Aller au contenu

Champ magnétique planétaire

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Ceci est une version archivée de cette page, en date du 31 août 2019 à 09:20 et modifiée en dernier par Ariel Provost (discuter | contributions). Elle peut contenir des erreurs, des inexactitudes ou des contenus vandalisés non présents dans la version actuelle.

Cet article est une ébauche concernant la physique et l’astronomie.

Vous pouvez partager vos connaissances en l’améliorant (comment ?) selon les recommandations des projets correspondants.

Consultez la liste des tâches à accomplir en page de discussion.

Plusieurs planètes ou autres corps membres d'un système planétaire sont connus pour posséder, ou avoir possédé, un champ magnétique.

Mécanismes

Cette section est vide, insuffisamment détaillée ou incomplète. Votre aide est la bienvenue ! Comment faire ?

Noyau ou manteau liquide

Cette section est vide, insuffisamment détaillée ou incomplète. Votre aide est la bienvenue ! Comment faire ?

Objets du Système solaire

Mercure

Article détaillé : Champ magnétique de Mercure.

Vénus

Article détaillé : Champ magnétique de Vénus.

Terre

Article détaillé : Champ magnétique terrestre.

Mars

Article détaillé : Champ magnétique de Mars.

Astéroïdes

Le champ magnétique des astéroïdes nous est connu par l'aimantation rémanente des météorites qui en proviennent. L'existence d'une aimantation rémanente dans des météorites de différents types, différenciées ou non, est connue depuis les années 1960, mais son décryptage est resté longtemps difficile[1]. Les techniques de désaimantation contrôlée s'étant depuis considérablement améliorées, des résultats concluants se sont accumulés depuis le début des années 2000. De nombreuses météorites sont porteuses d'une aimantation thermorémanente dont on peut montrer qu'elle a été acquise quand la météorite était encore au sein de son corps parent. Ces corps parents possédaient donc un champ magnétique, et d'autres astéroïdes sans doute aussi.

Météorites différenciées

  • Majoritairement constituées d'un métal ferromagnétique, les météorites de fer sembleraient à première vue propices à la rétention d'une aimantation thermorémanente, qui témoignerait d'un champ magnétique créé par effet dynamo dans le noyau de leurs corps parents. L'aimantation des phases principales (kamacite et taénite) est en fait trop fragile (trop sensible à toutes les perturbations subies par la météorite), ce pourquoi les météorites de fer ont fait l'objet d'assez peu d'études paléomagnétiques[2]. Il existe cependant de petites zones troubles (cloudy zones) contenant de minuscules grains de tétrataénite, à l'aimantation beaucoup plus fiable (forte coercivité). Mais les météorites de fer posent un autre problème : si elles proviennent du noyau d'un astéroïde différencié, leur température n'a dû descendre en dessous de la température de Curie qu'après la cristallisation du noyau et donc longtemps après l'arrêt de la dynamo. De fait, les zones troubles de Tazewell, une météorite du groupe IIICD, n'ont enregistré aucun champ magnétique[3]. D'autres types de météorites de fer sont plus prometteurs, notamment le groupe IIE (interprété comme provenant de poches de métal relativement superficielles) et le groupe IVA (refroidi particulièrement vite)[2].
  • Les pallasites (des météorites mixtes métal-silicate), au moins celles du groupe principal, ont enregistré dans leur olivine[4] et dans leurs grains de tétrataénite[5],[6] un champ magnétique de longue durée (jusqu'à des centaines de millions d'années après l'accrétion[5],[6]), attribuable à une dynamo auto-entretenue liée à la convection solutale engendrée par la cristallisation progressive du noyau de leur corps parent[6].
  • L'aimantation rémanente de l'eucrite ALH A81001, une achondrite basaltique formée il y a 3,69 milliards d'années, dans doute à la surface de l'astéroïde (4) Vesta, témoigne d'un champ magnétique d'au moins 2 µT à cette époque, sans doute dû à l'activité d'une dynamo dans le noyau métallique de Vesta[7].
  • Le corps parent des angrites (des achondrites magmatiques) possédait un champ magnétique d'au moins 10 µT entre −4 564 et −4 558 Ma, disparu avant −3 700 Ma[8],[9].

Météorites indifférenciées

  • L'une des composantes de l'aimantation rémanente de la météorite de Murchison, une chondrite carbonée du groupe CM2, a été acquise pendant ou après la formation de son corps parent, en présence d'un champ magnétique d'au moins 0,2 à 2 µT[10]. La météorite d'Allende, une chondrite carbonée du groupe CV3, porte une aimantation thermorémanente acquise dans son corps parent à la fin d'un épisode de métamorphisme, dans un champ magnétique faible (< 8 µT), sans doute moins de 40 Ma après la formation des CAI[11]. Les chondres de la météorite de Vigarano, une autre CV[12], possèdent une aimantation thermorémanente acquise probablement lors de la rupture du corps parent 9 Ma environ après la formation des CAI, quand la dynamo de cet astéroïde était encore active[13].
  • La météorite de Farmington, une chondrite ordinaire du groupe L5[14], possède une aimantation thermorémanente acquise dans son corps parent il y a moins de 520 Ma[15]. Les chondres de la météorite de Bjurböle, une chondrite ordinaire du groupe L/LL4[16], portent une aimantation thermorémanente qui témoigne que la dynamo du corps parent était encore active 80 à 140 Ma après le pic de son métamorphisme. La météorite de Portales Valley, une chondrite ordinaire du groupe H6, a de même enregistré un champ magnétique pendant des dizaines à des centaines d'années, environ 100 Ma après la formation du Système solaire[17].

