mercredi 28 octobre 2020

Cartographier la température de la surface d'un magnétar



Les magnétars sont caractérisés par une activité erratique. Ils peuvent montrer des éruptions de rayonnement X ainsi que des sortes de grosses taches solaires à leur surface, générées par leur champ magnétique démesuré. De nouvelles simulations numériques très élaborées viennent de corroborer les observations en produisant une cartographie inédite de l'émission thermique de la surface d'un magnétar. Une étude publiée dans Nature Astronomy.


Les astrophysiciens progressent de jour en jour dans la compréhension des magnétars, comment leur champ magnétique évolue dans le temps et peut affecter les propriétés des émissions de rayons X de ces astres extrêmes. Nous connaissons aujourd'hui seulement une trentaine de magnétars dans notre galaxie, pour la plupart détectés grâce à des éruptions soudaines de rayons X, qui peuvent très vite devenir les sources X les plus intenses du ciel. Les magnétars, ces étoiles à neutrons possédant un champ magnétique hors norme (de l'ordre de 1015 Gauss, ou 100 milliards de Tesla si vous préférez), sont un véritable laboratoire pour les astrophysiciens, du fait des conditions extrêmes qu'ils nous offrent. On peut les utiliser pour étudier la physique des plasmas, la relativité générale, la physique des hautes énergies ou encore la physique nucléaire. On rappelle que les étoiles à neutrons de ce type ont un rayon de l'ordre de 11 km et une masse comprise entre 1 et 2 masses solaires en moyenne.

Andrei Igoshev (Université de Leeds) et ses collaborateurs ont effectué pour la première fois une simulation numérique à 3 dimensions de la diffusion interne de la chaleur entre la croûte d'un magnétar et sa surface, en prenant en compte simultanément l'évolution du champ magnétique et la conversion d'énergie magnétique en chaleur via l'effet Joule, qui régule la dissipation d'énergie. Ils parviennent ainsi à construire une carte de l'émission thermique et donc de la température de la surface d'un magnétar, qu'ils peuvent comparer avec les observations. Cette température peut varier entre 1 million et 1,7 millions de Kelvins... 
L'analyse des spectres X obtenus avec les télescopes spécialisés que sont Swift, XMM-Newton ou Chandra, révèlent que les magnétars émettent à la fois un rayonnement X thermique et un rayonnement non-thermique, qu'ils soient dans leur état calme ou actif. Leur température est toujours plus élevée que celle d'une étoile à neutrons normale moins magnétisée. Les étoiles à neutrons se refroidissent notamment par l'émission d'une grande quantité de neutrinos, qui produisent une perte d'énergie. Mais dans les magnétars, cette perte d'énergie est partiellement compensée par la chaleur déposée par la dissipation d'énergie induite par leur champ magnétique.

Dans une étoile comme le Soleil ou dans une planète comme la Terre, c'est l'effet dynamo qui est à l'origine du champ magnétique : le mouvement de matériaux chargés électriquement produit le champ magnétique, ce qui peut être vu comme un transfert d'énergie cinétique en énergie magnétique. Mais dans les étoiles à neutrons, c'est différent : elles héritent leur champ magnétique à leur naissance, c'est le champ magnétique de l'étoile qui les a créées en explosant en supernova. Ce champ magnétique s'est retrouvé fortement amplifié lors du collapse de l'étoile progénitrice. Il n'y a plus d'effet dynamo dans une étoile à neutrons. Son champ magnétique ne peut que se dissiper, notamment par effet Joule dans la croûte en faisant circuler les particules chargées électriquement (des électrons essentiellement). 
Ce qui est observé sur les magnétars quiescents (non éruptifs), c'est une émission X thermique qui est modulée avec la période de rotation, avec une fraction d'émission pulsée (la partie de l'émission qui est vue variable périodiquement) comprise entre 10 et 58% selon les cas. Cela implique nécessairement que la température de surface n'est pas uniforme, malgré la grande conductivité thermique de la croûte de l'étoile à neutrons. Or un champ magnétique poloïdal dipolaire (orienté selon l'axe de rotation du magnétar) ne permet pas d'expliquer une non uniformité, c'est à dire une telle fraction de l'émission X thermique.
Mais dans la croûte des magnétars, composée noyaux très lourds et de nombreux neutrons, les électrons qui existent encore se déplacent librement en produisant des courants électriques importants qui peuvent donner naissance à un autre effet que l'effet Joule : l'effet Hall (que l'on observe lorsqu'on dispose un élément conducteur dans un champ magnétique, et qui produit une tension entre les parois du conducteur). L'effet Hall peut devenir très important à la surface des magnétars et être à l'origine des formes particulières qui peuvent être observées sur les distributions de température, à la condition qu'il existe un champ magnétique toroïdal puissant (orienté dans la direction orthogonale à l'axe de rotation).

Igoshev et ses collaborateurs prennent en compte tous ces effets dans leurs simulations lorsqu'ils reproduisent la dynamique des champs magnétiques dans la croûte d'un magnétar, en injectant notamment un champ magnétique toroïdal à grande échelle. Il fallait pour cela nécessairement travailler en 3D. Les chercheurs sont alors capables de reproduire les données des émissions X pulsées de 10 magnétars sur les 19 qui sont dans un état quiescent, prouvant par là-même le rôle du transport de chaleur interne dans la forme de l'émission thermique à la surface. 
Le succès du modèle de Igoshev et de ses collaborateurs repose sur deux hypothèses clé : premièrement, la présence d'un champ magnétique toroïdal initial très intense qui courbe toutes les lignes de champ dans une seule direction , et deuxièmement, une émission X anisotrope au niveau de la surface.  Ces hypothèses ont une conséquence amusante : il pourrait exister une très fine atmosphère au-dessus de la croûte du magnétar, mais extrêmement fine, quelques centimètres tout au plus. La présence d'une telle atmosphère conduirait aux grandes différences entre les maxima et les minima dans les courbes de luminosité des magnétars (qui correspondent respectivement aux points chauds et aux zones froides nous faisant face).
Reste à mieux comprendre maintenant comment se comportent les magnétars lorsqu'ils sont dans leur état éruptif et quel rôle joue la magnétosphère. Certaines indications laissent penser que durant ces phases éruptives, la magnétosphère peut échauffer fortement la surface du magnétar via des boucles coronales formées par des torsions du champ magnétique sous-jacent qui produisent également indirectement des émissions de rayons X non thermiques. Ces effets peuvent-ils apparaître aussi à plus petite échelle dans la phase quiescente ? Les nouvelles générations de télescopes X comme Athena+ et eXTP qui seront lancés dans les prochaines années pourront nous donner des réponses, ou au moins des nouvelles données pour nourrir les théoriciens et leurs collègues modélisateurs. 

Source

Strong toroidal magnetic fields required by quiescent X-ray emission of magnetars. 
Igoshev, A.P., Hollerbach, R., Wood, T. et al.
Nature Astronomy (12 october 2020). 


Illustrations

1) Cartographies de température à la surface d'un magnétar pour deux variantes du modèle simulé (Igoshev et al.)

2) Schéma de la surface d'un magnétar et courbe de luminosité en rayons X détectée (Igoshev et al./Nature Astronomy)