronique galactique et du champ magnétique en 3-D". 8221

Une représentation de ce à quoi notre Galaxie ressemblerait dans le ciel si nous pouvions voir des champs magnétiques. Le plan de la Galaxie passe horizontalement au milieu et la direction du centre galactique est le milieu de la carte. Les couleurs rouge-rose montrent des intensités croissantes du champ magnétique galactique où la direction pointe vers la Terre. Les couleurs bleu-violet montrent des intensités croissantes du champ magnétique galactique là où la direction s'éloigne de la Terre. L'arrière-plan montre le signal reconstruit à l'aide de sources extérieures à notre Galaxie. Les points montrent les mesures actuelles pour les pulsars. Les carrés montrent les mesures de ce travail à l'aide d'observations de pulsars LOFAR. Crédit d'image : Sobey et al, 2019.

Alors à quoi ça sert d'avoir une carte de la structure magnétique de la Voie lactée en 3D ?

Le champ magnétique de la galaxie affecte toutes sortes de processus astrophysiques à différentes échelles de force et de distance.

Le champ magnétique façonne le chemin que suivent les rayons cosmiques. Ainsi, lorsque les astronomes étudient une source distante de rayons cosmiques, comme un noyau galactique actif (AGN), connaître la force du champ magnétique peut les aider à comprendre leur objet d'étude.

Le champ magnétique de la galaxie joue également un rôle dans la formation des étoiles. Bien que l'effet ne soit pas entièrement compris, la force d'un champ magnétique peut affecter les nuages ​​moléculaires. Comme le Dr Sobey l'a dit à l'UT, « À des échelles plus petites (de l'ordre du parsec), les champs magnétiques jouent un rôle dans la formation des étoiles, avec un champ trop faible ou trop fort dans un nuage moléculaire empêchant éventuellement l'effondrement d'un nuage en un étoile. système.”

Le Dr Sobey se refroidit dans un télescope. Crédit d'image : CSIRO

Ce nouveau catalogue est basé sur les observations de 137 pulsars dans le ciel nordique. Les auteurs affirment que leur catalogue "améliore la précision des mesures RM existantes en moyenne d'un facteur 20" Ils disent également "Dans l'ensemble, notre catalogue basse fréquence initial fournit des informations précieuses sur la structure 3D du magnétisme galactique champ.”

Mais le Dr Sobey n'a pas encore fini de cartographier l'intensité du champ magnétique de la Voie lactée. Elle utilise maintenant le Murchison Widefield Array australien pour cartographier le champ magnétique dans le ciel austral. Et ces deux efforts de cartographie mènent à quelque chose de mieux.

Vue d'artiste du noyau central de 5 km de diamètre des antennes Square Kilometer Array (SKA). Crédit d'image: SPDO/TDP/DRAO/Swinburne Astronomy Productions – SKA Project Development Office et Swinburne Astronomy Productions

Le plus grand radiotélescope du monde est maintenant en phase de planification. Il s'appelle Square Kilometer Array (SKA) et sera construit en Australie et en Afrique du Sud. Ses stations de réception s'étendront jusqu'à 3 000 kilomètres (1900 miles) de son noyau central. Sa taille et sa distance massives entre les récepteurs nous donneront nos images à la plus haute résolution de toute l'astronomie.

Dans un article de blog du CSIRO, le Dr Sobey a déclaré : « Mon travail à l'avenir se concentrera sur la construction de la science avec le télescope SKA, qui entre actuellement dans les dernières étapes de la phase de planification. L'un des objectifs à long terme de la science SKA est de révolutionner notre compréhension de notre galaxie, notamment en produisant une carte détaillée de la structure de notre galaxie (ce qui est difficile car nous sommes situés à l'intérieur !), en particulier son champ magnétique.”


Mouvement hélicoïdal

Le mouvement hélicoïdal se produit lorsque le vecteur vitesse n'est pas perpendiculaire au vecteur champ magnétique.