Il semble ainsi que l'intérieur des corps parents des chondrites devait être différencié[13], au moins partiellement. Dans ce cadre, les chondrites proviendraient des couches externes de ces astéroïdes, non différenciées.

Jupiter

Article détaillé : Champ magnétique de Jupiter.

Saturne

Article détaillé : Champ magnétique de Saturne.

Uranus

Article détaillé : Champ magnétique d'Uranus.

Neptune

Article détaillé : Champ magnétique de Neptune.

Exoplanètes

Le est paru un article signé X annonçant la détermination, sur des bases observationnelles, de l'intensité du champ magnétique de quatre exoplanètes de type Jupiter chaud. Ces quatre planètes sont .... Leurs champs magnétiques ont une intensité comprise entre 20 et 120 gauss, à comparer à 4,3 gauss pour Jupiter et un demi-gauss pour la Terre.

Notes et références

  1. ↑ (en) J. M. Herndon et M. W. Rowe, « Magnetism in meteorites », Meteoritics, vol. 9,‎ , p. 289-305 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1974.tb01197.x, présentation en ligne, lire en ligne [PDF], consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) James F. J. Bryson, Francis Nimmo et Richard J. Harrison, « Magnetic meteorites and the early solar system », Astronomy & Geophysics (en), vol. 56, no 4,‎ , p. 36-42 (lire en ligne [PDF], consulté le ).
  3. ↑ (en) F. J. Bryson, Julia Herrero-Albillos, Florian Kronast, Massimo Ghidini et Simon A. T. Redfern, « Nanopaleomagnetism of meteoritic Fe–Ni studied using X-ray photoemission electron microscopy », Earth and Planetary Science Letters, vol. 396,‎ , p. 125-133 (DOI 10.1016/j.epsl.2014.04.016, lire en ligne [PDF], consulté le ).
  4. ↑ (en) John A. Tarduno, Rory D. Cottrell, Francis Nimmo, Julianna Hopkins, Julia Voronov et al., « Evidence for a Dynamo in the Main Group Pallasite Parent Body », Science, vol. 338, no 6109,‎ , p. 939-942 (DOI 10.1126/science.1223932).
  5. ↑ a et b (en) Emily Poore, « The Long-Lived Magnetic Fields of Meteorites », sur Sky & Telescope, (consulté le ).
  6. ↑ a b et c (en) James F. J. Bryson, Claire I. O. Nichols, Julia Herrero-Albillos, Florian Kronast, Takeshi Kasama et al., « Long-lived magnetism from solidification-driven convection on the pallasite parent body », Nature, vol. 517,‎ , p. 472-475 (DOI 10.1038/nature14114).
  7. ↑ (en) Roger R. Fu, Benjamin P. Weiss, David L. Shuster, Jérôme Gattacceca, Timothy L. Grove et al., « An Ancient Core Dynamo in Asteroid Vesta », Science, vol. 338, no 6104,‎ , p. 238-241 (DOI 10.1126/science.1225648).
  8. ↑ (en) B. P. Weiss, E. A. Lima et M. E. Zucolotto, « Magnetism on the Angrite Parent Body », 39(th) Lunar and Planetary Science Conference,‎ (lire en ligne [PDF], consulté le ).
  9. ↑ (en) Benjamin P. Weiss, James S. Berdahl, Linda Elkins-Tanton, Sabine Stanley, Eduardo A. Lima et Laurent Carporzen, « Magnetism on the Angrite Parent Body and the Early Differentiation of Planetesimals », Science, vol. 322, no 5902,‎ , p. 713-716 (DOI 10.1126/science.1162459).
  10. ↑ (en) G. Kletetschka, T. Kohout et P. J. Wasilewski, « Magnetic remanence in the Murchison meteorite », Meteoritics & Planetary Science, vol. 38, no 3,‎ , p. 399-405 (lire en ligne, consulté le ).
  11. ↑ (en) R. R. Fu, E. A. Lima et B. P. Weiss, « No nebular magnetization in the Allende CV carbonaceous chondrite », Earth and Planetary Science Letters, vol. 404,‎ , p. 54-66 (DOI 10.1016/j.epsl.2014.07.014).
  12. ↑ (en) « Vigarano Mainarda », sur Mindat.org (consulté le ).
  13. ↑ a et b (en) Jay Shah, Helena C. Bates, Adrian R. Muxworthy, Dominik C. Hezel, Sara S. Russell et Matthew J. Genge, « Long-lived magnetism on chondrite parent bodies », Earth and Planetary Science Letters, vol. 475,‎ , p. 106-118 (DOI 10.1016/j.epsl.2017.07.035).
  14. ↑ (en) « Farmington meteorite », sur Mindat.org (consulté le ).
  15. ↑ (en) M. W. Rowe, « Constraints on magnetic field which magnetized the Farmington meteorite parent body », Meteoritics & Planetary Science, vol. 10, no 1,‎ , p. 23-30 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1975.tb00004.x, lire en ligne [PDF], consulté le ).
  16. ↑ (en) « Bjurböle meteorite », sur Mindat.org (consulté le ).
  17. ↑ (en) J. F. J. Bryson, B. P. Weiss, B. Getzin, J. N. H. Abrahams, F. Nimmo et al., « Paleomagnetic Evidence for a Partially Differentiated Ordinary Chondrite Parent Asteroid », JGR Planets, vol. 124, no 7,‎ , p. 1880-1898 (DOI 10.1029/2019JE005951).
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=Champ_magnétique_planétaire&oldid=162249166 ».