Objectifs d'apprentissage

Décrire les conditions qui conduisent au mouvement hélicoïdal d'une particule chargée dans le champ magnétique

Points clés à retenir

Points clés

  • Auparavant, nous avons vu qu'un mouvement circulaire se produit lorsque la vitesse d'une particule chargée est perpendiculaire au champ magnétique. La vitesse et l'énergie cinétique de la particule restent constantes, mais la direction est modifiée à chaque instant par la force magnétique perpendiculaire.
  • Si la vitesse n'est pas perpendiculaire au champ magnétique, nous considérons uniquement la composante de v qui est perpendiculaire au champ lors de nos calculs.
  • La composante de la vitesse parallèle au champ n'est pas affectée, puisque la force magnétique est nulle pour un mouvement parallèle au champ. Cela produit un mouvement hélicoïdal.
  • Les charges peuvent s'enrouler le long des lignes de champ. Si la force du champ magnétique augmente dans la direction du mouvement, le champ exercera une force pour ralentir les charges et même inverser leur direction. C'est ce qu'on appelle un miroir magnétique.

Mots clés

  • mouvement hélicoïdal: Le mouvement qui est produit lorsqu'une composante de la vitesse est constante en amplitude et en direction (c'est-à-dire un mouvement en ligne droite) tandis que l'autre composante est constante en vitesse mais varie uniformément en direction (c'est-à-dire un mouvement circulaire). C'est la superposition d'un mouvement rectiligne et d'un mouvement circulaire.
  • miroir magnétique: Une configuration de champ magnétique où l'intensité du champ change lors du déplacement le long d'une ligne de champ. L'effet miroir entraîne une tendance des particules chargées à rebondir à partir de la région à champ élevé.

Mouvement hélicoïdal

Dans la section sur le mouvement circulaire, nous avons décrit le mouvement d'une particule chargée avec le vecteur champ magnétique aligné perpendiculairement à la vitesse de la particule. Dans ce cas, la force magnétique est également perpendiculaire à la vitesse (et au vecteur de champ magnétique, bien sûr) à un moment donné, ce qui entraîne un mouvement circulaire. La vitesse et l'énergie cinétique de la particule restent constantes, mais la direction est modifiée à chaque instant par la force magnétique perpendiculaire. examine rapidement cette situation dans le cas d'une particule chargée négativement dans un champ magnétique dirigé vers la page.

Mouvement circulaire de la particule chargée dans le champ magnétique: Une particule chargée négativement se déplace dans le plan de la page dans une région où le champ magnétique est perpendiculaire à la page (représentée par les petits cercles avec des x’s—comme les queues de flèches). La force magnétique est perpendiculaire à la vitesse, et donc la vitesse change de direction mais pas d'amplitude. Résultats de mouvement circulaire uniformes.

Et si la vitesse n'est pas perpendiculaire au champ magnétique ? On ne considère alors que le composant de v qui est perpendiculaire au champ lors de nos calculs, de sorte que les équations du mouvement deviennent :

La composante de la vitesse parallèle au champ n'est pas affectée, puisque la force magnétique est nulle pour un mouvement parallèle au champ. Cela produit un mouvement hélicoïdal (c'est-à-dire un mouvement en spirale) plutôt qu'un mouvement circulaire.

montre comment les électrons ne se déplaçant pas perpendiculairement aux lignes de champ magnétique suivent les lignes de champ. La composante de vitesse parallèle aux lignes n'est pas affectée, et ainsi les charges spiralent le long des lignes de champ. Si l'intensité du champ augmente dans la direction du mouvement, le champ exercera une force pour ralentir les charges (et même inverser leur direction), formant une sorte de miroir magnétique.

Mouvement hélicoïdal et miroirs magnétiques: Lorsqu'une particule chargée se déplace le long d'une ligne de champ magnétique dans une région où le champ devient plus fort, la particule subit une force qui réduit la composante de vitesse parallèle au champ. Cette force ralentit le mouvement le long de la ligne de champ et l'inverse ici, formant un miroir magnétique. “

Le mouvement des particules chargées dans les champs magnétiques est lié à des choses aussi différentes que les aurores boréales ou les aurores australes (aurores boréales et australes) et les accélérateurs de particules. Les particules chargées s'approchant des lignes de champ magnétique peuvent être piégées dans des orbites en spirale autour des lignes plutôt que de les traverser, comme vu ci-dessus. Certains rayons cosmiques, par exemple, suivent les lignes de champ magnétique de la Terre, pénètrent dans l'atmosphère près des pôles magnétiques et provoquent les aurores australes ou nordiques par leur ionisation des molécules dans l'atmosphère. Les particules qui s'approchent des latitudes moyennes doivent traverser les lignes de champ magnétique et beaucoup sont empêchées de pénétrer dans l'atmosphère. Les rayons cosmiques sont une composante du rayonnement de fond par conséquent, ils donnent une dose de rayonnement plus élevée aux pôles qu'à l'équateur.

Particules chargées en spirale le long des lignes de champ magnétique de la Terre: Les électrons et les protons énergétiques, composants des rayons cosmiques, du Soleil et de l'espace extra-atmosphérique suivent souvent les lignes de champ magnétique de la Terre plutôt que de les croiser. (Rappelez-vous que le pôle magnétique nord de la Terre est en réalité un pôle sud en termes de barre aimantée.)


Données étendues Fig. 1 Résumé des observations polarimétriques OTFMAP.

Colonnes, de gauche à droite : longueur d'onde centrale du filtre, bande passante du filtre, résolution angulaire des observations, vitesse de balayage, phase de balayage, amplitude de balayage, durée de balayage, nombre d'ensembles d'observations obtenus et temps total d'observation sur la source.

Données étendues Fig. 2 Mesures de polarisation des différentes régions du disque galactique.

Colonnes, de gauche à droite : région de la galaxie, orientation du champ magnétique médian, incertitude de l'orientation du champ magnétique, degré de polarisation médian, incertitude du degré de polarisation.

Données étendues Fig. 3 Régions physiques basées sur l'orientation du champ B et le degré de polarisation.

Histogrammes de P (une) et PA (b) de polarisation pour les mesures avec P/σP > 3. Trois régions distinctes sont trouvées pour l'AP de polarisation, qui sont identifiées avec les régions ouest (orange), est (rouge) et faiblement polarisée (noir). Les limites de chaque région sont représentées par des lignes pointillées noires verticales. (c), Les correspondances spatiales des trois régions identifiées à l'aide des distributions PA sont représentées avec les mêmes couleurs que les tracés à b. Les contours d'intensité totale sont illustrés comme sur la figure 1. Une polarisation de légende de 10 % (noir) et une taille de faisceau de 7,8" (cercle rouge) sont affichées.

Données étendues Fig. 4 Champ magnétique du centre 50" x 50" (0,8 x 0,8 kpc 2 ) de Centaurus A.

une, Flux total (échelle de couleurs) avec des orientations de champ B superposées (lignes blanches). b, Flux polarisé (échelle de couleurs) avec orientation de champ B superposée (lignes blanches). Une polarisation de légende de 5% (noir) et une taille de faisceau de 7.8” (cercle rouge) sont affichées.

Données étendues Fig. 5 Paramètres du modèle morphologique du champ magnétique.

Colonnes, de gauche à droite : Paramètres libres utilisés dans le modèle de champ magnétique, symboles associés au paramètre libre, limites de la distribution pior plate, valeur médiane de la distribution postérieure avec des valeurs d'incertitude de 1σ.

Données étendues Fig. 6 Distributions postérieures du modèle morphologique du champ magnétique.

Une référence des définitions de paramètres, des valeurs a priori utilisées et des valeurs médianes est indiquée dans la Fig. 5 des données étendues.

Données étendues Fig. 7 Carte de polarisation vs paramètres physiques.

Température (une) et la densité de colonnes (b) cartes de Centaurus A avec orientation de champ B superposée (lignes tandis que) avec P/σP > 2.5 et PI/σPI > 2. Temperature contours start at 20 K increasing in steps of 0.5 K, and column density density contours start at log(NH+H2 [cm −2 ]) = 20.6 increasing in steps of 0.1. 12 CO(1-0) integrated line emission (c) and velocity dispersion () of the warped disk of Centaurus A with overlaid B-field orientation (white lines) with P/σP > 2.5 and PI/σPI > 2.

Extended Data Fig. 8 Polarized flux vs. total intensity plots.

P-I and PI-I plots at 89 μm vs temperature (a,b) and column density (c,d). The trend of the bulk of the P-I plot, P ∝ τ −1 , is shown as a black solid line in panels (une) and (c). The uncertainties of the debiased polarized intensity in plots (b) and () are shown. The blue dotted vertical lines at I = 1000 and 2700 MJy sr −1 show the limits of the three physical regions found in this analysis. The black dotted lines in panels (b) and () show the maximum expected polarization, P ∝ I 0 = 15, 6.5, and 1.5% for each of these physical regions, respectively.

Extended Data Fig. 9 Power-law index of plots from Fig. 5.

Columns, from left to right: Parameters of the y-axis used in each fit, regions of the galaxy used for the fit, power-law indexes for the parameters used in the x-axis T, NH+H2, and σν, 12 CO(1-0).

Extended Data Fig. 10 Velocity dispersion of the outer and molecular disk.

12 CO(1-0) velocity dispersion histograms of the outer disk (red) and molecular disk (blue) as identified in Fig. 4. The median (solid line) and 1σ (dashed line) are shown for each physical structure. These values correspond to σv,12CO(1−0) = 18.4 ± 9.2 (km s −1 ), and σv,12CO(1−0) = 6.4 ± 6.0 (km s −1 ) for the molecular disk and outer disk, respectively.


The EHT collaboration involves more than 300 researchers from Africa, Asia, Europe, North and South America. The international collaboration is working to capture the most detailed black hole images ever obtained by creating a virtual Earth-sized telescope. Supported by considerable international investment, the EHT links existing telescopes using novel systems — creating a fundamentally new instrument with the highest angular resolving power that has yet been achieved.

The individual telescopes involved are: ALMA, APEX, the IRAM 30-meter Telescope, the IRAM NOEMA Observatory, the James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), the Large Millimeter Telescope (LMT), the Submillimeter Array (SMA), the Submillimeter Telescope (SMT), the South Pole Telescope (SPT), the Kitt Peak Telescope, and the Greenland Telescope (GLT).

The EHT consortium consists of 13 stakeholder institutes: the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, the University of Arizona, the University of Chicago, the East Asian Observatory, Goethe-Universitaet Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max Planck Institute for Radio Astronomy, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Radboud University and the Smithsonian Astrophysical Observatory.


Magnetic Reconnection in Astrophysical and Laboratory Plasmas

Magnetic reconnection is a topological rearrangement of magnetic field that converts magnetic energy to plasma energy. Astrophysical flares, from the Earth's magnetosphere to γ-ray bursts and sawtooth crashes in laboratory plasmas, may all be powered by reconnection. Reconnection is essential for dynamos and the large-scale restructuring known as magnetic self-organization. We review reconnection theory and evidence for it. We emphasize recent developments in two-fluid physics, and the experiments, observations, and simulations that verify two-fluid effects. We discuss novel environments such as line-tied, relativistic, and partially ionized plasmas, focusing on mechanisms that make reconnection fast, as observed. Because there is evidence that fast reconnection in astrophysics requires small-scale structure, we briefly introduce how such structure might develop. Several areas merit attention for astrophysical applications: development of a kinetic model of reconnection to enable spectroscopic predictions, better understanding of the interplay between local and global scales, the role of collisionless reconnection in large systems, and the effects of flows, including turbulence.


How does one measure vector magnetic field of astrophysical object? - Astronomie

We present a vector magnetic field map obtained on 7 December 2003, below and around a filament located not so far from the active region NOAA 517, whose one spot is also found on the map of 240× 340 arcsec. This region was itself located near the disk center, so that the longitudinal (resp. transverse) field is nearly the vertical (resp. horizontal) one. The THEMIS telescope was used in its spectropolarimetric multiline mode MTR ("MulTiRaies"). The noise level is 5-10 Gauss in the longitudinal field and 50-100 Gauss in the transverse field, while the pixel size is 0.45 arcsec. Fundamental ambiguity is not solved, and the atmosphere is assumed to be homogeneous. The magnetic field derivation method described in this paper was validated on eight test points submitted to the UNNOFIT inversion code, and the results are found in agreement within 14% discrepancy. Two main results appear on the map: (i) a strong spatial correlation between the longitudinal and transverse field resulting in an inclined field vector (making a most probable angle of 60° or 120° with the line-of-sight in the filament region) and (ii) homogeneity of the field direction (inclination and azimuth) in the filament region. Parasitic polarities were also detected: first those located at the filament feet, as theoretically expected, on the one hand and then weak opposite polarity regular patterns that appear between the network field (strong field at the frontiers of supergranules), on the other. The exact superimposition of the magnetic field map derived from the Fe I 6302.5 Å line and of the Hα map, which enabled association of the parasitic polarities with the filament feet, was possible because these two maps were simultaneously obtained, thanks to a unique facility available in the multiline mode of THEMIS.


Astronomers Measure Magnetic Fields at Sagittarius A*

In this artist’s conception, the black hole at the center of our galaxy is surrounded by a hot disk of accreting material. Blue lines trace magnetic fields. It found the fields in the disk to be disorderly, with jumbled loops and whorls resembling intertwined spaghetti. In contrast, other regions showed a much more organized pattern, possibly in the region where jets (shown by the narrow yellow streamer) would be generated. Credit: M. Weiss/CfA

Using the Event Horizon Telescope, astronomers have measured the magnetic fields just outside the event horizon of Sagittarius A* for the first time.

Most people think of black holes as giant vacuum cleaners sucking in everything that gets too close. But the supermassive black holes at the centers of galaxies are more like cosmic engines, converting energy from infalling matter into intense radiation that can outshine the combined light from all surrounding stars. If the black hole is spinning, it can generate strong jets that blast across thousands of light-years and shape entire galaxies. These black hole engines are thought to be powered by magnetic fields. For the first time, astronomers have detected magnetic fields just outside the event horizon of the black hole at the center of our Milky Way galaxy.

“Understanding these magnetic fields is critical. Nobody has been able to resolve magnetic fields near the event horizon until now,” says lead author Michael Johnson of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). The results appear in the December 4th issue of the journal Science.

“These magnetic fields have been predicted to exist, but no one has seen them before. Our data puts decades of theoretical work on solid observational ground,” adds principal investigator Shep Doeleman (CfA/MIT), who is assistant director of MIT’s Haystack Observatory.

A delightful comic illustrates how the Event Horizon Telescope can measure magnetic fields at our galaxy’s core. Credit: Event Horizon Telescope

This feat was achieved using the Event Horizon Telescope (EHT) – a global network of radio telescopes that link together to function as one giant telescope the size of Earth. Since larger telescopes can provide greater detail, the EHT ultimately will resolve features as small as 15 micro-arcseconds. (An arcsecond is 1/3600 of a degree, and 15 micro-arcseconds is the angular equivalent of seeing a golf ball on the moon.)

Such resolution is needed because a black hole is the most compact object in the universe. The Milky Way’s central black hole, Sgr A* (Sagittarius A-star), weighs about 4 million times as much as our Sun, yet its event horizon spans only 8 million miles – smaller than the orbit of Mercury. And since it’s located 25,000 light-years away, this size corresponds to an incredibly small 10 micro-arcseconds across. Fortunately, the intense gravity of the black hole warps light and magnifies the event horizon so that it appears larger on the sky – about 50 micro-arcseconds, a region that the EHT can easily resolve.

The Event Horizon Telescope made observations at a wavelength of 1.3 mm. The team measured how that light is linearly polarized. On Earth, sunlight becomes linearly polarized by reflections, which is why sunglasses are polarized to block light and reduce glare. In the case of Sgr A*, polarized light is emitted by electrons spiraling around magnetic field lines. As a result, this light directly traces the structure of the magnetic field.

Sgr A* is surrounded by an accretion disk of material orbiting the black hole. The team found that magnetic fields in some regions near the black hole are disorderly, with jumbled loops and whorls resembling intertwined spaghetti. In contrast, other regions showed a much more organized pattern, possibly in the region where jets would be generated.

They also found that the magnetic fields fluctuated on short time scales of only 15 minutes or so.

“Once again, the galactic center is proving to be a more dynamic place than we might have guessed,” says Johnson. “Those magnetic fields are dancing all over the place.”

These observations used astronomical facilities in three geographic locations: the Submillimeter Array and the James Clerk Maxwell Telescope (both on Mauna Kea in Hawaii), the Submillimeter Telescope on Mt. Graham in Arizona, and the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) near Bishop, California. As the EHT adds more radio dishes around the world and gathers more data, it will achieve greater resolution with the goal of directly imaging a black hole’s event horizon for the first time.

“The only way to build a telescope that spans the Earth is to assemble a global team of scientists working together. With this result, the EHT team is one step closer to solving a central paradox in astronomy: why are black holes so bright?” states Doeleman.

EHT research at CfA and MIT is supported by supported by grants from the National Science Foundation and from the Gordon and Betty Moore Foundation. The Submillimeter Array (SMA) is a joint project between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics. The Submillimeter Telescope is part of the Arizona Radio Observatory, which is partially supported through the NSF University Radio Observatories program. The James Clerk Maxwell Telescope was operated by the Joint Astronomy Centre on behalf of the Science and Technology Facilities Council of the UK, the Netherlands Organization for Scientific Research, and the National Research Council of Canada. Funding for CARMA development and operations was supported by NSF and the CARMA partner universities.


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1 Introduction (pp1-4) [ pdf (25kb) ]

2 Jet acceleration in YSOs and AGN (pp5-27) [ pdf (1.4Mb) ]

this chapter also published as a paper

  • 2.1 Introduction
  • 2.2 Non-relativistic (YSO) jets
    • 2.2.1 Fluid equations
    • 2.2.2 Numerical solution
    • 2.2.3 Initial conditions
    • 2.2.4 Results
    • 2.2.5 Steady wind solution
    • 2.2.6 Terminal wind velocities as a function of heating rate
    • 2.3.1 Fluid equations
    • 2.3.2 Scaling
    • 2.3.3 Numerical Solution
    • 2.3.4 Initial Conditions
    • 2.3.5 Results
    • 2.3.6 Steady wind solution
    • 2.3.7 Terminal wind velocities and Lorentz factors as a function of heating rate

    3 Smoothed Particle Hydrodynamics (pp29-72) [ pdf (2.4Mb) ] [ Errata ]

    • 3.1 Introduction
    • 3.2 Basic formalisms
      • 3.2.1 Interpolant
      • 3.2.2 Errors
      • 3.2.3 First derivatives
      • 3.2.4 Second derivatives
      • 3.2.5 Smoothing kernels
      • 3.2.6 A general class of kernels
      • 3.2.7 Kernel stability properties
      • 3.3.1 Continuity equation
      • 3.3.2 Equations of motion
      • 3.3.3 Energy equation
      • 3.3.4 Variable smoothing length terms
      • 3.4.1 Variational principle
      • 3.4.2 General alternative formulation
      • 3.4.3 Ott & Schnetter formulation
      • 3.5.1 Artificial viscosity and thermal conductivity
      • 3.5.2 Artificial dissipation switches
      • 3.6.1 Predictor-corrector scheme
      • 3.6.2 Reversible integrators
      • 3.6.3 Courant condition
      • 3.7.1 Implementation
      • 3.7.2 Propagation and steepening of sound waves
      • 3.7.3 Sod shock tube
      • 3.7.4 Blast wave
      • 3.7.5 Cartesian shear flows
      • 3.7.6 Toy stars

      4 Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (pp73-122) [ pdf (5.8Mb) ]

      NB: parts of this chapter were published as two papers (paper I and paper II), although the thesis chapter presents a more up-to-date version of this work.